Radio Properties of Cavities in the ICM: Imprints of AGN Activity
我们提出了新的，高分辨率的射电图像的源与位于星系团核心的cD星系和X射线腔系统。来自档案钱德拉观测的腔的属性给出了可靠的估计的总喷流功率和年龄独立的无线电同步辐射通量。我们结合的X射线数据和VLA无线电图像在多个频率调查的几个基本属性的集群无线电源，包括其辐射（机械）效率，磁场内容，和粒子的内容，我们评估这些系统中的均分假设。我们发现，高射频探测当前活动星系核的输出，而在或低于327兆赫的频率跟踪活动星系核的活动星系核在过去的数亿年的历史。
2006-12-14 astro-ph
Wavelet analysis of a large sample of AGN at high radio frequencies
我们已经研究了80 AGN在22，37和90 GHz的特征时间尺度检查小波方法的属性，并将其与传统的傅立叶方法在天文学中常用的。我们使用连续小波变换与Morlet小波研究的特征时间尺度。我们还获得信息时，时间尺度是目前在流量曲线，如果它是持久的或不。我们的研究结果表明，源不是周期性的，在很长一段时间内的时间尺度的变化是常见的。小波的属性，能够区分时间尺度时，已经存在的是优于基于傅立叶的方法。因此，我们认为在研究活动星系核的准周期性时，使用小波是合适的。
2008-07-11 astro-ph
Sgr A* at low radio frequencies: GMRT observations
银河系的中心区域已经用巨型米波射电望远镜（GMRT）在580、620和1010 MHz进行了观测。我们探测到Sgr-A*（银河系动力中心的致密天体）的辐射，并估计其在620 MHz的通量密度为0.5 +/- 0.1 Jy。这是第一次检测到低于1 GHz的Sgr A*（Roy & Rao 2002，2003），它与330 MHz的可能检测（Nord等人，2004）一起提供了低于1 GHz的频谱。620 MHz的地图与其他频率的地图比较表明，Sgr A West HII区域的大部分地区的光学深度为2。然而，在投影中在相同区域中看到的Sgr A* 在1010 MHz和620 MHz之间示出略微反转的频谱指数。这与它的高频谱指数相一致，表明Sgr A* 位于Sgr A West复合体的前面，并排除了Davies等人（1976）提出的1 GHz左右的任何低频转换。
2004-02-02 astro-ph
Space VLBI at Low Frequencies
在足够低的频率下，任何地面无线电阵列都无法在透过电离层观察时产生高分辨率图像。将需要一个天基阵列来探索在最低射频上主宰天空的物体和过程。基于大量小型廉价卫星的成像无线电干涉仪将能够跟踪与地球距离外的日冕物质抛射相关的太阳射电爆发，确定星系中早期非热活动的频率和持续时间，并提供有关星际介质的独特信息。这将是一个“空间-空间”VLBI任务，因为只使用卫星之间的基线。角分辨率将只受星际和行星际散射的限制。
2000-03-08 astro-ph
Jet emission in NGC1052 at radio, optical, and X-ray frequencies
我们提出了一个综合的无线电，光学和X射线的研究附近的LINER星系NGC 1052。对NGC 1052的短（2.3 ksec）{ \it CHANNEL}观测的数据揭示了各种与喷流相关的X射线发射区的存在，一个明亮的致密核心和喷流结构中未解决的结，以及星系内部与射电同步加速器喷流发射良好对齐的扩展发射区。扩展的X射线发射的光谱可以最好地与$kT = (0.4-0.5)$ keV的热模型拟合，而致密的核心表现出非常平坦的光谱，最好由吸收的幂律与$N_{\rm H} = (0.6-0.8) \times 10^{22} {\rm cm^{-2}}$近似。我们比较的无线电结构的光学“结构图”从{ \it哈勃太空望远镜}（{ \it HST}）的观察，并找到一个很好的位置之间的相关性的无线电喷流和光发射锥。在所有三个频段都可以看到明亮、紧凑的喷流结构结，其光谱与同步辐射不一致。
2004-03-08 astro-ph
The Evolution of NGC 7027 at Radio Frequencies: A New Determination of the Distance and Core Mass
