M87喷气机中HST-1特性的15 GHz VLBI检测

19个1.6 GHz峰谱射电源的VLBI观测

VLBI observations of nineteen GHz-Peaked-Spectrum radio sources at 1.6 GHz

目的和方法：我们提出的VLBI观测结果的19 GHz峰值频谱（GPS）的无线电源在1.6 GHz。其中15个来源于Parkes Half Jansky（PHJ）样本（Snellen 2002），另外4个来源于我们以前的观测列表。我们的目标是对GPS源的结构进行成像，寻找紧凑对称目标（CSO），并研究GPS源的凸光谱的吸收。结果：首次获得了17个源的总强度1.6GHz VLBI图像。其中80%的活动星系核具有小双瓣射电结构，表明它们是CSO或候选者，其宿主活动星系核可能与我们相对。这一结果表明，在PHJ样本中有很高的发生率的迷你双瓣源（或CSO）。J 0323 +0534、J1135-0021、J1352+0232、J2058+0540、J2123-0112和J2325-0344等具有红移的源，显示出尺寸小于1 kpc的双瓣结构，被归类为CSO。根据J1057+0012、J1600-0037和J1753+2750这3个源的形态特征和流量变化特征，认为它们是核心喷流源。

GHz峰谱源的多频VLBI观测

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。

GHz峰值频谱源OQ 208的七频VLBI观测

Seven-frequency VLBI observations of the GHz-Peaked-Spectrum source OQ 208

我们提出的图像的准同步VLBI观测的GHz峰频谱的无线电源OQ 208与甚长基线阵列在1.4，1.7，2.3，5.0，8.4，15.4 GHz和欧洲VLBI网络在6.7 GHz。低频（1.4，1.7和2.3GHz）观测表明，在距离$- 110^\circ$位置角约30 mas处有一个较弱的、扩展的陡谱分量，可能是一个残余辐射。OQ 208的无线电结构由5.0、6.7、8.4和15.4 GHz的两个迷你波瓣组成。我们的光谱分析进一步证实了西南瓣经历自由-自由吸收，并发现自由-自由吸收在内部区域更强。通过对1994 - 2005年8.4 GHz的卫星图像进行拟合，得到两个微瓣之间的分离速度为0.031 $\pm$ 0.006 mas yr $^{-1}$。这表明喷流自行为0.105 $\pm$ 0.020 $c$和219 $\pm$ 42岁的射电源的运动学年龄。

3C273在22 GHz和43 GHz的VLBI观测。II：同步加速器自康普顿过程测试

VLBI observations of 3C273 at 22 GHz and 43 GHz. II: test of Synchrotron Self-Compton process

利用1992年下半年在射电、毫米波和X射线波段上对类星体3C273进行的22 GHz和43 GHz的VLBI观测，我们得到了类星体3C273各分量的角尺寸、峰值通量和翻转频率。多普勒因子的下限已通过比较观测到的X射线通量与同步自康普顿模型预测的。通过粒子和磁场之间能量均分的假设，获得了多普勒因子的独立估计。在用于模拟喷流的前两个毫弧秒的五个组件中，除了核心之外，两个组件处于均分状态，其余两个组件在距离核心更远的地方，具有较大的多普勒因子，并且主要负责同步加速器自康普顿过程的X射线发射。

M81 * 在43 GHz下的VLBI形态

The VLBI morphology of M81* at 43 GHz

位于附近旋涡星系M81核心的射电源M81* 是一个低光度的活动星系核。3.63Mpc的近距离使其形态学能够被非常详细地研究。在这里，我们提出了初步的结果，从连续7毫米VLBI观测的核心，使用相位参考技术。这些观测结果限制了M81* 在该频率下的大小，并使我们能够测试频率对其物理性质的依赖性。

在1.6 GHz的集群模式下的VLBI观测

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。

欧洲VLBI网对14个5GHz峰频谱射电源的观测

European VLBI Network observations of fourteen GHz-Peaked-Spectrum radio sources at 5 GHz

