VLBI imaging of M81* at 3.4 mm with source-frequency phase-referencing
我们报告的第一个VLBI图像的M81核（M81*）在波长为3.4毫米，获得与源频率相位参考（SFPR）技术。由于SFPR校准，相干积分时间最终可以增加超过一个数量级，这使得在45 mJy beam-1的水平上检测条纹的动态范围高于130：1。这为未来毫米/亚毫米VLBI观测弱源铺平了道路。根据对M81* 粒子的分析，估计在3.4 mm处的核心尺寸为约50 μ s。这符合先前在较低频率下报道的与波长λ ^[0.88]的幂律关系。这些结果将核心尺寸（3.4 mm）限制在M81* 的最小约80史瓦西半径。
2018-01-14 astro-ph.IM
Updates to ALMA Site Properties: using the ESO-Allegro Phase RMS database -- ALMA Memo 624
本文基于ESO-Allegro相位RMS数据库超过5年的ALMA观测数据，系统分析了查赫南托高原台址在不同基线长度和时间尺度上的大气相位稳定性，并指出快速切换相位参考技术可有效改善高频和长基线观测条件。
2023-04-17 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
A Characterization of the ALMA Phasing System at 345 GHz
阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）定相系统（APS）的开发使ALMA能够作为一个非常灵敏的台站，用于频率高达230 GHz（~1.3 mm）的甚长基线干涉测量（VLBI）。目前正在努力将APS的使用扩展到345 GHz（~0.87 mm）。在这里，我们报告了基于2015-2021年之间进行的一系列测试的APS性能在345 GHz的表征，包括2018年10月与事件视界望远镜（EHT）合作进行的成功的全球VLBI测试活动。
2023-01-11 astro-ph.IM
Conducting High Frequency Radio SETI using ALMA
本文探讨ALMA在高频窄带技术特征探测中的潜力，首次利用其Band 3存档数据对28颗银河系恒星开展巡天，在特定频率设定新限制，为射电SETI提供新方法与数据支持。
2024-11-29 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
The Science Case for Building a Band 1 Receiver Suite for ALMA
我们提出了一套引人注目的科学案例的ALMA波段1接收器套件。对于这些情况，我们假设更新后的标称频段1频率范围为35 - 50 GHz，可能扩展到52 GHz;这些频率一起优化了频段1的科学回报。科学案例的范围从附近的恒星到宇宙的再电离边缘。两个案例为ALMA当前的一级科学目标提供了额外的杠杆作用，并被视为建立波段1接收器套件的特别强大的动力：（1）详细描述原行星盘中颗粒的演化，作为气体运动学的补充，需要在~35 GHz（~9 mm）的连续观测;以及（2）在再电离时期探测来自银河系等星系的CO3 - 2线发射，即，6 <z <10，也需要频带1接收器覆盖。然而，波段1科学的范围很广，包括对ISM中非常小的尘埃颗粒、脉冲星风星云、射电超新星、X射线双星、银河系中心（即，Sgr A *）、致密云核、复杂的碳链分子、脉泽、致密ISM中的磁场、年轻恒星的喷流和外流、遥远星系和星系团（即，Sunyaev-Zel 'dovich效应）。在频带1的相同频率下ALMA和Jansky VLA（JVLA）的比较发现在40 - 50 GHz下类似的灵敏度性能，在较高频率下ALMA具有轻微的边缘（例如，在连续观测的2倍内）。然而，ALMA波段1的瞬时基线数量较多，因此，在类似频率下，ALMA波段1的数据将比JVLA的数据具有更高的保真度。
2012-10-18 astro-ph.GA astro-ph.IM
