High Resolution VLBI Astrometry of pulsar scintillation screens with the $θ-θ$ Transform
本文提出利用多台站干涉可见度校准波场的扩展 $θ-θ$ 方法，解决单天线相位恢复的常数相位旋转问题，并在 PSR B0834+06 数据上将有效屏距和透镜取向的测量精度提升五倍。
2023-07-10 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
Comparison of Gaia DR2 Parallaxes of Stars with VLBI Astrometry
我们比较了文献中VLBI天体测量的恒星的视差与Gaia DR2星表中的恒星视差。我们的完整样本包含年轻的恒星，演化的AGB星，恒星和其他射电星。排除AGB星，这表明盖亚和VLBI视差之间的显着差异，并在二进制系统的恒星，我们得到一个平均的，系统的，视差偏移$-75 \pm 29~μ$为盖亚DR 2，一致的视差零点之间的估计$-100$和0 $μ$作为。
2019-03-14 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Comparison of dynamical and kinematic reference frames via pulsar positions from timing, Gaia, and interferometric astrometry
脉冲星是一种特殊的天体，其位置可以独立于计时、射电干涉和盖亚天体测量以亚毫角秒（mas）的精度确定;因此，它们提供了一种独特的方法来监测动力学和运动学参考系之间的联系。我们的目的是评估由行星星历所代表的动力学参考系与由盖亚和VLBI通过脉冲星位置构建的运动学参考系之间的定向一致性。我们在Gaia数据发布3中确定了49颗恒星，在PSR $π$和MSPSR $π$项目中确定了62颗具有超长基线干涉测量（VLBI）位置的恒星，并搜索了这些恒星的已发表的时间解决方案。然后，我们比较了脉冲星的位置测量的定时，VLBI，和盖亚估计的星历框架相对于盖亚和VLBI参考系的迭代拟合的方向偏移。我们发现$\sim$ 10 mas的定向偏移在DE 200框架相对于盖亚和VLBI框架。我们的结果强烈依赖于在比较中使用的子集，并可能被低估的错误，在档案定时数据，反映了使用文献定时解决方案，以确定帧旋转的局限性偏见。
2022-12-14 astro-ph.IM
Software for Geodynamical Researches Used in the LSGER IAA
俄罗斯科学院应用天文学研究所空间大地测量和地球自转实验室自成立以来一直在计算地球动力学产品：根据空间大地测量技术观测的地球定向参数和台站坐标：甚长基线干涉测量、卫星激光测距、全球定位系统。用于这些研究的主要软件组成部分包括：用于处理SLR观测的软件包GROSS、用于处理GPS观测的软件包Bernese、用于处理VLBI观测的软件包OCCAM、数据交换软件和用于组合空间大地测量产品的软件。
2014-05-13 astro-ph.IM physics.data-an
Inverse Multview I: Multi-Calibrator inverse phase referencing for Microarcsecond VLBI Astrometry
甚长基线干涉天体测量（VLBI）是一种在10~GHz以上的频率上实现$\pm10~μ$视差精度的成熟技术。在较低的频率，未补偿的干涉仪延迟与电离层发挥主导作用，限制天体测量精度。多视角是一种新颖的VLBI定标方法，它利用多个类星体的观测数据来精确地模拟和消除干涉仪延迟随时间变化的、与方向相关的变化。在这里，我们通过阶段引用数据到目标源（“反向多视图”）扩展多视图技术，并测试其性能。利用一个工作在8.3~GHz的四天线VLBI阵列进行的多次观测表明，对于目标参考类星体，单历元的天体测量精度接近$20~μ$，最大可达7度。与标准相位参考相比，这代表了天文测量精度的一个数量级的提高。
2023-02-14 astro-ph.GA astro-ph.IM
VLBA Scientific Memorandum n. 32 - Multi-frequency Astrometry with VSOP-2: An application of Source/Frequency Phase Referencing techniques
