First VLBI mapping of circumstellar 29SiO maser emission
本文首次报道了长周期变星IRC+10011中29 SiO的v=0 J=1-0脉泽谱线的VLBI图。我们已经发现，这个脉泽发射是由多个点分布在一个不完整的环，这表明这个脉泽也被放大切向，已经提出在其他SiO拱星脉泽。给出了7 mm ~（28）SiOv =1和2 J=1-0以及3 mm ~（28）SiOv =1 J=2-1谱线的VLBI图。29 SiO激射区似乎位于28 SiO v=1 J=1-0和28 SiO v=1 J=2-1线之间的层中。此外，我们确认，86 GHz脉泽v=1 J=2-1形式相比，其他28 SiO脉泽研究的拱星包络的外部区域。最后，我们讨论了观测结果对SiO脉泽泵浦理论的可能意义。
2005-02-01 astro-ph
Mapping Observations of 6.7 GHz Methanol Masers with Japanese VLBI Network
我们观测到13个与大质量恒星形成区有关的甲醇脉泽源; W3（OH），Mon R2，S 255，W 33A，IRAS 18151-1208，G 24.78+0.08，G 29.95-0.02，IRAS 18556+0136，W 48，OH 43.8-0.1，ON 1，Cep A和NGC 7538在6.7 GHz使用日本VLBI网络（JVN）。在我们的最长基线$\sim$ 50 M $λ$处检测到13个来源中的12个，并提供了它们的图像。其中7幅是6.7GHz的VLBI图像。这种高的探测率和$\sim$ 4毫角秒的小条纹间距表明，大多数甲醇脉泽源具有紧凑的结构。考虑到这种紧凑性以及已知的长寿命和小的内部运动的属性，这甲醇脉泽线是适合于天体测量与VLBI。
2007-10-25 astro-ph
Using VLBI to Probe the Orion-KL Outflow on AU Scales
本文首次给出了猎户座KL星云中v=1、J=2-1和J=1-0 SiO脉泽的43 GHz和86 GHz VLBI同步图像。这两种脉泽物种表现出相同的一般形态的早期J=1-0脉泽图像出现跟踪的双极锥形流出的边缘。令人惊讶的是，J=2-1脉泽比J=1-0脉泽更远离中央原恒星，这一事实不容易用目前的SiO脉泽泵浦模型解释。两个脉泽跃迁对应区域之间的平均偏移量约为SiO脉泽辐射总径向范围的14%。这个偏移量表示每个转换必须跟踪不同的物理条件。
2004-01-19 astro-ph
VLBI Observations of Water Masers in the Circumstellar Envelope of IRC+60169
利用日本VLBI观测网对AGB星IRC+60169周围的水脉泽进行了四个历元的观测。脉泽特征的分布仅限于厚壳层区域，在半径为25质量和120质量时，该区域的内、外膨胀速度分别为7 km/s和14 km/s。红移特征的分布呈现环状结构，其直径为30质量，对应于微波激射器壳层的内径。这意味着恒星周围的致密气体掩盖了红移的辐射。虽然脉泽特征的位置-径向速度图与球壳模型一致，但相对自行并不表明壳的膨胀运动。发现了水脉泽斑的一个显著性质，即可能存在着水脉泽斑的排列模式的周期性变化。
2002-08-21 astro-ph
VLBI Astrometry of the Stellar Image of U Herculis, Amplified by the 1667 OH Maser
用NRAO甚长基线天线阵（VLBA）在4年时间里对Mira变星武仙座U的拱星壳层中的OH 1667 MHz脉泽进行了6个历元的观测。利用相位参考技术，相对于两个河外射电源的最蓝移脉泽点的位置进行了监测。微波激射器的绝对射电位置可以与依巴谷卫星测量的恒星光学位置进行比较，精度为15 mas。这证实了一个模型，其中一个脉泽点对应于恒星的连续性，放大的脉泽。测量了恒星自行和年视差（5.3 +/- 2.1 mas）。
2000-03-21 astro-ph
European VLBI Network observations of 6.7-GHz methanol masers in a candidate circumstellar disc
本文介绍了在一颗非常年轻的大质量恒星周围的候选环星盘DR 21（OH）N中首次获得的6.7 GHz甲醇脉泽的高分辨率（5 mas）VLBI观测结果。先前在50 mas角分辨率下对这些脉泽的观测揭示了一个在候选大质量原恒星位置的旋转结构，一个采样良好的位置-速度图表明开普勒旋转。利用欧洲VLBI网（EVN）的观测结果首次提供了脉泽的高角分辨率图，为圆盘假说和高斯质心技术提供了检验。EVN图证实了椎间盘的形状及其旋转曲线。在EVN的总功率谱中可以看到以前在两个主谱峰之间的MERLIN中看到的较弱的脉泽发射，但在交叉功率谱中不存在。这表明空间扩展的发射被EVN分辨出来。旋转盘与I类大质量（原）恒星重合，并位于由两个弓形激波跟踪的外流的隐含中心。我们讨论了这一结果的影响，大规模的恒星吸积盘的假设和有效性的质心技术，以确定未解决的脉泽使用紧凑的无线电干涉阵列的结构。
2008-09-12 astro-ph
Astrometry of the OH masers of 4 Mira stars
用天体测量VLBI观测星周壳层中的OH主线脉泽，以精确确定恒星的位置及其运动，包括视差。结果是在4米拉星监测2 - 8年的VLBA。数据表明，在某些恒星的VLBI检测是由蓝移的发射，这是与放大的星前的微波激射壳的恒星图像。在其他情况下，脉泽并不直接与恒星的位置联系在一起，但仍有足够的持久性来测量自行和视差。