Phase Correction for ALMA with 183 GHz Water Vapour Radiometers
大气层的波动特性，特别是其水蒸气含量，引起天文信号的相位波动，如果不加以校正，将导致长基线上（亚）毫米干涉仪的性能迅速恶化。阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）使用183 GHz水蒸气辐射计（WVR）系统来帮助校正这些波动，并在长基线和高频率下提供更好的性能。本文介绍了ALMA WVR系统的总体设计、设计参数的选择和数据处理策略。我们还提出了初步测试的结果，表明在相稳定性，可以实现和非常低的贡献，相位噪声的WVR的大的改善。最后，我们简要地描述了在这些初始测试中看到的相位校正精度的主要限制因素，即云的退化影响和最有可能由于空气中干成分的密度变化而引起的残余相位波动
2013-02-25 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
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 ALMA Phasing System: A Beamforming Capability for Ultra-High-Resolution Science at (Sub)Millimeter Wavelengths
阿塔卡马毫米/亚毫米阵列（ALMA）定相项目（APP）已经开发和部署了必要的硬件和软件，用于对各个ALMA天线的信号进行相干求和，并以甚长基线干涉测量（VLBI）数据交换格式记录总和。这些波束形成能力允许ALMA阵列共同发挥相当于单个大孔径的作用，并参与全球VLBI阵列。在目前的VLBI网络中，在（亚）毫米波长下工作的相控ALMA提供了一个数量级的灵敏度改进，以及u-v覆盖和南北角分辨率的增强。相位ALMA的可用性使得能够进行广泛的新的超高角分辨率科学应用，包括在事件视界尺度上分辨超大质量黑洞以及研究天体物理喷流的发射和准直。它还提供了一个高灵敏度的孔径，可用于调查，如脉冲星搜索在高频率。本文概述了ALMA定相系统的设计、实现和性能特点。
2017-11-17 astro-ph.IM
The application of MultiView Methods for High Precision Astrometric Space VLBI at Low Frequencies
在常规频率范围的低端（即20厘米）进行高精度的空间甚长基线干涉测量（S-VLBI）是许多高优先级科学目标的要求。这些标题是通过获得三角视差距离脉冲星-黑洞对和OH脉泽在银河系和麦哲伦云的任何地方的恒星。我们提出了一种解决S-VLBI中最困难的技术问题的多视图方法，其中多个源，在天空中分开几度，同时观察。我们模拟了一些具有挑战性的S-VLBI配置，轨道误差高达8米的大小和电离层大气一致的条件差。在这些模拟中，我们进行了多视图分析，以实现所需的科学目标。这种方法消除了需要控制力矩陀螺仪的波束切换的需要，以及天基射电望远镜高质量轨道重建所需的空间和地面基础设施。这将大大降低采用相位参考技术的S-VLBI任务的复杂性。
2013-03-14 astro-ph.IM
Atmospheric dispersion and the implications for phase calibration
任何ALMA相位校准策略的成功，其中包括相位转移，取决于对大气路径延迟如何随频率变化的良好理解（例如，Holdaway & Pardo 2001）。我们探讨如何在现实的大气条件下，在ALMA网站使用ATM传输代码的湿色散路径延迟的变化。我们发现湿色散路径延迟成为高频ALMA频段（>160 GHz，频段5至10）的非色散延迟的一个重要部分（> 5%）。此外，除了频带9和10之外，ALMA的4 GHz连续带宽上的色散路径延迟的变化并不显著。对于典型的水蒸气量、水蒸气标度高度和Chajnantor上方的地面压力，色散路径延迟与水蒸气总柱的比率没有显著变化。然而，温度分布，特别是地面温度更重要。考虑到ALMA的辅助校准设备可能存在的限制，在最坏的情况下，色散路径缩放的不确定性将在2%左右，并且在最高频率下对湿路径波动的总体贡献约为1%。