我们提出了一个为期25年的计划，以监测行星状星云NGC 7027的无线电通量的演变的结果。我们发现显着的频谱通量密度的演变。在1465 MHz处，星云的光学厚度较大，其通量密度以每年0.251+-0.015%的速度增加，这是由电离星云的膨胀造成的。在发射光很薄的频率下，光谱通量密度以每年-0.145+-0.005%的速度变化，这是由来自中央恒星的电离光子数量减少引起的。导出的距离为980 ± 100 pc。通过对观测到的变化拟合后AGB演化的内插模型，我们发现在25年的监测期内，恒星温度增加了3900 ± 900 K，恒星辐射光度降低了1.75 ± 0.38%.采用Bloecker恒星演化模型，我们得到一个与距离无关的恒星质量为0.655+-0.01太阳质量，或者当使用Vassiliadis & Wood模型时，可能会提供更好的拟合，大约高出0.04太阳质量。一个多云的光电离模型被用来同时拟合所有频率下的所有历元。射电通量密度预测值和观测值之间的差异显示出一些与时间无关的残差，通常为1%。一个可能的解释是在Baars等人的无线电通量尺度的不准确性。我们提出了一个调整的初级无线电通量校准器3C 286的通量密度尺度，基于多云模型的NGC 7027。我们还计算了精确的通量密度NGC 7027在VLA使用的所有标准连续带，以及一些新的30 GHz的实验。
2008-01-22 astro-ph
Giant Radio Pulses from the Millisecond Pulsar PSR B1937+21 at 327 MHz
利用Ooty射电望远镜（ORT）在326.5 MHz的观测时间内，对毫秒脉冲星PSR B 1937 +21进行了$\approx$ 8.1分钟的观测，记录到7个射电巨脉冲。虽然稀疏，这些观察支持大多数的巨脉冲行为报告在更高的射频（430至2380兆赫）。在积分轮廓的主要分量内，它们仅在接近其峰值的窄脉冲相位窗口（$\la$ 47 $μ$ s）中发射。这对于在低射频下对PSR B1937+21进行超高精度定时具有重要意义。
2002-05-13 astro-ph
Simultaneous single-pulse observations of radio pulsars: II. Orthogonal polarization modes in PSR B1133+16
在本文中，我们提出了一个研究的无线电发射的PSR B1133+16的正交偏振模式，同时进行的框架内，多频，单脉冲观测。在两个频率（1.41 GHz和4.85 GHz）同时观测提供了研究偏振特性（如偏振位置角）带宽的手段。我们发现两个主要结果。首先，在两个频率处的偏振模式之间存在高度相关性。其次，模式更均匀地出现，并且分数线偏振朝向更高频率减小。我们讨论了这种频率的演变，并提出在脉冲星磁层的传播效应作为其起源。
2002-06-08 astro-ph
Variation of solar irradiance and mode frequencies during Maunder minimum
利用蒙德极小期报告的太阳黑子数和模式频率与太阳活动指数之间的经验关系，估算了1645 ~ 1715年期间太阳总辐照度和10.7厘米射电通量的变化。我们发现，在蒙德极小期的总太阳辐照度和射电通量分别下降了0.19%和52%，相比，太阳活动周22。
2002-01-03 astro-ph
Radio and Far-IR Extragalactic Sources at Planck Frequencies
我们讨论了影响普朗克勘测者频带中河外源引起的小尺度波动估计的主要不确定性。保守的估计使我们能够自信地得出结论，在100- 200 GHz的频率范围内，河外源的污染效应远低于宇宙微波背景（CMB）的预期各向异性水平，至少下降到$\simeq 10'$的角尺度。因此，准确地减去前景波动对于直到多极$\ell \simeq 1000$的CMB功率谱的确定不是关键的。在任何情况下，普朗克的宽频率覆盖范围将允许仔细控制前景贡献。另一方面，在横跨30- 900千兆赫的9个频率上进行的全天巡天将是独一无二的，它将提供完整的样本，其中包括在基本上未经探索的频率间隔中选出的几百到几千个河外源。在这些数据中可能会发现新的来源类别。