2003-09-16 astro-ph
Observations of H2O maser sources in Orion-Monoceros Molecular Clouds with VERA
本文介绍了利用日本新近建立的VLBI观测网VERA（VLBI Exploration of Radio Astrometry）对猎户座-麒麟座分子云中的水脉泽源进行相位参考VLBI观测的结果。这张海报的主要主题是（1）VERA的第一个科学项目之一“猎户座-麒麟座分子云复合体的三维结构和运动学”的目的;（2）VERA相位参考VLBI观测的现状（灵敏度和天体测量精度）;（3）VERA对猎户座-麒麟座分子云中水源的VLBI观测结果。
2004-12-30 astro-ph
Circumstellar masers
星周脉泽是利用VLBI探测低质量垂死恒星包层的独特工具。在这篇文章中，我简要地回顾了我们对这些排放的认识，特别是侧重于通过VLBI观测获得的最新结果，我还概述了一些新的窗口，将打开VLBI脉泽研究感谢即将到来的新仪器。
2004-12-13 astro-ph
Space-VLBI observations of OH maser OH34.26+0.15: low interstellar scattering
本文报道了在1665和1667 MHz两条OH主跃迁线上对OH 34.26 +0.15脉泽的首次空间VLBI观测。这些观测涉及日本卫星HALCA上的空间射电望远镜和一组地面射电望远镜。微波激射区的地图和各个微波激射点的图像是以1毫角秒的角分辨率制作的，这比地面上现有的角分辨率高几倍。脉泽斑点只被部分分辨，亮度温度的下限为6 × 10 ^{12} K。脉泽似乎位于低星际散射的方向，比附近的河外源和脉冲星的散射低一个数量级。
2000-07-26 astro-ph
VLBI astrometry of circumstellar OH masers; proper motions and parallaxes of four AGB stars
用美国国家天文台甚长基线天线阵（VLBA）在2.5年的时间里观测了4颗AGB星周围8个历元的OH脉泽主线。使用相位参考技术，每颗恒星的最紧凑的脉泽点的位置进行了监测相对于两个河外参考源。对于U Her和W Hya，我们观察到最蓝移的脉泽斑，而对于R Cas和S CrB，我们只检测到紧凑的红移脉泽斑。我们设法确定了一个准确的自行和视差的U Her，R Cas和S CrB，而额外的运动的紧凑的蓝移脉泽的W Hya被证明可能与恒星脉动。运动和无线电位置与依巴谷卫星确定的恒星轨迹和绝对光学位置进行了比较。对于U Her和W Hya，最蓝移的脉泽与放大的恒星图像一致。新的距离与几个公布的P-L关系，并在这方面的VLBI距离似乎是一个改进的依巴谷距离。
2003-05-21 astro-ph
The Megamaser Cosmology Project: I. VLBI observations of UGC 3789
巨脉泽宇宙学计划（MCP）旨在测量哈勃常数（Ho），以改善河外距离尺度和限制暗能量的性质。我们正在寻找来自活动星系核的水脉泽发射源，如在NGC 4258中的亚pc吸积盘，并通过甚长基线干涉测量（VLBI）成像和光谱监测跟踪这些发现。在这里，我们提出了一个VLBI地图的水脉泽对UGC 3789，一个星系的哈勃流。我们已经观测到脉泽以高达800 km/s的旋转速度运动，半径小至0.08 pc。我们的图显示了脉泽存在于一个以开普勒旋转方式围绕10^7 Msun的超大质量黑洞旋转的近边缘圆盘中。当结合向心加速度，通过观察脉泽特征的光谱漂移（将在论文II中介绍），UGC 3789脉泽可以提供一个精确的确定Ho，独立于光度和金属丰度和消光校正。
2008-11-26 astro-ph
VLBI Imaging of Water Maser Emission from the Nuclear Torus of NGC 1068
我们首次合成了塞弗特星系NGC 1068中央引擎的H2O脉泽辐射的VLBI图像。辐射从系统速度延伸约+/-300 km/s。亚毫角秒角分辨率的图像表明，红移发射位于沿弧的西北系统的发射。(The蓝移发射还没有被VLBI成像。基于微波激射速度和已知射电喷流的相对方向，我们提出微波激射发射产生于一个近边缘的环面表面，那里的物理条件有利于微波激射作用。环面的可见部分轴向较厚，具有可比的高度和半径。速度场表示围绕位于约0.65 pc的圆柱半径内的约1 e7 Msun的中心质量的次开普勒差分旋转。中央引擎的光度估计约为爱丁顿极限的0.5。在环中心附近没有可探测到的致密射电连续辐射（在0.1 pc尺度上T_B<5e 6 K），因此观测到的平谱核不能是直接的自吸收同步辐射。
1996-09-11 astro-ph
2mm Wavelength VLBI of SiO Masers and AGN
2002年4月，一组工作在129 GHz的天线阵列成功地探测到了连续活动星系核和一氧化硅脉泽源上的VLBI条纹。脉泽源上的129 GHz条纹代表了迄今为止VLBI探测到的最高频率的谱线。活动星系核3C 279在129 GHz（和147 GHz，见Krichbaum等人在本论文集）的长基线上被探测到，产生的条纹间距为50-56微弧秒，这是一个角分辨率的记录。该阵列由亚利桑那大学基特皮克12米天线、海因里希赫兹10米望远镜（HHT）和皮科韦莱塔上的IRAM 30米碟形天线组成。在129 GHz处，一些演化恒星和一些年轻天体在v=1 J=3-2跃迁中表现出强烈的SiO脉泽发射。在HHT-KittPeak基线~ 190 km上，红超巨星VYCMa周围SiO脉泽的初步交叉功率谱与该恒星的多个空间分离脉泽斑点相一致。未来的观测将包括对银河系中心射电源的连续观测，SgrA*，以及包括HCN和甲醇在内的高频脉泽谱线。