2009-12-15 astro-ph.IM
3.5-Year Monitoring of 225 GHz Opacity at the Summit of Greenland
我们提出了3.5年的监测结果，225 GHz的不透明度在格陵兰冰盖的首脑会议（格陵兰首脑会议营地）在海拔3200米的倾斜辐射计。我们选择这个站点作为我们的亚毫米望远镜（格陵兰望远镜; GLT）站点，因为它的位置为现有的全球尺度VLBI亚毫米望远镜提供了有利的基线。该网站显示了一个明显的季节变化，平均不透明度较低的一个因素，在冬季。对于25%和50%的冬季四分位数，格陵兰站点比ALMA或南极站点差约10%-30%。冬季大气透射谱在低频（<450 GHz）下与ALMA站点相似，几乎整个冬季都是透明的，不透明度<0.5，但在高频（>450 GHz）下，不透明度比ALMA站点高10%-25%。这是由于格陵兰岛的海拔较低。尽管如此，格陵兰站点的一半冬季时间可以用于450 GHz和1000 GHz之间频率的天文观测，不透明度<1.2，10%的时间在THz（1035 GHz，1350 GHz和1500 GHz）窗口中显示>10%的透射率。格陵兰站冬季的一个主要优点是，由于极夜条件，没有日变化，因此低透明度条件的持续时间明显长于ALMA站。低于0.05或0.04的不透明度可持续超过100小时。这种长期稳定的不透明度条件即使在南极也不会经常发生;它只发生在不透明度低于0.05的情况下。由于不透明度的变化与天空温度（背景）的变化直接相关，因此格陵兰站点适合于需要异常稳定的天空背景的天文观测。
2016-11-04 astro-ph.IM
ALMA Temporal Phase Stability and the Effectiveness of Water Vapor Radiometer
阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）将是世界上最大的毫米/亚毫米干涉仪，目前正在进行早期科学，以及调试和科学验证（CSV）。在这里，我们提出的时间相稳定性的整个ALMA系统从天线的相关器的研究。我们验证了时间的相稳定性的ALMA使用的数据，在过去两年的CSV活动。该数据包括对强点源的积分（即，明亮的类星体），在不同的频带和不同的基线长度（高达600米）。通过对强类星体的长时间（从几十分钟到一小时）观测，利用安装在每个12 m天线上的183 GHz水汽辐射计（WVR）进行大气相位校正后，得到了两点Allan标准差，证实了所有基线的相稳定性均达到ALMA规范。由于我们将WVR相位校正应用于上述所有数据，我们还研究了WVR相位校正在不同频率，基线长度和天气条件下的有效性。校正后的相稳定性通常提高2 - 3倍，有时可提高7倍。然而，经校正的数据仍然显示作为基线长度的函数的增加的相位波动，这表明干组分（例如，N2和O2）也对数据中的相位起伏有贡献，但此时不能排除WVR相位校正的不完善。
2012-10-19 astro-ph.IM
Wideband 67-116 GHz cryogenic receiver development for ALMA Band 2
阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）已经彻底改变了我们对宇宙的理解。然而，ALMA还没有配备其最初计划的所有接收器频段，这将使其能够通过地球大气层进行35 - 950 GHz全范围频率的观测。特别是频段2（67 - 90 GHz）尚未批准建设。低温单片微波集成电路（MMIC）、高电子迁移率晶体管（HEMT）放大器和正交模换能器（OMT）设计的最新技术发展为扩展最初计划的空中带宽提供了机会，将ALMA频段2和3合并到一个覆盖67 - 116 GHz的接收机盒中。ALMA项目的IF频段定义发生在二十年前，当时每个极化信道的8 GHz天空带宽是一个雄心勃勃的目标。我们在这里介绍的新接收机设计允许有机会扩展ALMA的宽带能力，预计未来整个天文台的升级。扩大ALMA的瞬时带宽是一个高度优先事项，并提供了许多观测优势，包括连续观测中的低噪声，探测天文光谱的更大部分的能力，例如，宽间隔的分子跃迁，以及在频率空间中有效扫描的能力，以在物体的红移或化学复杂性先验未知的情况下进行勘测。更宽的中频带宽还可以减少校准和连续谱相减中的不确定性，否则这些不确定性可能会损害科学目标。在这里，我们提供了一个组件的开发和整体设计的概述，这种宽带67 - 116 GHz的低温接收器盒，设计从频带2接收器盒插槽在目前的ALMA前端接收器低温恒温器。
