Astrometrically Registered Simultaneous Observations of the 22 GHz H$_2$O and the 43GHz SiO masers towards R Leonis Minoris using KVN and Source/Frequency Phase Referencing
富氧渐近巨星支（AGB）星可以分别在43和22 GHz处发射出SiO（$v$ =1和2，J=1 $\rightarrow$ 0）和H $_2$ O脉泽谱线。VLBI对脉泽辐射的观测为探测AGB星拱星包层的最内层提供了一个独特的工具。然而，在获得天体测量校准的\water \和$v$ =1和$v$ =2的SiO脉泽图方面的困难传统上限制了可以对SiO脉泽泵浦机制施加的物理约束。我们提出了相位参考的同时光谱线VLBI图像的SiO $v$ =1和$v$ =2，J=1 $\rightarrow$ 0，和H $_2$ O脉泽发射AGB星R\，LMi，从韩国VLBI网络（KVN）获得。KVN的同时多通道接收器为频域天体测量提供了很大的可能性。利用这个设备，我们已经产生了具有不同种类的高频脉泽跃迁之间真正的绝对天体测量配准的图像，以提供\water脉泽发射的位置和SiO脉泽发射的中心，从而将R\，LMi自行的不确定性降低了一个数量级，超过了依巴谷的不确定性。这是第一次成功的演示源频率相位参考毫米VLBI谱线观测，也是频率之间的比率不是一个整数。
2014-08-15 astro-ph.IM
Exploration of SFPR techniques for astrometry and observations of weak sources with high frequency Space VLBI
空间甚长基线干涉测量（S-VLBI）由于地面和卫星望远镜之间的长基线，在高频下进行观测有望获得最高的角分辨率和天体测量精度。然而，空间特定的问题，如卫星轨道重建的有限精度和对卫星天线指向操作的限制，限制了传统相位参考的应用。我们调查的替代技术，源频率相位参考（SFPR），到S-VLBI域的可行性。通过这些调查，我们的目标是为下一代S-VLBI任务的设计做出贡献。我们已经使用了分析和模拟研究的SFPR在S-VLBI观测的性能，应用到天体测量和增加相干时间，并比较这些使用传统的相位参考得到的结果。观测配置以ASTRO-G飞行任务的规格为起点。我们的研究结果表明，SFPR技术使天体测量在43 GHz，使用交替观测22 GHz，无论轨道误差，大多数天气和各种条件下。这同样适用于检测弱源的增加的相干时间。我们的研究表明，同时进行双频观测的能力，使应用到更高的频率，并在所有情况下的性能的总体改善，因此，我们建议考虑S-VLBI计划。
2011-10-03 astro-ph.CO astro-ph.IM
The Power of Simultaneous Multi-Frequency Observations for mm-VLBI: Astrometry up to 130 GHz with the KVN
在毫米波VLBI观测中，多频段同时观测有可能克服大气传播的基本限制。传播效应严重限制了毫米VLBI的灵敏度，减少了信号相干组合的时间，并阻止了相位参考和天体测量的使用。我们在22、43、87和130 GHz对一组5个活动星系核进行了同步观测，其中最弱的活动星系核约为10000。200 mJy，130 GHz，角间距范围为3.6至11度，使用KVN。我们使用频率相位转移（FPT）和源频率相位参考（SFPR）技术分析了这些数据，这些技术使用较低频率的观测值来校正较高频率的观测值。分析的结果提供了一个经验证明的增加，在130 GHz的相干时间从几十秒到约20分钟，FPT，和高达数小时的SFPR。此外，天体测量分析提供了两个频率之间的高精度相对位置测量，包括首次在130 GHz进行的天体测量。最后，我们展示了一种方法的相对位置测量的广义分解成绝对位置的变化，真正的天体测量登记的地图的各个来源在多个频率，高达130 GHz。
2015-11-05 astro-ph.IM
Progress on VLBI Ecliptic Plane Survey
我们在2015年启动了VLBI南极平面调查计划。该计划的目标是找到黄道面7.5度范围内的所有紧凑源，这些源适合作为航天器预期相位参考观测的相位校准器。我们计划观察一个完整的样品，在5 GHz的PMN和GB6目录中列出的亮度超过50 mJy的源，还没有观察到VLBI。截至2016年4月，已进行和处理了8次24小时会议。在2227个观测源中，435个源在三次或三次以上的观测中被检测到。我们还用VLBA进行了三个8小时的分段，以改善71个黄道源的位置。
2017-01-26 astro-ph.IM
High Precision Astrometric Millimeter VLBI Using a New Method for Atmospheric Calibration
本文介绍了一种在毫米波段实现高精度甚长基线干涉天体测量的新方法。它结合了快速频率切换观测，以纠正占主导地位的非色散对流层波动，与缓慢的源切换观测，其余的电离层色散项。我们称这种方法为源频相位参考。只要开关周期与传播介质的性质相匹配，就可以恢复源天体测量。我们提出了一个分析描述的两步校准策略，以及误差分析，以表征其性能。此外，我们提供了一个成功的应用与观测使用甚长基线阵列在86 GHz的源3C274和3C273和1308+326和1308+328，在各种条件下的观测演示。我们的结论是，这种方法是广泛适用于毫米VLBI观测的许多目标源，并在提供真正的天体测量注册的图像和高精度的相对天体测量在毫米VLBI使用现有的和新建的仪器是独一无二的。
2011-01-11 astro-ph.IM
On the coherence loss in phase-referenced VLBI observations
