The quasar 3C345 at the highest resolution with mm- and space-VLBI
类星体3C345是河外喷流中超光速成分沿螺旋路径运动的最好例子之一。为了得到更好的约束射流物理，我们成像的源在尽可能高的分辨率，使用毫米VLBI和空间VLBI观测。迄今为止，我们在5个不同的历元上观测到3C345（1个历元是3mm地面VLBI，4个历元是6cm和18cm空间VLBI）。这些测量大大扩展了我们对3C345的持续监测。在这篇文章中，我们讨论了喷流的性质和它的移动组件的核心附近（<3mas）。
2001-01-24 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
Second Epoch Global VLBI Observations of Compact Radio Sources in the M82 Starburst Galaxy
我们已经提出了第二个时代的全球甚长基线干涉观测的结果，采取了2001年2月23日在18厘米的波长，中央千秒差距附近的星爆星系梅西耶82。这些观测的目的是研究中央区域一些致密射电源的结构和通量演变，这些射电源已被确定为超新星遗迹。对41.95+575和43.31+592两个天体进行了研究，分别得到了2500 +/- 1200 km/s和7350 +/- 2100 km/s的膨胀速度。这两个物体的通量密度分别为31.1 +/- 0.3 mJy和17.4 +/- 0.3 mJy。这些结果与以前的测量和预测是一致的。
2004-05-06 astro-ph
First e-VLBI observations of Cygnus X-3
我们报告的前两个5 GHz的e-VLBI观测的X射线双星天鹅座X-3使用欧洲VLBI网络的结果。2006年4月20日和2006年5月18日分别进行了两次成功的观测，一次是在一次大耀斑发生几周后系统处于准静止状态，另一次是在另一次耀斑发生几天后。在第一个时期，我们检测到微弱的发射可能与一个衰落的喷流，空间上分离的X射线二进制。相比之下，第二个时期揭示了一个明亮的，弯曲的，相对论性喷流的范围超过40毫弧秒。在第一个时期，也可能是第二个时期，X射线双星核心没有被探测到，这可能表明在某些X射线状态下的某些黑洞X射线双星中看到的喷流产生的暂时抑制。在第二个时代的空间分辨偏振图提供了证据的喷出物和周围介质之间的相互作用。这些结果清楚地表明了快速分析瞬变的长基线观测的重要性，例如由e-VLBI提供的便利。
2006-11-02 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
VLBI Observations of Mkn 501 and Mkn 421
本文介绍了BL-Lac型天体Mkn 501在18 cm波段的两个空间VLBI观测时期。由于这些新数据的高分辨率，我们发现内部喷流在其开始时是中心增亮的，但在距离核心约8 mas时变得延伸和边缘增亮。此外，两个历元之间的比较表明，存在一个可能的自行与视速度= 6.7c。还提供了BL-Lac型天体Mkn 421的6和18厘米VLBI数据。观测数据已被用来约束喷流速度和方向。
1998-10-27 astro-ph
Space VLBI Observations of MKN501
本文介绍了对BL-Lac型天体MKN 501在18厘米波段进行的两次空间VLBI观测。由于这些新数据的高分辨率，我们发现内部喷流在开始时是中心增亮的，但在距离核心约8 mas时变得扩展和边缘增亮。此外，两个历元之间的比较表明存在一个视速度为6.7c的自行。观测数据已被用来约束喷流速度和方向。
1998-08-24 astro-ph
VLBI Observations of SN 2008D
我们报告了与X射线爆发XRF 080109相关的Ib/c型超新星SN 2008D的两个时代的甚长基线干涉（VLBI）观测。在我们的第一个时期，在爆炸后t = 30天，我们在22和8.4 GHz进行了观察，在我们的第二个时期，在t = 133天，在8.4和5.0 GHz进行了观察。VLBI观测使我们能够精确地测量源的大小和位置在每个时期，从而限制其膨胀速度和自行。我们发现源在最好的边缘解决在这两个时代，使我们能够把一个3西格玛上限~0.75 C的圆形源的膨胀速度。对于一个细长的源，我们的测量是兼容的温和的相对论性膨胀。然而，我们对自行的3sigma上限是4微弧秒/天，对应于<0.6c的视速度，并且与静止的通量质心一致。这个极限排除了相对论性喷流，如远离视线的伽马射线暴喷流，它将显示> c的表观自行。总的来说，我们的测量结果反对SN 2008D中存在任何长寿命的相对论流出。另一方面，我们的测量结果与典型超新星中看到的<30，000 km/s的非相对论膨胀速度和小自行（<500 km/s）一致。
2009-02-04 astro-ph
15 years of VLBI observations of two compact radio sources in Messier 82
本文介绍了2001年2月23日对附近的星爆星系梅西耶82进行的第二次18厘米全球甚长基线干涉测量（VLBI）观测的结果。这些观测进一步研究了M82中心区域最致密射电源的结构和流量演化。M82中两个最致密的射电天体（41.95+575和43.31+592）已经被研究过。利用这一新时期的数据，与我们以前的全球VLBI观测和欧洲VLBI网络观测的两个早期时期相比，我们使用各种独立的方法测量了41.95+575的膨胀速度在1500- 2000 km/s范围内，43.31+592的膨胀速度在9000- 11000 km/s范围内。在每一种情况下，测量到的残骸膨胀速度都明显大于理论模型预测的M82超新星残骸的正则膨胀速度（500 km/s）。在本文中，我们将讨论这些测量的膨胀速度相对于高密度的环境，SNR预计居住在M82星暴的中心内的影响。
