SiO masers in TX Cam: Simultaneous VLBA observations of two 43 GHz masers at four epochs
本文给出了在一个恒星周的四个历元上对TX Cam方向v=1和v=2，J=1-0的SiO脉泽同时进行高分辨率观测的结果。在脉泽最大值附近（第三纪和第四纪），两个脉泽的各个组成部分都分布在环状结构中，但在恒星脉泽最小值附近（第一纪和第二纪），环被严重破坏。在历元III和IV有一个很大的重叠的半径，在这两个脉泽过渡发生。然而，在这两个历元中，v=2的脉泽环的平均半径小于v=1的脉泽环，在历元IV中差异更大。在两个转变中观察到的相对环半径以及环厚度的趋势与Humphreys等人（\cite{humphreys02}）模型预测的结果接近。在许多个别的功能有一个几乎精确的重叠空间和速度的发射从两个过渡，反对纯粹的辐射泵。在第三和第四纪元的许多光谱特征中，只有50%的通量密度在我们的图像中被恢复，这意味着显著的平滑脉泽结构。对于这两个过渡，我们发现，红，蓝移脉泽发生在环的所有部分，与系统速度相对较少的脉泽。因此，没有旋转的证据，虽然蓝移的脉泽在西方更加突出。在所有四个历元中，红移分量通常比蓝移分量更亮。在第三和第四时期，我们在v=1和v=2的脉泽中都看到了许多类似于辐射或辐射状的特征，特别是在红移气体中。这些轮辐显示出系统的速度梯度，与半径增加的向外减速流一致。我们概述了一个可能的模型来解释为什么，鉴于这些辐条的存在下，有一个赤字的脉泽功能的系统速度。
2004-11-24 astro-ph
A movie of a star: multi-epoch VLBA imaging of the SiO masers towards the Mira variable TX Cam
我们描述了一个观测活动，使用甚长基线阵列（VLBA）监测的时间演变的v=1，J=1-0 SiO脉泽发射到米拉变量TX凸轮。这里报告的数据涵盖了1997年5月24日至1999年2月19日期间，在此期间的SiO脉泽发射成像在大约每两周的时间间隔。其结果是一个动画电影的角分辨率的~500微弧秒，在一个完整的脉动周期，气体运动在近拱星环境中的这颗恒星，跟踪的SiO脉泽发射。这篇论文是为了发布这部电影，也是关于这次观测活动的科学结果的系列文章中的第一篇。本文讨论了SiO脉泽辐射的整体自行与脉动相位的关系。我们测量光学相位之间的主导膨胀模式$ϕ\sim 0.7-1.5$确认弹道减速，并将其与现有的脉动模型预测的晚型，进化的恒星。局部的流入和流出运动叠加在占主导地位的膨胀模式，和非径向局部气体运动也是显而易见的个别SiO脉泽组件。一氧化硅发射的整体形态和演化显着偏离球对称性，这对米拉变星近拱星环境中的脉动运动学模型具有重要意义。
2003-10-23 astro-ph
Monthly 43 GHz VLBA Polarimetric Monitoring of 3C120 over 16 Epochs: Evidence for Trailing Shocks in a Relativistic Jet
我们提出了一个16个月的序列每月偏振43 GHz VLBA图像的射电星系3C 120。这些图像以0.07 $h_{65}^{-1}$ pc（$H_o= 65 h_{65}$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$）的线性分辨率探测了这个相对较近的超光速射电星系的射电喷流的内部区域。我们遵循一些功能的运动与4.01 $\pm$ 0.08和$5.82\pm 0.13 h_{65}^{-1} c$之间的视速度。一个新的超光速结，在$4.29\pm 0.16 h_{65}^{-1} c$移动，被观察到从核心喷出的时间与有史以来最大的耀斑观测到这个源在毫米波长。这个组件的位置角的变化，以及其磁极化矢量的渐进旋转，表明存在一个扭曲的（类似于螺旋投影）配置的基础射流磁场和射流几何形状。我们确定了几个节点，出现在新的超光速组件的唤醒，在适当的运动$\sim 4$倍慢于任何其他移动的结在3C 120中观察到。这些特征具有类似于在紧凑型喷流的相对论性、时间依赖性、流体动力学和排放模拟中看到的“尾随”冲击的特性。这样的拖尾压缩是由一个强扰动的传播引起的捏模喷体不稳定性触发的，我们将其与新的强超光速分量联系起来。
2001-10-05 astro-ph
VLBA Monitoring of the QSO 3C345
我们报告的结果，类星体3C345 VLBA观测进行了历元1995.84，1996.41，和1996.81，在22，15，8.4和5千兆赫。获得了VLBI的全像和偏振像。我们观测到C8和C7分量相对于核心分量D的超光速运动。我们还对核心附近非常复杂的偏振结构进行了成像。
1999-01-15 astro-ph
Multi-Epoch VLBA Observations of EGRET-Detected Quasars and BL Lac Objects: Superluminal Motion of Gamma-Ray Bright Blazars
我们提出了一个计划的结果，以监测的无线电发射的结构在42 $γ$射线明亮的耀变体（31个类星体和11 BL紫胶对象）与VLBA在43，22，偶尔15和8.4 GHz，在1993年11月至1997年7月期间。我们确定了33个源的自行，发现在$γ$射线源的视超光速运动比一般人口的明亮紧凑的无线电源。这遵循了$γ$射线通量对外部辐射康普顿和同步加速器自康普顿发射的相对论性聚束水平的强烈依赖性。存在正相关关系（相关系数$r$ =0.45）的VLBI核心的流量密度和$γ$射线流量和中等相关$γ$射线视光度与喷流分量的超光速之间的偏相关系数$r$ =0.31，如果$γ$射线发射起源于相对论性喷流的非常紧凑的区域并且是高度成束的，则如所预期的。在43%的来源，射流弯曲超过20 $^\circ$秒差距尺度，这是一致的放大投影效果的实际位置角的适度变化。在样本中的27个源中，至少有一个非核心分量在我们的观测期间似乎是静止的。靠近和远离核心的静止特征的不同特征使我们提出两种不同类别的静止分量：那些在核心的大约2毫角秒（mas）内的静止分量，可能与静止的流体动力压缩有关，而那些远离射流的静止分量，往往与射流中的弯曲有关。
2001-01-31 astro-ph
Structure of the Radio Source 3C 120 at 8.4 GHz from VLBA+ Observations in 2002
本文给出了2002年1 - 9月在8.4GHz的VLBA+观测中获得的5个历元的射电源3C 120图。利用最大熵方法和Pulkovo VLBImager软件包进行VLBI图像重建。最亮的喷流结的视超光速运动已被估计。喷流结的速度随着离核心的距离而减小，在10质量（其中c是光速）内从5.40+-0.48 c $变化到2.00+-0.48 c $，哈勃常数为65 km/s/Mpc。这可以通过射流与其传播所通过的介质的相互作用来解释。