本文介绍了应用“源/频相位参考”（SFPR）技术分析VSOP-2 VLBI观测资料的优点，以获得高精度的天体测量和/或提高灵敏度。VLBA科学备忘录中详细描述了SFPR校准技术的基本原理和应用于最高频率VLBA观测的方法演示。31.在这里，我们概述了它的重要性，在空间VLBI天体测量与VSOP-2的背景下，在卫星轨道确定和快速对流层相位波动的错误设置为传统的相位参考技术的成功应用，特别是在较高的频率极端的挑战。SFPR非常适合于对这些项进行全面校准--无论其轨道确定精度如何--以及一般情况下对任何非色散项进行全面校准。SFPR技术的应用要求与VSOP-2的现行技术规范完全兼容。因此，我们预见SFPR将在帮助扩大空间VLBI任务的科学成果方面发挥重要作用。
2009-10-07 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
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
Validating the bright Gaia celestial reference frame with new VLBI astrometry of radio stars
本文利用64颗射电星的VLBI天体测量数据独立估计亮端Gaia-CRF3的定向与旋转偏差，发现旋转与Gaia内部估计一致，且定向偏差可能随星等变化。
2025-07-14 astro-ph.IM astro-ph.SR
Precision VLBI astrometry: Instrumentation, algorithms and pulsar parallax determination
本文介绍了第一个通用的射电干涉测量软件相关器DiFX的开发，以及它与澳大利亚长基线阵列（LBA）一起完成南半球迄今为止最大的VLBI脉冲星天体测量计划。这个为期两年的天体测量计划已经测量了七个新的脉冲星暴，是南半球VLBI测量脉冲星暴数量的三倍多。这些测量包括以优于1%的精度确定PSR J 0437 -4715的距离和横向速度，从而改进了广义相对论的测试，以及着名的双脉冲星系统PSR J 0737 - 3039 A/B的视差的首次重要测量，这将允许该系统中的广义相对论测试进行到0.01%的水平。为实现这一科学而开发的DiFX软件相关器已经过广泛测试，现在是升级后的LBA主要国家研究设施的一个组成部分;此外，它已被选中用于促进美国甚长基线阵列的大幅灵敏度升级。
2009-02-06 astro-ph.IM astro-ph.SR
Demonstration of Ultrawideband Polarimetry Using VLBI Exploration of Radio Astrometry (VERA)
我们报告的前端和后端的四个20米射电望远镜的日本甚长基线干涉测量（VLBI）项目，射电天体测量（VERA）的VLBI探索的最新技术发展。我们提出了一个简要概述的双圆偏振接收和超宽带（16千兆位s $^{-1}$）的记录系统，安装在每一个22和43 GHz频段的四个望远镜。较宽的波段能力提高了VLBI观测连续辐射的灵敏度，双偏振能力使人们能够研究活动星系核和恒星形成地点以及演化恒星周围的超大质量黑洞喷出的相对论喷流中的磁场。我们提出的线性偏振强度图的河外源在22和43 GHz的最新测试观测显示的VERA偏振观测的艺术状态。最后，以VERA实现VLBI偏振测量为例，对今后的科学目标和技术发展进行了展望。
2022-12-20 astro-ph.GA astro-ph.IM
Robust 1-norm periodograms for analysis of noisy non-Gaussian time series with irregular cadences: Application to VLBI astrometry of quasars
United States Naval Observatory（美国海军天文台）；SYRTE, Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, LNE（巴黎天文台时间频率研究所，巴黎大学，PSL大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，法国计量院）
本文提出一种基于鲁棒统计估计的鲁棒1-范数周期图方法，用于分析具有不规则采样率的噪声非高斯时间序列，应用于类星体VLBI测天学，发现49个准周期性位置变化显著的天体。
2026-05-08 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
The Secular Aberration Drift and Future Challenges for VLBI Astrometry