2018-12-09 astro-ph.IM
Phase Characteristics of the ALMA 3 km Baseline Data
我们提出的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）长（3公里）的基线，这是迄今为止使用ALMA测试的最长基线的相位特性研究。数据包括对强点源（即，明亮的类星体）在不同的频带（频带3，6和7，对应于大约88 GHz，232 GHz和336 GHz的频率）。水汽辐射计（WVR）相位校正即使在长基线下也能很好地工作，并且在较高的PWV（>1 mm）条件下效果更好，这与以往的研究结果一致。我们计算了相位起伏的空间结构函数，表明相位起伏（即，均方根相位）随着基线长度的增加而增加，有些数据集显示，在几百米到1公里之间的转换，在较长的基线上几乎是恒定的。这是在这个长基线长度上的第一个毫米/亚毫米结构函数，并显示结构函数的翻转。此外，翻转的观察表明，即使ALMA基线长度延伸到计划的最长基线15 km，条纹将检测到类似的均方根相位波动，在几公里的基线长度。我们还使用3 km基线数据计算了相干时间，结果表明，在大多数数据中（无论是原始数据还是WVR校正后的数据），波段3的相干时间都大于400秒。对于波段6和7，WVR校正后的数据具有大约两倍的相干时间，但最好使用快速切换方法以避免相干损失。
2014-10-27 astro-ph.IM
A novel clock and timing approach for achieving 200+ km ALMA baselines
射电望远镜阵列是干涉仪，因此需要对来自被观测天文源的信号进行相干捕获和处理。在ALMA中，这是通过在每个天线处使用时钟进行下变频和数字化来实现的，该时钟通过往返相位校正技术从中央位置发送到那里，使用专门的模拟光子设备和方法。这是具有挑战性的，但在接近1 THz的ALMA频率和超过15 km的热稳定和机械稳定的埋地光纤下工作良好。对于未来的ALMA升级，这可能涉及更长的基线，因此光纤到达，这种方法可能不可行。本文深入研究了一种替代的和新的方法，“非相干时钟”（IC），其中每个ALMA天线使用自己的自由运行的本地振荡器执行操作（下变频和数字化），其随时间变化的频率测量使用所有数字方法相对于一个共同的时钟域，随后的数字化数据进行相应的校正，然后再进一步的互相关和波束形成处理。该方法旨在允许使用空中光纤和COTS数字光纤收发器将ALMA基线增加到200 km或更长。
2021-07-09 astro-ph.IM eess.SP
Detection of pulses from the Vela pulsar at millimeter wavelengths with phased ALMA
我们报告的第一次检测脉冲射电发射的射电脉冲星与ALMA望远镜。探测是在波段-3频率范围（85-101千兆赫）使用ALMA在相控阵模式开发的VLBI观测。已经实施了一个软件管道，以便在未来实现定期的脉冲星观测模式。我们描述了流水线，并证明了ALMA执行脉冲星定时和搜索的能力。我们还测量了船帆座脉冲星（PSR J 0835 $-$ 4510）在毫米波长的通量密度和偏振特性，提供了第一个偏振研究的任何普通脉冲星在32 GHz以上的频率。最后，我们讨论了从船帆座观测中吸取的教训，为未来的脉冲星研究与ALMA，特别是在银河系中心的超大质量黑洞附近的搜索，和潜在的使用ALMA的偏振校准的脉冲星。
2020-03-24 astro-ph.GA astro-ph.IM
Phase correction for ALMA - Investigating water vapour radiometer scaling:The long-baseline science verification data case study