1998-12-03 astro-ph
Statistical analyses of long-term variability of AGN at high radio frequencies
我们提出了一个大样本的活动星系核在4.8和230 GHz之间的几个频率的变化时间尺度的研究。我们研究了活动星系核不同类型和频率的差异，并将测量的时间尺度与光度和洛伦兹因子等物理参数进行了关联。我们的样本包括高偏振和低偏振类星体，BL Lacertae对象和射电星系。这项工作的基础是Metsahovi无线电观测站25年来的22 GHz、37 GHz和87 GHz监测数据。此外，我们使用了更高的90 GHz和230 GHz的频率数据获得的SEST望远镜在1987年和2003年之间。还使用了密歇根大学监测方案提供的4.8千兆赫、8千兆赫和14.5千兆赫的更低频率数据。我们应用了三种不同的统计方法来研究时间尺度：结构函数、离散关联函数和Lomb-Scargle周期图。我们还讨论了这三种方法的差异和相对优点。我们的研究表明，较小的流量密度变化发生在这些源的短时间尺度上的1-2年，但较大的爆发很少发生，平均每6年只有一次。我们没有发现任何显着差异的时间尺度之间的源类。时间尺度与光度的关系也很弱，这表明激波的形成是由喷流不稳定性引起的，而不是由中心的黑洞引起的。
2007-05-23 astro-ph
On Thermal Comptonization in e+- Pair Plasmas
我们研究了处于对平衡状态的$e^{\pm}$对等离子体，它通过软光子的热康普顿化发射高能辐射。我们发现，最大亮度的源的大小比（即紧凑性）不仅取决于热等离子体的温度，但也对由此产生的康普顿光谱的光谱指数。在观测上感兴趣的范围内，具有相同致密性的源如果它们的光谱更陡，则它们可能更热。在50- 500千电子伏能量范围内进行观测的仪器，如CGRO上的OSSE，特别是未来的SAX卫星，在探测中等陡度的源方面可能会更成功，最平坦的源的特点是在太低的频率下具有高能量截止。对于任何给定的光谱指数和温度的值对，康普顿化理论单独固定硬光子和软光子的致密性的$ratio$。然而，如果源是对支配的，则两个紧性的绝对值是固定的。因此，在源的物理参数（软光子和硬光子的致密性）和可观测量（光谱指数和温度）之间存在一一对应关系。这种对应关系在解释源的物理行为方面非常有用，特别是在变化期间，并且可以帮助区分紧凑源的高能量发射的不同模型。
1994-05-25 astro-ph
Correlation between radio luminosity and X-ray timing frequencies in neutron star and black hole X-ray binaries
本文研究了低磁场中子星和黑洞组成的X射线双星系统中射电光度和X射线定时特征之间的相关关系。中子星系统的样品包括4U 1728-34、4U 1820-34、Ser X-1、MXB 1730-335、GX 13+1、毫秒X射线双星SAX J1808.4-3658和IGR J 00291 +5934，并与黑洞系统GX 339-4进行了比较。分析是利用罗西X射线定时探测器的定点观测数据和射电观测数据进行的。在中子星系统中，射电光度L_{R}与功率谱中同时检测到的L_{h}洛伦兹分量的特征频率相关，与其强度相关。类似地，在黑洞系统GX 339-4中，L_{R}与功率谱中L_{\ell}分量的频率相关，与其强度反相关。在两种情况下，拟合相关性的幂律指数相似，L_{R} \propto v ^{~1.4}和L_{R} \propto（rms）^{-2.3}。在较低的定时频率，射电光度进一步被发现与中子星的功率谱的L_{b}分量的特征（中断）频率相关，并在一定程度上与GX 339-4的等效中断频率相关。我们简要地讨论了吸积盘的最内部区域之间的耦合和喷流的产生，并从ms吸积X射线天体的行为，NS磁场的可能作用。
2005-07-11 astro-ph
Synchrotron Radiation at Radio Frequencies from Cosmic Ray Air Showers
我们回顾了广泛的宇宙线空气簇射的一些性质，并描述了一个简单的模型，产生的无线电频率辐射的簇射电子和正电子，因为他们在地球的磁场弯曲。我们通过计算几千个带电簇射粒子的轨迹和辐射来进行模拟。然后将结果转换为预测整个簇射发射的电磁辐射的强度和偏振。