太阳系的离心加速度是由银河系中心的引力引起的，这导致了一种被称为“长期畸变漂移”的现象。太阳系重心的这种加速度到目前为止在高精度天体测量的标准程序中一直被忽略。事实证明，目前对天体参考系的定义是无时代的，并且基于类星体没有可检测的自行的假设，需要修改。将来，天体参考系的实现（用VLBI或GAIA实现）应该根据这种效应校正源坐标，可能通过提供源位置及其自行来实现。或者，银河系中心加速度可以被并入到用于VLBI数据分析的常规群延迟模型中。
2013-01-03 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
Relative Astrometry of Compact Flaring Structures in Sgr A* with Polarimetric VLBI
我们证明，偏振干涉术可以用来提取精确的空间信息的致密偏振耀斑的Sgr A*。我们表明，对于一个微弱的动态组件，一个单一的干涉基线足以确定其偏振和投影位移从静态强度质心。第二个基线使二维重建的位移，和额外的基线可以自我校准使用耀斑，增强合成静态发射成像。我们应用这种技术来模拟1.3毫米波长观测的“热点”嵌入在一个辐射效率低下的吸积盘周围的Sgr A*。我们的研究结果表明，即使与当前的灵敏度，偏振干涉与事件视界望远镜可以实现~5微弧秒的相对天体测量的紧凑的耀斑结构附近的Sgr A* 的时间尺度分钟。
2014-08-26 astro-ph.HE astro-ph.IM
The Benefits of VLBI Astrometry to Pulsar Timing Array Searches for Gravitational Radiation
精确的天体测量是成功的脉冲星计时活动的一个组成部分。天体测量参数通常通过将它们作为定时模型的参数拟合到一系列脉冲到达时间（TOA）来获得。在几年的时间跨度内测量到微秒精度的TOA可以产生亚毫弧秒精度的位置测量。然而，如果脉冲星显示出任何红色自旋噪声，则基于时间的天体测量可能会产生偏差，这可以与随机引力波背景产生的红色噪声信号进行比较。我们研究了不同光谱类型的噪声是如何被定时模型吸收的，从而导致天体测量参数的显著估计误差。我们发现，常用的技术，在红噪声（Cholesky白化）的存在下，防止噪声吸收到定时模型非常好，如果观测的时间基线超过几年，但不足以处理较短的脉冲星数据集。脉冲星优化的甚长基线干涉测量（VLBI）不依赖于定时，能够提供精确到高精度定时所需的亚毫角秒水平的位置估计。我们计算了国际天体参考系和脉冲星时间框架之间的必要转换，并定量讨论了未来几年转换将如何改进。我们发现，将VLBI天体测量到的定时模型的恒星，只有几年的定时数据存在将导致更现实的评估红自旋噪声，并可以提高幅度的引力波签名后拟合定时残差的20倍或更多。
2013-12-10 astro-ph.HE astro-ph.IM
VLBI astrometry of radio stars to link radio and optical celestial reference frames - II. 11 radio stars
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Department of Geodesy and Geodynamics, Finnish Geospatial Research Institute (FGI), National Land Survey of Finland（芬兰国家土地测量局芬兰地理研究所大地测量与地球动力学系）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天体物理与空间科学研究所）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森尼天体物理中心）
本文通过VLBI测定了11个射电星的位置、视差和自行，提升了射电参考框架与Gaia参考框架在光学亮端的一致性。
2026-03-04 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Techniques for Measuring Parallax and Proper Motion with VLBI
使用甚长基线干涉测量法的厘米波长天体测量，对于天空上相距<1度的目标和校准源之间的角度，精度接近~1 μ s。BeSSeL巡天和日本VERA项目正在利用这一点来绘制银河系的螺旋结构，方法是测量数百个与大质量年轻恒星有关的脉泽源的三角视差。本文概述了如何进行微弧秒天体测量，包括有关观测，数据校准和测量位置的调度细节。
2023-01-11 astro-ph.GA astro-ph.IM
VLBI astrometry of PSR J2222-0137: a pulsar distance measured to 0.4% accuracy