2006-03-23 astro-ph
Analysis of 6cm VLBI polarization observations of a complete sample of northern BL Lacertae Objects
本文给出了10个射电亮BL Lacertae天体在6cm波段的VLBI总强度（I）和线偏振（P）观测结果。这些图像完成了Kuhr和Schmidt定义的北BL Lacertae天体1-Jy样本的第一个时期偏振观测。超光速的估计提出了几个来源，使样本中的源的总数，这样的估计是可用的16。目前正在减少的第二个历元观测应该产生基本上所有样本源的VLBI特征的速度估计。这些BL Lacertae天体的喷流磁场通常横向于当地喷流方向，但也有相当一部分（约30%）具有纵向磁场的VLBI喷流成分。这可能表明BL Lacertae天体的VLBI喷流中的条件有利于形成相对论激波;或者，可能是内禀喷流磁场的环形分量在这些源中占主导地位。
2003-07-09 astro-ph
Geodetic VLBI Observations of EGRET Blazars
我们给出了EGRET类星体0202+149、CTA 26和1606+106的VLBI观测结果，以及Piner和Kingham（1997 b）对1156+295的VLBI观测结果的附加分析。1989 - 1996年，我们分别在0202+149、CTA 26和1606+106的11个历元、8个历元和12个历元产生了8和2GHz的VLBI图像。VLBI数据取自华盛顿VLBI相关器的大地测量数据库。我们测量了喷流分量的视速度，发现CTA 26和1606+106是超光速源，平均视速度分别为8.9和2.9 h^{-1}c（H_{0} = 100 h km s^{-1} Mpc^{-1}，q_{0} =0.5）。0202+149中的分量是平稳的，我们把这个源确定为一个紧致的F double。这些源都有明显的弯曲喷流，我们在CTA 26和1156+295中检测到了非径向运动。我们还没有检测到任何组件出现后，在CTA 26，1156+295，和1606+106的伽玛射线耀斑，我们推导出任何这样的组件的喷射时间的下限。的EGRET源的失调角分布相比，作为一个整体的耀变体的分布，我们发现，EGRET源优先属于既不对齐，也不错位人口。我们还比较了EGRET和非EGRET blazar的视速度和多普勒波束因子的平均值，没有发现显着差异。因此，我们没有发现任何迹象表明，在测量误差，EGRET耀变体是任何更强烈…
1998-06-16 astro-ph
Locations of Auroral Kilometric Radiation Bursts Inferred From Multi-Spacecraft Wideband Cluster VLBI Observations i: Description of Technique and Initial Results
利用极长基线干涉测量法，利用集束宽带数据仪器确定极光千米辐射的位置。该技术涉及使用时间和频率滤波波形将来自所有六个集群基线的单个AKR突发互相关。我们报告了在2002年7月10日至2003年1月22日期间的六个观测时期内，当星团星座位于南半球或北半球上方时，超过1,700个单独的AKR爆发的位置。在一般情况下，我们发现，AKR爆发的位置位于沿磁场线映射到夜间极光区预期从以前的AKR研究。AKR极光足迹位置的分布在每个时期的整体空间尺度在1000 - 2000公里之间，远大于单个AKR爆发位置磁足迹的位置不确定性，但极光椭圆的一小部分。对于六个时期中的两个时期，在1-2小时的时间内，AKR活性的平均位置有显著的漂移。漂移主要是在纬度在一个时代和经度在其他，平均漂移速度V约80-90米秒-1的AKR排放位置。
2003-07-01 astro-ph
Relativistic Jets in The Radio Reference Frame Image Database I: Apparent Speeds from the First Five Years of Data
本文介绍了利用射电参考系图像数据库（RFID）中的VLBI图像对相对论性喷流视速度进行分析的结果。这些图像是使用VLBA加上多达10个额外天线提供全球VLBI覆盖的8和2 GHz VLBI快照图像。我们已经分析了8 GHz的图像，从第一个五年的数据库（1994-1998年），在此时间范围内的三个或更多的时代观察到的所有来源。该子集包括87个源的966个图像。在1994-1998年期间，这一子集中的源平均有11个观测期，观测最好的源有19个观测期。大约一半的来源，在这个RFID运动学调查没有以前的研究与多历元VLBI观测。我们已经测量了77个源中的184个射流分量的表观速度，其中54个源中的最佳测量的94个分量速度用于最终分析。表观速度分布在低表观速度时有一个峰值（与静止分量一致），在表观速度约为30 ° C时有一个尾部，平均表观速度为3.6 ° C。本文中共有36个源也包括在Kellermann等人的2 cm VLBA调查中，具有相似的角分辨率、灵敏度和时间范围。对于这些来源，我们提出了一个详细的组件由2厘米的调查和本文中测量的表观速度的比较。许多独立的表观速度测量结果非常一致，但对于大约25%的组件，我们发现两次调查测量的表观速度存在显着差异。这些差异的主要原因是两次调查如何识别不同时期的喷流成分的差异。
2007-02-12 astro-ph
Approaching NGC3079 with VLBI
Seyfert 2星系NGC3079是距离我们最近的弱射电活动星系核之一。我们已经进行了多频，多历元VLBI观测这个对象，并检测到新的组件，自行的顺序为0.1 c，强大的光谱变化，和自由的吸收。基于相位参考天体测量学，我们提出了一个新的识别组件在1.7 GHz。我们的研究结果表明，在NGC3079的核心是嵌入在一个稠密的介质，强烈影响的射电外观的活动星系核喷出物。我们补充我们的工作与Seyfert VLBI观测采取的文献。