内容：相位参考是无线电干涉测量中的一种标准校准技术，特别适用于检测接近干涉仪灵敏度极限的弱源。然而，来自变化的大气和相关器模型中的不准确性的影响可能会影响相位参考图像，导致源通量密度和位置的错误估计。系统的观测研究信号退相干相位参考，其影响在图像平面，尚未执行。目的：本文系统地研究了在不同频率和不同定标器-目标距离下，相位参考定标对超长基线干涉测量（VLBI）观测信号相干性的影响。所获得的结果应该是感兴趣的正确解释与VLBI的许多相位参考观测。研究方法：我们观察了一组13个强源（S5极冠样本）在8.4和15 GHz的相位参考模式，32个不同的校准器/目标组合跨越1.5和20.5度之间的角间隔。我们获得了相位参考图像，并研究了动态范围和峰值通量密度如何依赖于观测频率和源分离。结果如下：我们获得了相位参考图像的动态范围和峰值通量密度作为频率和与校准器分离的函数。我们比较了我们的结果与模型和唯象方程先前报道。结论：相位参考图像的动态范围在所有频率和所有源分离下都受到大气的强烈限制。极限动态范围与校准品-目标分离的正弦成反比。我们还发现，峰值通量密度，相对于那些获得的自校准图像，源分离减少。
2010-04-12 astro-ph.IM
ALMA Band-to-band Phase Referencing: Imaging Capabilities on Long Baselines and High Frequencies
利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波天线阵组织了高频长基线实验，以测试使用长达16公里基线的亚毫米波体制的高角分辨率成像能力。进行了四次实验，两次波段7（289 GHz）和两次波段8（405 GHz）观测。使用频带到频带（B2B）相位参考的相位校正与相位校准器一起使用，分别在频带3（96 GHz）和频带4（135 GHz）中观察到的相位校准器仅为0.7度。在Band 8中，我们实现了14 x11 mas的最高分辨率。我们比较了目标类星体的合成图像，使用20和60秒的开关周期时间在相位参考。在波段7中，大气在相位均方根方面具有良好的稳定性（在2分钟内<0.5 rad），并且在20和60 s切换周期时间之间的图像相干性几乎没有差异。在更差的相位rms条件下（2分钟内>1 rad）进行了一个频带8实验，这导致在使用60 s开关周期时间时相干性显著降低。四个实验中的一个实验表明，在289 GHz下，使用20 s的开关周期时间，相位参考后的残余相位均方根误差可以减小到0.16 rad。这样的条件将满足在频带10中>70%的图像相干性的相位校正要求，假设类似的相位校准器分离角，强调需要在高频下进行这样的B2B相位参考观测。
2020-07-14 astro-ph.IM
Applications of the source-frequency phase-referencing technique for ngEHT observations
源频相位参考（SFPR）技术在毫米VLBI观测中具有很大的优势。通过在新一代事件视界望远镜（ngEHT）天线上实现多频同步接收系统，可以实现频率相位传递（FPT），从而校正非色散传播误差，显著提高可见度数据的相位相干性。这种增加为弱源或结构检测提供了有效的方法。SFPR还使高精度天体测量成为可能，包括Sgr A* 和M87* 等的亚毫米波长的核心位移测量。我们还简要讨论了未来SFPR观测的技术和调度考虑与ngEHT。
2022-12-18 astro-ph.HE astro-ph.IM
SAND: An automated VLBI imaging and analysing pipeline - I. Stripping component trajectories
我们提出了我们的实现一个自动化的VLBI数据减少管道专用于干涉数据成像和分析。该流水线能够有效地处理海量VLBI数据，是研究多历元多波段VLBI数据的理想工具。与传统的手动数据简化相比，我们的管道提供了更客观的结果，因为涉及较少的人为干扰。源提取在图像平面中完成，而反卷积和模型拟合在图像平面和uv平面中完成以进行平行比较。管道的输出包括CLEANed图像和重建模型的目录、偏振图、自行估计、核心光变曲线和多波段光谱。我们已经开发了一个回归带算法，自动检测线性或非线性模式的射流组件轨迹。该算法提供了一个客观的方法来匹配射流组件在不同的时期，并确定其自行。
2017-12-06 astro-ph.IM
VLBI ecliptic plane survey: VEPS-1
本文介绍VLBI南极平面巡天（VEPS）计划第一部分的结果。该程序的目标是在黄道面$7.5^\circ$内找到所有适合作为航天器预期相位参考观测校准器的致密源，并确定它们的位置，精度在1.5 nrad水平。我们在两种模式下运行程序：搜索模式和细化模式。在搜索模式下，观测到了Parkes-MIT-NRAO（PMN）星表和Green Bank 6~cm（GB 6）星表中除VLBI观测到的外，所有5GHz处亮度大于50 mJ γ的源的完整样本。在改进模式中，所有黄道面源的位置，包括在搜索模式中发现的位置，都得到了改进。截至2016年10月，已观察和分析了13个24小时的会议，目标是亮度超过100毫焦焦的所有光源。在3320个观测目标源中，已探测到555个目标。我们还在精化模式下进行了一系列后续VLBI实验，改进了249个黄道面源的位置。
2017-06-09 astro-ph.IM
VLBI imaging throughout the primary beam using accurate UV shifting
对于甚长基线干涉测量（VLBI），条纹间距与每个元件的主光束所施加的视场相比非常窄。这意味着一次观测可以潜在地对极大量的分辨率单位进行成像。我们实现和测试的技术，高效，准确地成像大型VLBI数据集。DiFX软件相关器用于生成具有极高时间和频率分辨率的数据集。然后，对这个大数据集进行多次变换和平均，以生成许多较小的数据集，每个数据集的相位中心位于不同的感兴趣区域。给出了一个8.4 GHz四站VLBI观测的多源场的结果。校准器3C345的观测结果用于移位算法准确性的初步测试。高精度的实现，使该方法适用于最苛刻的天体测量VLBI观测。一个目标源（1320+ 299 A）被检测到，并被用作相位参考校准器，以寻找进一步的检测。包含130亿像素的图像是通过对覆盖阵列的整个初级光束的782个可见度数据集进行独立成像而构建的。讨论了该算法的当前实现和在VLBI数据分析中可能的未来发展。