2003-06-06 astro-ph hep-ph
Aligning VLBI Images of Active Galactic Nuclei at Different Frequencies
研究河外射电源特性的许多重要技术，如光谱指数和旋转测量测绘，都涉及到两个或多个频率的图像比较。在无线电干涉测量数据的情况下，这可以通过比较在不同频率获得的CLEAN地图来完成。然而，由于无线电发射的频率依赖性而导致的图像中的固有差异可能被由于源可变性而产生的附加差异所扭曲（如果要比较的数据是在不同时间获得的），图像未对准，以及对弱发射的灵敏度和观测提供的角分辨率的频率依赖性（干涉仪的分辨率取决于以观测波长为单位的基线长度）。在应用多频数据比较技术之前，必须尽可能最好地校正这些影响。我们考虑上述因素的起源，概述了用于克服这些困难的标准技术，并详细描述了我们开发的一种技术，基于广泛应用于其他领域的互相关技术，以纠正不同频率的地图之间的不对准。
2008-09-19 astro-ph
Cosmic Microwave Background at low frequencies
下一代低频射电望远镜可能通过观测宇宙微波背景（CMB）来探测宇宙学模型。我讨论的前景观测CMB印记-从时代的重组，μ扭曲和角温度各向异性-在低频的重组线。未来的低频射电望远镜，如拟议中的SKA，可能能够尝试一些困难的CMB测量，因为大的收集面积和大的元素数量;然而，这将需要一个望远镜的设计，将允许专门的校准策略，并将重点放在虚假响应的控制。
2000-03-15 astro-ph
A method for determining radio continuum spectra, and its application to large surveys
本文介绍了一种新的工具，用于从CDS的VIZIER数据库中的射电目录中提取交叉标识和射电连续谱。该代码可以处理不同频率和不同分辨率的无线电勘测。它已被应用于22个调查目录在11个不同的频率，共350万个来源，这导致了超过70万个独立的无线电交叉识别和~67000独立的无线电频谱与两个以上的频率点。已经进行了验证的代码使用独立的无线电互相关的文献。测定的光谱指数的平均误差为± 0.3。该代码产生可变格式的输出，可以很容易地适应用户的目的。
2004-10-22 astro-ph
Upper Limits on the Pulsed Radio Emission from the Geminga Pulsar at 35 & 327 MHz
我们在这里报告我们的观测在35 MHz和327 MHz的伽玛射线脉冲星Geminga的方向。基于观察到的任何显着的脉冲发射从这个源以上我们的检测阈值在两个频率，我们得到有用的上限为平均通量为75-100毫焦耳在35 MHz，和0.2-0.3毫焦耳在327 MHz。我们讨论了几个可能的原因，这个脉冲星的“无线电安静”的性质，在频率以外的100兆赫。
1998-08-21 astro-ph
A new estimate of the extragalactic radio background and implications for ultra-high-energy gamma-ray propagation
根据观测到的正常星系和射电星系的光度函数和射电谱，我们对河外射电背景作了一个新的估计。我们已经构建了这两类对象的光谱模型，以低频率的基础上，我们的银河系，其他正常星系和射电星系的观测。我们检查发光度函数的模型和演变是否给出与数据一致的源计数，并计算从kHz到GHz频率预期的无线电背景。这种计算的动机是超高能伽马射线在宇宙中的传播受到射电背景下光子-光子对产生的限制。在星系际磁场中，可能会产生涉及光子-光子对产生和随后的同步辐射的电磁级联。这样的伽马射线可以在超高能宇宙射线的加速位点中产生，作为与微波背景相互作用的结果，或者作为拓扑缺陷的衰变或湮灭的结果而发射。我们发现，光子-光子对生产的无线电背景仍然是占主导地位的衰减过程的伽马射线从$3 \times 10^{10}$ GeV的大统一体尺度的能量。
1996-05-20 astro-ph
Pulsar Physics at Low Frequencies