本文给出了14个5GHz峰值谱（GPS）射电源的EVN偏振观测结果。这些源是从明亮的GPS源样本中选择的，我们的目标是找到紧凑对称天体（CSO）。我们已经获得了14个源的全极化5 GHz VLBI观测提供了有关其源结构和光谱指数的信息。结果表明，14个GPS源中的两个核心喷流源1433 $-$ 040和DA 193的积分分数极化分别为3.6%和1.0%。其他12个源没有清晰的pc尺度偏振检测。结果证实，GPS源通常具有非常低的极化在5 GHz。源1133+432、1824+271和2121 $-$ 014被确认为CSO。根据5 GHz图像和光谱指数，对三个新的CSO 0914+114、1518+046和2322 $-$ 040（暂定）进行了分类。源1333+589、1751+278和2323+790可以被归类为紧凑型双星，那么它们可能是CSO候选者或核心喷流源;需要进一步的观测来进行适当的分类; 0554 $-$ 026、1433 $-$ 040和1509+054是核心喷流源。此外，我们估计类星体DA 193喷流中的一个成分在5.5年内有$3.3\pm0.6 h^{-1}c$的超光速运动。

迄今最深最广的VLBI调查：Bootes的VLBA + GBT 1.4 GHz观测

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。

全球86 GHz VLBI调查

A global 86 GHz VLBI survey

我们目前的结果，从一个大型的全球VLBI（甚长基线干涉测量）调查的紧凑的无线电源在86 GHz，在2001年10月开始。调查的主要目标是将未来3毫米VLBI成像可访问的物体总数增加3-5倍。测量数据达到基线灵敏度0.1 Jy，图像灵敏度优于10 mJy/束。迄今为止，共观测到127个致密射电源。这些观测已经产生了109个来源的图像，只有6个来源没有被发现。利用高斯模型拟合，测量了所有探测到的源的通量密度和核心和喷流分量的大小。从这些测量，亮度温度已估计，考虑到数据的分辨率限制。在这里，我们比较的核心和二次喷流组件的亮度温度与类似的估计从调查中获得的较长的波长（如15 GHz）。这种方法可以用来研究与初始喷流加速机制有关的问题（加速或减速亚临界喷流？）和喷流成分（电子-正电子或电子-质子等离子体？）。

在147 GHz的VLBI观测：在明亮的AGN中首次探测到跨大西洋条纹

VLBI observations at 147 GHz: first detection of transatlantic fringes in bright AGN

在147 GHz（2 mm波长），我们发现了三个突出的活动星系核（NRAO 150，3C 279，1633+382）与甚长基线干涉测量（VLBI）的角分辨率只有18微弧秒的基线之间的两个天线在亚利桑那州（10米HHT和12米KittPeak）和IRAM 30米天线在Pico Veleta在西班牙。这是无线电干涉测量和天文成像的新世界纪录，并为直接成像和研究类星体和其他活动星系核的最内部区域开辟了迷人的未来可能性。

VLBI observations of 3C273 at 22GHz and 43 GHz. I: Search for short time-scale structural variation

The results of VLBI observations of the quasar 3C273, obtained during a multi-frequency campaign in late 1992 in the radio, millimeter and X-ray bands are presented and discussed. The VLBI observations were made at 22 GHz with a Global Array and at 43 GHz with the Very Long Baseline Array. Hybrid maps and modelfits were made in order to look for any short time scale structural variations of the inner part of the radio jet. In 42 days 3C273 was observed 5 times at roughly 10 day intervals. The jet structure did not show dramatic changes in that period. However, we were able to follow the change…

南半球5-GHz致密射电源VLBI巡天- II

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）。

TeV Blazar Markarian 421在多个时期的VSOP和地基VLBI成像

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。

用双频VLBI实验测试秒差距尺度射流中激波的绝热膨胀

Testing adiabatic expansion of shocks in parsec-scale jets by dual-frequency VLBI experiments