2002-07-03 astro-ph
Space-VLBI phase-reference mapping and astrometry
我们提出了5 GHz的空间VLBI观测的类星体对B1342+662/B1342+663，证明了相位参考技术的可行性，使用天线在空间。天基数据由空间VLBI任务VSOP的HALCA卫星获取。从剩余的（参考）阶段，我们得到了10米的上限的航天器轨道重建的不确定性。对源的相位参考图的分析还表明，上述不确定度可能不大于3米。由于这种量级的误差，HALCA是一个有用的工具，用于天体测量研究的密切对无线电源。
2001-04-23 astro-ph
GINS: a new tool for VLBI Geodesy and Astrometry
在“空间大地测量研究小组”的框架内，经常采用五种空间大地测量技术（VLBI、GPS、SLR、LLR和DORIS）的数据的严格组合，以同时确定地球参考系和地球定向参数。这一分析是用GINS软件包进行的，该软件包能够同时处理来自所有五种技术的数据。在观测一级的这种结合最终应有助于对全球地球系统进行精细的地球物理研究。在该项目中，波尔多天文台负责VLBI数据分析，而卫星大地测量数据则由其他小组处理。在本文中，我们提出（一）与GINS进行VLBI分析的细节，和（二）在2005-2006年期间的EOP获得的结果。我们还比较了EOP解决方案与IVS（国际VLBI服务大地测量和天体测量）分析协调员的综合结果。该协议是在0.2 mas的水平，与其他IVS分析中心，这表明的能力的GINS软件的VLBI分析。
2008-03-10 astro-ph
Astrometry of the stellar image of U Her amplified by the circumstellar 22 GHz water masers
用MERLIN对Mira变星U Her星周包层中的22 GHz H_2O脉泽进行了观测，利用相位参考技术确定了精确的天体测量位置。将这些位置与依巴谷卫星获得的光学位置进行了比较，精确度为18 mas。发现最亮的H_2O脉泽光斑的绝对射电位置与光学位置相匹配，表明该光斑是被前面的脉泽屏放大的恒星像，利用22GHz脉泽中放大像的出现，可以精确地确定H_2O相对于恒星以及相对于SiO和OH脉泽的位置。我们的观测似乎表明，这颗恒星并不位于脉泽斑点分布的中心，而脉泽斑点被解释为一个环。
2002-08-09 astro-ph
Astrometry of W49N - OH43.8-0.1 H2O maser pair with VERA
本文介绍了W 49 N-OH 43.8 -0.1水脉泽对的VERA多历元观测结果。基于VERA双光束VLBI观测，我们成功地获得了OH43.8-0.1相对于W 49 N参考点的3个历元（时间跨度为6个月）的相位参考图。该地图与以前的研究与单光束VLBI获得的，也是一致的，彼此的精度约为0.2 mas。此外，还有系统的，而不是线性位移的微波激射器功能的位置，这可能是由银河系的旋转以及内部运动的个别微波激射器功能所造成的相对自行。
2004-12-30 astro-ph
First VLBI mapping of a rare SiO isotopic substitution
本文首次报道了长周期变星IRC+10011的7 mm v=0 J=1-0脉泽线的VLBI图。我们已经发现，这个脉泽发射是由多个功能分布在一个不完整的环，这表明这个脉泽也被放大切向已经提出在其他SiO拱星脉泽。文中还给出了一些28-SiO 7毫米和3毫米脉泽谱线的结果.我们确认，在这个时代的86 GHz脉泽V=1 J=2-1 IRC+10011是形成在拱星包络的外部区域相比，其他SiO脉泽研究。29-SiO激射区似乎位于28-SiO v=1 J=1-0和28-SiO v=1 J=2-1线之间的层中。最后，我们讨论了观测结果在SiO脉泽抽运理论中的可能意义。
2004-12-17 astro-ph
Toward a New Geometric Distance to the Active Galaxy NGC4258: I. VLBI Monitoring of Water Maser Emission
本文报道了对NGC 4258活动星系核内亚秒差距、翘曲的吸积盘中H2O脉泽的VLBI监测研究。我们的近期目标是追踪盘的几何形状，通过测量自行来跟踪旋转，并确定可以单独测量向心加速度的脉泽半径。与早期的VLBI调查相比，监测包括4倍的历元、3倍的采样密度和更严格的系统误差源控制。覆盖范围约为2400 km/s的带宽也使分子物质的映射比以前更接近黑洞约30%，这将加强几何和动力学磁盘模型。通过反复观察，我们还首次测量到脉泽介质的5微阿秒（1 σ）厚度。假设这对应于吸积盘的厚度，流体静力平衡要求盘平面温度为~ 600 K。我们的长期目标是精确到~ 3%的NGC 4258的几何距离，比目前的最佳估计提高了~ 2倍。距离的几何估计值可以与造父变星光变曲线分析获得的距离进行比较，目的是重新校准河外距离尺度，减少系统的不确定性。这是一个系列的第一篇论文。我们在这里介绍VLBI观测，数据处理，时间和空间特性的脉泽发射。以后的论文将报告轨道加速度和自行的估计，圆盘三维几何和动力学的模型，以及“脉泽距离”的估计。“造父变星距离”的估计在一个平行的论文系列中提出。
2007-01-12 astro-ph
Towards global-phase-delay VLBI astrometry: observations of QSO 1150+812 and BL 1803+784