脉冲双星J2222-0137是一个神秘的系统，包含一颗部分回收的毫秒脉冲星和一颗性质未知的伴星。虽然系统的低离心率有利于白矮星伴星，但一个不寻常的双中子星系统也是可能的，光学观测将能够区分这些可能性。为了使伴星的绝对光度（或上限）得到适当的校准，我们用甚长基线阵列进行了天体测量观测，通过测量年度几何视差来限制系统距离。通过这些观测，我们测量到J2222-0137系统的视差为3.742 +0.013 -0.016毫弧秒，产生的距离为267.3 +1.2 -0.9 pc，并测量到横向速度为57.1 +0.3 -0.2 km/s。在脉冲星定时模型中固定这些参数使得有可能获得Shapiro延迟的测量，从而获得系统倾斜度，这表明系统几乎是边缘上的（sin i = 0.9985 +/- 0.0005）。在VLBI观测中，我们还探测到了J2222-0137的轨道运动，并测量了升交点的经度。VLBI天体测量产生了迄今为止对射电脉冲星获得的最精确的距离，而且是在“低”射频（低于~5 GHz，电离层占主导地位的误差预算）下获得的任何射电源的最精确视差。利用天体测量结果，我们表明，如果它是一颗白矮星，J2222-0137的伴星将很容易在深光学观测中被探测到。最后，我们讨论了这种测量对未来超高精度天体测量的影响，特别是在支持脉冲星定时阵列。
2013-05-21 astro-ph.IM astro-ph.SR
Spacecraft VLBI tracking to enhance stellar occultations astrometry of planetary satellites
本文提出利用航天器VLBI跟踪在时间上接近恒星掩星时局部精化行星位置，并以Juno任务为测试案例，将木星角位置不确定性降至250-400米，从而提升卫星星历精度并惠及行星探测任务。
2023-07-29 astro-ph.EP astro-ph.IM
Single band VLBI absolute astrometry
本文针对单频带VLBI绝对天体测量中的电离层延迟问题，提出基于GNSS电离层图的最优数据处理程序和随机模型，并通过0.85尺度因子修正系统偏差，证明该方法可用于源位置测定。
2023-02-15 astro-ph.IM physics.geo-ph
Microarcsecond VLBI pulsar astrometry with PSRPI I. Two binary millisecond pulsars with white dwarf companions
与模型无关的毫秒双星（MSP）距离约束对射电双星的定时观测和伴星的多波长观测都有重要价值。甚长基线干涉测量（VLBI）天体测量可以通过检测年几何视差来提供这些与模型无关的非常高精度的距离。利用甚长基线天线阵，我们在两年的时间里观测了两颗毫秒双星PSR J1022+1001和J2145-0750，测得它们的距离分别为700 ± 14 - 10秒差距和613 ± 16 - 14秒差距。我们使用良好的校准的距离结合修订的光学光度分析，严格限制其质量（M ~ 0.85 Msun）的白矮星同伴的性质。最后，我们表明，他们的视差和自行PSR J1022+1001和PSR J2145-0750脉冲星定时阵列项目获得的几个测量是不正确的，从更精确的VLBI值相差高达5西格玛。我们调查的差异可能的原因，并发现，不完善的太阳风的建模是一个可能的候选人的时间模型的错误，因为这两个恒星的低黄道纬度。
2016-06-20 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Systematics and accuracy of VLBI astrometry: What can be learned from a comparison with Gaia Data Release 2
我们的目标是在Gaia数据发布2（Gaia DR 2）的帮助下研究ICRF 3的整体属性。这可以作为对《公约》质量的外部检查。ICRF 3星表的射电源位置与盖亚DR 2在G < 18.7时的光学对应位置进行了比较。他们的属性进行了分析，在引用的误差的观测数量的依赖性，decompensation，和全球的差异，后者揭示了通过在矢量球谐函数的扩展。与ICRF 1和ICRF 2相比，ICRF 3 S/X波段星表显示出对观测次数的更平滑的依赖性，而K和X/Ka波段在观测次数约为50时产生依赖性差异。除了X/Ka波段的X分量是由非定义源的位置误差引起的外，所有ICRF星表的旋转结果都是一致的。在ICRF 3 S/X波段组件和Gaia DR 2之间没有发现明显的滑动。而K和X/Ka带坐标系在Y分量上呈现出+50 μ As的偶极畸变和几个50μAs的四极畸变。在X/Ka波段，沿Z轴的滑移超过200 μAs。ICRF星表中的这些系统分类显示，当共同源的数量足够（> 100）时，对盖亚样本的极限星等的依赖性较小。ICRF 3 S/X波段星表在本底噪声水平上显示出更高的准确性和系统性。但应注意X/Ka波段的纬向误差，特别是在比较单个源的多频率位置时。