我们目前的结果，同时双频（2 GHz和8 GHz）甚长基线干涉（VLBI）观测12个活动星系核突出的喷流。讨论了喷流的光谱特性及其亮温的演化。VLBI特征的测量尺寸和亮度温度与绝热损失占主导地位的相对论激波的辐射一致。不同的磁场方向的喷流的物理方案进行了讨论。

在候选的周星盘中6.7-GHz甲醇脉泽的欧洲VLBI网络观测

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。

微弱吉赫峰值谱源的多频VLBI观测

Multi-frequency VLBI observations of faint gigahertz peaked spectrum sources

我们提出的数据和分析的VLBI观测在1.6，5和15 GHz的微弱千兆赫峰频谱（GPS）源的样本从韦斯特博克北部巡天（WENSS）。5GHz观测涉及全球16个台站阵列，产生了关于47个源的总样本的数据。用15 GHz的VLBA观测了峰值频率> 5 GHz和/或峰值通量密度> 125 mJy的26个GPS源的子样本。使用14站全球VLBI阵列在1.6 GHz观测到峰值频率<5 GHz的29个源的第二个子样本。通过这种方式，样品中47个源中的44个（94%）被观察到高于和处于或低于其光谱峰值。光谱分解使我们能够识别3，11，7，和2个对象作为紧凑的对称对象，紧凑的双打，核心喷流和复杂的源分别。然而，许多被归类为紧凑型双源或核心喷流源的源只显示两个组成部分，使其分类相当试探性。这可以解释为什么在射电明亮的GPS源中发现的GPS类星体和星系的强烈形态二分法在这个微弱的样本中并不清楚。

VERA射电天体测量VLBI探测用VLBI射电源的J网银道面巡天

J-Net Galactic Plane Survey of VLBI Radio Sources for VLBI Exploration of Radio Astrometry (VERA)

为了寻找新的可作为差分VLBI相位参考源的银道面VLBI源，我们利用日本VLBI网（J-Net）对银道面射电源进行了22 GHz观测。从现有的射电观测资料中选出267个VLBI候选源，观测到93个信噪比大于5的源。在93个被探测到的源中，有42个已经用相对较低频率（通常为2至8 GHz）的VLBI探测到，其余51个被发现是首次探测到的新VLBI源。这些VLBI源位于$|b|\le 5^\circ$内，周围有大量的银河脉泽源。因此，它们是VLBI射电天体测量探索（VERA）的相位参考源的潜在候选者，VERA是第一个专门用于相位参考VLBI天体测量的VLBI阵列，旨在测量整个银河系中脉泽源的视差和自行。

空间VLBI观测显示类星体NRAO 530中存在$T_b > 10^{12} K$

Space VLBI Observations Show $T_b > 10^{12} K$ in the Quasar NRAO 530

在这里，我们提出了基于空间的VLBI观测VSOP和南半球地面阵列的伽玛射线耀变体NRAO 530在1.6 GHz和5 GHz的。在1.6 GHz处的核心亮度温度为$5 \times 10^{11}$ K。由于星际散射，在NRAO~530方向上的尺寸接近最小可观测值。5 GHz的数据表明，一个单一的成分，亮度温度为$\sim 3 \times 10^{12}$ K，大大超过了逆康普顿极限和均分亮度温度极限（Readhead 1994）。这是强有力的证据，在喷流中的相对论运动需要依赖于模型的多普勒助推因子在6至60的范围内。我们表明，一个简单的均匀的球可能不会准确地模拟发射区。我们倾向于采用多普勒助推因子为15的非均匀喷流模型。

与NGC 6334 F有关的6.7和12.2 GHz甲醇脉泽的VLBI观测

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。

用水汽辐射计校正VLBI的相位

Phase correction of VLBI with water vapour radiometry

我们演示了3毫米VLBI观测使用扫描18 GHz至26 GHz的水蒸气辐射计在Effelsberg的相位校正，我们证明了绝对精度为15毫米的天顶路径延迟通过比较与GPS和无线电探空仪。这种精确度将大大改善天体测量相位参考观测。用测地VLBI代替对流层延迟估计是不够的，但可以用来消除短期的路径长度波动，从而提高大地观测值。我们讨论了经验教训和进一步改进的机会。