1993年11月18日，我们用一个VLBI阵列在天空中观测到QSO 1150+812和BL Lac天体1803+784，两者相距近15°，同时在8.4和2.3 GHz进行记录。利用差分天体测量技术，我们确定了1803+784相对于1150+812的坐标为Δα= 6 h 7 m 33.18469 arcsec +- 0.00020 arcsec Δδ= -2deg 30'25“”.13557 +-0“.00075这些标准误差包含了传播介质的估计贡献，源不透明度的影响，以及在某些地图中可能错误识别参考点。我们获得了精确和一致的相对位置的无线电源与基于GPS的电离层校正，从而表明，双频观测是不需要的国家的最先进的VLBI天体测量精度。这些结果也证明了对天空中15个$^\circ$间隔的源使用单频测量的可行性，并为该技术在全天空尺度上的应用开辟了途径。
2000-08-31 astro-ph
VLBI study of water maser emission in the Seyfert 2 galaxy NGC5793. I: Imaging blueshifted emission and the parsec-scale jet
我们提出的第一个结果的VLBI观测的蓝移水脉泽发射的2型塞弗特星系NGC 5793，我们结合新的和以前的VLBI观测连续发射在1.7，5.0，8.4，15，和22 GHz。微波激射器的发射被检测到较早的单碟观测，并发现有红和蓝移功能相对于系统速度。我们只能对蓝移发射进行成像，它位于22 GHz连续峰西南3.6 pc处。蓝移发射被发现起源于两个相隔0.7毫弧秒（0.16 pc）的星系团。在脉泽斑的3.6pc范围内没有发现紧凑的连续辐射。一个紧凑的连续源，显示轻微倒置的频谱在1.7和5.0 GHz之间被发现4.2 PC西南脉泽位置。光谱翻转可能是由于与致密气体碰撞导致的喷流中的冲击引起的同步自吸收，也可能是由于电离屏中的自由-自由吸收，可能是盘的内部，喷流的前景。水微波激射器可以是微波激射器盘的一部分。如果是这样的话，它的旋转方向将与在CO发射中观察到的高度倾斜的星系盘相反。我们估计，在假定的原子核1 pc范围内的结合质量约为10^7兆太阳。或者，脉泽发射可能是由于前景环核分子气体放大了射电喷流。在这种情况下，脉泽发射的高蓝移可能意味着脉泽区正在向外移动，远离活动核周围的分子气体。
2001-07-05 astro-ph
Precision Southern Hemisphere pulsar VLBI astrometry: techniques and results for PSR J1559-4438
我们描述了一个数据减少管道VLBI天体测量观测的恒星，使用ParselTongue AIPS接口实现。管道执行校准（包括电离层建模），相位参考与参考源结构的适当会计，脉冲星闪烁的幅度校正，和位置拟合产生的位置，自行和视差。最佳的数据加权方案，以最大限度地减少视差拟合的总误差预算，以及该计划如何变化与脉冲星参数，如通量密度，也进行了研究。所采用的技术的鲁棒性证明与介绍的第一个结果，从一个为期两年的天体测量计划，使用澳大利亚长基线阵列（LBA）。PSR J1559-4438的视差被确定为0.384 ± 0.081 mas（1 sigma），导致距离估计为2600 pc，这与早期的DM和HI吸收估计一致。
2008-08-12 astro-ph
VLBI Observations of Water Masers in Onsala 1: Massive Binary Star Forming Site?
我们目前的自行水脉泽对Onsala 1恒星形成区，观察与日本VLBI网络在三个时期跨越290天。我们发现有两个水脉泽团（WMC 1和WMC 2），它们相距1”.6（2900 AU，距离1.8kpc）。自行测量表明，WMC 1与一个东西向伸长的双极外流有关，其膨胀速度为69 ± 11 km/s。WMC 1和WMC 2与两个345 GHz连续尘埃发射源有关，位于8.4 GHz无线电连续辐射追踪的超紧凑HII区域核心以东2”（3600 AU）。这表明Onsala 1的恒星形成活动可能从超致密HII区的西侧移动到与水脉泽相关的两个年轻恒星天体的东侧。我们还发现WMC 1和UC HII区可能是引力束缚的。它们沿视线的相对速度为3 km/s，总质量为37 Mo。Onsala 1似乎拥有一颗处于不同演化阶段的双星。
2007-11-08 astro-ph
Astrometry of Water Maser Sources in Nearby Molecular Clouds with VERA - II. SVS 13 in NGC 1333
本文报道了用VERA（VLBI Exploration of Radio Astrometry）对NGC 1333天区年轻天体SVS 13的22 GHz H2O脉泽进行多历元VLBI观测的结果。我们进行了相位参考VLBI天体测量，测量了SVS 13脉泽特征的年视差为4.25+/-0.32 mas，相当于距太阳235+/-18 pc。我们的结果是一致的测光距离为220 pc以前报道。尽管脉泽特征仅在6个月内被探测到，但目前的结果提供了比测光方法更高精度的NGC 1333距离。绝对位置和自行已被导出，揭示的H2O脉泽的LSR（本地标准的休息）速度为7-8公里s-1的最有可能与VLA 4A，这是一个无线电对应的SVS 13。观测到的脉泽特征的自行的起源目前很难归因于与VLA 4A相关的喷流或旋转的星周盘，这应该通过未来对VLA 4A和NGC 1333中其他射电源的高分辨率天体测量观测来研究。
2007-09-12 astro-ph
