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
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
A Multi-epoch VLBI Survey of the Kinematics of Caltech-Jodrell Bank Flat-Spectrum Sources, Part II: Analysis of the Kinematics
内容：这是第二个一系列的论文介绍VLBI观测的293加州理工学院Jodrell银行平谱（以下简称CJF）源和他们的分析。目的：获得足够大的一致运动数据集，以研究人群的系统特性。方法：我们提出了详细的运动学分析的完整的通量密度限制的CJF调查。我们计算2-D运动学模型的基础上的最佳模型拟合参数的多历元VLBA观测。这使我们不仅可以计算径向运动，还可以计算正交运动，从而研究曲率和加速度。对所测得的运动及其可靠性进行了统计检验。推导出的视运动，光度，光谱指数和核心优势和由此产生的后果之间的相关性分析进行了说明。结果如下：在237个源中的每个源中至少有一个速度，这个样本比以前任何可用的样本都大得多，并且允许对活动星系核喷流中的视运动和与其他参数的任何可能的相关性进行有意义的统计调查。结论：活动星系核巡天为喷流和喷流成分特性的任何统计分析提供了基础。
2008-02-28 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
Space-VLBI observations of the twisted jet in 3C395
我们提出的类星体3C395的空间VLBI观测表明，在其喷流的内部存在一个大的弯曲的证据，靠近核心。这种弯曲可以解释为什么以前的地球上的厘米VLBI观测不能检测到新的移动组件的喷射，从该源的通量密度变化的预期。总的来说，3C395喷流的观测特性很大程度上取决于不同尺度上弯曲的存在。
1999-11-05 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
Status of VLBI Observations at 1mm Wavelength and Future Prospects
虽然3mm的VLBI实验现在相当标准，但1mm的VLBI在技术上仍然很困难。在这里，我们总结了从以前的VLBI试点实验在1.3毫米的结果。其中包括IRAM（Pico Veleta，Plateau de Bure）的天线和最近的海因里希赫兹望远镜。格雷厄姆，亚利桑那州。
1999-09-10 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
Deep Extragalactic VLBI-Optical Survey (DEVOS): I. Pilot MERLIN and VLBI observations
本文介绍了深河外VLBI光学巡天（DEVOS）的初步观测结果。我们的最终目标是收集信息的致密结构在一个大样本的河外射电源（~10000对象）到两个数量级比那些研究的典型成像甚长基线干涉测量（VLBI）调查到现在为止。这将为各种天体物理学、天体测量学和宇宙学研究提供一个前所未有的数据库。2002年5月，DEVOS计划成功地进行了第一次全球VLBI观测。我们选择的来源，没有任何频谱标准，从甚大阵（VLA）微弱图像的无线电天空在二十厘米（FIRST）目录，这也是检测与多元素无线电链接干涉仪网络（MERLIN）。DEVOS试验样本源位于斯隆数字巡天（SDSS）覆盖的天空区域。我们描述了样品的选择和目前的高分辨率5 GHz的无线电图像的来源。根据这项试验研究的结果，我们估计的结果和所需的资源，一个全面的DEVOS项目。
2005-08-26 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
Observations of OJ 287 from the Geodetic VLBI Archive of the Washington Correlator
我们提出了27个测地VLBI地图OJ 287从华盛顿关联函数的档案。这里介绍的观察是在1990年10月至1996年12月之间进行的。在此期间，已经确定了六个超光速成分的序列。我们测量到这些组件的自行约为0.5 mas/yr，这是在以前的VLBI观测中看到的高约两倍。这些结果意味着一个更高的组件喷射率比以前观察到的，在良好的协议与观察到的无线电爆发的发生。我们已经研究了一个可能的联系VLBI组件和光学耀斑的框架内的一个双黑洞系统。