2003-09-15 astro-ph
A study of young radio-loud AGN using space-VLBI
千兆赫兹峰值频谱（GPS）源是射电强活动星系核的起源和演化研究的关键因素，因为它们很可能是扩展射电源的年轻对应物。在这里，我们讨论的空间VLBI观测的GPS源，使我们能够获得前所未有的角分辨率的频率附近的频谱周转。观察到的峰值亮度温度Log[T]=10.5-11开尔文表明，同步自吸收是负责他们的光谱周转。这是在密切的协议与以前的大小频谱周转统计的GPS源。这些新的空间VLBI观测与早期的地基VLBI观测相结合，证实了数百年来最紧凑的GPS星系的年轻年龄。
2000-02-21 astro-ph
Probing parsec scale jets in AGN with geodetic VLBI
我们报告的一个长期的VLBI项目RDV（研究与发展- VLBA）的框架内，同时观察到的活动星系核的图像正在进行的努力，该项目于1994年开始，旨在观察紧凑的河外射电源的天体测量/大地测量模式。对明亮的河外源的观测每两个月进行一次，每年最多六次，所有10个甚长基线望远镜和最多9个额外的（大地和甚高频）射电望远镜都参加了观测。本文分析了370个类星体、BL湖和射电星系的单历元观测结果。我们讨论了VLBI核心的性质（通量密度、大小、亮温）、核心和喷流的光谱特性、喷流亮温的演化。
2008-12-25 astro-ph
Multi-Frequency VLBI Observations of NRAO 530
我们报告的VLBA观测的伽玛射线明亮的耀变体NRAO 530在多个频率（5，8，15，22，39，43和45 GHz）在1997年和1999年。这些多历元多频高分辨率VLBI图像表现出一致的核心占主导地位的形态与弯曲喷流的核心北部。1997年2月在五个频率（5，8，15，22和43 GHz）观测到的准同步数据使我们能够估计在这个高度可变的源紧凑VLBI组件的光谱。在中心的两个分量（A和B）中可以看到平坦的光谱，并且在南端具有最平坦光谱指数的最紧凑的分量A被识别为核心。
2006-05-23 astro-ph
Spectral Properties of the Core and the VLBI-Jets of Cygnus A
利用VLBI技术对射电星系天鹅座A内核区在5GHz、15 GHz、22 GHz、43 GHz和86 GHz的光谱特性进行了详细的研究。我们的观测包括在15 GHz和22 GHz使用相位参考的历元和第一次成功的VLBI观测天鹅座A在86 GHz。我们发现了一个明显的双面射流结构，沿射流和反向频谱朝向反射流陡峭的频谱。反演的频谱和频率依赖的喷流-反喷流比表明，内部的反喷流被一个环核吸收体所覆盖，因为它是由统一方案提出的。
2004-09-14 astro-ph
High Frequency VLBI Imaging of the Jet Base of M87
VLBA和全球VLBI观测M87在43 GHz，一些新的和一些以前发表的，被用来研究喷流的结构演化的空间分辨率下100史瓦西半径。这些照片拍摄于1999年至2004年，角分辨率为0.00043”x 0.00021”。在所有五个时期都可以看到边缘增亮的射流结构和射流底部大开度角的指示。此外，在后三个时期还可能看到一个反喷流。22 GHz VLBA图像也证实了在较高频率下看到的许多结构，包括反喷流。在22和43 GHz的反喷流通量密度的比较表明，它不是自由-自由吸收在这些频率。试图从喷流和反喷流分量的自行获得速度表明，这些观测是欠采样的。最接近的一对图像给出了喷流的表观速度为0.25至0.40 c，反喷流的表观速度为0.17 c。这些速度应被视为下限，因为在关联历元之间的组件时可能存在误差。如果它们是真实的，它们表明喷流的方向与视线成30-45度，并且沿喷流的分量速度为0.3-0.5c。使用从自行导出的喷流方向、反向喷流的光谱指数和喷流与反向喷流的亮度比为14.4，推断出的整体气流为0.6-0.7c，考虑到如何测量亮度比的相当大的不确定性，其并不明显大于组件速度。
2007-01-17 astro-ph
VLBI Observations of a Complete Sample of Radio Galaxies: VIII - Proper Motion in 3C338
本文给出了射电星系3C 338的新的VLA、MERLIN和VLBI图象，以及对它的角秒核通量密度的监测结果。目前的高灵敏度的观测使我们能够调查这个源的射电结构，并确认存在两个对称的秒差距尺度喷流。不同时期之间的形态变化是显而易见的，并自行$β\sim$ 0.4小时$^{-1}$已被推导出，使我们能够给一个下限约束的哈勃常数。虽然3C 338的陡峭光谱大尺度结构可能是一种残留发射，但小尺度结构看起来很年轻，类似于在高红移处发现的高功率MSO。
1997-09-29 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
Vlbi Diagnostics of Jet Instabilities in 0836+710
在本文中，我们提出了新的VLBA观测的无线电喷流在类星体S5 0836+710在8和22 GHz。脊线的识别，使我们能够解释射流结构的开尔文-亥姆霍兹不稳定性。结合之前在1.6和5 GHz的VLBA和VSOP数据，这些新的观测结果将使我们能够研究射流中不稳定性的演变。我们已经检测到可能的射流中断的签名，由于增长的不稳定性，这指向一个可能的形态分类的源FRI，相反，以前认为在光度标准。
2006-07-17 astro-ph