2013-02-25 astro-ph.IM
High contrast imaging wavefront sensor referencing from coronagraphic images
高对比度成像（HCI）的一个关键挑战是区分散斑和系外行星信号。散斑的来源是大气残差和非共路像差的组合，非共路像差（NCPA）由于不能直接测量，且包含静态、准静态和动态分量，补偿起来特别困难。所提出的方法直接解决了补偿NCPA的挑战。算法DrWHO -直接增强波前启发式优化-是静态和动态NCPA的准实时补偿，用于提高图像对比度。它是一种基于图像的幸运成像方法，旨在寻找并不断更新波前传感器（WFS）的理想参考，包括NCPA，并更新WFS的新参考。这样做会更改AO循环的会聚点。我们在这里展示了DrWHO冠状造影后应用的第一批结果。DrWHO不依赖于任何模型，也不需要精确的波前传感器校准，适用于非线性波前传感情况。我们提出了在天空中使用金字塔WFS传感器与斯巴鲁日冕极端AO（SCExAO）仪器的性能。
2021-10-28 astro-ph.IM
Imaging Black Holes and Jets with a VLBI Array Including Multiple Space-Based Telescopes
毫米波长的甚长基线干涉测量（VLBI）可以分辨人马座A* 和M87两个超大质量黑洞周围的黑洞阴影。在太空中增加适度的望远镜将使组合阵列能够产生这些和其他来源的更高分辨率，更高保真度的图像。本文探讨了在事件视界望远镜中增加轨道根数的潜在好处。我们重建模型图像使用模拟数据从阵列，包括在不同的轨道上的望远镜。我们发现，一个阵列，包括一个望远镜在地球静止轨道附近和一个在高倾角的中地球或地球同步轨道可以成功地产生高保真度的图像，能够解决阴影直径小至3微弧秒。其中一个关键的来源，草帽星系，可能是重要的，以解决有关为什么一些黑洞发射强大的喷流，而其他人没有的问题。与此同时，M87子结构的高分辨率成像可能会澄清喷气式飞机是如何首先发射的。空间VLBI提供的额外分辨率还将改进对活动星系核喷流准直的研究。
2019-03-22 astro-ph.IM
The Second LBA Calibrator Survey of southern compact extragalactic radio sources - LCS2
我们提出了第二个目录的准确位置和相关的流量密度为1100紧凑的河外射电源，没有观察到2008年之前在高角分辨率。该星表涵盖了-90度、-30度的十进制范围，由澳大利亚长基线阵列在8.3 GHz进行的19次24小时VLBI观测组成。该目录介绍了2008年开始的计划的最后一部分。这一活动的目标是：（1）增加具有精确坐标的致密射电源的数量，并测量其相关通量密度，这可用于相位参照VLBI和ALMA观测、测地VLBI、搜索相对于盖亚位置有重大偏移的源以及空间导航;（2）将致密河外源的完整通量有限样本扩大到南半球;（3）研究高频AT 20 G巡天源的秒差距尺度特性。源位置的中值不确定性为3.5 mas。由于这一VLBI活动，已测得VLBI相关通量密度和位置已知毫角秒精度的10度-40度以南致密射电源的数量增加了6倍以上。
2019-04-12 astro-ph.IM
VLBI imaging of black holes via second moment regularization
事件视界望远镜（EHT）的成像保真度目前取决于其稀疏的基线覆盖。特别是，EHT覆盖范围主要是由长基线，是高度敏感的大气条件和实验之间的网站损失。有限的短/中距离基线特别影响成像过程，阻碍了图像中更多扩展特征的恢复。我们提出了一个算法的应急缺乏良好的约束短基线在紧凑的源，如超大质量黑洞与EHT观察到的成像。该技术以尺寸约束的形式对重建图像施加特定的二阶矩，该尺寸约束对应于零基线处测量的可见度函数的曲率。该方法能够恢复在短基线上基线覆盖的间隙中丢失的信息，并能够校正观测中提供短基线测量的台站的任何系统振幅偏移。正则化可以使用历史源大小测量来约束重建图像的二阶矩以匹配观察到的大小。我们还表明，一个特征尺寸可以从现有的短基线测量，从其他波长外推，或估计没有互补的尺寸限制与参数搜索。我们证明了这种方法的静态和电影重建的可变源的能力。
2019-08-04 astro-ph.IM
Dynamical Imaging with Interferometry
甚长基线干涉测量（VLBI）技术通过连接相距甚远的射电碟形天线，可以大大提高射电天文学的角分辨率。然而，在任何给定时刻，VLBI阵列仅稀疏地采样形成图像所需的信息。传统的成像技术通过假设观测到的宇宙源结构在观测期间不会演变来部分克服这一限制，这使得VLBI网络能够随着地球旋转和改变投影阵列几何形状而积累信息。虽然这一假设适用于几乎所有的VLBI，但对于银河系中心超大质量黑洞人马座A*（Sgr A*）的亚毫米观测几乎肯定是违反的，它的引力时标只有~20秒，并表现出小时内的变化。为了解决这一挑战，我们开发了几种技术来重建动态图像（“电影”）的干涉数据。我们的技术适用于单历元和多历元的变异性研究，它们适合于探索许多不同的物理过程，包括耀斑区域，稳定的图像与小的时间依赖性扰动，稳定的吸积动力学，或相对论性射流的运动学。此外，动态成像可用于从时变数据估计时间平均图像，消除使用标准成像方法时出现的许多虚假图像伪影。我们使用模拟黑洞系统的综合观测和M87的7 mm甚长基线阵列观测证明了我们的技术的有效性，我们表明，动态成像的事件视界望远镜观测的Sgr A* 是可行的。
2017-11-03 astro-ph.IM
ALMA High-frequency Long Baseline Campaign in 2017: Band-to-band Phase Referencing in Submillimeter Waves