1999-03-02 astro-ph
VLBI Observations of Five Compact Radio Sources
1996年6月，欧洲甚长基线干涉测量网（EVN）在5GHz观测到了0420-014、1334-127、1504-166、2243-123和2345-167等5个致密射电源。这次观测的主要目的是确认它们的超光速自行。这里，给出了1334-127、1504-166、2243-123和2345-167的结果。
2000-09-26 astro-ph
VLBI observations of weak sources using fast frequency switching
本文提出了一种新的高频VLBI相位参考技术。在传统的相位参考中，在目标源观测之间在附近的相位校准器上交错短扫描。在这里描述的快速频率切换中，在目标频率和较低的参考频率之间快速切换的同时连续地观察目标源。我们证明，该技术允许相位校准几乎达到热噪声极限，并提出了在FR I射电星系NGC 4261在86 GHz的活动星系核的第一次检测。虽然是点状的，但这是VLBI在这个频率探测到的最弱的源。
2004-12-21 astro-ph
First e-VLBI observations of GRS 1915+105
我们目前的结果，从第一次成功的公开调用e-VLBI科学运行，观察X射线双星GRS 1915+105。e-VLBI科学可以在观测后数小时而不是数周内快速制作VLBI射电图，便于作出后续观测的决定。在欧洲VLBI联合研究所（JIVE）对欧洲VLBI网络（EVN）中总共6台在5 GHz进行观测的望远镜进行了实时关联。从每个望远镜传输的恒定数据速率为128 Mbps，在整个实验的12小时内提供了4 TB的原始采样数据。在整个过程中，GRS 1915+105总共观察了5.5小时，产生了2.8 GB的相关数据。在我们的观测过程中发生了一次微弱的耀斑，我们探测到了一个2.7 x 1.2毫角秒的轻微分辨分量，位置角为140（+/-2）度。峰值亮度为每束10.2 mJy，总积分射电通量为11.1 mJy。
2006-11-02 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
First VLBI observations of methanol maser polarisation, in G339.88-1.2
我们调查II类甲醇脉泽和环境中，他们形成的长基线阵列（LBA）。使用全极化VLBI，我们能够测量磁场方向，以区分两个主要模型的环境中，甲醇脉泽形成：磁盘或冲击。我们目前的甲醇脉泽源G339.88-1.2，与LBA在6.7 GHz的偏振图像。有了这些用LBA制作的第一批偏振图，成功地再现了ATCA的观测结果，证实了新的AIPS代码，为南方VLBI开辟了一条新的技术途径。发现的磁场方向是不恒定的，其中甲醇脉泽在盘中产生，用于大部分发射。
2008-04-14 astro-ph
Approaching the event horizon: 1.3mm VLBI of SgrA*
VLBI仪器的进步使宽带记录成为可能，大大提高了短波VLBI观测的灵敏度。用短波长VLBI观测银河系中心的超大质量黑洞候选者SgrA*，减少了中间星际介质的散射效应，使观测的角分辨率与假定的黑洞的事件视界的表观大小相当。2007年4月，在三站VLBI阵列上进行的1.3毫米波长的观测现在已经证实了SgrA* 的结构，其尺度只有几个史瓦西半径。当以圆形高斯模型建模时，SgrA* 的拟合直径为37微弧秒（+16，-10; 3-sigma），小于银河系中心黑洞事件视界的预期表观尺寸。这些观测表明，毫米/亚毫米VLBI有望通过对银河系中心的高角分辨率观测，为黑洞物理学研究打开一扇新的窗口。
2008-09-26 astro-ph
VLBI analyses with the GINS software for multi-technique combination at the observation level