A Slower Superluminal Velocity for the Quasar 1156+295
作为正在进行的观测高能伽玛射线耀变体VLBI的努力的一部分，我们已经产生了8和2 GHz的VLBI图像，在10个时期，跨越1988年至1996年，类星体1156+295。VLBI数据取自华盛顿VLBI相关器的大地测量数据库。我们已经探测到四个分量，并测量了它们从最外面的分量向内的表观速度为8.8 +/- 2.3、5.3 +/- 1.1、5.5 +/- 0.9和3.5 +/- 1.2 h^{-1}c。（H_{0} = 100 h km/（s Mpc），q_{0} =0.5，全文）。这些速度与先前发表的该源的超光速（26 h^{-1}c）相矛盾。
1997-06-16 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
SN 1986J VLBI. The Evolution and Deceleration of the Complex Source and a Search for a Pulsar Nebula
本文报道了旋涡星系NGC 891中超新星1986 J的VLBI观测，观测时间为1990年7月和1999年2月，爆炸后t=7.4和15.9年，并对这些观测和爆炸后t~4年的早期观测进行了综合分析，我们估计爆炸后t = 1983.2 +/-1.1。源是壳或复合物，并继续显示出复杂的形态，沿着脊和突起具有大的亮度调制。超新星是中度到强烈减速的。平均外半径以t^（0.71 +/- 0.11）的速度膨胀，膨胀速度从t=0.25年时的20，000 km/s外推到t=15.9年时的6，000 km/s。随着时间的推移，结构发生了显著的变化，表明演化不是自相似的。壳结构在最新的时期是最好的，当突起在突出程度上有所减少，并且出现了一个新的紧凑的组件时。无线电频谱在10 GHz以上显示出明显的反转。这可能与脉冲星星云通过爆炸的碎片变得可见有关。1.5 ~ 23 GHz的射电通量密度随时间的推移而急剧下降，在t~15 ~ 19年之间，通量密度与t^（-2.94 +/-0.24）成正比。这种下降比早期测量中发现的要快得多，直到t~6年。
2002-08-07 astro-ph
Space-VLBI Polarimetry of the BL Lac Object S5 0716+714: Rapid Polarization Variability in the VLBI core
为了确定BL Lac天体S5 0716 + 714喷流内日内变量（IDV）发射区的位置，在2000年秋季进行了多历元VSOP偏振实验。为了探测、成像和监测源的短期变化，在5 GHz频率下用VSOP进行了三次空间VLBI实验，时间间隔为6天和1天。在VSOP观测期间，Effelsberg 100米射电望远镜的准同期通量密度测量显示，在不到一天的时间内，总强度的变化约为5%，线性偏振的变化高达40%。对VLBI观测数据的分析表明，这些变化主要发生在VLBI核心分量0716 + 714的内部。VLBI地面阵列图像和VSOP图像与单碟测量结果一致，都显示VLBI核心的总通量密度下降约20 mJy，线偏振下降约5 mJy。在观测间隔期间，偏振角旋转约15度。在射流中没有发现变化。高角分辨率VSOP图像不能分辨可变分量，并将<0.1 mas的上限设定为核心分量的大小。根据变化时间尺度，我们估计一个源的大小为几微弧秒，亮度温度超过10^15 K。我们讨论的结果在框架内的源-外在（星际闪烁诱导）和源-内在IDV模型。
2006-03-31 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
A 5-GHz Southern Hemisphere VLBI Survey of Compact Radio Sources - II
我们报告了对耀变体样本进行5 GHz南半球快照VLBI观测的结果。1993年5月，利用南半球VLBI台网和上海站进行了观测。23平谱，无线电大声源成像。这是其中15个源的第一张VLBI图像。其中8个源是EGRET（> 100 MeV）伽马射线源。毫弧秒的形态显示了核心射流结构的12个来源，和一个单一的紧凑的核心，其余11个。没有看到紧凑型双打。与其他不同时期和/或不同频率的射电图像相比，3个核心喷流耀变体显示出弯曲喷流的证据，其中2个耀变体有超光速运动的证据。对单个耀变体给出了详细的描述。这是一项调查的第二部分：第一部分由Shen等人报告（AJ 114（1997）1999）。
1998-03-10 astro-ph
Simultaneous radio-interferometric and high-energy TeV observations of the gamma-ray blazar Mkn 421
1998年3月至4月，在相隔一个月的三个紧密间隔的时期，用甚长基线干涉测量法（VLBI）观测了发射TeV的BL Lac天体Mkn 421。在同一时期，在非常高的伽马射线能量（TeV测量）的源也进行了监测，试图寻找TeV的变化和秒差距尺度上的无线电形态的演变之间的相关性。虽然VLBI地图显示Mkn 421 VLBI喷流没有时间变化，但有强有力的证据表明，在我们数据的两个月跨度内，Mkn 421 VLBI核心的总通量和偏振通量及其光谱都存在复杂的变化。高能测量表明，在此期间，源的整体TeV活动正在上升，在我们第二次VLBI观测运行前三天检测到伽马射线耀斑。虽然没有坚定的相关性可以建立，我们的数据表明，这两种现象（TeV活动和VLBI核心的变化）连接，与VLBI核心在22 GHz的自吸收无线电对应的同步自康普顿（SSC）发射在高能量。根据VLBI核心的大小，我们可以推导出SSC区投影大小的上限为0.1 pc（3 x 10**17 cm）。这一决定是第一次无模型估计的伽玛射线发射区域的大小在一个耀变体。