阿塔卡马大型毫米/亚毫米天线阵利用水蒸气辐射计，监测沿每个天线上方视线的183千兆赫大气水蒸气线，以校正对流层潮湿部分造成的相位延迟。WVR推导的相位校正的应用提高了图像质量，并促进了在典型边缘或恶劣天气条件下的成功观测。我们目前的工作表明，比例因子应用于WVR解决方案可以进一步提高ALMA数据的相稳定性和图像质量。我们发现减少相位噪声统计的75个数据集从长基线科学验证活动后，WVR比例因子的应用。相位噪声的改善转化为39个数据集的预期相干性改善。当成像的带通源，我们发现39个数据集中的33个显示出改善的信噪比（S/N）之间的几个到30%。有23个数据集的科学图像的S/N得到改善：6个<1%，11个在1%和5%之间，6个在5%以上。所研究的较高频率（波段6和波段7）是改进最多的，特别是具有低可降水量（PWV）的数据集，<1 mm，其中湿成分的主导作用减少。虽然这些改进并不深刻，但通过WVR比例因子的相稳定性改进对于更高频率（>450 GHz）和长基线（> 5 km）观测起作用。这些固有地具有较差的相稳定性，并且在低PWV（<1 mm）条件下进行，我们发现缩放是最有效的。一个有希望的解释比例因子是干，湿空气成分的混合，虽然其他来源进行了讨论。我们已经制作了一个python代码，允许ALMA用户进行WVR缩放测试，并对他们的数据进行改进。
2017-07-12 astro-ph.IM
Tracking ALMA System Temperature with Water Vapor Data at High Frequency
ALMA天文台现在更加注重高频观测（频率从275-950 GHz）。然而，高频观测经常受到大气不透明度的快速变化的影响，这直接影响系统温度$T_{sys}$。目前的观测每隔几分钟进行一次离散大气校准（Atm-cals），通常每小时进行10-20次高频观测，每次需要30-40秒。为了获得更准确的通量测量和减少大气校准（Atm-cals）的数量，提出了一种新的方法来监测$T_{sys}$连续使用现有的数据中的测量集。在这项工作中，我们证明了使用水蒸气辐射计（WVR）的数据来跟踪$T_{sys}$连续的可行性。我们发现，使用传统方法测量的$T_{sys}$与基于WVR数据外推的$T_{sys}$之间存在紧密的线性相关性，离散度为0.5- 3%。虽然线性关系的确切形式在不同的数据集和光谱窗口之间变化，但是我们可以使用少量离散的$T_{sys}$测量来拟合线性关系，并且使用这种启发式关系来每10秒导出$T_{sys}$。此外，我们成功地再现了所观察到的相关性，使用大气传输微波（ATM）建模，并证明了一个更一般的方法，直接从建模推导出的$T_{sys}$的可行性。我们应用半连续的$T_{sys}$从启发式拟合的几个数据集，从波段7到波段10，并比较使用这些方法测量的通量。我们发现离散和连续的$T_{sys}$方法给我们一致的通量测量的差异高达5%。此外，该方法显着降低了通量的不确定性，由于$T…
2022-11-22 astro-ph.IM
Ultra-pure digital sideband separation at sub-millimeter wavelengths
毫米和亚毫米波段的深谱线测量可以探测到每波段数千条谱线，揭示分子云、恒星形成区和星周包层等天体的丰富化学成分。然而，研究光谱观测最微弱特征的能力受到许多因素的限制。最重要的是源的复杂性（线密度）、有限的光谱分辨率和不足的边带（镜像）抑制（SRR）。双边带（2SB）毫米接收器将上边带和下边带分离约15 dB，从而抑制不需要的镜像，但它们很难构建，并且直到现在，仅在高达约500 GHz（相当于ALMA Band 8）下可行。例如，ALMA频带9（602-720 GHz）和10（787-950 GHz）目前是DSB接收机。目的：本文报告了ALMA Band 9 2SB原型接收机的实现，该接收机使用了一种称为校准数字边带分离的新技术。新方法有望简化2SB接收机的制造，显著提高边带抑制，并允许2SB仪器在目前仅由双边带（DSB）或测辐射热探测器覆盖的高频下工作。研究方法：我们利用现场可编程门阵列（FPGA）和快速模数转换器（ADC）来测量和校准接收机的前端相位和幅度不平衡，以实现超出纯模拟接收机可能性的边带分离。该技术原则上可以允许2SB接收机的操作，即使在仅可以构建不平衡前端时，特别是在非常高的频率下。结果：该数字2SB接收机显示出45.9 dB的平均边带抑制，而频带的小部分下降到40 dB以下。性能比概念验证的Band 9纯模拟2SB原型接收机的平均性能高27 dB（500倍）。