目前，在法国空间大地测量研究小组（GRGS）的一个协调项目中，正在例行采用一种同时确定地球参考系和地球定向参数的严格方法。各种空间大地测量技术（VLBI、SLR、LLR、DORIS和GPS）的观测分别由不同的分析中心用法国国家空间研究中心（图卢兹）研制和维护的GINS-100软件包进行处理。该项目旨在促进全球地球系统的精细地球物理分析（全球地球观测系统项目）。在这一框架内，波尔多天文台负责利用全球定位系统进行甚长基线干涉测量分析，以便在观测一级与其他空间大地测量技术的数据结合起来。在本文中，我们提出了（一）与这个新的VLBI软件进行的分析，以及（二）EOP从2005年开始，直到2007年获得的结果。最后，我们比较了EOP解决方案与IVS（国际VLBI服务）分析协调器的组合结果。该协议是在0.2质量的水平，相当于其他IVS分析中心，这表明了全球定位系统软件的VLBI能力。
2008-03-10 astro-ph
The Role of Millimeter VLBI Observations in AGN Research
毫米波VLBI（mm-VLBI）可以对银河系和河外射电源进行详细成像，分辨率达到微弧秒，这是其他观测技术无法达到的。在这里，我们讨论了毫米VLBI的科学潜力，目前和未来的研究“活动星系核”（AGN）和强大的相对论性喷流。随着新一代的大型射电望远镜和毫米波段的干涉仪阵列（例如ALMA）的出现，超大质量黑洞的最终附近，甚至它们的事件视界都可以被成像。撒丁岛射电望远镜由于其巨大的收集面积，再加上这些未来的望远镜，可以成为世界上“最锐利”的天文成像机器。
2002-04-03 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
e-VLBI observations of SN2001em - an off-axis GRB candidate
用甚长基线干涉测量（VLBI）技术研究瞬变现象面临着严重的困难，因为实验从观测到科学结果的周转时间相当长。电子VLBI技术使得有可能通过光纤将数据从欧洲VLBI网络（EVN）的一些望远镜传输到JIVE的中央数据处理器，并实时关联它们。本文的主要目的是介绍这一迅速发展的新技术，从最近的实验中提出的观测结果。我们用e-VLBI阵列和英国的多元素射电链接干涉仪网络（MERLIN）观测了SN 2001 em，这是一颗Ib/c型超新星。在我们的观测中，这个来源被勉强探测到。我们不能确定它是否在1.6 GHz下被分辨。我们的数据显示，SN 2001 em要么在过去几个月开始衰落，要么其无线电频谱在低频反转，表明自由或同步自吸收。这是相当不寻常的，但在SNe电台并不是前所未有的。
2005-05-23 astro-ph
Probes of Jet-Disk-Coupling in AGN from Combined VLBI and X-Ray Observations
强大的河外喷流的形成目前还没有很好的理解，以及相关的关键问题："是什么使AGN无线电响亮？“''.在这里，我们讨论如何结合VLBI和X射线光谱观测允许吸积流和相对论性喷流的形成在活动星系核的相互关系进行探索。
2004-07-09 astro-ph
A GPS-based method to model the plasma effects in VLBI observations
全球定位系统卫星以1，575.42兆赫（L1）和1，227.60兆赫（L2）的频率广播。电离层的色散特性可用于将两个频率上的独立测量结合起来，以估计全球定位系统接收器站点与广播卫星之间的总电子含量。在甚长基线干涉测量（VLBI）站点附近进行的这种测量可以用来估计电离层对VLBI观测值的贡献。对于我们1991年9月的天体测量VLBI实验，我们同时获得了8.4和2.3 GHz波段的群延迟观测，我们发现，GPS和VLBI确定的电离层延迟的均方根差小于0.15 ns的洲际基线和0.10 ns的大陆的。我们还成功地应用了基于GPS的程序，以减少电离层效应的相位延迟用于高精度差分天体测量在8.4 GHz的同一实验。
2000-01-28 astro-ph
Discovering the microJy Radio VLBI Sky via "Full-beam" Self-calibration
我们证明，在1.4 GHz的组合响应的源检测偶然在深，宽场VLBI图像是足够的，允许自校准技术被采用。这种“全波束”VLBI自校准技术允许在天空的任何随机方向上成功地进行相干VLBI观测，从而能够探测到非常微弱的射电源。通过全波束自校准，全球VLBI观测可以达到甚至超过连接阵列的灵敏度水平。除了对特别感兴趣的微弱源（如伽玛暴、超新星、信噪比和低光度活动星系核）进行有针对性的观测外，这项技术还将使人们能够对微弱射电源群进行大规模VLBI观测。
2005-01-03 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