NGC 6251中VLBI尺度对喷流的探测

Detection of the VLBI-scale Counter Jet in NGC 6251

利用VLBI在5GHz和15GHz两个射频上对射电星系NGC 6251的中心5pc区域进行了0.2pc分辨率的测绘，首次在该射电星系中发现了亚pc尺度的反喷流。这一发现使我们能够基于相对论性聚束模型（Ghisellini等，1993）研究喷流加速。

根据VLBI无线电核心频率相关位置测量的AGN喷流物理学

AGN jet physics from measurements of the frequency-dependent position of the VLBI radio core

VLBI数据的多频分析需要精确测量自吸收射电核的频移，因为相位自校准会丢失绝对位置信息。我们使用Croke & Gabuzda（2008）的互相关技术对光学薄喷流发射进行校准。我们的结果是一致的，从相位参考方法，以及通过模型拟合的光学薄喷流组件对齐。通过这些测量，可以计算出致密喷流区的物理参数，如磁场强度（B_core）和射电核到喷流原点的距离（r_core）。对于源Mrk 501，我们发现一个磁场强度为0.15 \pm 0.04 G在8.4 GHz的核心在距离0.8 \pm 0.2 pc从基地的射流。通过外推BL Lac（2200+420）的4.6 ~ 15.4 GHz的结果，我们估计了毫米VLBI核心的1 G量级的磁场强度。使用我们对1803+784在1.6和4.8 GHz之间的芯位移测量，我们发现B_core（4.8 GHz）= 0.11 \pm 0.02 G和r_core（4.8 GHz）= 20 \pm 5 pc。Jiménez-Monferrer等人（2008）在8.4 GHz和43 GHz对该源进行的相位参考观测表明B_core（43 GHz）= 1.0 \pm 0.4 G且r_core（43 GHz）= 2.0 \pm 0.9 pc。

JVAS B0218 +357的全球8.4-GHz VLBI观测

Global 8.4-GHz VLBI observations of JVAS B0218+357

在本文中，我们提出了新的观测引力透镜系统JVAS B0218 + 357与全球VLBI网络在8.4 GHz的频率。我们的地图有一个均方根噪声为30微焦/束，这些我们已经能够在高分辨率（~1 mas）的A和B图像的无线电喷流的扩展结构的图像。这些图的主要用途是使我们能够进一步约束透镜模型，以确定H0。我们能够确定几个子组件共同的两个图像与预期的奇偶性反转，包括一个我们确定为反喷。我们还没有成功地探测到透镜星系的核心或第三张图像。使用透镜星系的模型，我们已经将这两个图像反向投影到源平面，发现它们吻合得很好。然而，也有小，但显着的差异，我们建议可能会出现从多路径散射在ISM的透镜星系。我们还发现一个指数的径向质量分布约为1.04，与透镜建模公布的15 GHz VLBI数据。每个图像的偏振图，其中示出了跨图像A和B的偏振分布是不同的。我们认为，这是由于法拉第旋转和相关的透镜星系的去极化。

Gamma-ray与S5-quasar 0836+710喷流中VLBI成分的放射性活动和喷射的关系

Gamma-ray to radio activity and ejection of a VLBI component in the jet of the S5-quasar 0836+710

1992年上半年，在明亮的高红移（z = 2.172）类星体S5 0836+710中观测到了流量密度的宽带（伽马射线到射电）变化。1993 - 1996年期间在86 GHz，22 GHz，15 GHz和8 GHz进行的VLBI监测观测表明，一个新的喷流分量的喷射，这很可能是直接相关的准同步伽马，X射线，光学耀斑活动，这是在1992年2月观察到的。在1992 - 1993年期间，耀斑通过无线电频谱传播。根据这一活动阶段的几个准同步射电频谱，我们确定了S_m-V_m图中射电频谱的频谱转换的时间演化。这些数据表明，喷流活动与源的宽带电磁波谱的变异性相关。观测结果的相对论冲击模型的框架进行了讨论。