2015-10-15 astro-ph.IM
Calibration of Argus and the 4mm Receiver on the GBT
介绍了Argus和GBT上的4 mm接收器仪器收集的数据的校准程序。在3 mm大气窗口内，测量了66- 116 GHz观测频率范围内的光束尺寸、孔径效率和主光束效率。该望远镜即使在最高频率（>100 GHz）下也表现良好。估计天线波束的误差图案中的功率量。大约95%的总天线功率包含在指向方向的1度内。使用小源导出的校准遵循基于Ruze方程的理论预期。一般来说，由ALMA定期监测的亮点源校准器可以用来精确地得出望远镜的主光束效率。
2019-06-05 astro-ph.IM
First Very Long Baseline Interferometry Fringe Detection at 690GHz
本文报告了在690 GHz大气窗口首次成功进行的VLBI实验，利用ALMA、APEX和JCMT望远镜，在ALMA-APEX基线上检测到信噪比约12的条纹，验证了近太赫兹VLBI运行的关键技术，为常规观测奠定基础。
2026-09-10 astro-ph.IM
Metrics and Motivations for Earth-Space VLBI: Time-Resolving Sgr A* with the Event Horizon Telescope
甚长基线干涉测量（VLBI）在230千兆赫以上的频率与地球直径的基线提供的空间分辨率比${\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
FINER: Far-Infrared Nebular Emission Receiver for the Large Millimeter Telescope
该研究为LMT研制双偏振边带分离SIS接收器FINER，利用120–360 GHz宽带覆盖和数字光谱仪，增强北半球对早期遥远星系远红外谱线的光谱探测能力。
2024-06-12 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
Enhancing Science from Future Space Missions and Planetary Radar with the SKA
平方公里阵列（SKA 1）的第一阶段和完整的SKA都有可能大大增加未来天体物理学，太阳物理学，特别是行星任务的科学回报，主要是由于与现有或计划的航天器跟踪设施相比，更高的灵敏度（AEFF /TSEF）。虽然这不是传统的射电天文学，但它是SKA的大量投资与空间任务的更大投资之间产生生产协同作用的机会，以最大限度地提高回报社会的总科学价值。具体应用包括在关键任务阶段或航天器紧急情况下短期增加下行链路数据速率，实现基于低功率和小型天线的小型探测器的新任务概念，通过使用波束内校准器的VLBI相位参考进行高精度角度跟踪，以及扩大双基地行星雷达观测的范围和信噪比。未来使用更高频率（例如，32千兆赫和光学）的航天器通信将不会消除在较低的频率高灵敏度的需要。许多大气探测器和任何使用低增益天线的航天器需要低于几GHz的频率。SKA 1基线设计涵盖适用于某些行星大气探测器的VHF/UHF频率（波段1）以及标准的2.3 GHz深空下行链路频率分配（波段3）。SKA 1-MID还覆盖了使用最广泛的8.4 GHz（频带5）深空下行链路分配。即使部署50%的SKA 1-MID，与目前70米深空网络跟踪天线相比，灵敏度仍将提高几倍，同时具有有利的地理位置。SKA的灵敏度增加10倍，角分辨率增加20倍，这一假设将使未来的航天器跟踪能力真正独特和壮观。