2006-07-12 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
The Extreme Scattering Event Toward PKS 1741-038: VLBI Images
本文报道了源PKS 1741-038在经历一次极端散射事件时的多历元VLBI观测结果。获得了四个时期的观测结果，并在其中三个时期制作了图像。在该事件期间，震源由一个占主导地位的致密成分组成，基本上与事件外所见的结构相同。然而，在ESE期间，源的直径在13 cm处略微增加。光源直径的增加与简单的折射模型不一致。我们也没有看到在源内或多个图像的形成，因为会发生在一个强折射透镜的ESE诱导的子结构的证据。然而，一个模型，在ESE过程中发生的通量密度的下降，仅仅是因为随机扩大内的镜头需要一个更大的扩大直径在ESE比观察到的。因此，对1741-038的ESE涉及晶状体内的随机增宽和折射散焦。如果形成ESE的结构的大小为1 AU，那么ESE透镜内的散射水平可能是周围介质中散射水平的10^7倍。一个附加结构可以减少在透镜和周围介质中的散射强度之间的差异，但我们得出结论，如果ESE产生的附加结构，它们发生时，纵向的附加结构。我们预测的脉冲展宽量，将导致一个可比的透镜通过前面的脉冲星。脉冲展宽将不超过1.1微秒，这与在朝向PSR B1937+21和PSR J1643-1224的ESE期间检测到的脉冲展宽的缺乏一致。
2000-01-20 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
Motion Statistics in the CJ Survey -- The Status in October 2002
在加州理工学院-乔德雷尔巡天的明亮平谱射电源中，几乎所有的293个源都观测到了3-5个历元，这是一个非常大的样本。分量运动的推导还没有完成;例如，可变性和射流曲率使其复杂化。然而，一些基本结果是明确的。CJF类星体的平均视速度接近3c，而射电星系和BL Lac的平均视速度约为1c。速度的分布是宽的，表明射流洛伦兹因子的宽分布，具有许多低值，和/或由于弯曲、速度变化或由于模式运动（冲击），芯和移动射流分量之间的洛伦兹因子的解耦。在这次研讨会上出现了一个暗示，即在较低的射频下，平均视速度可能较低;这需要仔细验证。
2003-04-10 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
The Vela Pulsar's proper motion and parallax derived from VLBI observations
船帆座脉冲星是射电波段最亮的脉冲星。正是这个物体（通过它的小故障）告诉我们，恒星是固体旋转体，而不是振荡体。除了蟹状星云脉冲星，它还是许多脉冲星行为模型的来源。因此，了解它的距离以及它的起源是至关重要的。Vela脉冲星的自行和视差是由2.3和8.4GHz甚长基线干涉仪（VLBI）观测得到的。数据跨度为6.8年，由11个时期组成。我们发现了$μ_{α{\rm cos}δ}= -49.61 \pm 0.06, μ_δ= 29.8 \pm 0.1$ \myr的自行和$3.4 \pm 0.2$ mas的视差，这相当于$293_{-17}^{+19}$ pc的距离。当我们减去银河系自转和太阳特有速度时，我们发现$μ_* = 45 \pm 1.3$ \myr的位置角（PA）为$301^\circ\pm1.8$，这意味着自行与X射线星云的对称轴有一个很小但很大的偏移。
2003-05-12 astro-ph
Kinematics of the Parsec-Scale Relativistic Jet in Quasar 3C 279: 1991 - 1997
我们提出了长期的高频VLBI监测的结果相对论性喷流在3C 279，包括18个时期在22 GHz的1991年至1997年和10个时期在43 GHz的1995年至1997年。这项研究的三个主要结果是：测量的六个超光速组件的视速度范围从4.8到7.5 c（H_{0} =70 km s^{-1} Mpc^{-1}，q_{0} =0.1），总射电通量的变化主要是由于VLBI核心通量的变化，1995年以后，VLBI核的均匀球亮温度在22 GHz处约为1 × 10^{13} K，这是直接估计的最高亮温度之一。如果Lahteenmaki和Valtaoja测量的3C 279的亮度温度变化是一个实际值而不是下限，那么3C 279的静止帧亮度温度是相当高的，并受到逆康普顿效应的限制，而不是均分。3C 279的秒差距尺度的形态包括一个明亮的，紧凑的VLBI核心，喷流组件（C4），从约2质量移动到约3.5质量的核心，在我们的监测过程中，和一个内部的喷流，从核心延伸到一个固定的组件，C5，在约1质量的核心。内喷流中的组分是相对短暂的，并且在它们到达离核心约1质量的时候褪色。这些组件具有彼此不同的速度和位置角，但这些差异与亚伯拉罕和卡拉拉的进动模型预测的差异不匹配。虽然VLBI的组成部分是在两个观测到的伽马射线高态之前大约六个月诞生的，但伽马射线数据的稀疏性阻止了对可能的相关性进行统计分析。
2000-08-29 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
Multi-epoch VLBA observations of 3C 66A
本文介绍了3C~ 66 A的六历元甚长基线阵列（VLBA）观测结果。高分辨率甚长基线干涉仪（VLBI）的地图在多个频率（2.3，8.4和22.2 GHz）同时获得使我们能够确定最明亮的紧凑组件的核心。我们发现，核的光谱可以合理地拟合同步辐射自吸收模型。VLBA图显示3C~ 66 A喷流在距核约1.2和4质量处有两个弯曲。我们还通过分析它们的自行，给出了我们的喷流分量与以前VLBA观测中的分量的可能的识别。我们发现一致的差异，从核心的位置在一个组件之间的不同频率在六个历元。