2007-11-16 astro-ph
Multi-frequency & Multi-epoch VLBI study of Cygnus A
我们提出了第一个多频相位参考观测天鹅座A完成VLBA在15和22 GHz。我们发现一个明显的双面射流结构，沿射流和高度倒置的频谱对反射流的陡峭的频谱。反频谱和频率依赖的喷流与反喷流的比例表明，在反喷流的前面有一个模糊的环面。从14个时期的15 GHz VLBA数据，我们准确地推导出射流和反射流运动学。对于内喷流（r <= 5 mas），我们测量到β_app ~ 0.2-0.5 h^{-1}的运动，在反喷流侧，我们发现β_ app ~ 0.03+-0.02 h^{-1}。我们讨论了统一射流模型下的射流速度。
2003-09-15 astro-ph
NICMOS and VLBA observations of the gravitational lens system B1933+503
NICMOS对复杂引力透镜系统B1933+503的观测揭示了两幅倒频谱射电图像的红外对应物。红外图像具有弧形结构。相应的无线电图像也检测到VLBA地图在1.7 GHz的分辨率为6 mas。我们未能检测到的四个倒置的无线电频谱分量的VLBA，即使他们是清晰可见的MERLIN地图在同一频率在不同的时代。这两个组成部分的缺乏可能是由于快速变化的时间尺度小于时间延迟，或扩大的图像在传播过程中的无线电波通过ISM的透镜星系的程度，他们低于VLBA观测的表面亮度可探测性阈值。NICMOS未能探测到相同的两张图像可能是由于透镜星系的ISM中的灭绝。
1998-10-28 astro-ph
VLBA Polarization Observations of Markarian 421 After a Gamma-Ray High State
我们提出了四个高动态范围，双圆偏振，甚长基线阵列（VLBA）的观测在22 GHz的Markarian 421，采取了全年的源的前所未有的伽马射线高状态在2001年初。这四个新的VLBA观测与我们早期的1999年论文和档案VLBA数据集的数据相结合，这些数据集自1999年以来已经成为可用的，以产生一个合并的28历元VLBA数据集Mrk 421跨越1994年至2002年。在总强度图像上没有看到与2001年耀斑有关的新成分，但合并的数据集允许精确测量现有成分的视速度。测得的最大视速度是C5组件的视速度，它的视速度为0.1 +/- 0.02 c（H_0=71 km s^{-1} Mpc^{-1}，Omega_m=0.27，Omega_Lambda=0.73）。当喷流与反喷流的亮度比J >~ 100时，看不到反喷流.这些观测到的Markarian 421的VLBI特性与体积洛伦兹因子约为2和与视线的角度约为1度的喷流一致，表明喷流在伽马射线产生区域和秒差距尺度之间减速。VLBI核心和内部喷流（分量C7）具有约5%的分数偏振，和电矢量位置角（EVPA）对准喷流轴。组分C5（在离芯1.5质量处）具有约15%的较高的分数极化，并且EVPA几乎垂直于射流轴线。在分量C6的EVPA中检测到显著的可变性，其在四个时期中的两个时期示出了与射流轴对齐的EVPA，这可能是仅在偏振图像上可见的传播扰动的迹象。如…
2004-12-15 astro-ph
VLBA observations of z > 4 radio-loud quasars
我们对三个高红移类星体：J1053 - 0016（z = 4.29），1235 - 0003（z = 4.69）和J0913 + 5919（z = 5.11）在1.4 GHz的射电连续辐射进行了高分辨率（<20 mas）观测，从而使z> 4射电响亮类星体的数量增加了一倍。这些观测是用NRAO的甚长基线阵列（VLBA）进行的。所有这三个来源是未解决的，在这些意见，与源大小限制的几个质量。在所有情况下，VLBA测量的通量密度都在VLA测量的通量密度的10%以内，这意味着源在每年的时间尺度上变化不大。我们没有发现多个图像，可能会产生强引力透镜的规模从20质量（VLBA）到几角秒（VLA），动态范围限制为100。
2003-11-07 astro-ph
Multi-Frequency VSOP and VLBA Polarization Observations of 3C279 and 3C345
本文介绍了Blazar 3C~279和3C~345的多频偏振敏感VSOP和VLBA协同成像的初步结果。
2003-09-15 astro-ph
Blazars (VLBA & Glast)
本文讨论了过去和现在的观测伽玛射线耀变体的空间和地面的伽玛射线望远镜（如EGRET和目前的TeV望远镜），并与VLBA。我还讨论了更灵敏的伽马射线望远镜，如AGILE和GLAST，将在未来几年内可用，以及如何与这些望远镜的观测，以及改进VLBA观测，可以增加我们对耀变体物理学的理解。
2003-09-19 astro-ph
Contribution of the VLBA Network to Geodynamics
用VLBA网络进行的十年大地测量观测取得了宝贵的成果。大约有1/5的大地测量观测是以VLBA模式记录的，并在Socorro相关器中进行处理。十年的观测使我们能够可靠地测量位于北美板块的VLBA站的缓慢板块内运动。它还帮助我们实现了大地测量计划的科学目标：验证各种载荷引起的调和和非调和位置变化模型，改进核幔边界模型，研究地幔流变学和解决其他任务。
2003-09-15 astro-ph
VLBA determination of the distance to nearby star-forming regions II. Hubble 4 and HDE 283572 in Taurus
2004年9月至2005年12月期间，利用甚长基线阵列（VLBA）在6个历元上观测了金牛座T型裸星哈勃4号和金牛座HDE 283572的非热3.6厘米射电连续辐射，连续观测之间的典型间隔为3个月。由于VLBA提供了非常精确的天体测量，可以非常精确地追踪两颗恒星在天空平面上的轨迹，并将其建模为三角视差和均匀自行的叠加。哈勃4和HDE 283572的最佳拟合距离分别为132.8 +/- 0.5和128.5 +/- 0.6 pc。结合这些结果与其他两个现有的VLBI距离测定金牛座，我们估计的平均距离金牛座协会是137 pc的分散（最有可能反映复杂的深度）约20 pc。
2007-08-31 astro-ph
The Fastest Relativistic Jets: VLBA Observations of Blazars with Apparent Speeds Exceeding 25c