最近的研究表明，脉冲星无线电辐射的"标准模型"并不是完整的答案。最近的观测和理论工作对射电强区的磁场和等离子体流的一些基本假设提出了质疑，但所提出的问题的解决方案还远不清楚。现在是制定和开展旨在解决这些问题的新的观测活动的时候了;敏感的低频观测将是这一活动的重要组成部分。由于双极星在低频时很强，我们相信即使对于高时间分辨率的单脉冲工作，以及平均轮廓和积分谱测量，也会有大量的候选者。这些数据可以推动当前模型的包络，测试无线电强区的竞争理论，并可能提供发射等离子体状态的直接测量。
2004-12-12 astro-ph
Frequency Dependence of Radio Images of Supernova Remnants
在扩散模型框架下讨论了超新星遗迹的射电图像。对球形相对论电子注入源在不同频率下的同步辐射强度分布进行了简化。根据UTR-2上的观测数据，超新星遗迹在十米波下的尺寸大于在高频下的尺寸，给出了解释。
2007-12-10 astro-ph
Free-Free Emission at Low Radio Frequencies
本文讨论星系际介质中电离气体的自由-自由射电辐射。因为发射率与电子密度的平方成正比，所以平均背景对自由电子的空间聚集非常敏感。使用现有的几个模型的电离气体的聚集，我们发现，预期的自由-自由失真的宇宙微波背景（CMB）黑体光谱是在一个水平检测与即将到来的实验，如绝对辐射计宇宙学，天体物理学，和漫发射（ARCADE）。然而，对失真的主要贡献来自z < 3处的Clueros气体，并且积分信号并不强烈地约束再电离的时期。除了平均排放量，我们认为在自由的自由背景的空间波动和这些各向异性混淆的程度在21厘米线发射中性氢期间和再电离之前的波动搜索。该背景在频率空间中是平滑的，因此可以通过频率差分来去除，但仅在21 cm信号和自由-自由发射不相关的情况下。我们发现，因为自由的背景主要是在低红移产生的，这两个领域之间的互相关小于百分之几。因此，多频清洗应该是消除自由-自由混淆的有效方法。
2004-02-10 astro-ph
Fitting Formula for Flux Scintillation of Compact Radio Sources
我们提出了一个拟合函数来描述星际闪烁引起的通量调制的统计特性。该函数模拟了一个非常一般的量：在两个频率和两个位置或时间观测到的有限角尺寸的紧凑射电源观测到的通量的互相关。该公式将有助于拟合日内变量和伽马射线暴余辉等源的数据。这些源经常在相对较高的频率（几千兆赫）被观测到，在那里星际散射既不是很强也不是很弱，因此渐近公式是不适用的。
2005-09-07 astro-ph
Faint Radio Sources in the NOAO Bootes Field. VLBA Imaging and Optical Identifications
作为研究微弱河外射电源的秒差距尺度特性的一步，甚长基线阵列（VLBA）在5.0 GHz下被用来获得NOAO Bootes场中76个源的相位参考图像。这76个源是从FIRST目录中选择的，在5角秒分辨率下具有10 mJy以上的峰值通量密度，并且在1.4 GHz下解卷积的大直径小于3角秒。这些微弱的射电源中有57个被确认为吸积动力的射电星系和类星体，在光学I波段亮度超过25.5等。在1.4 GHz的VLA尺度上，对微弱源的紧凑性（FIRST的峰值通量密度与NVSS目录中的积分通量密度之比）的测量跨越了源分辨率效应产生的全部可能性。VLBA在5.0GHz上探测到30个弱射电源，占39 + 9/-7%，峰值通量密度在6 σ ~2 mJy以上，分辨率为2 mas。VLBA检测发生在整个范围的紧凑度比。更强的VLBA检测本身可以充当相位参考校准器，这预示着为VLBA成像开放大部分无线电天空。对于所采用的宇宙学，VLBA分辨率对应于17 pc或更好。大多数VLBA检测未解决或略有解决，但一个是扩散和五个显示双或核心射流结构，这后六个属性进行了详细讨论。三个VLBA探测到的是未被识别的，在光学I波段比25.5等暗;它们的属性被突出显示，因为它们可能标志着在高红移的光学模糊的活动核。
2005-06-24 astro-ph
The Observed Size and Shape of GRB Afterglow