2007-04-20 astro-ph
The Extragalactic Lens VLBI Imaging Survey (ELVIS). I. A Search for the Central Image in the Gravitational Lens PMN J1838-3427
河外透镜VLBI成像巡天（ELVIS）搜寻透镜射电类星体的中心图像，以测量遥远星系的中心密度分布。在这里，我们提出了敏感的多历元甚长基线阵列（VLBA）的观测PMN J1838-3427在8 GHz，1西格玛噪声水平为38微焦耳束^（-1）。基于这一水平背景源中心像的缺失，我们探讨了透镜星系中心物质分布的可能性。幂律密度分布ρ ~ r^（-gamma）必须具有gamma > 1.93。因此，密度分布接近等温分布（γ = 2）或更陡。在其他等温剖面中，任何恒定密度核心的上限为~< 5秒差距。我们还推导出模型中的密度分布是等温的千秒差距尺度上的约束，但允许有一个不同的幂律在中央~100秒差距。如果透镜星系中有一个超大质量黑洞，星系的轮廓可以变浅，但对于预期的黑洞质量，星系的轮廓必须仍然接近等温或更陡。
2006-05-06 astro-ph
VLBI Imaging of Seyfert Galaxies
甚长基线阵列的出现及其相位参考能力使得能够以亚毫扬斯基灵敏度对射电源进行毫角秒尺度的成像，为塞弗特星系的高分辨率成像打开了大门。在过去的几年里，这导致了一些有趣的新结果，揭示了塞弗特星系内核的特征。其中包括：（1）具有陡峭射电频谱的经典Seyfert星系有强烈的倾向于显示毫弧秒尺度的射电喷流，有时喷流中有相当大的曲率：（2）在多个历元成像的喷流的视速度通常远小于c，通常在0.1c或更小，尽管有时在强爆发后看到更快的运动;（3）低光度的赛弗特星系有更强的倾向于显示出平坦或有点倒置的射电光谱，通常在毫角秒尺度上无法分辨，并且可能由低辐射效率的吸积流和非常紧凑的射电喷流的组合所支配。本文讨论了一些例子，说明这些属性，并总结了一些我们已经了解到的弱活动星系的毫角秒尺度。
2003-01-05 astro-ph
The Parsec-Scale Structure and Jet Motions of the TeV Blazars 1ES 1959+650, PKS 2155-304, and 1ES 2344+514
作为TeV blazar喷流VLBI特性研究的一部分，我们在此提供了TeV blazar 1 ES 1959+650、PKS 2155-304和1 ES 2344+514的秒差距尺度喷流的一系列高分辨率15 GHz甚长基线阵列（VLBA）图像，线性分辨率约为0.5 pc。在1999年和2000年期间，VLBA在三个或四个时期观察到这些源中的每一个。在VLBI影像上明显缺乏任何强烈的运动成分（与EGRET blazar中看到的快速超光速运动相反），VLBI喷流的结构可以被建模为一系列平稳的高斯成分，或者两个源（PKS 2155-304和1 ES 2344+514）的平滑幂律。低的视速度，以及VLBI核心的亮度温度等波束指标，意味着VLBI射电辐射只有适度的多普勒增强，只有适度的体积洛伦兹因子;这与用来解释高能辐射的这些参数的更极端的值形成对比。在秒差距尺度上没有看到移动的激波或等离子体团，这一事实表明，被认为是高能耀斑的原因的激波或等离子体团必须在VLBI图像上与核心分离之前消散。这就要求在秒差距尺度上损失大量的整体动能，并意味着比通常假设的内激波情况更高的效率。
2003-09-19 astro-ph
Low frequency observations of SN 1993J with Giant Meterwave Radio Telescope
本文用巨磁共振波谱法讨论了SN 1993 J的低频谱。我们在20cm、50cm、90cm和125cm波段对SN 1993J进行了多个历元的观测，获得了近同时的光谱。我们拟合同步辐射自吸收（SSA）和自由-自由模型的数据。我们比较了使用SSA拟合得到的SN的大小外推的VLBI测量在不同的时代，使用公共数据在早期的时代。我们发现在磁场和相对论电子均分的假设下，同步辐射自吸收过程不足以再现观测到的超新星大小。我们还导出了谱指数和磁场在几个历元的演化。
2003-11-18 astro-ph
Multi-epoch VERA Observations of H2O masers in OH 43.8-0.1
本文报道了用射电天体测量VLBI探测（VERA）对OH 43.8-0.1星形成区H2O脉泽辐射进行的多历元观测。通过单束VLBI测绘获得的大尺度脉泽分布揭示了新的脉泽斑点分散在0.7 × 1.0弧秒的区域，除了一个“壳状”的结构与规模为0.3 × 0.5弧秒，这是以前绘制的唐斯等人。（1979年）。在281天的5历元观测基础上，获得了43个点的自行。自行的分布显示出系统的流出在南北方向的膨胀速度约为8公里/秒，和整体分布的脉泽斑点以及自行更好地代表了一个双极流加上一个中心的脉泽集群具有复杂的结构，而不是一个壳层与均匀的膨胀，如发现在Cep A R5和W75 N VLA 2。到OH 43.8-0.1的距离也是根据统计视差估计的，得到D = 2.8 +/- 0.5 kpc。这个距离与近的运动学距离一致，排除了远的运动学距离（~9 kpc），OH 43.8-0.1的LSR速度与距离结合提供了对银河系旋转曲线平坦度的限制，即太阳和OH 43.8-0.1位置的旋转速度没有系统差异，其位于~ 6.3kpc的银河系中心半径处。
2005-05-10 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
EVN observations of low-luminosity flat-spectrum AGNs