VLBI observations of the 6.7 and 12.2 GHz methanol masers associated with NGC 6334F
我们目前的6.7和12.2 GHz的甲醇脉泽发射与著名的恒星形成区NGC 6334F毫角秒分辨率的图像。这些图像与先前较低分辨率的观测结果吻合得很好，但检测到的斑点数量大约是早期工作中的两倍。6.7和12.2 GHz脉泽斑点的相对位置的比较表明，其中五个是符合这些观测的位置精度（约4毫角秒）。Menten等人（1992年）观察到W3（OH）的类似位置重合，在每种情况下，6.7 GHz脉泽点的通量密度都大于12.2 GHz甲醇脉泽点的通量密度。然而，对于NGC 6334F，几个重合的脉泽斑点在12.2 GHz处的通量密度比在6.7 GHz处的大。我们还发现了几个12.2 GHz的甲醇脉泽斑点，没有一致的6.7 GHz的发射。这意味着，虽然6.7 GHz的甲醇脉泽通常有一个更大的通量密度比他们的12.2 GHz的同行，在气体云内的区域存在的条件是更有利的12.2比6.7 GHz的甲醇脉泽发射。如果能确定引起各种观测比值的条件，那么II类甲醇脉泽的VLBI图像将允许以前所未有的分辨率探测恒星形成区域的物理条件。
1996-04-04 astro-ph
Relative astrometry of the J=1-0, v=1 and v=2 SiO masers towards R Leonis Minoris using VERA
富氧渐近巨星支（AGB）星是SiO和H $_2$ O脉泽谱线的强发射体，其脉泽谱线分别位于43（J=1-0，v=1和2）和22 GHz。VLBI对脉泽辐射的观测为AGB星拱星包层最内层的取样提供了一个独特的工具。然而，在实现天体测量对准的v=1和v=2 SiO脉泽地图的困难，传统上阻止了一个独特的解释的意见，在物理基础条件，这取决于性质的SiO泵机制。利用VERA的天体测量能力，我们对SiO和H $_2$ O脉泽向RLMi的辐射进行了观测。由于参考校准品的发射太弱，我们不得不开发一种特殊的方法来精确地关联两种跃迁的坐标。我们提出了相对天体测量对准v=1和v=2 J=1-0 SiO脉泽地图，在多个时代，并讨论天体物理结果。天文测量信息纳入SiO脉泽的地图挑战了目前的理论模型中的弱点，这将需要进一步的改进，以解决观测结果。
2008-11-27 astro-ph
VLBI Monitoring Observations of Water Masers Around the Semi-Regular Variable Star R Crateris
利用日本VLBI观测网（J-Net）在22 GHz波段对半规则变星R Crateris附近的水汽脉泽进行了4个时期的观测，观测间隔为1个月。测量了12个脉泽特征的相对自行和多普勒速度漂移。他们中的大多数人都在80天以上。特征的3-D运动学指示双极扩张流。非对称流的长轴估计在P.A. = 136度。双极外流的存在表明，Mira变星已经形成了双极外流。水脉泽位于一个视最小半径为1.3 x 10^12 m，最大半径为2.6 x 10^12 m的区域内，在这两个半径之间的膨胀速度范围为4.3 ~ 7.4 km/s。这些值表明，水脉泽径向加速，但仍然受到重力约束，在水脉泽区域。最积极和消极的速度漂移的功能被发现相对接近的系统速度的恒星。我们发现，蓝移的功能明显加速和红移明显减速。只有蓝移特征的加速似乎与恒星的膨胀流一致。
2001-12-13 astro-ph
VLBI difference astrometry at 43GHz
通过对射电源1928+738和2007+777的43GHz VLBA观测，我们证明了毫米波精密相位延迟差分天体测量技术的可行性。对于一对具有5度分离和高天线仰角的源，我们已经表明，目前的天体测量模型和毫米阵列足够先进，可以将差分相位延迟建模到2皮秒以内，小于43 GHz相位周期的十分之一。差分相位延迟残差的均方根值主要受大气水汽起伏的影响。我们已经确定了观测源的相对位置，其精度比以前在较低频率下的确定高两倍，更重要的是，在很大程度上没有对射电源结构的参考点的模糊定义。我们的研究结果使43GHz VLBI相位延迟差分天体测量成为研究河外射电源核附近高度可变结构的绝对运动学的理想工具。
2000-02-03 astro-ph
Astrometry of H$_{2}$O Masers in Nearby Star-Forming Regions with VERA. III. IRAS 22198+6336 in L1204G
利用射电天体测量的VLBI探测技术（VERA）对L1204 G暗星云中与年轻天体IRAS 22198+6336有关的22 GHz H $_{2}$ O脉泽进行了多历元VLBI观测。基于相位参考VLBI天体测量，我们得到IRAS 22198+6336的年视差为1.309 $\pm$ 0.047 mas，相当于距太阳764 $\pm$ 27 pc。虽然我们的天体测量的最主要的误差来源是归因于脉泽斑点的内部结构，我们成功地减少了错误的推导出的年视差采用的位置测量的所有26个检测到的脉泽斑点。在此基础上，我们重新分析了IRAS 22198+6336的光谱能量分布，发现IRAS 22198+6336的辐射光度和总质量分别为450 $L_{\odot}$和7 $M_{\odot}$。这些值与深深嵌入致密尘核中的中等质量YSO一致，后者被认为是低质量0级源的中等质量对应物。此外，我们还得到了H $_{2}$ O脉泽中蓝移最多的部分的绝对自行。我们认为，沿东西方向排列的准直喷流是最合理的解释所检测到的脉泽功能的起源。
2008-08-05 astro-ph