在伽马射线暴之后，探测到X射线、光学和无线电波长的延迟发射，即“余辉”，可以用相对论性壳层在与ISM碰撞时减速的发射来描述。我们发现，所观察到的辐射表面有明确的明亮的边缘。我们推导出一个明确的表达式的大小作为时间的函数，并获得表面亮度分布。如果爆发发生在小的红移，这可能会被直接观察到，这样它的无线电信号就可以被解析。尺寸和形状与闪烁或微透镜的详细分析有关。我们表明，有效的洛伦兹因子取决于所观察到的频率，它是高于同步加速器的典型频率（光学和X射线）的频率比低频率（无线电）。因此，过渡到非相对论性的演变，将首先观察到在低频率和只有一个因子~2后，在高频率。
1997-09-30 astro-ph
Radio Observations of the Hubble Deep Field South Region III: The 2.5, 5.2 and 8.7 GHz Catalogues and Radio Source Properties
对以哈勃深场南为中心的广阔区域进行了深射电观测，提供了迄今为止澳大利亚望远镜紧凑阵列获得的最灵敏的射电观测数据之一。在四个频率（1.4、2.5、5.2和8.7 GHz）下达到~10 microJy的中心均方根。在本文中，完整的源目录从2.5，5.2和8.7 GHz的观测，以补充文件II，随着图像质量和噪声的详细分析。我们通过匹配我们调查的所有四个频率的来源来制作一个综合目录。射电频谱指数用于研究射电源的性质，并识别一些具有平坦或倒置射电频谱的源，这表明活动星系核活动。我们还发现了其他几个有趣的来源，包括一个宽线发射射电星系，一个巨大的射电星系和三个千兆赫兹峰值频谱源。
2006-12-18 astro-ph
Modification of cluster radio halo appearance by the thermal Sunyaev-Zeldovich effect
我们讨论的后果的频谱和形态修改的星系团无线电晕由于Sunyaev-Zeldovich（SZ）效应的解释现有的和即将到来的高频无线电观测。这些修改可能影响了对现有后发座星系团无线电数据的解释。在低频率（< 5 GHz）下可见的射电晕发射在较高频率（> 10 GHz）下完全被热SZ衰减过度补偿。因此，星系团的总射电辐射在几GHz的频率下会经历零（与恒定的宇宙微波背景（CMB）辐射相比）。由于无线电晕的亮度有一个狭窄的径向轮廓相比，SZ减量，一个中心的发射区域被包围的几个GHz的中频范围内的减量。这种发射区域的大小随着频率的增加而缩小，直到减量在集群中的任何地方都占主导地位。
2002-11-05 astro-ph
The recognition of blazars and the blazar spectral sequence
我们分析了一组无线电源，200毫焦耳样品的一个子集，所有这些都有核心喷流射电结构测量VLBI和平坦的频谱从无线电延伸到毫米/亚毫米波段。因此，这些天体具有耀变体的大部分特性。然而，它们显示出各种各样的光学特性，从“Seyfert-like”物体，通过BL Lac物体，到“正常”椭圆星系。我们研究了同步辐射峰值频率在它们的光谱能量分布（SED）中的分布，发现在10^12和10^16 Hz之间有一个很宽的分布。我们的结论是，我们应该考虑几乎所有的对象在样品作为耀变体，因为在他们的分类的基础上，传统的光学标准的多样性产生的非热发射开始下降的频率的差异。具体而言，只有当物体的峰值频率落在近红外/光学范围内时，该物体才被分类为BL Lac。我们确定峰值频率使用相同的方法从其他blazar样本的对象。一个重要的结果是，我们的对象不遵循由Fossati等人和Ghisellini等人提出的耀变体光谱序列，其中，平均而言，峰值频率随着射电光度的降低而增加。我们的大多数低射电光度源在其SED中的峰值在低频，而不是在预期的高频。我们认为，Fossati等人和Ghisellini等人所看到的系统趋势至少有一部分来自选择效应。
2004-09-27 astro-ph
The late time radio emission from SN 1993J at meter wavelengths