Space-VLBI observations of OH masers
我们报告的第一个空间VLBI观测的OH脉泽在两个主线OH跃迁在1665和1667兆赫。观测工作涉及日本卫星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单个微波激射点的图像是以1 mas的角分辨率制作的，这比地面上现有的角分辨率高出几倍。脉泽斑点只能部分分辨，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。
2001-05-23 astro-ph
VLBI observations of young Type II supernovae
我们给出了一个概述，在年轻的II型超新星的星周相互作用，通过眼睛的甚长基线干涉测量（VLBI）观测。这种观测所达到的分辨率（最好超过1 mas）是探测超新星爆发后发生的相互作用的有力工具。超新星的直接成像原则上允许估计其膨胀的减速，并获得关于喷射和星周密度分布的信息，以及超新星中的磁场强度和相对论性粒子能量密度的估计。不幸的是，只有少数射电超新星足够近和明亮，可以用VLBI进行研究。我们目前的结果，从我们的高分辨率观测附近的II型射电超新星SN 1986J和SN 2001gd。
2005-01-03 astro-ph
VLBI Observations of the Galactic Center Source Sgr A* at 86 GHz and 215 GHz
我们总结了以前的VLBI观测Sgr A* 在毫米波和VLBI观测在86和215 GHz的新结果。在86 GHz时，测得的闭合相位接近于零，与190 +/- 30微弧秒大小的点状或对称结构一致。在215 GHz时，我们检测到Sgr A* 的信噪比为6。这产生了50 < theta < 190微弧秒的初步尺寸估计，其大于在该频率下20微弧秒的散射尺寸。因此，Sgr A* 的固有大小似乎是几个到几十个史瓦西半径。
1998-12-02 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
Gas Around Active Galactic Nuclei and New Phase Calibration Strategies for High-Frequency VLBI
我们有一个测量活动星系核的模糊环中的磁场的项目。我们观察到5个自由的吸收喷流在射电星系偏振VLBI在15 GHz的法拉第旋转措施。令人惊讶的是，所有的源都是非极化的，这对磁场湍流的程度和这些物体中的气体分布产生了严格的限制。我们进一步对Seyfert 2星系NGC 3079进行了多频VLBI观测，发现了射电成分中异常陡峭和倒置的光谱，并利用已发表的Seyfert 2星系VLBI观测资料推导了Seyfert 2星系的一般性质。本文介绍了一种新的VLBA高频VLBI相位参考观测技术。代替将校准器上的短扫描插入到目标源观测中，在目标频率和较低参考频率之间快速切换的同时连续地观测目标源。我们证明，该技术允许相位校准几乎达到热噪声极限，并提出了在86 GHz的NGC 4261的活动星系核的第一次检测。这是VLBI在该频率下探测到的最弱的源。
2004-04-29 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
Multi-Frequency VLBI Observations of GHz-Peaked Spectrum Sources
本文报道了对18GHz峰值谱源进行五色VLBI观测的结果。在五个频率的每个像素处的光谱拟合允许我们说明自由吸收或同步加速器自吸收方面的光学深度分布。类星体和Seyfert 1源显示出单侧形态，在光学深度峰值的末端有一个核心。射电星系和塞弗特2显示对称的双面喷流，中心有一个光学厚的核心。
2004-12-30 astro-ph
VLBI polarimetric observations of 3C147
利用VLBA对致密陡谱类星体3C 147（0538+498）进行了5 GHz波段和8.4 GHz波段的多频VLBI观测，获得了毫秒级的强度、偏振和旋转测量分布图像。震源显示了一个核心喷流结构，具有紧凑的特征和喷流，向西南方向延伸约200 mas。我们在内部喷流中的两个明亮特征中检测到偏振发射;该特征的旋转测量（aprox-1630 rad m（-2），aprox-540 rad m（-2））。
2004-12-29 astro-ph
VLBI Observations of the Gravitational Lens System 0957+561