VLBI Observations of SiO Masers around AH Scorpii
报道了2004年3月在M型半规则超巨星变星AH Sco的拱星包层中首次观测到的43 GHz v=1，J=1-0 SiO脉泽，观测时间间隔为12天。这些高分辨率VLBA图像显示，SiO脉泽的分布大致是在一个长轴和短轴分别为18.5和15.8质量的椭圆环上，位置角为150^{ \circ }。并且发现红移脉泽比蓝移脉泽更靠近中心恒星。SiO脉泽的视向速度结构表明，相对于-6.8km/s的系统速度，SiO脉泽的高速度特征更靠近恒星，这可以用SiO脉泽在AH Sco附近的简单流出或流入而无旋转运动学来解释。对两个历元之间59个匹配特征的自行研究清楚地表明，AH Sco周围的SiO脉泽壳层在距离AH Sco 2.26 kpc处以~13 km/s的速度向恒星进行全面收缩。我们的三维脉泽运动学模型进一步表明，这种向内运动很可能是由于中央恒星的引力。从三维运动学模型拟合得到的到AH Sco的距离为2.26 $\pm$ 0.19 kpc，与其运动学距离2.0 kpc一致。
2008-03-12 astro-ph
Polarization and Extent of Maser Emission from Late-Type Stars: Support for a Plasma Turbulence Model of Maser Production
晚型恒星的OH辐射的综合光谱通常是圆偏振的，在某些情况下高达50%。当光谱部分偏振时，VLBI所揭示的单个脉泽成分更加偏振。使用VLBI观测晚型恒星的文献中，我们表明，在主线之间的圆偏振的差异与一个给定的对象的角度范围的差异。如果湍流磁场导致脉泽通过库克机制极化，这是一个自然的结果，并且可以作为一个很好的诊断，用于确定在搜索演化恒星周围的磁场时应该研究哪些物体。
2000-10-17 astro-ph
Astrometry and geodesy with radio interferometry: experiments, models, results
概述了地球接收器之间射频无线电干涉测量的现状，用于天体测量和大地测量。强调理论模型的VLBI观测所需的提取结果，在目前的精度水平为1厘米和1纳弧度。重点介绍了VLBI在过去二十年中在参考系、地球定向、大气对微波传播的影响和相对论等方面的成就。
1997-12-17 astro-ph
Extremely high precision VLBI astrometry of PSR J0437-4715 and implications for theories of gravity
使用最近升级的长基线阵列，我们测量了PSR J 0437 -4715的三角视差，精度超过1%，这是迄今为止最精确的脉冲星距离测定。将VLBI距离测量结果与脉冲星计时获得的运动学距离进行比较，后者是根据脉冲星的自行和轨道周期的表观变化率计算的，给出了太阳系和PSR J 0437 -4715之间未建模的相对加速度的精确限制，可用于各种应用。首先，它表明牛顿引力常量G随时间变化是稳定的（\dot{G} /G =（-5 +-26）x 10^{-13} yr^{-1}，95%置信度）。其次，如果在当前引用的极限下存在随机引力波背景，则该零结果将在约50%的时间内失败。第三，它排除了50%天空中距离太阳226 AU以内的行星（95%置信度）。最后，视差和轨道周期导数距离的~1%的一致性为所有天文距离所依据的视差距离方法提供了基本的确认。
2008-08-12 astro-ph
Stellar molecular jets traced by maser emission
在AGB和后AGB恒星中发现的高度准直喷流预计将在塑造行星状星云方面发挥重要作用。最近对H_2O脉泽源的VLBI观测表明，H_2O脉泽源的某些空间-运动学结构表现出极高的空间和运动学准直性。这种恒星H2O脉泽喷流，即所谓的“喷泉”源，迄今为止已经在大约10个源中被发现。本文综述了近年来对喷泉源的VLBI观测和有关观测结果。揭示了典型的动力学年龄和喷泉的详细运动学结构，“赤道流”存在的可能性，以及主星的演化状况。银河系中的一个喷泉源的位置和运动学也在这里被揭示和显示。
2007-09-12 astro-ph
Applications of precision astrometry to studies of massive YSOs
我们提出了VLBI观测的H $_2$ O脉泽发射对一个选择的大质量的年轻恒星天体（YSO）。在这些来源之一，IRAS 20126 +4104，测得的自行证实，水脉泽斑点跟踪的非常根（约100 AU）的锥形双极流出出现的位置附近的嵌入YSO，是一个很好的工具，调查的结构和运动学的流出/射流。我们还提出了初步的结果，第一个时代EVN观测的选择5个高质量的YSO，以评估在这些来源的脉泽斑点和分子外流的精确关联。
2004-12-17 astro-ph
Japanese VLBI Network
介绍了日本VLBI观测网（JVN）的基本特征和活动。JVN是一个新建立的VLBI观测网，其基线范围为50 ~ 2560 km，横跨日本各岛屿，能够在6.7、8.4和22 GHz进行观测。我们展示了一些JVN观测的结果：8.4 GHz的连续图像的千兆赫兹峰谱（GPS）源和无线电响亮的窄线塞弗特1星系（NLS 1 s），水脉泽的空间和速度结构的NML天鹅座以及甲醇脉泽在Cep A，和示范性的观测与双梯度相位参考。
2006-12-19 astro-ph
VLBI Astrometry of AGB Variables with VERA -- A Semiregular Variable S Crateris --