2014-12-18 astro-ph.EP astro-ph.IM
Characterizing the accuracy of ALMA linear-polarization mosaics
我们使用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的线性偏振马赛克的准确性。首先，我们在波段3、5、6和7（分别为3 mm、1.6 mm、1.3 mm和0.87 mm）观测到明亮的高度线偏振的blazar 3C 279。在每个波段，我们测量了blazar的偏振11 $\times$ 11网格均匀间隔偏移点覆盖的半峰全宽（FWHM）地区的主要光束。在将从3C 279的轴上指向导出的校准解决方案应用于所有轴上和离轴数据之后，我们发现在所有频率下穿过初级光束的剩余偏振误差是相似的：线偏振分数$P_\textrm{frac}$和偏振位置角$χ$的残差为$\lesssim$ 0.001（$\lesssim$为斯托克斯$I$的0.1%）和$\lesssim$ 1 $^\circ$;误差增大到$\sim$ 0.003 ~ 0.005由于（线性偏振）$Q$和$U$图中的不对称光束图案，在FWHM附近的$\sim$ 1-5（$\sim$ 0.3-0.5%的斯托克斯$I$）和$\sim$ 1-5 $^\circ$。我们在圆偏振（Stokes $V$）图中看到了预期的双叶“光束斜视”图案。其次，为了测试偏振精度在一个典型的ALMA项目，我们进行了观测的连续线性偏振朝向Kleinmann-Low星云在猎户座（猎户座-KL）使用几个马赛克图案在波段3和6。我们发现，镶嵌后，残余的离轴误差减少重叠的多个点的结果…
2020-06-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Multi-frequency Black Hole Imaging for the Next-Generation Event Horizon Telescope
事件视界望远镜（EHT）已经产生了Sgr A* 和M87* 中超大质量黑洞周围等离子体流的图像，其分辨率与其事件视界的投影大小相当。下一代事件视界望远镜（ngEHT）的观测将大大改善傅立叶平面覆盖范围，并将在多个频带（86、230和345 GHz）进行，每个频带都有很宽的带宽。在这些频率下，Sgr A* 和M87* 都从光学薄过渡到光学厚。这些超大质量黑洞源的近视界和喷气发射区的分辨谱指数图可以约束发射等离子体在单频图像中退化的性质。此外，结合在多个频率获得的数据的信息是一个强大的工具，干涉图像重建，因为在单频观测空间尺度的差距可以填补与来自其他频率的信息。在这里，我们提出了一种新的方法，同时重建在多个频率的干涉图像及其光谱索引图。该方法基于现有的正则化极大似然（RML）方法，通常用于EHT成像，并在eht-imaging Python软件库中实现。我们展示了这种方法的模拟ngEHT数据集，以及从VLBA和ALMA的实际数据上的结果。这些例子表明，同时RML多频率图像重建产生更高的质量和更科学有用的结果比可能从组合独立的图像重建在每个频率。
2023-02-09 astro-ph.HE astro-ph.IM
100 GHz Room-Temperature Laboratory Emission Spectrometer
我们提出了一个新的外差光谱仪致力于高分辨率光谱的天体物理学的重要性的分子的第一个结果。该光谱仪，基于室温外差接收器，是敏感的频率在75和110 GHz之间，目前在单边带的瞬时带宽为2.5 GHz。系统的性能，特别是灵敏度和稳定性，进行了评估。通过记录乙腈（CH3CN）的发射光谱证明了该光谱仪的概念。与最先进的射电望远镜接收器相比，该仪器的灵敏度低约一个数量级。然而，绝对强度测量的能力可以在各种实验中利用，特别是在ALMA时代更丰富的光谱的解释。在室温下易于操作，允许长时间的积分，快速响应时间的积分在啁啾脉冲仪器或记录时间相关的信号。展望了复杂有机分子光谱学接收器的发展前景和局限性。
2018-05-03 astro-ph.IM