我们提出的混合地图的A和B的图像0957+561从四个会议的6厘米VLBI观测，跨越六年的时间间隔1987年至1993年。内喷流和外喷流被清楚地检测到，并证实了以前报道的结构。没有证据表明核心和内部喷流成分之间的分离发生了变化，因此使用微分自行测量时间延迟的前景并不乐观。每幅图像核心的通量密度在1989年至1992年之间达到峰值。从这些流量密度的变化，我们得到一个时间延迟估计$\sim$ 1年。
1995-09-25 astro-ph
GPS & CSS radio sources and space-VLBI
简要介绍了河外年轻射电源的研究现状。我们专注于甚长基线干涉测量（VLBI），和空间VLBI结果与VLBI空间天文台计划（VSOP）。2012年，将发射VSOP-2，它将允许以前所未有的角分辨率进行VLBI观测。VSOP-2可以回答的一个特殊问题是，一些高频峰值（HFP）是否确实是GPS和CSS源家族中最年轻的对象。VSOP-2观测可以揭示它们的角形态，并确定是否有超紧凑对称天体。
2008-02-14 astro-ph
Multi-Frequency VLBI Observations of the Gravitational Lens B2016+112
我们提供了引力透镜B2016+112在18，6和3.6 cm处的全球VLBI和HSA图像。以前的VLBI观测表明，图像A和B（它们是单个背景源的清晰透镜图像）以及细长区域C都被分成了几个部分。我们新的高分辨率地图显示了图像A和B中的更多组件，清楚地表明了它们预期的相反奇偶性。根据Koopmans等人（2002）的方案，弧形区域C由两个合并的部分图像（"C1-C2“）组成，这两个部分图像仅是同一背景源的一个小区域，用高透镜放大率观察。我们已经确定了所有四幅图像中成分的光谱和相对位置，以测试这种情况。我们发现图像A和B中的外西北分量确实具有与C1和C2中看到的分量相似的无线电频谱。
2007-01-01 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
Modeling nuclei of radio galaxies from VLBI radio observations. Application to the BL Lac Object S5 1803+784
本文提出了一种新的方法来拟合VLBI分量的两个坐标随时间的变化，假设射电源的核包含一个二元黑洞系统（BBH系统）。BBH系统的存在对VLBI抛射分量的轨道产生了两个扰动。通过只使用VLBI坐标，我们必须解决的问题简化为天体测量问题。VLBI坐标随时间变化的知识包含了运动学信息，因此我们能够推导出源的倾角和抛射分量的体积洛伦兹因子。一般来说，有一个家庭的BBH系统产生相同的适合我们的数据。为了说明这种方法，我们将其应用于源1807+784。我们发现源的倾角为i = 5.8 ± 1.8 °，VLBI分量以3.7 ± 0.3的体洛伦兹因子被射出。我们确定家庭的BBH系统，提供了最佳的配合，假设在第一次，质量的2个黑洞是平等的，然后，质量是不同的。每一类BBH系统的特征为Tp/Tb~1.967，其中Tp和Tb分别是喷出VLBI分量的黑洞的吸积盘的进动周期和BBH系统的轨道周期。
2008-05-19 astro-ph
VLBI observations in Cluster-Cluster mode at 1.6 GHz
我们描述，并提出了初步的结果，从1.6 GHz VLBI观测分析，从WSRT，VLA和MERLIN阵列的天线分组之间的集群模式。我们连续两天进行了两次6小时的观测，同时监测了4个致密射电源，角距范围从1到9度。使用特殊设置以非标准MkIII模式记录数据，并在MPIfR MkIIIa相关器中进行相关。标准和相位参考分析的初步结果非常令人鼓舞。该实验为研究这种新的低频观测技术的潜力提供了有用的数据库。
2002-07-10 astro-ph
Multi-frequency VSOP and VLBI observations of the quasar 3C309.1
本文介绍了致密陡谱类星体3C309.1的多频观测结果。在1.6和4.8GHz的VSOP和15.4GHz的VLBA下进行了观测。信号源有一个扭曲的，单边的无线电喷流。讨论了相对论效应和物理性质。在同步辐射自康普顿模型的框架下比较了预测和观测到的X射线通量，得到了3C309.1的聚束因子。喷流的复杂结构可以用非均匀的相对论螺旋流来解释。
2006-12-20 astro-ph