2019-12-16 astro-ph.IM
MultiView phase corrections at low frequencies for precise astrometry
我们提出了一个多校准器的解决方案，即MultiView，以实现精确的天体测量的水平上的热噪声在低VLBI频率占主导地位的电离层残差。我们在L波段VLBA观测中演示了MultiView如何提供优于传统相位参考技术的天体测量（Rioja等人。2017）。我们还引入了一种新的试验方法来检测观测中基于天线的系统误差（Orosz等人，2017年）。所有介绍的方法和结果均基于我们最近的论文（Orosz et al. 2017; Rioja et al. 2017）。
2018-04-09 astro-ph.IM
Some results of analysis of source position time series
分析了国际VLBI大地测量和天体测量服务（IVS）分析中心提供的源位置时间序列。这些系列使用不同的软件和分析策略进行计算。通过对这两个系列的比较，发现它们的分散性和系统性有很大的不同。基于对所有系列的检查，新的源被识别为具有不规则（非随机）位置变化的源。比较了用于估计时间序列中噪声水平的两种统计量，即RMS和ADEV。
2015-05-24 astro-ph.IM
50 pico arcsecond astrometry of pulsar emission
我们利用脉冲星PSR 0834+06的星际散射散斑图的VLBI成像来测量其辐射的天体测量运动。由跨越散射盘的散斑之间的干涉提供的~ 5AU星际基线使我们能够以亚纳弧秒的精度探测运动。我们测量到一个约18+/-2 km的小脉冲偏转（不包括几何不确定性），这比这个星际干涉仪的原始分辨率小100倍。这意味着发射区域很小，并且在几百公里的高度，确切的值取决于场的几何形状。这是实质上更接近恒星比光柱。未来的VLBI测量可以改善这一发现。这种新的超精密天体测量制度可能使脉冲星双星位移的精确视差距离确定。
2013-02-05 astro-ph.HE astro-ph.IM
The Radio Fundamental Catalogue. I. Astrometry
本研究利用30年的VLBI观测数据和融合观测量新技术，发布了迄今最完整精确的包含21942个致密射电源的全天射电星表，为多领域研究提供参考与定标支持。
2025-01-17 astro-ph.IM
Prospects for Wideband VLBI Correlation in the Cloud
本文提出了一种宽带VLBI数据相关的云架构。云相关性有助于使用灵活分配且几乎无限的计算资源并行处理整个实验。这种方法提供了一个潜在的改进，专用的相关集群，这是由一个固定数量的安装处理器节点和回放单元的约束。此外，云存储提供了一种替代方案，可以维护可能间歇性使用的硬盘驱动器。我们描述了使用DiFX-2.5.2软件在Google Cloud Platform上进行VLBI相关的基准测试，以评估基于云的相关性能。每个虚拟机的虚拟CPU数量是不同的，以确定云资源的最佳配置。观测站的数量是变化的，以确定与不同大小的VLBI阵列的相关时间的比例。还测量了从Google Cloud Storage到执行相关性的虚拟机的数据传输速率。我们还提供了一个示例云相关配置。当前的云服务和设备定价数据用于编制成本估计，从而可以在云和集群处理之间进行近似的经济比较。经济比较是基于成本数字，这是一个移动的目标，并高度依赖于因素，如利用集群和媒体，这是一个挑战，以估计。我们的模型表明，转移到云是一个高数据速率，低占空比宽带VLBI相关的替代路径，应继续探索。在VLBI相关的生产阶段，云有可能大大减少数据处理时间，并允许在给定的一年中处理更多的科学实验，用于天文学和大地测量VLBI应用中越来越常见的拍字节级数据集。
2019-08-12 astro-ph.IM
Automated Modeling with AAP-Imfit: Astrometry and Photometry via CASA
针对VLBI射电图喷流成分手动高斯拟合耗时的问题，提出基于CASA的自动化批处理工具AAP-Imfit，可自动完成二维高斯拟合与成分提取，经耀变体观测验证准确性良好，能大幅提升拟合效率，支撑大规模喷流动力学统计研究。
2025-09-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Pulsar Astrometry in the Presence of Low Frequency Noise