本文介绍了利用巨型米波射电望远镜对SN 1993J进行低频观测的结果。分析了SN 1993 J在1420、610、325和243 MHz波段的光变曲线，发现该超新星在1420 MHz和610 MHz波段的光变较薄，而在325 MHz波段的光变较薄。在235兆赫波段的射电光变曲线或多或少是平坦的。这表明超新星正在经历从光学厚到光学薄的过渡。此外，我们还分析了爆发后3000、3200、3266、3460和3730天五个历元的SN射电谱。第3200天光谱显示同步加速器冷却中断。SN 1993 J是唯一一颗年轻的超新星，其磁场和射电发射区的大小是通过不相关的方法确定的。因此，控制无线电频谱演变的机制可以被识别出来。我们认为，在所有的时期，同步自吸收机制是主要负责在光谱的翻转。光变曲线模型的基础上自由自由吸收均匀或不均匀的介质在高频高估了在低频的通量密度。在越来越低的频率下，差异越来越大。我们认为，一个额外的不透明度，敏感地依赖于频率，很可能占在较低的频率的差异。磁场的演化（由同步加速器自吸收翻转确定）与$B \propto t^{-1}$大致一致。光学薄层的射电谱指数从几十天的$α\sim 0.8-1.0$到$\sim 0.6$的演变过程约为10年。
2004-05-24 astro-ph
Probing the extended emission-line region in 3C171 with high-frequency radio polarimetry
我提出了高频偏振射电观测的射电星系3C 171，其中去极化与扩展的发射线区域。已知在低射频下去极化的无线电热点在15 GHz的频率（观察者坐标系）以上变得显著极化。有一些证据表明，一些与发射线区域相关的法拉第旋转结构正在以最高分辨率（0.1 arcsec或400 pc）进行解析;然而，大多数仍然没有得到解决。使用新的无线电数据和一个简单的模型去极化屏幕的性质，它是可能的，把一些约束的性质的介质负责去极化。我认为，这是最有可能的去极化是由于不是发射线材料本身，但第二，密度较低，热相的冲击ISM，并得出一些限制其密度和温度。
2002-09-30 astro-ph
Radio behavior of four southern non-thermal O-type stars
我们进行了高分辨率连续观测在1.4和2.4 GHz的澳大利亚望远镜紧凑阵列，对四个南部的恒星：CD-47 4551，HD 93129 A，HD 124314和HD 150136。所有的恒星都在这两个频率上被探测到。HD 93129 A是迄今为止唯一一颗被编目的O2 I星，也是一个双系统，在17.8和24.5 GHz被观测到。它的无线电频谱，补充了以前在更高频率的观测，在这里进行了分析。的解释产生的估计，其质量损失率，和一个非热辐射光谱指数来自一个假定的碰撞风区。导出了同步加速器和相应的逆康普顿光度。
2004-10-22 astro-ph
Comments on the radio spectrum of HB 3
最近有人提出，银河系超新星遗迹HB 3的射电频谱在更高的频率（约1 GHz以上）显示出平坦化。在这里，我回顾了HB 3的无线电频谱，注意到在推导这个残骸的准确通量密度方面的困难，特别是在高频率下，由于W3及其周围的明亮的热辐射的接近。HB 3在2695 MHz处的通量密度是由Effelsberg测量数据导出的。HB 3的频谱由22至2695 MHz的简单幂律频谱很好地表示，频谱指数为0.56 +/- 0.03。它的结论是，污染与相邻区域的热发射是HB 3的光谱平坦化的原因。
2007-05-18 astro-ph
VLBA Imaging of Central Engines in Radio Quiet Quasars
我们已经使用甚长基线阵列（VLBA）的图像在毫角秒的分辨率，在1.4和5 GHz之间的频率五个无线电安静类星体（RQQs）。这些类星体在千兆赫频率下的典型总通量密度为几毫扬斯基，在角秒尺度上是紧凑的。VLBA图像显示，其中四个类星体由未解决的无线电核心主导，而第五个类星体有明显的双面喷流。典型的核心亮度温度范围从10^8 K到至少10^9 K。RQQ样本中许多天体的致密射电形态和X射线光度似乎表明质量为10^9太阳质量的黑洞的经典吸积作用，其发射物理学在许多方面与射电噪声很大的黑洞相似。因此，相对少量的辐射能量出现在RQQ中的无线电波长可能只是由于存在较弱的无线电喷流。
2004-11-24 astro-ph
Non-thermal Emission in Sagittarius B?