使用VLBI闭合环的86 GHz人马座A* 的结构

Structure of Sagittarius A* at 86 GHz using VLBI Closure Quantities

在射电波长上，位于银河系中心的致密射电源人马座A*（Sgr A*）的图像由于电离介质的介入而散射展宽，并与λ ^[2]相关。我们目前的VLBI观测Sgr A* 在86 GHz使用六站阵列，包括VLBA天线在派镇，戴维斯堡和洛斯阿拉莫斯，12米天线在基特峰和毫米阵列在帽子溪和欧文斯谷。为了避免由于不完善的天线校准造成的系统误差，使用干涉闭合信息对数据进行建模。数据最好用FWHM为0.18 ± 0.02质量的圆形高斯亮度分布来模拟。的数据也被证明是一致的椭圆模型对应的点源的散射。在N-S方向上的源结构，这是不太好地确定比在E-W方向上由于有限的N-S（u，v）的阵列覆盖范围，被约束为小于0.27质量通过这些测量。假设Sgr A* 的本征尺寸对波长的依赖性大于λ ^[0.9]，这些结果与VLBI在7 mm波长下获得的本征结构估算值的外推结果一致。

南半球5 GHz致密射电源VLBI巡天-- I

A 5 GHz Southern Hemisphere VLBI Survey of Compact Radio SOurces - I

我们报告的结果，5 GHz的南半球VLBI紧凑河外射电源的调查。这些观测是在1992年11月用SHEVE阵列加上海站进行的。观察了22个源的样本，并获得了其中20个源的图像。在所拍摄的20个源中，有15个显示出核心喷流结构，1个具有双面喷流，4个只有单个致密核心。16个核心喷流源中有11个（包括一个双面喷流）显示出一些弯曲喷流的证据。与先前的图像和射电流量密度的时间变化的比较显示，在4个源的超光速运动的证据。五个源是高能（>100 MeV）伽马射线源。统计分析表明，在探测到的伽马射线源中，高极化类星体占主导地位，这强调了聚束效应在伽马射线发射中的重要性。

NRAO 530的多频VLBI观测

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。

活动星系核周围气体与高频VLBI相位定标新策略

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。

日本VLBI网络

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。

巨射电星系3C 236的VLBI、MERLIN和HST观测

VLBI, MERLIN and HST observations of the giant radio galaxy 3C236

我们目前的VLBI和MERLIN数据在1.66和4.99 GHz的中心组件与巨大的射电星系，3C 236的核相一致。核射电结构由两个发射复合体组成，它们的分辨率从1毫角秒（mas）到1角秒。在紧凑的射电结构中可以看到振幅约为5度的振荡。光谱指数分布绘制在角分辨率为10和25马斯，使我们能够确定在东南排放复杂的核心组成部分。de Koff等人（2000年）对3C 236的HST WFPC-2图像的重新检查表明，核中尘埃盘的法线距离天空平面约30度，与射电源的整体方向平行的范围为12度。我们认为，射电轴也与天空平面成30度角，西北急流位于接近的一侧。这一取向意味着3C 236的总尺寸为4.5Mpc（H_0 = 75 km/s/Mpc，q_0 = 0.5）。在天体测量误差范围内，尘埃特征和东南致密喷流的重合使我们认为，尘埃可能是喷流在离开核的第一个~400 pc行程中遇到的云的形式。在1质量尺度上，5 GHz的单侧发射表明喷流最初是以<= 35度的角度喷射到视线上的，但这很难与喷流系统作为一个整体的明显取向稳定性相一致。反喷流的自由-自由吸收可能是对单侧性的另一种解释。