本文研究低频噪声对脉冲星天体测量与计时的影响，提出TOA坐标校正方法、长期稳定的BPT时间尺度及脉冲星自转频率突变的引力扰动解释。
2024-01-24 astro-ph.IM
VLBI Astrometry of Radio Stars to Link Radio and Optical Celestial Reference Frames. I. HD 199178 $\&$ AR Lacertae
本研究通过VLBA对两颗射电星开展15 GHz多历元观测，获得精度优于历史VLBI测量、与Gaia相当的天体测量参数，验证了射电星连接射电与光学天球参考系的可行性，并降低了相关参数的Y轴不确定度。
2023-04-21 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
VLBI Celestial and Terrestrial Reference Frames VIE2022b
维也纳IVS分析中心利用VieVS软件对截至2022年6月的VLBI观测做联合平差，生成VIE2022b参考架，更新射电源位置并新增870个源，提升了VGOS望远镜参数估算可靠性。
2022-11-14 astro-ph.IM physics.geo-ph
Comparison of Pulsar Positions from Timing and Very Long Baseline Astrometry
脉冲星的位置可以用脉冲星定时方法和甚长基线干涉测量法（VLBI）进行高精度测量。脉冲星的时间位置参考太阳系星历，而VLBI位置参考遥远的类星体。在这里，我们比较脉冲星的位置从公布的VLBI测量与那些从脉冲星定时数据从南山和帕克斯射电望远镜，以有关的两个参考系。我们发现，时间的位置显着不同的VLBI位置（也不同的星历表之间）。在JPL星历表DE 405中发现了$2.16\pm0.33$ \，mas的黄道旋转度在统计上的显著变化，但在随后的JPL星历表中没有发现显著的旋转。由于VLBI参考源位置和天文卫星与参考源的匹配存在不确定性，我们将这两个坐标系联系起来的精度受到限制。不仅定时位置取决于计算它们时使用的星历，而且定时数据的不同段也导致不同的位置估计。这些变化是所有星历表中最常见的，但在星历表之间的10 $μ$水平上观察到轻微变化。
2017-04-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Microarcsecond VLBI pulsar astrometry with PSR$π$ II. parallax distances for 57 pulsars
我们介绍PSR $π$的结果，这是一个使用甚长基线阵（VLBA）以射电望远镜为目标的大型天体测量项目。从我们的天体测量数据库中的60颗恒星，我们已经获得了基于视差的距离测量，除了3个，视差精度通常为40 $μ$和接近10 $μ$在最好的情况下。我们的完整样本使用可靠的（$\gtrsim$ 5 $σ$）模型独立距离约束使无线电信标的数量增加了一倍。重要的是，许多新测量到的双星都在太阳邻域之外，因此PSR $π$带来了近十倍的双星数量增加，其可靠的模型独立距离为$d>2$ kpc。使用我们的样本以及以前发表的结果，我们表明，即使是最新的银河系电子密度分布模型的模型包含显着的缺点，特别是在高银河系纬度。当比较我们的结果脉冲星定时，两个在我们的样本中的四个毫秒脉冲星表现出显着的差异，估计自行获得至少一个脉冲星定时阵列。通过额外的VLBI观测来提高我们参考源的绝对位置精度，并扩大毫秒脉冲星的数量，我们将能够将自行差异的比较扩展到更大的脉冲星参考位置样本，这将为用于脉冲星计时的太阳系星历的适用性提供更灵敏的测试。最后，我们使用我们的大样本来估计差分天体测量与VLBA观测双星时可达到的典型精度，显示出足够明亮的目标观察8次超过18个月，视差不确定性为4 $μ$作为每弧分之间的脉冲星和校准器的分离可以预期。
2019-04-15 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
VLBA Scientific Memorandum n. 31: Astrometric calibration of mm-VLBI using "Source/Frequency Phase Referenced" observations