First frequency phase transfer from the 3 mm to the 1 mm band on an Earth-sized baseline
本文首次在地球尺度基线上验证了从86 GHz到215 GHz的频率相位传递技术，通过同时观测强源，证明该技术能系统性提高1毫米波段VLBI的相干性，并展示了配对天线FPT的可行性。
2025-02-26 astro-ph.IM
Pulsar observations at millimetre wavelengths
由于脉冲星无线电发射的典型微弱性、陡峭的光谱以及缺乏在高频范围内具有足够灵敏度的观测站，因此在无线电波段检测和研究几GHz以上的脉冲星具有挑战性。尽管困难重重，但在高射频下对脉冲星的观测还是很有价值的，因为它们可以帮助我们了解射电发射过程，完成对银河系脉冲星种群的普查，并可能发现银河系中心难以捉摸的种群，那里的低频观测由于强散射而存在问题。在1990年代和2000年代的几十年中，灵敏仪器的可用性使得能够探测到10 $\,$ GHz以上的小样本雷达，并首次在毫米波段进行探测。最近，在3和1 $\,$ mm（$\approx$ 86 $-$ 300 $\,$ GHz）之间的新尝试已经导致了迄今为止最高射频的脉冲星和磁星的探测，达到291 $\,$ GHz（1.03 $\,$ mm）。这些努力仍在继续，新的或升级的毫米设施，如IRAM 30-m，NOEMA，LMT和ALMA的出现，保证了未来几年高灵敏度毫米脉冲星天文学的新时代。
2018-06-27 astro-ph.HE astro-ph.IM
High-precision Astrometric Millimeter Very Long Baseline Interferometry Using a New Method for Multi-Frequency Calibration
在本文中，我们描述了一种新的方法，毫米VLBI校准，提供真正的天体测量对准的毫米波长图像从一个单一的来源，测量频率相关的影响，如“核心位移”附近的活动星系核喷流的黑洞。我们实现我们的天体测量对准首先解决电离层（色散）的贡献，使用宽带厘米波长观测。其次，我们解决了对流层（非色散）的贡献，通过使用快速频率切换在目标毫米波长。这些解决方案可以缩放并从低频转移到高频。为了完成校准链，需要一个额外的步骤来去除每个天线上的残余恒定相位偏移。结果是天体测量校准和测量的核心之间的移动22和43 GHz的喷流在BL Lacertae是-8 $\pm$ 5，20 $\pm$ 6 $μ$，在RA和December分别。通过与cm波长处的常规相位参考相比，我们能够表明，mm波长处的这种芯位移明显小于通过外推低频结果所预测的值，该结果与Blandford \& Königl锥形射流模型的预测密切相关。因此，这将是首次证明VLBI核心与一个平行化激波的关联，由于光学深度的原因，该激波通常隐藏在低频处，这可能是耀变体喷流中产生$γ$射线的原因。
2016-12-09 astro-ph.GA astro-ph.IM
Interferometric Imaging Directly with Closure Phases and Closure Amplitudes
干涉成像现在可以达到10微弧秒的角分辨率，探测单台望远镜无法达到的尺度。传统的合成成像方法需要校准的干涉仪，然而，干涉校准是具有挑战性的，特别是在高频率。然而，大多数研究在“自校准”过程之后仅呈现其数据的单个图像，这是一个迭代过程，其中初始图像和校准假设可以显著影响最终图像。我们提出了一种有效的干涉成像直接使用封闭振幅和封闭相位，这是免疫站为基础的校准误差的方法。仅闭合成像提供尽可能不明确的结果，并允许独立于单独的幅度和相位自校准重建图像。虽然仅闭合成像消除了一些图像信息（例如，总图像通量密度和图像质心），可以通过少量的附加约束来恢复该信息。我们证明，关闭只有成像可以产生高保真度的结果，即使是稀疏的阵列，如事件视界望远镜，所得到的图像是独立的系统振幅误差的水平。我们将闭合成像应用于VLBA和ALMA数据，并表明它能够匹配或超过这些数据集的传统自校准和CLEAN性能。
2018-03-19 astro-ph.HE astro-ph.IM