本文介绍并讨论了从一个平谱射电源（CLASS）样本中精心挑选的三个低光度（P（5 GHz）<10^25 W/Hz）宽发射线活动星系核的VLBI（EVN）观测结果。根据分别在5千兆赫和1.4千兆赫处的总无线电功率和扩展无线电功率，这些物体在技术上应归类为无线电静活动星系核，因此，对其无线电发射的来源还不清楚。本文所介绍的VLBI观测结果揭示了致密的射电核心，这意味着亮温的下限约为3 × 10^8 K。这一结果排除了无线电发射的热起源，并强烈建议类似于在更强大的无线电响亮AGN中观察到的发射机制。根据定义，这三个物体在1.4 GHz和8.4 GHz之间显示出平坦（或倒置）的无线电频谱，因此观测到的无线电辐射可能是相对论波束。多历元VLBI观测可以在两年时间内证实这一可能性。
2001-08-29 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 $，哈勃常数为65 km/s/Mpc。这可以通过射流与其传播所通过的介质的相互作用来解释。
2007-11-16 astro-ph
The Sub-Luminal Parsec-scale Jet of Mkn 501
我们已经结合了甚长基线干涉测量（VLBI）数据从几个程序，以解决差异的TeV伽马射线源Mkn501报告秒差距尺度射流速度。从VLBA 2厘米调查的数据，和8和15 GHz的数据从无线电参考系图像数据库，已结合从5 GHz的VSOP空间VLBI观测数据，以确定在这个源的射流组件的视运动。合并数据集包括1995年4月至1999年7月期间的12次观测。在大多数时期探测到四个喷流分量，所有这些都是明显的亚光速（即表观速度< c），其中两个似乎是静止的。因此，已建立的TeV伽马射线源Mkn 501和Mkn 421都有亚光速秒差距尺度的喷流，与EGRET探测到的大多数>100 MeV源的明显超光速喷流形成对比。在1997年扩展的TeV高态之后，没有新的VLBI成分从核心中出现，再次与>100 MeV伽马射线源的一般行为形成对比。
2002-10-22 astro-ph
Space VLBI Observations of 3C371
本文报道了3C~371在4.8GHz频率上的首次空间VLBI观测。轨道天线高度先进的通信和天文学实验室（HALCA）提供的高分辨率和VLBA的高灵敏度相结合，使3C~371喷流的成像角分辨率约为0.26 mas，这对于这个相对较近的源对应于$\sim$ 0.4 h $^{-1}$ pc。两个相隔66天的历元之间的比较表明，在$\sim 1.4 h^{-1}$ c的上限以上，内部7质量喷流结构没有明显的运动。这个值，从假定的对称喷流中没有可检测到的反喷流发射，加上扩展的双瓣结构的存在，与喷流中的结是固定的特征（如立激波）是一致的。喷流强度随距核的角距离的增大而减小，其变化规律为$ϕ^{-1.68}$。这比3C~120，$ϕ^{-1.86}$的结果更平缓，因为3C~120，$ϕ^{-1.86}$的射流与周围介质之间有很强的相互作用。这表明在~ 3C~（371）中存在更高水平的{ \it in situ}电子加速和磁场放大。我们解释急转弯的喷流在网站的偏心结作为进一步的证据之间的相互作用的喷流和外部介质，这也可能是负责产生的常设reclimation冲击。这些准同步冲击可能是造成假定静止分量的原因。3C~371的射电性质介于其它亮核射电星系和BL Lacertae天体之间。
1999-12-27 astro-ph
EVN observations of eleven GHz-Peaked-Spectrum radio sources at 2.3/8.4GHz
本文给出了11个2.3/8.4GHz的GHZ峰谱（GPS）射电源的EVN观测结果。这些源来自经典的“亮"GPS源样本，峰值通量密度$>$ 0.2 Jy，光谱指数$α< -0.2$（$S \propto ν^{-α}$）处于其凸光谱的光学厚区域。大多数目标源在项目开始时没有VLBI图像。这项工作的目的是从“明亮”的GPS样本中找到紧凑对称物体（CSO）候选者。这些CSO在理解单个射电星系演化的早期阶段发挥着关键作用。调查GPS源样本的原因是CSO候选者在这类射电源中更常见。事实上，GPS和CSO这两类都代表了通量有限和平坦谱样本的一小部分，如PR+ CJ 1（PR：Pearson-Readhead调查，CJ 1：第一次加州理工学院-Jodrell Bank调查）和CJF（加州理工学院-Jodrell Bank平坦谱源调查），随着通量密度限制的降低，个位数百分比逐渐减少。我们的研究结果，至少有3个，但可能更多的CSO来源中检测到的样本11，强调我们的方法的有效性。三个已确认的CSO源（1133+432、1824+271和2121 $-$ 014）的特征在于一对对称的分辨分量，每个分量都具有陡峭的光谱指数。另外5个来源（0144+209、0554 $-$ 026、0904+039、0914+114和2322 $-$ 040）可被视为可能的CSO候选物。其余三个震源（0159+839，06…
2005-01-05 astro-ph
One-sided jet at milliarcsecond scales in LSI+61303
我们提出了甚长基线干涉测量（VLBI）的高质量X射线双星LSI+61303的观测，进行了与欧洲VLBI网络（EVN）。在一次射电爆发后10天进行的11个小时的观测中，射电源显示出恒定的通量密度，这使得对发射分布进行灵敏的成像成为可能。地图上的结构显示出向东南方向的明显延伸。比较我们的数据与以前的VLBI观测，我们解释的扩展作为一个准直的无线电喷流中发现的其他几个X射线双星。假设该结构是在爆发开始时开始的膨胀的结果，我们得到0.003 c的表观膨胀速度，在多普勒增强的情况下，对应于接近视线的喷射的至少0.4 c的固有速度。从所有可获得的历元的视速度，我们能够建立喷射角的变化，这意味着一个旋进的吸积盘。最后，我们指出，LSI+61303，像SS 433和天鹅座X-1，显示出一个几乎垂直于相对论性喷流的发射区的证据。