我们在0235+164、0827+243和1406-076的喷流中分别测量了25.6 +/- 7.0c、25.6 +/- 4.4c和28.2 +/- 6.6c的峰值视速度，基于2002年和2003年期间在22和43 GHz进行的六个时期的高灵敏度VLBA观测（H_{0} =71 km/（s Mpc），PDMATHAMN =0.27，和Omega_{Lambda} =0.73）。Jorstad等人在早期对EGRET blazar的VLBA调查中已经确定这些blazar可能具有超过40 c的视速度。（0827+243的置信度较高，0235+164和1406-076的置信度较低）在这三个喷流中存在高度相对论性的模式速度，虽然不是在Jorstad等人报道的> 40 ℃的水平。如果模式速度等于或低于整体流速，则在这三个源中，由观察到的表观速度所暗示的整体洛伦兹因子的下限为γ>25-30。
2005-11-22 astro-ph
Multi-frequency VLBA observations of compact sources from the Peacock & Wall catalogue
本文给出了从Peacock & Wall星表中选出的6个致密射电源的VLBA观测结果。根据新的形态和光谱信息，Peacock和Wall星表中的2个物体是平光谱（α < 0.5）源，似乎是线性大小为1 kpc的双面物体。三个是核心喷流源，最后一个仍然是一个“谜”的对象。这些数据补充了Peacock & Wall星表中的小型双重致密源样本，并给出了完整的列表。
2005-01-19 astro-ph
The OH (1720 MHz) Supernova Remnant Masers in W44: MERLIN and VLBA Polarization Observations
本文介绍了用全偏振MERLIN和VLBA观测超新星遗迹W 44中OH分子1720 MHz脉泽辐射的结果。塞曼分裂已被直接解决之间的右和左圆偏振光谱表明磁场强度的B~0.50 mG。线偏振的位置角与超新星遗迹/分子云界面处激波气体的方向一致。基于分辨率为200毫角秒（mas）的MERLIN数据和分辨率为15 mas的VLBA数据，测得脉泽的解卷积角大小为50 ~ 350 mas（150 ~ 1000 AU），致密核心大小为20 mas（60 AU），与理论预期和以前的观测结果一致。
2005-03-22 astro-ph
Phase-Referenced VLBA Observations of OH Masers at 4765 MHz
本文报道了在4765 MHz频率上对OH分子π 1/2，J=1/2旋转激发态脉泽辐射的VLBA观测。我们在4765 MHz和1720 MHz对W3（OH）进行了相位参考观测，在直径约2000 AU的区域内发现了三个场的发射，并证实了在三个场中的两个中，4765 MHz和1720 MHz发射从相同位置产生到大约4 mas内（沿着大约N-100 nm的大约5 AU直径的发射区域）。S弧，线性范围约500 AU。此外，我们还对K3-50的4765 MHz发射进行了相位参考观测。我们在W 49（没有相位参考）和W75 N（相位参考DR 21 EX中最强的4765 MHz脉泽特性）中搜索了4765 MHz谱线;我们无法用VLBA检测到这些源。在2年半的时间里（包括VLBA观测的日期），我们用VLA进行了4765 MHz发射的监测观测。在1720 MHz和4765 MHz脉泽发射模型的约束来自于观测。然后将这些观察结果与现有模型进行简要比较。
2003-09-02 astro-ph
VLBA Imaging at 7 mm and Linear Polarimetric Observations at 6 cm and 3 mm of Sagittarius A*
我们总结了7毫米VLBA成像的Sgr A* 的结果，并讨论了一些困难的VLBI观测准确限制的大小Sgr A*。我们的成像结果是完全一致的假设，即VLBA图像的Sgr A* 是一个解决的椭圆高斯所造成的散射的介入热等离子体。我们表明，在7毫米的VLBA的短轴尺寸的测定是非常不可靠的。我们还提出了新的极化观测从VLA和BIMA阵列的Sgr A*。在4.8 GHz时，我们发现极化的上限为0.1%。在86 GHz，我们报告了边缘检测的$1 \pm 1$ %线性极化。我们讨论了星际传播对线偏振的影响，并考虑了Sgr A* 中非常低的本征线偏振的意义。
1998-11-13 astro-ph
VLBA Continuum Observations of NGC 4258: Constraints on an Advection-Dominated Accretion Flow
我们报告了一个3西格玛上限220 microJanskys的任何22 GHz的连续发射符合中央引擎在NGC 4258。如果NGC 4258是由对流主导的吸积流提供动力，这个射电上限意味着内部对流主导的流不能显著地延伸超过大约100个史瓦西半径。
1998-02-20 astro-ph
Joint VLBA/VLTI Observations of the Mira Variable S Orionis
本文首次对Mira变星的恒星直径和星周大气进行了VLBA/VLTI测量。利用VLBA观测了v=1，J=1-0（43.1GHz）和v=2，J=1-0（42.8GHz）SiO脉泽向Mira变星S Ori的辐射。协调的近红外K波段测量的恒星直径进行了使用VLTI/VINCI密切的时间间隔VLBA观测。对可见光变率相位为0.73的SiO脉泽数据的分析表明，对于v=1脉泽，脉泽距分布中心的平均距离为9.4mas，对于v=2脉泽，脉泽距分布中心的平均距离为8.8mas。SiO脉泽的速度结构似乎是随机的，没有明显的全球膨胀/下沉或旋转的迹象。确定的近红外、K波段、均匀盘（UD）直径从相位0.80时的约10.5质量降低到相位0.95时的约10.2质量。对于我们VLBA测量的时期，获得了Theta_{UD} ^K=10.8 +/- 0.3 mas的外推UD直径，对应于线性半径R_{UD} ^K = 2.3 +/- 0.5 AU或490 +/- 115太阳半径。我们协调VLBA/VLTI测量表明，脉泽位于相对接近恒星光球的距离约2光球半径，与模型估计一致。这一结果实际上是免费的通常固有的不确定性比较观测变星广泛分离的时间和恒星相位。
2004-10-08 astro-ph
Quasi-simultaneous five-frequency VLBA observations of PKS 0528+134