2017年，组织了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）高频长基线活动，以测试基线长达16公里的亚毫米（submm）波长的图像能力。我们研究了图像质量使用ALMA接收机频带7，8，9，和10（285-875 GHz）通过采用带到带（B2B）相位参考，其中相位校准器在较低的频率跟踪。对于B2B相位参考，与标准带内相位参考相比，预期可以使用更接近目标的相位校准器。在第一步中，确保可以使用差分增益校准来消除低频和高频频带之间的仪器相位偏移差，其中在频率切换时肯定会检测到相位校准器。下一步，安排比较实验来研究不同分离角下B2B和带内相位参考与相位校准器之间的图像质量。在最后一步，我们进行了长基线成像测试的类星体在289 GHz的频带7和405 GHz的频带8和复杂结构的源HL Tau和VY CMa在频带9的~670 GHz。成功应用了B2B相位参考，使我们能够分别为HL Tau和VY CMa实现14 x11和10 x8 mas的角分辨率。在B2B相位参考中找到5.4度内的低频校准器的可能性很高，亮度足以使用8 s扫描长度与7.5 GHz带宽的组合。
2020-03-23 astro-ph.IM
PRECL: A new method for interferometry imaging from closure phase
对于短波长VLBI观测，准确测量可见度函数的相位是一个困难的问题。在这种情况下，闭合相位是可靠的测量，尽管不足以检索所有的相位信息。我们提出了一种新的方法，相位恢复从封闭相（PRECL）。PRECL仅从闭包阶段估计所有可见性阶段。结合PRECL和我们已经提出的稀疏建模方法，VLBI成像过程不依赖于脏图像，也不依赖于自校准。所提出的方法进行了数值测试，结果是有前途的。
2016-04-09 astro-ph.IM
Identifying synergies between VLBI and STIX imaging
该研究通过半盲成像挑战比较17种STIX与VLBI算法，证明两类稀疏Fourier成像方法可跨领域迁移，并为后续共同发展提供选型建议。
2024-01-19 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Metrics and Motivations for Earth-Space VLBI: Time-Resolving Sgr A* with the Event Horizon Telescope
甚长基线干涉测量（VLBI）在230千兆赫以上的频率与地球直径的基线提供的空间分辨率比${\sim}50 μ$作为"阴影"的超大质量黑洞在银河系中心，人马座A *（Sgr A *）。对"阴影"附近的静态和动态结构成像提供了对广义相对论的检验，并可能允许测量黑洞参数。然而，传统的地球自转合成是不适用的源（如Sgr A *）与日内变化。扩展地面阵列，将空间VLBI站包括在内，可使成像能力的时间尺度与Sgr A * 的最内侧稳定圆轨道相当，根据黑洞的旋转情况，该轨道预计为4 - 30分钟。我们研究空间VLBI的基本要求，我们开发的工具与轨道站模拟观测。我们还开发了一个度量来量化阵列的成像能力，而不管详细的图像形态或重建方法。我们验证了这个度量的例子重建的模拟Sgr A * 在230和345 GHz的，并使用这些结果来激励扩展的事件视界望远镜（EHT），包括在低地球轨道（LEO）的小盘子。我们证明，高灵敏度的网站，如阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA），使其可行的小型轨道器添加到现有的地面阵列，空间ALMA基线将具有灵敏度与地面非ALMA基线。我们表明，LEO增强阵列的样品的衍射限制傅立叶平面的Sgr A * 在不到30分钟的一半，使近地平线结构的重建与归一化均方根误差$\lesssim0.3$上的子ISCO时间尺度。
2019-06-20 astro-ph.IM
Serial MultiView: an efficient approach to mitigating atmospheric spatial-structure errors for VLBI astrometry
本文提出串行多视（serial MultiView）技术，通过迭代旋转相位平面并利用时域信息，缓解VLBI天体测量中的大气空间结构误差，在5GHz下实现<10微角秒的精度，并降低校准开销。
2025-05-23 astro-ph.IM
Verification of the Astrometric Performance of the Korean VLBI Network, using comparative SFPR studies with the VLBA at 14/7 mm
韩国VLBI网络（KVN）是一个新的毫米VLBI专用阵列，具有在多个频率（高达129 GHz）同时观测的能力。创新的多通道接收器为频域中的天体测量带来了显著的好处。这项工作的目的是验证的天体测量性能的KVN使用的VLBA，一个完善的仪器进行比较研究。为此，我们在2013年4月用KVN和VLBA在14/7 mm进行了几乎同期的观测。KVN观测由同时双频观测组成，而VLBA使用快速频率切换观测。我们使用源频率相位参考技术的观测和分析策略。我们发现，同时观测的结果在一个优越的性能，补偿所有大气条款的观测，除了提供其他显着的好处，天体测量分析。我们已经比较了KVN天体测量的VLBA。我们发现，结构混合效应引入占主导地位的系统天体测量的变化，这些需要考虑。我们已经测试了多种分析路线，以表征天体测量中扩展源的低分辨率效应的影响。KVN和完整VLBA数据集的分析结果在热误差估计的2- $σ$范围内一致。我们认为这种差异是由于决议不同造成的。我们发现，KVN提供的天体测量结果具有很好的协议，在1- $σ$，相比VLBA配置具有类似的分辨率。因此，本比较研究使用14/7 mm处的SFPR验证了KVN的天体测量性能，并验证了KVN作为天体测量仪器的有效性。
2014-07-17 astro-ph.IM
Imaging VLBI polarimetry data from Active Galactic Nuclei using the Maximum Entropy Method
绘制活动星系核的相对论喷流需要使用解卷积算法来解释缺失基线间距的影响。CLEAN算法是目前VLBI成像中最常用的算法，适用于偏振数据的成像。最大熵方法（MEM）作为一种替代方法，与CLEAN算法相比具有一些优点，包括更好的空间分辨率和更严格和无偏的反卷积方法。我们已经开发了一个MEM代码适用于VLBI偏振数据去卷积。正在进行蒙特卡罗模拟，调查CLEAN和MEM代码在各种源类型上的性能。实偏振（VLBA）的数据在多个波长也已使用MEM去卷积，和几个由此产生的偏振和法拉第旋转图的介绍和讨论。