3C 120的86、43和22 GHz VLBI观测

86, 43, and 22 GHz VLBI Observations of 3C120

本文介绍了射电星系3C~120的首次86 GHz VLBI观测结果，以及同期的43和22 GHz偏振VLBA观测结果。在86 GHz下获得的非常高的角分辨率为54 $μ$的芯的尺寸提供了上限（0.025 $h^{-1}$ pc）。这代表了喷流底部的直接确定，它与变率参数（取决于多普勒因子的不确定估计）无关，并将其放置在大约一个光月以下。与以前的VLBA观测一年的时间间隔后的比较显示显着的变化，在结构和偏振的射流。大多数的组件被发现遵循一个弯曲的路径，而经历了陡峭的光谱伴随着减少总和偏振发射。然而，至少有一个组件被观察到遵循准弹道运动，伴随着其频谱的平坦化，以及在总通量和偏振通量的增加。这可以通过其与外部介质的相互作用来解释，导致增强发射并使磁场垂直于组件运动对准的冲击，从而使偏振度从未检测到的值增加到高达15%。第二个强的组成部分，与最高程度的偏振（23%），被发现经历了位移从脊线的结构位置角的射流，因为它向下游移动。在1996年末至1997年期间，我们发现$\sim 6^{\circ}$最内侧分量的位置角有一个向南的平均摆动，这可能是造成在秒差距和千秒差距尺度上观测到的急流曲率的原因。

候选紧致对称天体的EVN观测

EVN observations of candidate Compact Symmetric Objects

我们提出了PC级图像的10个紧凑对称对象（CSO）的候选人与欧洲VLBI网络（EVN）观察。在1.6千兆赫观测到5个射电源，在2.3/8.4千兆赫观测到5个射电源，后一个子样本包含在通常用于大地测量的3个天线的VLBI阵列中。这些物体是从GHz峰值频谱（GPS）射电源的现有样本中选择的，目的是找到和/或确认CSO分类。这些新的VLBI观测使我们能够确认两个CSO候选者的分类，并找到一些新的。我们的研究结果加强了GPS射电星系与CSO形态的关联，这一结果表明，一种有效的方法来增加已知的CSO的数量，通过VLBI观测的紧凑的射电星系显示凸的无线电频谱。

3C 147的VLBI偏振观测

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））。

基于GPS的VLBI观测等离子体效应模拟方法

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。

加州理工学院-乔德雷尔银行VLBI调查

The Caltech-Jodrell Bank VLBI Surveys

1990年至1995年期间，利用Mark-II系统对北纬35度以北的河外明亮射电源进行了Caltech-Jodrell Bank VLBI测量，获得了分辨率约为1 mas的5 GHz图像。CJ 1测量（连同较早的“PR”测量）包括200个5 GHz通量密度大于0.7 Jy的天体; CJ 2测量包括193个5 GHz通量密度大于0.35 Jy的平谱源;我们确定了一个完整的通量密度有限样本CJF，其中有293个强于0.35 Jy的平谱源。我们总结了样品的定义和VLBI，VLA，MERLIN和光学观测，并提出了一些天体物理结果的亮点。其中包括：（1）超光速运动和宇宙学;（2）“紧凑对称天体”（CSO）的形态学和演化;（3）某些CSO中的双侧运动;（4）角尺寸红移图;（5）秒差距尺度和千秒差距尺度喷流的错位。

0836+710喷流不稳定性的VLBI诊断

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。

低光度平谱活动星系核的EVN观测

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。

3C 279在1.6和5 GHz的空间VLBI观测

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。

用VLBI尺度探讨相对论喷流的圆极化

Probing the Circular Polarization of Relativistic Jets on VLBI Scales

圆偏振的高分辨率研究使我们能够看到它在射流中出现的位置，研究其局部分数级和光谱，并将这些结果与线性偏振和法拉第旋转的局部测量结果进行比较。在这里，我们不仅回顾了过去的结果从甚长基线阵列（VLBA）的圆偏振研究，但我们也提出了初步的新结果对两个类星体。在PKS 0607-157的核心，我们发现在8 GHz的强圆极化和15 GHz的弱得多的水平。结合线偏振数据，我们倾向于一个简单的模型，其中的圆形是由少量的法拉第旋转驱动的法拉第转换产生。在3C 345的核心中，我们发现在15 GHz处具有明显线极化的组件中存在强圆极化。该核心组件在8 GHz处光学厚度很大，我们在那里没有检测到圆偏振。PKS 0607-157和3C 345的频率趋势相反，似乎很明显，喷流中的局部条件可能对圆偏振产生强烈影响，在研究具有多频率观测的非均匀物体时需要考虑在内。