在本文中，我们设计了一种新的方法，以实现“真正的”高精度甚长基线干涉（VLBI）天体测量的天体源（甚至）在高（毫米波长）频率范围内的频率相关的位置，传统的相位参考技术失败。我们的方法，被称为“源/频率相位参考”（SFPR）相结合的快速频率切换（或双频观测）与传统的相位参考技术的源切换。前者是用来校准占主导地位的高度不可预测的快速大气波动，这是由对流层中的水蒸气含量的变化，并最终限制了传统的相位参考技术的应用;后者补偿较慢的时间尺度剩余的电离层/仪器，不可忽略的，相位变化。对于厘米VLBI，SFPR方法是等效于传统的相位参考应用于测量频率相关的源位置的变化（“核心移位”）。对于毫米VLBI，SFPR方法是唯一能提供天体测量的方法。在这份备忘录中，我们布局的范围和基础，我们的新方法，随着战略的描述和成功的示范应用这种新的天体测量分析技术的最高频率VLBA观测，在86 GHz。我们以前的比较天体测量分析厘米VLBI观测，提出了其他地方，产生了相同的结果，使用这两种方法。
2009-10-07 astro-ph.IM
Absolute astrometry in the next 50 years
盖亚自2013年12月以来一直在轨道上运行，现在是时候看看基础天体测量的未来了，这需要50年的时间框架。需要具有类似盖亚的天体测量性能的空间任务，但不一定是类似盖亚的卫星。应当研究是否能够在欧空局中等规模飞行任务的预算范围内获得这一点。一打的科学问题盖亚后续任务在20年内，发射约2033年，在这种情况下，也绝对天体测量与毫弧秒（mas）或亚mas精度的其他可能性进行了讨论。强大的三大技巧：VLBI、E-ELT上的MICADO照相机和LSST都通过参考文献和与主要天文学家的广泛通信进行了描述和记录，这些天文学家很乐意提供我所需要的所有信息。简而言之，这两个类似盖亚的飞行任务将为天文学的所有分支提供天体测量基础，从太阳系和恒星系统，包括系外行星系统，到致密星系、类星体和暗物质子结构，其数据在今后50年内无法超越。- 2017年4月，欧空局选择了我们的提案Hobbs等人（2016），用于研究Gaia后续任务的近红外灵敏度探测器，称为GaiaNIR。
2017-08-03 astro-ph.IM
The wide-field VLBA calibrator survey -- WFCS
本文介绍了迄今为止最大的VLBI绝对天体测量活动的观测结果，13,645无线电源的甚长基线阵列（VLBA）。其中7220个已被探测到，包括6755个以前从未用VLBI观测过的目标源。这使得目前的VLBI目录是有史以来最大的出版。目标源的位置已被确定与中位数的不确定性1.7 mas，并已生成7179个源的15,599个图像。与以前的绝对射电天体测量活动不同，观测是在4.3和7.6千兆赫同时使用一个宽带接收器。由于精细的光谱和时间分辨率，视场为4至8角分--比以前的调查中的10至20角秒大得多。这使得使用低位置精度的输入目录并检测扩展源中的紧凑组件成为可能。与以前的绝对天体测量活动不同，观测到了陡峭和平坦的光谱源。这些观测是以所谓的填补模式安排的，以填补其他高优先项目之间的空白。这是通过开发全自动调度程序实现的。
2020-11-03 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Gaia reference frame for bright sources examined using VLBI observations of radio stars
盖亚源的位置和自行是在一个参考系中表达的，理想情况下，该参考系应该相对于遥远的河外天体不旋转，与国际天体参考系（ICRS）一致，并且在所有星等上都是一致的。对于比16等暗的源，这要归功于盖亚对类星体的直接观测。在较亮的幅度下，由于比较数据的稀缺，难以验证参考系的质量。本文探讨了利用射电星的VLBI观测来确定盖亚明亮参考系的自旋和方向。同时估计的六个自旋和取向参数，使VLBI数据的最佳利用，并使得它有可能包括甚至单历元VLBI观测的解决方案。该方法适用于盖亚数据发布2（DR 2）使用已公布的VLBI数据的41个射电星。26个最佳拟合源的结果表明，盖亚DR 2的明亮参考系相对于暗类星体的旋转速率约为0.1质量/年，在2-西格玛水平显着。这支持了一个类似的结论的基础上比较恒星的位置在依巴谷框架。目前的准确性受到使用的射电源数量少，盖亚DR 2自行的不确定性以及射电星的天体物理性质的限制。虽然所指示的旋转的起源是可以理解的，并且可以在未来的数据发布中避免，但通过独立观测来验证盖亚明亮的参考系仍然很重要。这可以使用VLBI天体测量来实现，这可能需要重新观测射电星的旧样本以及测量新物体。强调了位置测量的独特历史价值，并敦促VLBI观测者确保为未来保存相关的位置信息。
2020-05-14 astro-ph.IM
Optical frequency comb integration in radio telescopes: advancing signal generation and phase calibration