我们提出了一个距离测量的半定期变量S火山口（S Crt）的基础上，其每年的视差。利用VLBI射电天体测量探测（VERA）望远镜独特的双光束系统，我们测量了一个与S Crt有关的水脉泽斑的绝对自行，该水脉泽斑位于角距为1.23 $^{\circ}$的类星体J1147-0724。在近两年的观测中，我们探测到了速度为34.7 km/s $^{-1}$的LSR脉泽点，为此我们测量了2.33 $\pm$ 0.13 mas的年视差，对应于430 $^{+25}_{-23}$ pc的距离。这种测量的精度比依巴谷的视差测量高一个数量级。脉泽斑的角分布和三维速度场表明，脉泽流为双极外流，流轴沿东北-西南方向。利用距离和光球温度，我们估计了S Crt的恒星半径，并与Mira变星的恒星半径进行了比较。
2008-08-08 astro-ph
High Precision Astrometry with VLBI: from the Triangle 1803+784/1928+738/2007+777 to the Complete S5 Polar Cap Sample
VLBI技术能以毫角秒的分辨率对致密射电源成像，并能以亚毫角秒的精度确定天体相对位置。我们从微分相位的加权最小二乘分析中确定了三角形1803+784/1928+738/2007+777中射电源之间的角间距，精度为毫弧秒。将1928+738/2007+777对的估计分离与先前从不同时期的数据中获得的此类估计进行比较，使我们能够将1928+738在不同时期的地图与2007+777的地图进行比对，表明1928+738的喷流分量显示出自行，并建议对该射电源的核心位置的识别。我们还对S5极冠的完整样品进行了天体测量，在距天北极20度以内的13个源中包括上述3个。这些观测是在长期天体测量计划的框架内进行的，以确定S5完整样本中射电源的绝对运动学。
1999-01-20 astro-ph
High Precision Differential Astrometry
VLBI中的常规成像仅提供关于给定源的不同特征之间的相对位置的信息，而相位参考观测可以提供相对于外部参考的精确位置信息。差分技术的使用依赖于这样一个事实，即大多数仪器效应和传播效应对于天空中足够接近的射电源是共同的。这些效果通过从相邻对象的可见性相位中减去参考源的可见性相位来抵消。差分VLBI天体测量以亚毫角秒的精度给出射电源的相对位置。这些高精度可以应用于解决各种天体物理问题。在本文中，我将回顾最近在这一领域取得的进展，在技术和科学。
2003-08-15 astro-ph
VLBI observations of two single dMe stars: spatial resolution and astrometry
我们报告的3.6厘米VLA和VLBA观测YZ CMi和AD狮子座，两个附近的dMe星。我们解析了YZ CMi，可以拟合出FWHP的圆对称高斯分量为0.98 +/-0.2质量，对应于光球上方日冕的范围为1.77 x 10^{10} +/-8.8 x 10^{9} cm或0.7 +/-0.3 Rstar（Rstar指光球半径）。我们得到的亮度温度的估计为7.3 × 10^{7} K，这是一致的预期从回旋同步辐射。对于AD Leo，发射区未解析。因此，我们将其直径的保守上限设定为光球直径的1.8倍，这导致日冕在光球上方的范围<2.8 x 10^{10} cm或<0.8 Rstar。我们比较无线电发射dMe星与太阳的测量尺寸，并得出结论，这些活跃的恒星有更多的扩展日冕无线电发射比太阳。YZCMi的VLBA位置与依巴谷星表计算的位置相差32 mas。这种差异是由所列自行的大误差引起的。给出了改进的值。
1999-12-08 astro-ph
VERA Observation of the W49N H2O Maser Outburst in 2003 October
本文报道了用VERA观测到的W 49 NH 2 O脉泽的一次强爆发。2003年10月，用VERA 20 m望远镜进行的单碟监测发现了一次VLSR = -30.7 km/s的脉泽特征的强爆发。这次爆发持续了约100天，最高强度为7.9 x 10^4焦耳，是迄今为止观测到的W 49 N最强爆发之一。在爆发的最大相位附近也进行了VERA阵的VLBI观测，并在VLBI图上确定了爆发点。虽然这张地图与以前的研究非常一致，显示了三个主要的脉泽斑点集中，但我们在中央脉泽集中区发现了一个新形成的弧形结构，这可能是由正在形成的恒星或星团提供动力的冲击波阵面。发现爆发点位于弧形结构上，表明本次爆发可能与冲击现象有关。
2004-05-07 astro-ph
Sensitive VLBI Studies of the OH Megamaser Emission from IRAS 17208-0014
本文介绍了射电连续谱和超亮红外星系IRAS 17208- 0014的OH 18 cm超脉泽辐射的相位参考VLBI结果。这些观测是在1599 MHz下使用甚长基线阵列、相控VLA和绿岸望远镜进行的。最高分辨率的射电连续谱结果显示了几个亮度温度在$10^{6}$ K量级的致密源。这些来源更有可能是星团超新星遗迹和/或发光的射电超新星。然而，观测到的和预期的5 $σ$以上的致密源数量之间的一致性支持了这样一种可能性，即每一个致密源都可能由最近引爆的发光射电超新星主导。连续谱的结果表明，在该星系的核区不存在射电强活动星系核。在不同的角分辨率下探测到IRAS 17208- 0014的OH 18 cm超脉泽发射。其范围为$170 \times 110$ pc，主要位于相隔61 pc的两个区域。脉泽发射的结构和动力学似乎是一致的cloudical，旋转，环状几何形状，与两个占主导地位的脉泽区域标记的切点的建议的双环分布。假设旋转脉泽环为开普勒运动，则在半径为30.5pc的范围内，其所含动力学质量和质量密度分别约为{ $3 \times 10^7 ({\rm sin}^{-2}i) M{_\odot}$ }和$281 ({\rm sin}^{-2} i) M{_\odot} {\rm pc}^{-3}$。