2002年VLBA +观测的8.4 GHz射电源3C 120的结构

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。

走向事件视界--微弧秒分辨率下的AGN附近

Towards the Event Horizon - The Vicinity of AGN at Micro-Arcsecond Resolution

本文综述了3 mm（86 GHz）、2 mm（129-150 GHz）和1.3mm（215-230 GHz）VLBI实验的现状。我们提出并讨论了一个新的3毫米VLBI地图的M87（室女座A），它的空间分辨率只有约。20个史瓦西半径。我们讨论了最近的VLBI结果SgrA* 和主张在一个扩展的欧洲毫米VLBI网络内的新的观测，为了寻找变异。我们讨论了在波长<2毫米的超大质量黑洞的“事件视界”成像的可能性，并得出结论，增加大型和灵敏的毫米望远镜，如CARMA，SMA，LMT和ALMA将是至关重要的。

引力透镜VLBI B0218 +357的相位参考观测

VLBI phase-reference observations of the gravitational lens JVAS B0218+357

我们提出的相位参考VLBA+Effelsberg观测结果在五个频率的双图像引力透镜JVAS B 0218 +357，建立精确的注册的A和B透镜图像的位置。这些观测背后的动机是研究图像通量密度比（A/B）随频率的异常变化-该比率在1.65 GHz至15.35 GHz的频率范围内几乎变化两倍。我们调查是否频率依赖的图像位置，结合放大率梯度在整个图像领域，可能会引起的异常。我们的观察证实了图像通量比随频率的变化。我们的相位参考天体测量的结果，结合Wucknitz等人（2004）的透镜质量模型，表明图像峰值和质心的偏移太小，无法解释观测到的频率相关比率。

EGRET Blazar的毫米VLBI性质

The millimeter VLBI Properties of EGRET Blazars

本文报告了利用CMVA天文台进行的EGRET blazar快照86 GHz-VLBI观测的进展情况。在Pico Veleta-Onsala基线上探测到了很高比例（17/18）的EGRET耀变体，基线长度约为500 $Mλ$。Pico Veleta-Onsala基线的检测阈值为$\sim 0.2$ Jy。其中6个源以前没有被3毫米VLBI探测到。我们还提出了三个新的非EGRET源的检测。EGRET源的高探测率表明，伽马射线通量是毫米波长强度的可靠预测因子。未来更灵敏的高能伽马射线实验应该会发现更多的毫米波VLBI可探测的物体。

射电星系完整样本的VLBI观测。VI。两个FR-I无线电Galerkin B2 0836+29和3C 465

VLBI Observations of a Complete Sample of Radio Galaxies. VI. The Two FR-I Radio Galaxies B2 0836+29 and 3C465

本文介绍了两个Fanaroff Riley I型射电星系B20836 +29和3C 465（2335+26）的5GHz全球VLBI观测结果。对于3C 465，我们也提出了1.7 GHz和8.4 GHz的全球VLBI数据。此外，VLA观测被用来获得秒级分辨率的连续谱和5 GHz的偏振图。这两个源在秒差距尺度上都是非常不对称的，有一个核心和一个单侧喷流，与主弧秒尺度喷流对齐。我们对B2 0836+29和3C 465的毫角秒喷流与反喷流亮度比B $_{jet}$ /B $_{cjet}$ \gtsim 20和\gtsim 30分别加以限制。对于3C 465，强不对称性保持在千秒差距尺度。亮度的不对称性和核心无线电功率与总无线电功率之间的比率使我们能够限制靠近核心的喷流速度和无线电结构相对于视线的方向。结果表明，两个源的等离子体速度在秒差距尺度上都是相对论性的，即B2 0836+29的v $_{jet}$ \gtsim 0.75 c和3C 465的v $_{jet}$ \gtsim 0.6 c。在B2 0836+29中，v $_{jet}$从秒差距减小到千秒差距尺度，而在3C 465中，非常高的v $_{jet}$一直保持到千秒差距尺度{ \t亮点}。我们的结果与FR-Ⅰ射电星系是BL-Lac天体的未命名群体的统一方案的建议是一致的。此外，它们强化了FR-I和FR-II射电星系的中央引擎必…