我们提出了在五个频率（2.3，5.0，8.4，15.4和22.2 GHz）的甚长基线阵列（VLBA）的PKS 0528+134的观测结果。这些准同步数据使我们能够研究甚长基线干涉仪（VLBI）组件的光谱分布首次在这个高度可变的源，从中央紧凑的核心被确定。观测结果表明，在秒差距尺度下，喷流运动存在两种弯曲。我们使用Steffen等人（\cite{Steffen95}）螺旋模型提供了一个近似的空间拟合曲线射流轨迹。我们进一步研究了三个喷流分量的自行，它们都表现出超光速运动。在高频率（15.4和22.2 GHz），我们检测到一个新的组件，这是估计有关的无线电爆发峰值约2000。
2006-08-11 astro-ph
The Sizes of OH (1720 MHz) Supernova Remnant Masers: MERLIN and VLBA Observations of IC443
本文介绍了超新星遗迹IC 443中OH分子1720 MHz脉泽发射的MERLIN和VLBA观测结果。基于分辨率为160 mas的MERLIN数据，微波激射源的解卷积大小在90 - 180 mas（135 - 270 AU）范围内。12 mas分辨率VLBA图像显示了尺寸在15至55 mas范围内的紧凑型核心。MERLIN源的脉泽亮度温度为（2-34）× 10^6 K，VLBA核的脉泽亮度温度为（5-19）× 10^8 K，与理论一致。与其他OH（1720 MHz）SNR脉泽中观察到的塞曼斯托克斯V型剖面不同，在IC 443中观察到的单手圆偏振线剖面在1000至10质量分辨率的所有角度尺度上。对于一个谱线分量，观测到的谱线宽度为0.24+/-0.07 km/s，而估计的多普勒宽度为0.49 km/s。如果脉泽发射来自于拉长的椭圆形脉泽气体区域，则可以解释线宽的差异。
2002-10-02 astro-ph
VLA and VLBA observations of compact radio cores in LINER galaxies
在15 GHz附近LINER星系的VLA调查显示，在许多来源中存在一个紧凑的无线电核心。核心似乎与旋光性有关。对这10个最亮源的后续VLBA观测证实，这些核心的亮温大于10^8开尔文，从而证实了它们的活动星系核性质。两个最亮的射电源（NGC6500和NGC4278）显示出扩展的喷流状结构，所有核心的平坦光谱指数也表明喷流性质，而不是来自ADAF的发射。
1998-10-15 astro-ph
Joint VLTI/VLBA observations of Mira stars
我们目前的初步结果，最近开始的项目进行协调的观测米拉星使用近红外和无线电长基线干涉测量。我们集中在最近的观察Mira星S猎户座。使用ESO甚大望远镜干涉仪（VLTI）进行观测，以测量恒星表面的近红外直径。同时VLBA观测SiO脉泽发射对这Mira星进行探测的结构和动力学的星周大气。我们的近红外测量表明，直径的变化与光度周期一致。SiO脉泽发射似乎是在$\sim$ 2恒星半径的距离（$Θ_{\rm UD} \sim$ 10.7 mas，$Θ_{\rm SiO} \sim$ 20 mas，都在恒星相位$\sim$ 0.7），并显示出一个环状结构内的星团分布。
2003-09-15 astro-ph
Multi-transition VLBA observations of circumstellar SiO masers
本文用VLBA同时观测了SiO的v=1和v=2振动激发态的J=1-0和J=2-1转动谱线（波长分别为7和3 mm）。我们在三颗AGB星IRC +10011、Chi Cyg和TX Cam的拱星包层中绘制了这四条脉泽谱线。我们研究了这些脉泽谱线之间的相对空间分布。特别是，对于两个v=1跃迁，我们发现J=1-0和J=2-1脉泽的光斑分布是不一样的，这对目前所有的SiO脉泽理论泵浦机制（它们预测在相同的振动激发态中脉泽谱线的分布非常相似）提出了挑战。
2004-01-29 astro-ph
VLBA determination of the distance to nearby star-forming regions I. The distance to T Tauri with 0.4% accuracy
在这篇文章中，我们提出了一系列的12个3.6厘米无线电连续观测的结果T Tau Sb，著名的年轻恒星对象T Tauri的同伴之一。在2003年9月至2005年7月期间，大约每两个月用甚长基线阵列（VLBA）收集一次数据。由于VLBA提供了非常精确的天体测量，T Tau Sb的绝对位置可以在12个观测历元中的每一个以通常优于100微弧秒的精度测量。因此，T Tau Sb在天空平面上的轨迹可以被非常精确地追踪，并被建模为源的三角视差和加速自行的叠加。最佳拟合产生到T Tau Sb的距离为147.6 +/- 0.6 pc。观测到的T Tau Sb的位置与最近的红外测量结果非常一致，但似乎比Duchene等人（2006）最近报道的T Tau Sa/T Tau Sb系统的轨道周期更长。
2007-08-15 astro-ph
VLBA Observations and Effelsberg Monitoring of a Flaring Water Maser in Mrk 348
我们报告单碟监测以及极高的角分辨率观测的耀斑H2O脉泽在塞弗特2星系Mrk 348。H2O线相对于系统速度红移约130 km/s，非常宽，半高宽为130 km/s，并且在强线两侧的1500 km/s范围内没有可检测到的高速分量。使用埃费尔斯堡100米望远镜进行的监测观测表明，脉泽在短至一天的时间尺度上变化很大。VLBA观测表明，脉泽发射完全来自一个区域小于0.25 pc的范围内，位于一个连续的组件被认为是与后退喷流。
2001-07-09 astro-ph
Astrometric accuracy of phase-referenced observations with the VLBA and EVN
复杂的现代VLBI阵列的天体测量精度无法通过解析计算。本文通过模拟赤纬为-25 $^\circ$、0 $^\circ$、25 $^\circ$、50 $^\circ$、75 $^\circ$和85 $^\circ$的VLBI数据，研究了VLBA、EVN和全球VLBI阵列的相位参考VLBI观测的天体测量精度。在这项研究中考虑的系统误差的组成部分是校准器的位置，站坐标，地球定向和对流层参数的不确定性。我们提供了完整的表格，这些阵列的天体测量精度为1 $^\circ$源分离沿赤经轴或沿赤经轴。VLBA和EVN的天体测量精度在中赤纬时为50微阿斯，在低赤纬（-25 $^\circ$）和高赤纬（85 $^\circ$）时为300微阿斯。在将我们的模拟扩展到0.5 $^\circ$和2 $^\circ$的源分离时，我们建立了VLBA的天体测量精度的公式：Delta =（Delta_1 $^\circ$ -14）*d+ 14（微阿斯）其中Delta_1 $^\circ$是在我们的表中提供的不同磁偏角和湿对流层条件下分离d=1 $^\circ$的天体测量精度。我们认为，这个公式也是有效的EVN和全球VLBI阵列的天体测量精度。