2013-10-23 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
Multi-scale and Multi-directional VLBI Imaging with CLEAN
甚长基线干涉测量（VLBI）是一种射电天文技术，其中来自不同基线的相关信号被组合成最高角分辨率的图像。由于测量的稀疏性，该成像过程构成不适定的逆问题。几十年来，CLEAN算法一直是VLBI研究的标准选择，尽管它有一些严重的缺点和病态，受到现代前线VLBI应用要求的挑战。我们开发了一种新的多尺度CLEAN反卷积方法（DoB-CLEAN）的基础上连续小波变换，解决几个病理CLEAN成像。我们基准这种新的算法对CLEAN重建合成数据和重新分析BL Lac观测射电天文与DoB-CLEAN。DOB-CLEAN算法采用多尺度多方向小波字典对图像进行逼近。使用了两种不同的词典。首先，一个椭圆球面贝塞尔函数的差异字典拟合到紫外覆盖的观察，用于稀疏表示脏图像中的特征。其次，提出了一种适合于清晰表示相关图像特征的椭圆高斯差分小波字典。通过在字典之间切换来执行去卷积。与CLEAN相比，DoB-CLEAN实现了超分辨率，并弥补了CLEAN的虚假正则化特性。与CLEAN相反，基函数的表示具有物理意义。因此，计算的去卷积图像仍然适合观察到的vibrations，而不是CLEAN。国家的最先进的多标量成像方法似乎优于单标量标准的方法在VLBI和非常适合于最大限度地提取信息在正在进行的前线VLBI应用。
2023-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Estimation of Orbital Parameters from (u,v)-coverage for a Space Radio Interferometer
本文针对空间VLBI干涉仪轨道设计问题，提出一种由期望(u,v)覆盖反推空间射电望远镜最优轨道参数的逆问题求解方法，为空间-地面及纯空间VLBI成像观测的几何与轨道优化提供支持。
2024-03-29 astro-ph.IM
Computational Imaging for VLBI Image Reconstruction
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密松天体物理中心）；MIT Haystack Observatory（麻省理工学院海斯塔克天文台）；Google（谷歌）
甚长基线干涉测量（VLBI）是一种通过分布在地球上的望远镜同时观测天体无线电辐射源来成像的技术。从精细的角分辨率VLBI数据重建图像的挑战是巨大的。数据非常稀疏和嘈杂，因此需要统计图像模型，例如计算机视觉社区中设计的模型。在本文中，我们提出了一种新的贝叶斯方法的VLBI图像重建。虽然其他方法通常需要针对不同类型的数据进行仔细的调整和参数选择，但我们的方法（CHIRP）在不同的设置（如低SNR或扩展发射）下都能产生良好的结果。我们的方法的成功证明了现实的合成实验，以及公开的真实数据。我们以社区成员可以访问的方式提出这个问题，并提供了一个数据集网站（vlbiimaging.csail.mit.edu），以便于在算法之间进行受控比较。
2016-11-07 astro-ph.GA astro-ph.IM cs.CV
RadioAstron space VLBI imaging of polarized radio emission in the high-redshift quasar 0642+449 at 1.6 GHz
在亚毫角秒角分辨率的河外喷流中，射电辐射的偏振为理解喷流内部区域和活动星系中心超大质量黑洞附近的磁场结构提供了重要线索。空间VLBI观测为亚毫角秒角分辨率的偏振成像和在小于10^4引力半径的尺度上研究活动星系核的磁场性质提供了一种独特的工具。高红移类星体TXS 0642+449（OH 471）的空间VLBI观测（频率为1.6千兆赫），作为射电天文飞行任务早期科学方案的一部分，用于测试飞行任务所用轨道空间射电望远镜的偏振性能，建立在1.6 GHz空间VLBI上进行全斯托克斯偏振测量的方法，并在亚毫弧秒尺度上研究目标物体的偏振发射。偏振泄漏的SRT在18厘米被发现是在9倍的幅度内，证明了高保真度偏振成像与RadioAstron在此波长的可行性。获得了0642+449的偏振图像，分辨率为0.8mas（这意味着在相同波长下比地面VLBI观测提高了约4倍）。图像显示了一个紧凑的核心喷流结构，具有低（~2%）极化和主要的横向磁场在核区域。VLBI数据还揭示了一个复杂的结构的核区，有两个突出的特点可能对应于喷流基地和一个强大的再校准冲击。喷流底部的最大亮温可高达4*10^13 K。
2015-07-08 astro-ph.GA astro-ph.IM
The latest results from the Global mm-VLBI Array
全球毫米VLBI阵列（GMVA）是目前最高的角分辨率成像干涉仪作为一个共同的用户设施。它的角分辨率可达40微弧秒。目前，美国和欧洲有14个台站参与全球3毫米VLBI观测。GMVA用于连续谱和光谱成像，探测活动星系的中心区域和喷流的起源，因为这些区域通常由于同步加速器自吸收而无法在较长波长处观察到。2012年初，韩国VLBI网络（KVN）的三个台站都探测到了条纹，从而有可能将VLBI阵列的基线覆盖范围扩大到东部。在这些会议记录中，我们将介绍使用GMVA的伽马射线耀变体监测计划的最新图像，包括源3C454.3和0235+164，以及其当前状态和能力的更新。
2014-07-30 astro-ph.HE astro-ph.IM
DoG-HiT: A novel VLBI Multiscale Imaging Approach