2001-07-05 astro-ph
Motion and Properties of Nuclear Radio Components in Seyfert Galaxies Seen with VLBI
本文报道了对NGC 7674、NGC 5506、NGC 2110和Mrk 1210的18、6和3.6厘米EVN、MERLIN和VLBA观测，以研究它们在pc尺度上的结构和自行，并对Seyfert星系射电宁静的许多可能原因作了一些限制。NGC 7674和NGC 2110的组态是简单的线性结构，而NGC 5506和Mrk 1210的组态有多个没有明确对称轴的组态。我们认为NGC 7674是一个低光度致密对称天体。通过比较不同时期的图像，我们发现在NGC 7674中，两个相距282 pc的中心分量的自行极限为（0.92 ± 0.07）c，在NGC 5506中，两个相距3.8 pc的中心分量的自行极限为0.50 c。我们的研究结果证实并扩展了早期的工作表明，向外运动的无线电组件在塞弗特星系是非相对论性的pc尺度。我们简要地讨论了这种非相对论运动是否是内在的喷流形成过程或减速的结果，最初的相对论性喷流流与pc或次pc尺度星际介质的相互作用。我们结合我们的样品与一个列表汇编从文献中的VLBI观测的塞弗特星系，并发现大多数塞弗特核至少有一个平坦的光谱分量的VLBI尺度上，这是没有看到在角秒分辨率测量的光谱指数。我们还发现，射电星系和类星体所显示的pc和kpc射电结构的双峰排列并不显示在这个塞弗茨样本中，它显示了0度和90度之间的均匀分布的失准。频繁的错位可能是由于喷流进动或喷流与星际介质中的气体…
2004-02-06 astro-ph
Radio observations of the $γ$-ray blazar 0528+134
我们报告了使用Effelsberg 100米望远镜、IRAM 30米望远镜和NRL Green Bank干涉仪对$γ$射线耀变体0528+134进行的多频观测。0528+134在1993年经历了一次主要的射电和毫米波爆发，几个月后，在高能$γ$射线中发生了一次非常强烈的爆发。1991年5月较弱的$γ$ -射线爆发和1992年初的毫米活动也表明了类似的行为。这个结果很好地符合一般的发现，耀变体是明亮的$γ$ -射线，优选在开始的无线电爆发。0528+134是1992年11月用22 $\,$ GHz的VLBI全球台阵观测到的。在IRIS-S和欧洲大地测量VLBI观测活动中，还在8.4 $\,$ GHz处定期观测该源。一个新的VLBI组件，这是不存在于数据中的22 $\,$ GHz从1991年也表现出超光速运动。通过时间外推，我们发现新的组分是在1991年上半年，即1991年5月的第一次$γ$射线爆发附近，从地核中排出的.最新的VLBI数据表明，1994年出现了另一个新的组成部分。虽然这个新的成分只在两个时期被发现，但它似乎是在1992年秋天到1993年夏天之间从核心中被驱逐出来的，也就是说，在第二次伽马射线爆发和一次强射电爆发开始的时候。
1995-12-20 astro-ph
Space VLBI Observations of 3C 279 at 1.6 and 5 GHz
我们提出了第一个VLBI空间天文台计划（VSOP）观测的伽玛射线blazar 3C 279在1.6和5 GHz。在这两个频率的VSOP和VLBA只图像的组合映射喷流结构的尺度从1到100质量。在小的角尺度上，结构主要由类星体核心和位于核心3毫角秒（在这个时期）的明亮的次级分量“C4”控制。在较大的角度尺度上，该结构主要是由一个向西南方向延伸的喷流所控制，在这些图像中看到的最大尺度上，该喷流与VLA图像中看到的最小尺度结构相连接。我们已经利用了VSOP的两个主要优势：在更高频率下获得与地面图像相匹配的分辨率图像的能力以及测量高亮度温度的能力。光谱指数图是通过将VSOP 1.6 GHz图像与第二天VSOP观测的5 GHz匹配分辨率VLBA图像相结合而制成的。光谱指数图显示核心具有高度反转的光谱，其中一些区域的光谱指数接近同步加速器自吸收辐射的极限值2.5。高斯模型拟合的VSOP光谱显示出很高的亮度温度（>10^{12} K），这是很难测量的地面只有阵列。对亮度温度测量进行了广泛的误差分析。大多数组件没有可测量的亮度温度上限，但测量的下限高达5 × 10 ^{12} K。这个下限明显高于标称逆康普顿和均分亮度温度极限。推导出的多普勒因子，洛伦兹因子，和角度的视线的情况下，均分限制在EGRET耀变体的预期值的范围的上限。
2000-02-09 astro-ph
Time-Resolved AU-Scale Jets Traced by Masers in the IRAS 4A/B Regions of NGC1333
本文介绍了在NGC 1333恒星形成区用两个月时间分四个历元对IRAS 4A和IRAS 4 B水脉泽进行VLBI观测的结果。这两个天体都被归类为非常年轻的源，每个源都是一个多源系统。使用甚长基线阵列，我们在第一纪元探测到35个脉泽，第二纪元探测到40个脉泽，第三纪元探测到35个脉泽，第四纪元探测到24个脉泽。在每个系统中只有一个已识别的源与这些脉泽有关。这些数据被用来计算脉泽的自行，并追踪IRAS 4A 2和IRAS 4 BW 100 AU范围内的喷流。在IRAS 4A 2中，有两组脉泽，一组接近系统云速度，另一组红移。它们以53 km/s的速度线性膨胀。在IRAS 4 BW中，观察到两组相对于云速度蓝移和红移的脉泽。它们形成复杂的线性结构，厚度为3质量（1 AU，距离为320 pc），以78 km/s的速度线性膨胀。脉泽群追踪到的喷流都与大尺度喷流不一致。我们认为IRAS 4A 2和4 BW都存在未解决的同伴。
2008-08-01 astro-ph