2006-03-01 astro-ph
The B3-VLA CSS sample. II: VLBA images at 18 cm
本文给出了B3-VLA致密陡谱射电源（CSS）样品中28个CSS的VLBA观测结果。这些来源是未解决的在以前的VLA观测在高频率或其亮度分布是由一个未解决的陡峭的光谱分量占主导地位。其中一半以上的国家还显示出无线电频谱的低频周转。VLBA图像显示在大多数情况下，一个紧凑的对称结构。只有在少数情况下存在复杂的形态。
2002-05-14 astro-ph
VLA and VLBA Observations of the Highest Redshift Radio-Loud QSO J1427+3312 at z = 6.12
我们目前的8.4 GHz的VLA A-阵列和1.4 GHz的VLBA结果的无线电连续辐射的最高红移射电响亮类星体迄今为止，$z=6.12$类星体J1427+3312。VLA观测显示了一个未分辨的陡谱源，其通量密度为8.4GHz的$250 \pm 20$ μ Jy，谱指数值为$α^{8.4}_{1.4}=-1.1$。1.4 GHz VLBA图像显示了几个连续分量，总通量密度为$1.778 \pm 0.109$ mJy，这与在1.4 GHz下用VLA测量的通量密度一致。这些分量中的每一个都以几毫角秒的大小和$10^7$到$10^8$ K量级的固有亮度温度来分辨。这些观测结果所揭示的物理特征表明，这个类星体可能是一个致密对称天体，VLBA中的两个主要分量相隔31 mas（174 pc），内部尺寸约为22-34 pc，是被密集ISM限制的两个射电瓣。如果它确实是一个CSO，那么这个射电活动星系核的运动学年龄仅为$10^3$年。
2008-05-19 astro-ph
A Preliminary VLBA Distance to the Core of Ophiuchus, with an Accuracy of 4%
2005年6月至2006年8月，甚长基线天线阵（VLBA）分别在第6和第7历元观测到蛇夫座核心年轻恒星S1和DoAr21的非热3.6厘米射电连续辐射。连续观察之间的典型间隔为2至3个月。由于VLBA提供了非常精确的天体测量，可以非常精确地追踪两颗恒星在天空平面上的轨迹，并将其建模为三角视差和均匀自行的叠加。最佳拟合得到S1和DoAr21的距离分别为116.9 $^{+7.2}_{-6.4}$ pc和121.9 $^{+5.8}_{-5.3}$ pc。结合这些结果，我们估计蛇夫座核心的平均距离为120.0 $^{+4.5}_{-4.2}$ pc，一个值与最近的几个间接测定一致，但与4%的显着提高的准确性。S1和DoAr21都是紧双星系统的成员，但我们的观测不够频繁，无法正确地推导出相应的轨道参数。然而，这可以利用附加数据来完成，并且将导致显著提高距离确定的准确性。
2008-03-21 astro-ph
The OH (1720 MHz) Supernova Remnant Masers in W28: MERLIN and VLBA Polarization Observations
本文介绍了用全极化MERLIN和VLBA观测超新星遗迹W28中OH分子1720 MHz脉泽辐射的结果。塞曼分裂（|B| \approx 0.75 mG）已被直接解决之间的第一次右和左圆偏振光谱。线偏振位置角和圆偏振塞曼分裂观察到的脉泽发射许可证解释的磁场在超新星/分子云接口标记的脉泽的全面图片。我们发现后SNR冲击磁场是有序的超过1个pc的微波激射器区域覆盖（与整个SNR的约30个pc的直径相比），以及对齐的冲击波前跟踪同步辐射和分子发射。基于分辨率为200 mas的MERLIN数据和分辨率为15 mas的VLBA数据，测得脉泽的解卷积角大小为90至350 mas（225至875 AU），紧凑的核心大小为20 mas（50 AU），与理论预期和以前的观测结果一致。
2004-10-24 astro-ph
7 mm lambda VLBA Observations of Sagittarius A*
我们提出了7毫米λ VLBA观测的紧凑的非热射电源在银河系中心，Sgr A*。这些观察证实了这样的假设，即Sgr A* 的图像是一个解决的椭圆高斯所造成的散射的介入热等离子体。测量的Sgr A* 的主轴为0.76 \pm 0.04 mas，与预测的散射尺寸0.67 \pm 0.03一致。我们发现轴比为0.73 \pm 0.10，位置角为77.0 \pm 7.4度。这些结果是完全一致的VLBI观测在较长的波长和3毫米λ。我们没有发现任何额外的紧凑结构的限制为35毫焦耳的证据。对于8.5 kpc的银河系中心距离，基础射电源必须小于4.1 AU。这一结果与Sgr A* 的射电辐射是由质量接近10^6 M_sun的黑洞附近气体的同步加速器或回旋同步辐射产生的结论是一致的。
1998-02-03 astro-ph
VLBA Observations of G5.89-0.39: OH masers and magnetic field structure
我们目前VLBA观测1667兆赫OH脉泽发射的大质量恒星形成区G5.89-0.39。观测是以相位为基准的，这样就可以得到脉泽的绝对位置。1667兆赫脉泽的径向速度跨度约为50公里/秒，但几乎没有证据表明跟踪双极分子外流，在以前的研究中已经声称。通过对左右圆偏振脉泽的比较，我们确定了23个塞曼对。磁场强度范围从-2 mG到+2 mG，并且朝向UC HII区域的南部区域观察到磁场方向的有序反转。我们认为，1667 MHz脉泽的速度和磁场结构可以解释的背景下，在一个模型中，脉泽出现在一个中性壳层外的一个快速exanding电离壳。
2006-10-05 astro-ph
VLBA observations of SiO masers: Arguments in favor of radiative pumping mechanisms
我们对两颗AGB星TX Cam和IRC +10011的SiO v=1和v=2 J=1-0脉泽进行了VLBA观测。我们确认的环形空间分布，以前发现在几个AGB对象，以及切向偏振模式，已经报告的TX凸轮。这两个属性，似乎是系统的，在这种对象，辐射泵浦SiO脉泽的特点。相反，我们不确认以前的报告之间的J=1-0 v=1和2脉泽，一个结果，将有利于碰撞抽运的空间重合。我们发现，这两条线有时会出现从附近的点，通常分开1-2质量，但很少重合。与以前的结果的差异是由我们的观察非常高的空间分辨率，~ 0.5 mas，一个数量级优于相关的先前发表的实验。
2000-06-09 astro-ph