从甚长基线干涉测量（VLBI）数据重建图像与稀疏采样的傅立叶域（紫外覆盖）构成一个不适定的反卷积问题。它需要应用鲁棒算法，最大限度地提高从所有采样空间尺度中提取的信息，并最大限度地减少未采样尺度对图像质量的影响。本文提出了一种新的多尺度小波反卷积算法DoG-HiT，该算法将高斯小波差分（DoG）和硬图像阈值（HiT）相结合，用于稀疏采样的干涉数据的成像。基于DoG-HiT，我们提出了一个多步成像流水线的干涉数据分析。DoG-HiT通过采用灵活的DoG小波字典将压缩感知方法应用于成像，该小波字典被设计为平滑地适应UV覆盖。它使用封闭属性作为数据的保真度条款，只有最初和执行非凸，非光滑的优化，通过一个振幅守恒和总流量守恒的硬阈值分裂。DoG-HiT计算多分辨率支持作为副产品。最终的重建是通过自校准循环和成像与振幅和相位信息的多分辨率支持只适用于细化。我们证明了DoG-HiT的稳定性，并将其性能与使用合成数据的CLEAN和正则化最大似然（RML）方法进行的图像重建进行了基准测试。比较表明，DoG-HiT与RML重建实现的超分辨率相匹配，并超过了CLEAN实现的对扩展发射的灵敏度。应用正则化极大似然方法配备灵活的多尺度小波字典成像的干涉数据匹配的性能，最先进的凸优化成像算法，需要较少的先验和用户定义的约束。
2022-06-19 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Chinese space millimeter-wavelength VLBI array - a step toward imaging the most compact astronomical objects
中国科学院上海天文台（SHAO）正在研究空间VLBI（甚长基线干涉仪）计划。该计划的最终目标是利用天基VLBI阵列在亚毫米波长下工作，对星系中心的超大质量黑洞附近进行成像，并获得100倍的角分辨率。为了实现这一宏伟目标，任务计划分为三个阶段。该计划的第一阶段被称为空间毫米波VLBI阵列（SMVA），由两颗卫星组成，每颗卫星携带一个10米直径的射电望远镜进入椭圆轨道，远地点高度为60000公里，近地点高度为1200公里。空间VLBI望远镜将在43、22和8 GHz三个频段工作。43和22 GHz频段将配备低温接收机。这些空间望远镜与地面射电望远镜一起观测，在43千兆赫处实现了20微弧秒（$μ$ as）的最高角分辨率。SMVA预计将进行广泛的高分辨率观测研究，例如首次对M87星系中心的超大质量黑洞的阴影（暗区）进行成像，研究SMBH周围水超脉泽的运动学，以及探索活动星系核的动力源。中科院于2012年10月批准了预研究资金，以支持科学和技术可行性研究。这些研究还包括制造可部署的10米天基望远镜原型和22千兆赫接收器。在这里，我们报告SMVA项目的最新进展。
2014-03-20 astro-ph.GA astro-ph.IM
rPICARD: A CASA-based Calibration Pipeline for VLBI Data. Calibration and imaging of 7 mm VLBA observations of the AGN jet in M87
（节略）CASA软件套件，现在可以减少非常长的基线干涉测量（VLBI）数据与最近增加的条纹拟合。在这里，我们提出了Radboud PIpeline高角分辨率数据的校准（rPICARD），这是一个开源的VLBI校准和成像管道建立在CASA框架之上。该流水线能够减少来自不同VLBI阵列的数据。只需设置几个非默认输入参数，就可以非交互式运行，并提供高质量的校准数据。基于消息传递接口（MPI）实现的CPU可伸缩性确保了可以在合理的计算时间内处理来自未来阵列的大带宽数据。相位校准用Schwab-Cotton条纹拟合算法完成。对于残余大气影响的校准，基于每次扫描的数据的信噪比（S/N）来确定最佳解区间。在相同的扫描中，可以为不同的天线设置不同的解决方案间隔，以增加低S/N状态下的检测次数。这些新技术允许rPICARD校准来自不同阵列的数据，包括高频和低灵敏度阵列。振幅校准是基于标准的望远镜元数据，和一个强大的算法可以解决在高频区的大气不透明度衰减。标准CASA任务用于CLEAN成像和自校准。在这项工作中，我们证明了rPICARD的能力，通过校准和成像7毫米VLBA数据的中央无线电源在M87星系。重建的射流图像显示出复杂的准直轮廓和边缘增亮结构。探测到潜在的反向喷流，其亮度为接近喷流的10%。这就限制了射电核心附近的喷流速度，使其在小倾角时只有光速的一半。
2019-05-15 astro-ph.HE astro-ph.IM
Dynamic and polarimetric VLBI imaging with a multiscalar approach
本文将多标量成像方法扩展至偏振成像、动态演化源及动态偏振重建，利用多分辨率支持作为先验进行约束最小化，在 EHT 和 ngEHT 设置下验证了其恢复视界尺度几何动力学的有效性。
2023-03-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Studying Black Holes on Horizon Scales with VLBI Ground Arrays
超大质量黑洞的高分辨率成像现在已经成为可能，并有了新的应用，以测试广义相对论和水平尺度吸积以及相对论性喷流形成过程。在未来的十年中，EHT将建议增加新的战略性放置的VLBI元件，工作在1.3mm和0.87mm波长。与此同时，下一代后端仪器的开发，加上高吞吐量的相关架构，将提高灵敏度，使新的站是适度的收集面积，同时仍然提高成像保真度和角分辨率。这些努力的目标是从静态视界尺度结构的成像转向动态重建，以近实时的方式捕捉吸积和喷流发射的过程。
2019-11-08 astro-ph.HE astro-ph.IM
VLBI observations of bright AGN jets with KVN and VERA Array (KaVA): Evaluation of Imaging Capability