Korea Advanced Institute of Science and Technology (KAIST)（韩国科学技术院）；Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI)（韩国天文学与空间科学研究所）；University of Science and Technology (UST)（科学技术联合大学院大学）；Max-Planck Institute for Radio Astronomy（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Korea Research Institute of Standards and Science (KRISS)（韩国标准与科学研究院）
本文提出利用光学频率梳（OFC）生成和分配低噪声、原子参考的射频梳和射频本振信号，解决甚长基线干涉测量（VLBI）中高频宽带观测的信号质量挑战，并通过实验验证了其在VLBI条纹检测和相位校准中的有效性。
2025-01-10 astro-ph.IM physics.ins-det physics.optics
VLBA astrometry of PSRs B0329+54 and B1133+16: Improved pulsar distances and comparison of global ionospheric models
本研究利用近30个历元的VLBA宽带数据提升两颗脉冲星的天体测量精度，验证了电离层为L波段VLBI系统误差主要来源，同时评估改进TEC映射函数的效果并给出两颗脉冲星的高精度视差与自行参数。
2025-06-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Physical properties and astrometry of radio-emitting brown dwarf TVLM513-46546 revisited
本文介绍了位于棕矮星边界的M9超冷矮星TVLM 513 -46546的多历元天体测量观测。新的观测是在欧洲VLBI网（EVN）6厘米波段进行的。该目标已在三年内的7个历元中被探测到，测得的静态发射通量在180-300 μ J范围内。我们确定了四个短持续时间的耀斑事件（0.5-2 mJy）具有非常高的圆偏振（~75%-100%）。观测到的无线电耀斑的属性支持的物理模型的来源，其特征是由电子回旋脉泽不稳定性负责的无线电发射爆发。结合甚长基线阵列（VLBA）的早期数据，我们的检测使得有可能改善绝对视差pi=93.27（+0.18，-0.17）mas。我们的测量排除了周期大于1年的轨道上比木星质量更大的TVLM 513 -46546伴星。
2016-12-16 astro-ph.IM astro-ph.SR
An experiment to observe GNSS signals with the Australian VGOS array
本研究利用澳大利亚VGOS望远镜的新L波段能力，首次实现跨大陆IVS阵列对GPS卫星的大地测量VLBI观测，推翻了GNSS与VLBI因频率不兼容无法结合的观点，可为澳区技术联结及2028年Genesis任务提供支撑。
2025-03-25 astro-ph.IM physics.geo-ph physics.ins-det
On More than Two Decades of Celestial Reference Frame VLBI Observations in the Deep South: IVS-CRDS (1995-2021)
本文回顾了1995-2021年IVS-CRDS深南天球参考框架VLBI观测计划的发展，介绍其数据成果，旨在弥补南半球观测不足、提升南天CRF精度，并展望了项目后续改进方向。
2023-06-13 astro-ph.EP astro-ph.IM
The Radio Parallax of the Crab Pulsar: A First VLBI Measurement Calibrated with Giant Pulses
本研究利用European VLBI network观测，通过Crab Pulsar的giant pulses校准，首次精确测量了其射电视差、自行、距离和横向速度，结果与Gaia 3一致。
2023-06-08 astro-ph.HE astro-ph.IM
Pathfinding pulsar observations with the CVN incorporating the FAST
本文展示了结合FAST的CVN脉冲星探路观测结果，利用四台望远镜在L波段观测并经AIPS处理，以毫角秒级精度拟合了脉冲星位置，验证了VLBI方法在获取天体测量参数上比计时观测更准确。
2024-09-26 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