3mm & 7mm VLBA Observations of SiO masers: probing the close stellar environment of the bipolar Proto Planetary Nebulae OH231.8+4.2
我们给出了双极后AGB星云OH 231.8+4.2中SiO脉泽发射$v$ =1 J=2- 1（3 mm）的毫秒分辨率图，并与我们以前观测到的$v$ =2 J=1- 0线（7 mm）进行了比较。我们的观测表明，SiO脉泽出现在几个亮点中，形成一个在垂直于星云对称轴方向上拉长的结构。这一点，以及观测到的复杂速度梯度，与旋转中的赤道环面的存在和物质向恒星的下落是一致的。
2003-09-08 astro-ph
Absolute kinematics of radio source components in the complete S5 polar cap sample
我们于1999年7月27日（1999.57）和2000年6月15日（2000.46）用甚长基线射电望远镜在15.4GHz观测了S5极冠完整样品的13个河外射电源。我们提出的地图，从这两个时代，随着地图获得的2厘米VLBA调查的一些来源的样品，共40张地图的观测。我们讨论了观测历元之间的射电源所显示的明显形态变化。我们的VLBA观测对应于前两个时代在15.4 GHz的一个程序来研究绝对运动学的样品的成员的射电源组件，通过相位延迟天体测量在8.4 GHz，15.4 GHz和43 GHz。我们的15.4 GHz VLBA成像使我们能够解开一些源的内部毫角秒结构，从而解决在8.4 GHz出现混合的组件。对于大多数源，我们确定了每个射电源中最亮的特征。这些识别支持的光谱指数估计的最亮的功能，这是在一般平坦，甚至倒置。大多数源在总排放中表现出核心优势。我们发现，三个源的最反转的频谱分量相对于地图中的原点移动，这大约与15.4 GHz和8.4 GHz处的亮度峰值一致。
2004-08-31 astro-ph
VLBA Observations Of A Sample Of Nearby FR I Radio Galaxies
我们观察到17个附近的低光度FR I射电星系使用NRAO甚长基线阵列（VLBA）在1.67 GHz的，作为一个完整的样本的多波长研究的一部分，21个源选择的无线电通量密度从乌普萨拉银河系总目录。我们探测到了所有17个星系的无线电辐射。在~ 10 x4质量的半高宽分辨率下，5个星系只显示出一个未分辨的射电核心，10个星系显示出核心喷流结构，2个星系显示出双喷流结构。将这些VLBA图像与先前用NRAO VLA获得的图像进行比较，我们发现所有检测到的VLBA喷流在秒差距尺度上与千秒差距尺度上的VLA喷流对齐良好，并且喷流与反喷流表面亮度比或侧度随着沿喷流距离的增加而系统地减小。我们把这种偏性归因于多普勒助推效应，而它的下降则归因于喷流的减速。我们发现，洛伦兹因子的分布中心附近的伽玛= 5可以重现我们的VLBA检测统计的核心，核心射流和双射流源。我们还注意到，VLBA喷流的单位长度亮度L_j随着距离r的增加而迅速下降，近似为L_j与r^（-2.0）成正比。我们讨论了三种不同的机制来解释这种喷流衰落：（1）由于喷流减速，（2）同步加速器损失，（3）在恒定速度，但膨胀扩散喷流的膨胀损失。机制（1）和（2）与观测结果不一致，而机制（3）与观测结果一致，前提是喷流中的磁场线垂直于喷流轴。这意味着统一方案所要求的喷流减速不会发生在几十秒差距的尺度上，而必须发生在更大的尺度上。
2000-09-07 astro-ph
VLBA Observations of Astrometric Reference Sources in the Galactic Center
我们在这里报告的多频VLBA观测三个河外源1度的银河系中心。这些源已被用作VLA和VLBA确定人马座A* 自行的天体测量参考源，人马座A* 是银河系中心的紧凑非热射电源。每个源都有一个亮度温度超过10^{7.5} K的主要成分，证实这些源是活动星系核。源具有简单的结构，可以由一个或两个高斯分量来表征。结构的频率依赖性表明，由Backer和Sramek（1999）的VLA天体测量在4.8和8.4 GHz确定的Sgr A* 的位置应该有\sim 2 mas的偏移。该偏移与Backer & Sramek（1999）测量的5质量偏移方向相同。该结构不太可能偏离Reid等人（1999）的43 GHz VLBA结果。校准源中的组件运动可能导致Sgr A* 的自行误差，误差约为几km s^{-1}。所有三个源都显示出与散射一致的频率依赖结构，其明显强于Taylor & Cordes（1993）的银河系散射模型，但明显弱于超强银河系中心散射。结合其他观测结果，这表明存在一个新的银河系散射分量，位于距离银河系中心几千秒差距的地方。
2001-05-01 astro-ph
Changes in the measured image separation of the gravitational lens system, PKS 1830-211
我们提出了八个时代的43 GHz，双极化VLBA观测的引力透镜系统PKS 1830-211，超过十四个星期。一个明亮，紧凑的“核心”和一个微弱的扩展“喷气”在所有八个时期的两个透镜图像的地图中都可以清楚地看到。核心的无线电质心的相对间隔（在天空中测量）在随后的历元之间的变化高达87微弧秒。与8个月前进行的43 GHz VLBA观测（Garrett等人，1997年）相比，分离偏差甚至更大，高达201微弧秒。所测量的变化最有可能是由背景光源的亮度分布的变化产生的，通过透镜的放大而增强。通过将两个透镜图像中的两个向量（“核心射流”分离以及偏振和总强度发射的偏移）相关联，确定了适用于毫角秒尺度的相对放大率矩阵。该矩阵的行列式为-1.13 +/-0.61，与两幅图像的测量通量密度比非常一致。该矩阵预测，10质量长的喷流，这是在以前的15和8.4 GHz VLBA观测（加勒特等，1997年，Guirado等，1999年）清楚地看到，应对应于一个4质量长的喷流尾随西南图像的东南部。明显没有检测到这种尾喷流是透镜中子结构的有力证据，可能需要调用更真实的透镜模型，例如Nair & Garrett（2000）。
2003-01-13 astro-ph
VSOP and Ground-based VLBI Imaging of the TeV Blazar Markarian 421 at Multiple Epochs