韩国甚长基线干涉测量（VLBI）网络（KVN）和VLBI射电天体测量探测（VERA）阵列（KaVA）是东亚第一个专门用于高频（23和43 GHz波段）观测的国际VLBI阵列。在这里，我们报告的第一次成像观测的三个明亮的活动星系核（AGN），其复杂的形态：4C 39.25，3C 273，和M 87。这是KaVA早期科学的初步成果之一。我们的KaVA图像揭示了具有复杂子结构（如结和临边增亮）的扩展流出，与以前的甚长基线阵列（VLBA）观测一致。角分辨率在23 GHz和43 GHz时分别优于1.4和0.8毫角秒。KaVA实现了~1000的高动态范围，是VERA实现的值的三倍多。我们的结论是，KaVA是一个强大的阵列，具有很大的潜力的活动星系核外流的研究，至少可以媲美现有的最好的无线电干涉阵列。
2014-06-17 astro-ph.HE astro-ph.IM
East Asian VLBI Network Observations of Active Galactic Nuclei Jets: Imaging with KaVA+Tianma+Nanshan
东亚甚长基线干涉测量（VLBI）网（EAVN）是一个快速发展的国际VLBI阵列，目前正在中国，日本和韩国的共同努力下推广。EAVN的目标是通过将分布在东亚地区的大量射电望远镜组合起来，形成一个联合VLBI网络。韩国VLBI网（KVN）和VLBI射电天体测量探测（VERA）合并为KaVA后，正在积极推进与东亚联合台阵的进一步扩展。本文报道了中国天马65米射电望远镜和南山26米射电望远镜首次对亮射电源（22和43 GHz）进行KaVA成像的结果。为了测试EAVN对不同来源的成像性能，我们观测了四个具有不同亮度和形态的活动星系核（AGN）。因此，我们证实，天马65米射电望远镜（TMRT）显着提高了整体阵列的灵敏度，4倍的基线灵敏度和2倍的图像动态范围的情况下相比，只有KaVA。南山26米射电望远镜（NSRT）的加入使东西向角分辨率进一步提高了一倍。利用EAVN（KaVA+TMRT+NSRT）获得的高动态范围、高分辨率图像，成功地探测到了目标中的各种精细结构，如M87中的反喷流、3C273喷流的扭结状形态以及其他源中的弱发射。这表明了EAVN研究活动星系核喷流和实现其他科学目标的强大能力。EAVN的持续扩展将进一步提高网络的角分辨率、探测灵敏度和频率覆盖范围。
2021-04-15 astro-ph.GA astro-ph.IM
Reconstructing Video from Interferometric Measurements of Time-Varying Sources
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）；Massachusetts General Hospital（麻省总医院）；Radboud University（拉德堡德大学）；Google Research（谷歌研究院）
甚长基线干涉测量（VLBI）技术使得恢复具有极高角分辨率的天文源图像成为可能。最近，事件视界望远镜（EHT）已经将VLBI扩展到短毫米波长，目标是实现足以成像附近超大质量黑洞事件视界的角分辨率。VLBI通过一组稀疏的空间频率提供与源图像相关的测量。然后，通过对底层图像进行假设，可以从这些测量中恢复图像。传统成像方法所做的最重要的假设之一是，在夜间观察的过程中，图像是静态的。然而，对于快速演化的源，如银河系中心的超大质量黑洞（Sgr A*）被EHT瞄准，这一假设被违反，这些传统的成像方法失败。在这项工作中，我们提出了一种新的方法来模拟VLBI测量，使我们能够恢复的外观和动态的一个不断发展的来源，通过重建一个视频，而不是一个静态图像。通过使用高斯马尔可夫模型对VLBI测量进行建模，我们能够及时传播观测信息以重建视频，同时了解源发射区域的动态。我们证明了我们提出的期望最大化（EM）算法，StarWarps，现实的合成观测黑洞，并显示它如何大大改善结果相比，传统的成像算法。此外，我们展示了StarWarps的真实VLBI数据的M87喷气从VLBA。
2018-02-01 astro-ph.IM cs.CV
High resolution VLBI polarisation imaging of AGN with the Maximum Entropy Method
活动星系核（AGN）喷流的射电偏振图像可以提供对相对论喷流的发射和准直机制的深入了解。然而，即使在VLBI尺度上，分辨率也常常是从观测中得出结论的一个限制因素。最大熵方法（MEM）是一种去卷积算法，在许多情况下，其性能优于更常见的CLEAN算法，特别是在研究尺度相当于或小于标称光束尺寸的结构时，具有“超分辨率”。一个新的实施MEM适合于单波长或多波长VLBI偏振观测已经开发，并在这里描述。蒙特卡罗模拟比较CLEAN和MEM的性能在重建模型图像的属性，这些证明了增强的可靠性MEM超过CLEAN时，图像的分数偏振和偏振角使用卷积的光束，明显小于完整的CLEAN光束。使用这个新的MEM软件的图像AGN 0716+714在六个不同的波长VLBA观测的结果，并与CLEAN获得的相应的地图进行了比较。MEM和CLEAN地图的斯托克斯$I$，偏振通量，部分偏振和偏振角进行了比较，卷积光束范围从完整的CLEAN光束下降到该尺寸的三分之一。MEM的能力，以提供更值得信赖的偏振成像比标准的清洁为基础的反卷积时，卷积光束明显小于全清洁光束进行了讨论。
2016-08-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Simulations of M87 and Sgr A* Imaging with the Millimetron Space Observatory on near-Earth orbits
超大质量黑洞阴影的高分辨率成像是在极端重力条件下验证广义相对论理论的一种直接途径。甚长基线干涉测量（VLBI）在毫米/亚毫米波长的观测可以提供这样的角分辨率的超大质量黑洞，位于Sgr A* 和M87。最近使用事件视界望远镜（EHT）对M87进行的VLBI观测已经表明了这种能力。EHT可获得的最大空间分辨率受到地球直径和大气相位变化的限制。为了提高图像分辨率，需要更长的基线。射电天文空间任务成功地展示了基线远大于地球直径的空间-地球VLBI的能力。毫米波是俄罗斯航天局的下一个太空任务，将在毫米波长下运行。观测站的标称轨道将位于日地系统拉格朗日L2点周围。为了优化VLBI模式，我们考虑可能的第二阶段的任务，可以使用近地高椭圆轨道（HEO）。本文利用一组近地轨道对Sgr A* 和M87进行了毫米波和EHT联合配置的综合天地VLBI观测。利用广义相对论磁流体动力学模型（GRMHD）对Sgr A* 和M87的黑洞环境进行了230 GHz的静态和动态成像模拟。地面和空间-地面基线之间进行的比较表明，与毫米波和EHT的联合观测显着提高图像分辨率，并允许EHT+毫米波获得快速时标的Sgr A* 探测动态的快照图像。