甲醇脉泽偏振的首次VLBI观测，在G339 .88-1.2

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。

使用快速频率切换的弱源的VLBI观测

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。

天鹅座A的多频多历元VLBI研究

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。

通过“全波束”自校准发现microJy无线电VLBI天空

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。

用VLBI接近NGC3079

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。

基于FIRST的紧凑陡谱源调查，III。亚角秒尺度天体的MERLIN和VLBI观测

FIRST-based survey of Compact Steep Spectrum sources, III. MERLIN and VLBI observations of subarcsecond-scale objects

根据一个普遍接受的范式，小型的致密陡谱（CSS）射电源的内在尺寸是其年轻的直接结果，但在其演化的后期阶段，它们被认为是成为大规模的源。然而，这个概念主要是为强大的CSS源建立的。在这一系列的论文中，我们测试了60个从VLA FIRST调查中选择的较弱的对象上的这种范式。它们具有在150 < S_{5GHz} < 550 mJ范围内的5 GHz通量密度和在0.365 \le v \le 5 GHz范围内的陡峭光谱。本论文的重点是满足上述标准，并具有在0.2 \arcsec - 1 \arcsec的范围内的角度大小的源。19个这样的源的观测获得了使用MERLIN在“快照”模式在5 GHz。它们与1.7-GHz VLBA和5-GHz EVN后续快照观测一起提出，其中大多数都是。对于该子样本中的一个源，1123+340，还进行了全跟踪5 GHz EVN观测。这项研究为CSS源的标准理论提供了一个重要的元素，即在其中一些星系中，它们的宿主星系的活动可能在最近关闭，因此它们的进一步增长已经停止。在1123+340的例子中，一个致密的“死源”的遗迹由于其周围星系团内介质的存在而保存得特别好，观测到的致密源的过剩可以很容易地用宿主星系核活动“过早”停止的框架来解释。它还可以解释许多这样的源相对较低的无线电通量密度，以及在少数情况下，它们独特的不对称形态。我们提出了一个新的解释，这种不对称性的基础上…

ARISE空间VLBI任务的目标

Goals of the ARISE Space VLBI Mission

超大质量黑洞的质量在10^6到10^9倍太阳质量之间，是宇宙中最壮观的天体之一，也是极端条件下的物理实验室。ARISE（空间和地球之间的高级无线电干涉测量）的主要目标是利用空间VLBI技术，通过对黑洞附近巨大的引力场产生的破坏进行成像，增加我们对黑洞及其环境的了解。该飞行任务将以一个25米长的星载射电望远镜为基础，其工作频率在8至86千兆赫之间，大致相当于甚长基线阵列的一个轨道元件。在远地点高度为40，000 - 100，000公里的椭圆轨道上，ARISE将提供15微弧秒或更高的分辨率，比地面上可实现的分辨率高5-10倍。在43和86千兆赫的频率下，遥远类星体的光周到光月的分辨率将补充对高能光子的伽马射线和X射线观测，这些光子来自大质量黑洞附近的同一区域。ARISE将在22 GHz的频率上对距离地球超过15 Mpc的活动星系中的水脉泽盘进行成像，探测吸积物理学并对黑洞质量进行精确测量。ARISE还将以数十微弧秒的分辨率研究引力透镜，产生关于暗物质分布和可能存在质量为10^3至10^6太阳质量的致密物体的重要信息。

在Seyfert 2星系NGC5793中水脉泽发射的VLBI研究。I：成像蓝移发射和秒差距尺度喷流

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。

昂萨拉1号水脉泽的VLBI观测：大质量双星形成地？

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。

用大地测量VLBI探测AGN中的秒差距尺度喷流

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。