我们提出了30张TeV耀变体Markarian 421（1101+384）的VLBI图像，在1994年至1997年的15个历元的时间范围内，在6个不同的频率从2.3到43 GHz。成像观测包括1997年11月14日使用HALCA卫星进行的高分辨率5 GHz VLBI空间天文台计划（VSOP）观测; 1994年4月、1996年11月和1997年5月的全轨VLBA观测，频率在5 GHz至43 GHz之间;来自射电参考系研究的频率在2 GHz至15 GHz之间的六个VLBA快照观测时期;和五个测地VLBI观测在2和8 GHz的档案馆的VLBI相关设施位于美国海军天文台。密集的时间覆盖的图像，使我们能够明确地跟踪在观测的时间范围内的秒差距尺度喷流的组件。我们测量到距离地核0.5到5质量（0.3到3 pc投影线性距离）的三个内部喷流分量的速度为0.19 +/- 0.27、0.30 +/- 0.07和-0.07 +/- 0.07 c（H_{0} =65 km s^{-1} Mpc^{-1}）。如果排除唯一的43 GHz图像，则所有测量的速度都与无运动一致。这些速度与张和巴斯从20世纪80年代早期的三个时期的数据中测量的暂定超光速不同。可能的解释，这些亚光速的速度方面的高多普勒因子所要求的TeV的变化，这个源进行了讨论。
1999-06-14 astro-ph
Multi-wavelength interferometry of evolved stars using VLTI and VLBA
我们报告我们的协调VLTI/VLBA观测的大气和拱星环境的演化恒星的项目。我们说明了一般的干涉测量的潜力，研究恒星的大气和信封，并特别展示了协调的多波长方法，包括近/中红外以及无线电干涉测量的优点。到目前为止，我们已经利用VLTI观测的近红外和中红外恒星的大小和同时VLBA观测的SiO脉泽发射。迄今为止，该项目包括对Mira星S Ori和RR Aql以及超巨星AH Sco的研究。这些源在它们的中红外光谱中都显示出强的硅酸盐发射特征。此外，它们都有较强的SiO脉泽发射。我们的第一个时代的S Ori测量的结果最近已经出版，主要结果在这里进行审查。发现S Ori脉泽环的平均距离约为2个恒星半径，这一结果实际上是没有通常的内在不确定性比较变星的时间和恒星相位广泛分离的观测。我们讨论了我们最近的S Ori，RR Aql和AH Sco观测的状态，并对我们的项目的继续提出了展望。
2005-05-12 astro-ph
VLBA measurement of the transverse velocity of the magnetar XTE J1810-197
我们已经获得了磁星XTE J1810-197的观测与甚长基线阵列在相隔106天的两个历元，在6厘米和3.6厘米的波长。位置的比较得出的自行值为13.5+-1.0质量/年，赤道位置角为209.4+-2.4度（北偏东）。这个值与过去三年来从红外观测中获得的较低意义的自行值一致，这里也报道了这一点。假定它的距离为3.5 ± 0.5千秒差距，根据当地静止标准修正的隐含横向速度为212 ± 35公里/秒（1西格玛）。测得的速度略低于正常年轻中子星的平均速度，表明磁星诞生的机制不一定导致高的中子星速度。我们还使用澳大利亚望远镜紧凑阵列，甚大阵列和这些VLBA观测结果在各种空间尺度上对与源相关的任何漫射发射设置限制，得出结论XTE J1810-197的射电发射>96%是脉冲的。
2007-03-13 astro-ph
FIRST-based survey of Compact Steep Spectrum sources, IV. Multifrequency VLBA observations of very compact objects
最近有越来越多的证据表明，一些射电噪声活动星系核（RLAGN）的活动可能在点火后不久就停止了，甚至可能是大多数非常紧凑的源也可能是短暂的现象，因为缺乏来自黑洞的稳定燃料。因此，它们可以在演化为大型扩展对象之前淡出。不排除这类物体中的放射性活动重新点燃的可能性。为了找到更多的例子，这些对象，并调查他们是否可以RLAGN关闭在非常早期的阶段，其演变，多频VLBA观测的六个源的角大小显着小于角秒，但有陡峭的光谱，已经取得。最初的观测是在1.65千兆赫使用VLBA与包括Effelsberg望远镜。然后用VLBA在5、8.4和15.4 GHz重新观察这些源。所有的观察都是在相位参考的快照模式下进行的。研究的来源之一，0809+404，主要是由一个紧凑的组件，但也有弥漫的，角秒尺度的发射可见VLA图像。VLBI对“核心”结构的观测表明，这也是扩散的，并在更高的频率下逐渐消失。因此，0809+404的内部组件可能是一个紧凑的衰落对象。其余五个源在这里显示核心射流或边缘增亮的双叶结构，表明它们处于活跃阶段。上述结果表明，0809+404星系的活动可能是间歇性的。以前从文献中获得的观察结果和这里提供的结果表明，活动在过去曾停止过一次，然后重新开始，最近又关闭了。
2006-06-08 astro-ph
mm VLBA Observations of SiO masers: probing the close stellar environment of the PPN OH231.8+4.2
我们给出了双极后AGB星云OH 231.8 +4.2中SiO脉泽发射v=1 J=2-1（3 mm）的毫秒分辨率图，并与我们以前观测到的v=2 J=1-0线（7 mm）进行了比较。我们的观测表明，SiO脉泽出现在几个亮点中，形成一个在垂直于星云对称轴方向上拉长的结构。这一点，以及观测到的复杂速度梯度，与旋转中的赤道环面的存在和物质向恒星的下落是一致的。
2004-12-17 astro-ph
The Deepest and Widest VLBI Survey yet: VLBA+GBT 1.4 GHz observations in Bootes
我们目前的初步结果，从最深的VLBI观测尚未进行。VLBA+GBT 1.4 GHz观测NOAO-N内的区域，达到r.m.s.噪音水平为9微焦耳/束。在GBT主束的内部2弧分内清楚地检测到三个源（> 7西格玛），包括两个亚mJy源和"束内“校准器。此外，通过逐渐减少数据，我们绘制出了更大的天空区域，远远超过了GBT初级光束的半功率点。在扩展字段中检测到另外6个源。我们简要评论的科学动机，甚至更深，更广泛的VLBI调查，并指出，在现场的源的总响应将允许自校准技术被用于无线电天空的任何区域，包括所谓的“空白”领域。
2003-01-23 astro-ph
The Formaldehyde Masers in Sgr B2: Very Long Baseline Array and Very Large Array Observations
本文介绍了用VLBA+Y27（分辨率~0.01”）和VLA（分辨率~9”）对Sgr B2中两个甲醛（H_2CO）脉泽（A和D）的观测结果。VLBA的观测显示了亮温>10^8 K的致密源（<10毫角秒，<80 AU）。在VLBA观测中，脉泽源得到了部分分辨。VLBA观测的通量密度约为VLA的1/2，线宽约为VLA的2/3。核心晕模型的排放分布的适用性进行了论证。与早期的H_2CO吸收观测和氨（NH_3）观测的比较表明，H_2CO脉泽在冲击气体中形成。将当前VLA观测的积分通量密度与先前观测的积分通量密度进行比较表明：（1）大多数脉泽在过去20年中发生了变化;（2）强度变化通常小于20年平均值的两倍。两种仪器均未检测到显著的线偏振或圆偏振。