2020-09-02 astro-ph.GA astro-ph.IM
Zooming towards the Event Horizon - mm-VLBI today and tomorrow
毫米波和亚毫米波VLBI全球成像克服了活动星系核同步辐射自吸收的不透明障碍，使人们可以直接观测到以前无法观测到的亚pc尺度区域。由于活动星系核的变化在短毫米波长下更为明显，毫米VLBI可以揭示爆发后早期的结构变化。当与更长波长的观测相结合时，全球3 mm和1 mm VLBI增加了非常详细的信息。这有助于确定喷流底部以及活动星系核中心超大质量黑洞附近的基本物理性质。在这里，我们提出了新的结果，从多频毫米VLBI成像的OJ 287在一个主要的爆发。我们还报道了在智利用APEX望远镜进行的一次成功的1.3mm VLBI实验。这一观测结果创下了角分辨率的新纪录。它也开辟了未来毫米VLBI与ALMA，其目的是在附近星系的黑洞事件视界的映射，并在AGN喷流的根源研究的道路。
2013-05-13 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
On the prospects of imaging Sagittarius A* from space
亚毫米波甚长基线干涉测量（VLBI）有可能对银河系中心人马座A*（Sgr A*）黑洞的阴影进行成像，从而验证广义相对论的基本预测。我们调查成像前景的一个新的空间VLBI任务概念。该装置由两颗位于极地或赤道圆形中地球轨道上的卫星组成，半径略有不同，从而形成了具有长基线的密集螺旋形紫外线覆盖，从而可以对射电源进行极高分辨率和高保真度的成像。我们模拟观测的广义相对论磁流体动力学模型的Sgr A* 为这个配置与噪声计算模型系统参数。在对$uv$平面进行网格化并对多个月积分积累的粒子数进行平均后，可以重建分辨率高达4 $μ$的Sgr A* 图像，从而可以对广义相对论和吸积模型进行比地基VLBI更强的测试。
2020-05-04 astro-ph.HE astro-ph.IM
Towards direct imaging and orbital parameter estimation of supermassive black hole binaries with spaceborne VLBI
Delft University of Technology（代尔夫特理工大学）；Joint Institute for VLBI ERIC (JIVE)（甚长基线干涉测量联合研究所）；Black Hole Initiative at Harvard University（哈佛大学黑洞倡议项目）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）
本文探讨利用地面和太空VLBI观测超大质量黑洞双星的可能性，提出基于相对视差和贝叶斯动态嵌套采样的轨道拟合方法，评估BHEX任务对双星检测的贡献及未来太空VLBI系统的需求。
2026-06-29 astro-ph.HE astro-ph.IM
High Resolution Linear Polarimetric Imaging for the Event Horizon Telescope
活动星系核（AGN）周围同步辐射线偏振的图像确定了它们的投影磁场线，并为理解超大质量黑洞的吸积和流出物理提供了关键数据。活动星系核的最高分辨率偏振图像是用甚长基线干涉仪（VLBI）获得的。由于VLBI对源图像的傅里叶变换不完全采样，因此任何填充未测量空间频率的图像重建都不是唯一的，并且需要重建算法。在本文中，我们探讨了扩展的最大熵方法（MEM）的线性极化VLBI成像。与以前的工作相比，我们的偏振MEM算法结合了斯托克斯我的成像仪，只使用双谱测量是免疫大气相位腐败与联合斯托克斯Q和U成像仪，操作上强大的偏振比。我们证明了我们的技术的有效性7和3毫米波长的类星体观测VLBA和模拟1.3毫米事件视界望远镜观测的Sgr A* 和M87。与过去的研究相一致，我们发现，极化MEM可以产生优越的分辨率相比，标准的CLEAN算法成像时，平滑和紧凑的源分布。作为成像框架，MEM具有高度适应性，允许对偏振结构进行一系列约束。因此，偏振MEM是一个有吸引力的选择与EHT的图像重建。
2016-07-13 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Parallax of the Red Hypergiant VX Sgr with Accurate Tropospheric Delay Calibration
我们报告的天体测量结果的VLBI相位参考观测的22 GHz \hho \脉泽发射的红超巨星\vxsgr，在我们的银河系中最大质量和最明亮的红超巨星之一，使用甚长基线阵列。背景源\Jtwoze从目标\vxsgr投射4个\d 4，用作相位参考。对于这些源的低赤纬，如此大的分离通常会严重降低相对天体测量。我们使用一个两步的对流层延迟校准方法，它结合了VLBI大地测量块（或GPS）校准与图像优化校准，以获得$0.64\pm0.04$质量的三角视差，对应于1.56 $^{+0.11}_{-0.10}$ kpc的距离。观测到的\vxsgr \的自行是$0.36\pm0.76$和$-2.92\pm0.78$ \masy \向东和向北运动。视差和自行确认\vxsgr \属于Sgr OB 1群丛。将文献中的热光度重新换算为我们的视差距离，我们发现\vxsgr ~的光度为$(1.95 \pm 0.62) \times 10^5$ \Lsun，其中不确定性主要由不同的光度测量决定。
2018-04-03 astro-ph.IM astro-ph.SR