我们总结了三个最近的出版物，这些出版物表明银河系中心区域人马座B（Sgr B）可能包含非热射电成分（Crocker et al. 2007，Hollis et al. 2007和Yusef-Zadeh et al. 2007 a）。基于327 MHz和1.4 GHz的新VLA匹配分辨率连续数据，我们没有发现在这些频率下大规模非热无线电发射的证据;频谱行为可能是由多个HII区域分量的复杂总和决定的，这些分量具有广泛的发射测量范围，因此无线电翻转频率。此外，我们讨论了一个可能的额外的解释的无线电连续谱的单个组件Sgr B2-F进行的Yusef-Zadeh等人;附近的HII组件与广泛不同的翻转频率的混乱可能有助于在这个方向上的无线电连续谱的斜率在低频率的变化。最后，我们讨论的不确定性，在确定的GBT连续数据的Sgr B的霍利斯等人进行的光谱指数。我们发现，由他们的程序确定的表观光谱指数也可能是由于在这个方向上的许多不同的热分量的总和。
2008-01-18 astro-ph
GMRT Observations of Microquasar V4641 Sgr
我们报告的GMRT观测V4641 Sgr在2002年5月爆发期间的射频为610和244兆赫。这是该源的最低频率无线电探测。目前的低频射电观测清楚地显示了从光学厚到薄的光谱演化。这种行为与膨胀气泡模型大致一致。然而，在较低频率下观察到的通量密度远高于该模型的预测。在锥形射流模型中，这种差异可以得到调和。
2005-12-05 astro-ph
The magnetar 1E 1547.0-5408: radio spectrum, polarimetry, and timing
利用Parkes望远镜和澳大利亚望远镜紧凑阵研究了异常X射线脉冲星1E1547.0 -5408（PSR J1550-5418）的射电辐射。脉冲星的通量密度在1.4和45 GHz之间大致相同，但显示出时间变化。辐射在45和3.2 GHz之间几乎100%线性偏振，但从2.3到1.4 GHz，它变得越来越去偏振。-1860 rad/m^2的旋转测量值是已知脉冲星中最大的，这意味着沿视线的平均磁场强度为2.7 microG。脉冲轮廓在所有观察到的频率下都是圆偏振的，在较低的频率下更是如此，在~15%的水平上。观测到的线偏振位置角随脉冲相位的摆动表明，在这颗中子星中，自转轴和磁轴几乎是一致的，而且它的射电辐射只能在很小的立体角内被探测到。定时测量表明，这颗2秒脉冲星的周期导数在6个月内增加了近40%。平坦的光谱以及通量密度和脉冲轮廓的变化让人想起XTE J1810-197的特性，XTE J1810-197是唯一已知的其他无线电发射磁星，与普通的无线电磁星相比是异常的。
2008-02-04 astro-ph
A new technique to improve RFI suppression in radio interferometers
无线电干涉观测比单碟观测更不易受射频干扰的影响。这主要是由于：（1）在相关器输出处的条纹频率平均和（2）宽带RFI的带宽去相关。在这里，我们提出了一种新的技术，以提高RFI抑制干涉仪取代条纹频率平均过程与不同的滤波过程。在相关器的数字实现中，这样的滤波器应该具有截止频率$< 10^{-6}$乘以基带信号被采样的频率。我们表明，这样的截止频率和衰减$>$ 40分贝以上的截止频率的频率的滤波器可以实现使用多速率滤波技术。使用多速率滤波器的相关器的两个元件干涉仪系统的仿真表明，在相关器的输出处的RFI抑制可以被改进40 dB或更多，与使用简单的平均过程的解调器相比。
2003-06-10 astro-ph physics.ins-det