2006-09-28 astro-ph
VLBA observations of GHz-Peaked-Spectrum radio sources at 15 GHz
我们提出VLBA观测在15 GHz的10 GHz峰值频谱（GPS）的无线电源。岩心往往很难或不可能找到。当可能的核心被发现时，它们只占GPS星系通量密度的一小部分-大约或低于2%，而在GPS类星体中，它们可以占总通量密度的20%以上。我们在GPS源中检测到低极化--即，典型地小于百分之几并且经常小于百分之一。这表明，在秒差距尺度结构的低偏振是一个重要的定义特征的GPS源。射电形态学与光学识别的二分法，即，星系是对称的，而类星体不是，这一点从这些新的数据中基本上得到了证实，这些数据还表明，GPS类星体的无线电发射主要是由喷流控制的，通常有一个微弱或隐藏的核心，这表明它们与视线的角度适中，因此只有适度的光束。
2001-08-10 astro-ph
The Parsec-Scale Jets of the TeV Blazars H 1426+428, 1ES 1959+650, and PKS 2155-304: 2001-2004
本文介绍了TeV耀变体H 1426+428、1 ES 1959+650和PKS 2155-304在2001年至2004年期间的甚长基线阵列（VLBA）观测结果。我们在8 GHz对H1426 +428进行了四个历元的观测，发现它的秒差距尺度结构由一个~17 mJy的核和一个~3 mJy的喷流组成，喷流的视速度为2.09 +/- 0.53c。blazar 1 ES 1959+650在15和22 GHz的频率下观测了三个时期。这些双频观测的光谱指数信息被用来确定秒差距尺度结构的核心。PKS 2155-304在15 GHz的双圆偏振的单历元观测，我们提出了这个源的第一个VLBI偏振图像。对于1 ES 1959+650和PKS 2155-304，当前的观测与我们早期论文中的VLBA观测相结合，以大大降低测量误差，从而改进这些源的视速度测量。在1 ES 1959+650中测得的部件C2的新视在速度为0.00 +/- 0.04c（静止），在PKS 2155-304中测得的部件C1的新视在速度为0.93 +/- 0.31c。我们结合新的表观速度测量从本文中的TeV耀变体喷流从我们以前的论文中测量的表观速度，形成一个当前的一组TeV HBLs的表观速度测量。TeV高能级激光束喷流中的平均峰值视斑图速度约为1c。最后，我们详细讨论的解释收集的VLBA数据TeV耀变体的TeV耀变体喷流的秒差距尺度结构的…
2008-01-17 astro-ph
Changes in the angular separation of the lensed images PKS 1830-211 NE & SW
我们提出了8个时期的7毫米双偏振VLBA观测的引力透镜系统PKS 1830-211在14周的过程中。在历元之间（每个历元间隔$\approx 2$周），观察到核心相对位置的明显变化，最大可达$80 μ$弧秒（$μ$ as）。与之前7 mm VLBA图的比较显示，在12个月内，岩心分离几乎发生了$280 μ$变化。这使我们得出结论，毫米VLBI核心的背景源的亮度分布的变化必须迅速发生。这是第一次清楚地观察到引力透镜系统中重要的射电源演化。这也是第一次在如此短的时间尺度上在遥远的河外源中检测到源结构的变化。这部分是由透镜系统提供的放大率造成的。
1999-06-03 astro-ph
Parallax and Kinematics of PSR B0919+06 from VLBA Astrometry and Interstellar Scintillometry
这些结果来自PSR B 0919 +06上使用NRAO甚长基线阵列的长期天体测量计划。在1994- 2000年的10次观测（7个历元）中，我们测量到RA的自行为18.35 +/- 0.06 mas/yr，12月为86.56 +/- 0.12 mas/yr，视差为0.83 +/- 0.13 mas（68%置信区间）。这得到脉冲星的距离为1.21 +/- 0.19 kpc，使PSR B 0919 +06成为三角视差中最远的脉冲星，并且暗示脉冲星的横向速度为505 +/- 80 km/s。结合距离估计与星际闪烁数据跨越20年，我们推断存在一个斑片状或cloudly散射屏幕沿视线除了分布的电子密度模型预测的银河系，并限制这个散射区域的位置在约250秒差距的太阳。与银河系同一象限中其他恒星的视线进行比较，可以使我们对这个方向上的局部星际物质的认识更加精确。
2000-10-03 astro-ph
Magnetic Field Structure in the Parsec Scale Jet of 3C273 from Multifrequency VLBA Observations
我们提出的第一个结果，从多频VLBA观测3C273在2003年。在5.0，8.4，15.3，22.2，43.2和86.2 GHz的同时观察到的源，并从这个多频数据集，在秒差距尺度射流的16个发射功能的光谱仔细构造使用一个新的模型拟合为基础的方法。测量的光谱和大小的发射功能被用来计算的磁场密度和能量密度的相对论电子在不同部分的秒差距尺度喷流，独立于任何均分假设。我们测量了核心中1高斯量级的磁场密度。在核心的磁能密度占主导地位的相对论电子，而在下游区域，我们的数据大致符合均分。在整个射流宽度的磁场密度的一个强梯度，符合横向速度结构在约1.5质量的核心，被发现：较慢的超光速组件B2的北侧的射流具有磁场密度两个数量级低于南部的组件B3和B4。
2007-08-01 astro-ph
Progress Toward a VLBA Movie of the Jet Collimation Region in M87
凭借其高黑洞质量，接近和明亮的喷流，M87为直接成像研究喷流的加速和准直区域提供了最佳前景。以前的VLBI观测显示，在小尺度下，边缘增亮的结构具有宽的张开角。使用现有的VLBA数据在43 GHz下测量该区域的组件速度的尝试给出了0.25c至0.4c的初步结果，但也表明需要更快的采样。在这里，我们提供了一个项目的进展报告，使一个适当的采样电影的运动在内部射流使用VLBA在43 GHz。2006年的一个试点项目测量了大约0.6c的速度，并用于为电影设定3周的帧间隔。2007年1月开始拍摄电影。结果从试点和从第一帧的电影。该项目的目标是提供从100到几百个史瓦西半径范围内的喷流结构和动力学观测结果，这些观测结果可以与理论研究和数值模拟的预期进行比较。
2007-08-02 astro-ph