2006-08-29 astro-ph
Full-Polarization Observations of OH Masers in Massive Star-Forming Regions: I. Data
本文给出了银河系18个大质量恒星形成区的基态、主线、2 π 3/2、J = 3/2 OH脉泽的全偏振VLBA图。这是首次在VLBI分辨率下对星际羟基脉泽进行的大规模偏振巡天。共识别出184个塞曼对，并指出了相应的磁场强度。我们还提出了在这些恒星形成区域的NH3发射或吸收光谱。对这些数据的分析将在一份配套文件中提出。
2005-05-09 astro-ph
Microstructure and kinematics of H2O masers in the massive star forming region IRAS 06061+2151
2005年5月至2007年10月，利用日本VLBI观测网（JVN）对大质量恒星形成区IRAS 06061+2151进行了多历元的H2O脉泽观测。探测到的脉泽特征分布在超致密H { \small \bf II}区域周围的1 \arcsec $\times$ 1 \arcsec（源位置为2000 au $\times$ 2000 au）内。它们的双极形态和通过它们的相对自行追踪的膨胀运动表明它们是由充满活力的双极流出物激发的。我们的三维模型拟合表明，IRAS 06061+2151脉泽的运动学结构可以用大开角的双锥外流（$>$ 50 \degr）来解释。流动长轴的位置角与2.1 $\:μ\rmn{m}$氢发射中所见的大尺度射流的位置角非常吻合。这种微波激射器的几何结构表明存在的双重结构组成的准直射流和准直质量较低的分子流。我们还在南部脉泽群中探测到一个大的速度梯度。这可以解释为一个非常小的（在几十个天文单位的尺度上）和cloudly（密度对比的数量级或更多）的结构的母云。这种结构可能是由激波阵面的强烈不稳定性或高密度核的分裂形成的。
2008-09-03 astro-ph
Molecular Line Observations of the SiO Maser Source IRAS 19312+1950
IRAS 19312+1950是一个独特的SiO脉泽源，具有丰富的分子射电谱线，尽管SiO脉泽源通常被认为是富氧演化星，与富碳环境相比，其化学相对简单。IRAS 19312+1950丰富的化学性质给星周化学研究提出了一个问题，即它是否是一颗富氧演化星，但其演化地位仍有争议。本文简要回顾了IRAS 19312+1950的观测结果，并介绍了最近在脉泽谱线上进行VLBI观测的初步结果。
2008-02-28 astro-ph
The IC133 Water Vapor Maser in the Galaxy M33: A Geometric Distance
本文报道了对M33星系IC 133 H2O脉泽源自行进行的长达14年的VLBI研究结果。有序运动视差的方法被用来模拟IC 133的三维结构和动力学，并获得距离估计，800 +/- 180 kpc。我们的技术，用于确定距离M33是独立的校准常见的其他距离指标，如造父变星周期光度关系，因此提供了一个重要的检查以前的距离测定。
2004-07-22 astro-ph
The Extended Methanol Maser Emission in W51
利用欧洲VLBI网（EVN）对W51的6.7 GHz甲醇脉泽辐射进行了相位参考宽场（几角分）谱线观测。在W51主区域中，大部分甲醇从UCHII区域偏移。这可能表明甲醇的排放量出现在界面的UCHII区域的扩大，而不是从一个边缘上的拱星盘，如前所述。在W51 IRS2区域附近，甲醇辐射与一个非常紧凑，非常嵌入的源相关联，支持甲醇脉泽追踪大质量恒星形成的最早阶段的假设。除了这两个先前研究得很好的恒星形成地点外，还发现了许多先前未知的恒星形成区域，这表明甲醇脉泽是探测年轻大质量恒星的强大手段。
2004-01-27 astro-ph
Protoplanetary disk in V645 Cyg as seen with H2O and methanol masers
利用VLBI阵列VLBA和EVN对22 GHz的H_2O脉泽和6.7GHz的甲醇脉泽进行射电干涉观测，获得了与年轻天体V645 Cyg有关的红外源GL 2789脉泽斑的射电图像。结果表明，脉泽的位置与光学物体的重合度在0.2“以内。脉泽斑沿南北直线分布，其位置和径向速度可用开普勒圆盘模型描述，H_2O脉泽最大半径为40 AU，甲醇脉泽最大半径为800 AU。H_2O和甲醇脉泽斑未分辨，亮温下限分别为2 × 10 ~（13）K和1.4 × 10 ~（9）K。提出了一个微波激射器的模型，其中微波激射器发射产生于围绕年轻恒星运行的冰冷行星的扩展水和甲醇包层中。
2002-05-27 astro-ph
Differential Astrometry over 15 degrees
1993年11月，我们用VLBI台阵在8.4GHz和2.3GHz同时观测了1150+812和1803+784射电源对。我们用微分技术确定了两个源之间的角间距，精度为毫弧秒。这一结果证明了对天空中相隔近15度的射电源进行高精度差分天体测量的可行性，并为其应用于更大样本的射电源开辟了途径。
1998-12-02 astro-ph
