Caravan-Submm,黑洞成像仪在安第斯山脉

文摘

成像作为一个黑洞的视界阴影的中心黑洞吸积盘是另一种方法来证明/检查爱因斯坦的广义相对论,在强大的引力场。这样的黑洞使用亚毫米波成像有望实现波长VLBI技术(甚长基线干涉仪)。在这里,我们介绍一个日本黑洞成像项目,Caravan-submm在安第斯山脉。

1。介绍

1.1。黑洞的影子,一个黑洞的证据

引力波的探测从一对黑洞合并的最终验证爱因斯坦的广义相对论(1]。这些的检测也打开了一个新的领域所谓的黑洞天文学。同时,成像作为一个黑洞的视界影子黑洞吸积盘的中心是一个独立的方法来证明/检查爱因斯坦的广义相对论,在强大的引力场。因为地平线附近是一个“强有力”的引力场,黑洞周围的电磁波观测的行为必须是最好的实验室为广义相对论和引力理论。黑洞本身是完全漆黑一片,但在一个黑洞,黑洞的物质,落到形式非常热磁盘,发出强烈的电磁波。可以观察到黑洞视野等阴影的中心明亮和热吸积盘(图1)。

黑洞的观点在这种情况下已经被许多理论家理论上研究[2- - - - - -6]。黑洞图像的阴影,黑洞的物理参数,即质量、自旋和电荷,可以确定这些参数(图之间没有简并2)。换句话说,精确测量的影子形状给我们完整的信息黑洞。

在本文中,我们介绍成像一个黑洞的阴影即将完成的几个问题后解决。首先,我们解释最好的目标源是射手座(),银河系中心的巨大黑洞1.2。我们第二个解释几点应该定居在部分1.3。然后在部分2和3我们解释提出计划、Caravan-submm黑洞成像仪在安第斯山脉将有助于解决这些问题。

1.2。主要目标源,射手座

考虑到黑洞视界成像的可行性,史瓦西半径的明显的角大小是第一要考虑的关键因素。几乎是不可能理解的大小和数据通过观测恒星黑洞。对于恒星黑洞位于1个人电脑pc (1 = 3.086×10¹³公里,或3.26光年)史瓦西半径,2.95×10³米,相当于只有0.02μ弧秒(μ在角大小(影子)尺寸是0.1μ)。这个角大小太小区分现在或不久的将来望远镜的空间分辨率。

因为史瓦西半径成正比的质量黑洞也因为明显的角大小的距离成反比,超级大的黑洞在相对较短的距离更有前途的观察。其中,最有前途的目标源是射手座(),银河系中心巨大的黑洞(GCBH)与质量(11]。因为距离地球8 kpc和巨大的质量,明显的角大小的史瓦西半径10μ作为。进一步的质量是最精确的测量恒星的运动紧密绕。使用质量和测量尺寸的下限~ 1 AU(天文单位,公里)86 GHz,推断密度超过一个;因此,不能一种星团(12]。今天为一个黑洞是最令人信服的对象。黑洞视界或黑洞的影子~ 50μ直径可以观察到使用VLBI技术(8,13- - - - - -15](下一个有前途的来源是超级巨大黑洞的中心M 87;黑洞质量是估计格布哈特et al。(16]。假设距离是16 Mpc,明显的角大小的史瓦西半径是8μ作为。M87的著名的飞机可能阻碍观察黑洞的阴影)。

1.3。现状的观察黑洞的影子

观察周围环境的期望的一个黑洞,的结构已使用VLBI调查。然而,它现在是众所周知,观察到的图像完全是扩大和模糊由于circumnuclear等离子体的散射效应在低频的观察12,17- - - - - -19]。这种散射效应发生在不长路径在银道面太阳但主要是在该地区在150个人电脑从银河中心20.]。同样的等离子体区域可能存在于所有星系中心。因此,观察的情况是相同的在任何活动星系核的黑洞。

即如何应对周围等离子体的散射效应是第二个因素需要考虑。多频VLBI观测主要使用基线出现,显示了一个散射的影响依赖的地方是一个观察频率。的内在结构无法观察到的在较低的频率,但在观察频率越高,散射效应变得越来越小。预计的固有形象将出现在亚毫米波长VLBI观测(13]。

第一个VLBI观测200 GHz以上是由Krichbaum et al。9];他们估计的大小是110μ从基线观测1100公里。十年后,美国研究集团(麻省理工学院,干草堆天文台)成功地获得第一个边缘检测使用多站观察230 GHz (15]。他们使用了三站VLBI阵列组成的10 m亚毫米波望远镜天文台(SMT)太。格雷厄姆在亚利桑那州,一个10 m元素结合的阵列研究毫米波天文(卡玛)在加州东部,在夏威夷和15 m JCMT。他们发现边缘投影基线的~(4550公里)的边缘间隔60μ作为。尽管数据并不足以使一个合成图像但被高斯亮度分布以及安装一半全宽度最大尺寸为46.0μ作为。考虑到还剩下的散射效应,内在的大小在230 GHz估计是40μ作为。他们进一步调查的磁场来实现从他们继续过去视界(望远镜)项目(21),但还没有获得足够的数据集的合成图像黑洞。

想象有两个主要原因黑洞仍然是困难的。一个是不够的u- - - - - -v覆盖(大量的采样数据)做出高质量的合成图像。射电干涉仪包括vlbi观测的亮度分布的样本空间傅里叶组件来源(在射电天文学,我们称之为采样空间傅里叶分量可见性)。合成图像的来源是通过傅里叶反变换的采样数据。当然,如果采样数据量不足,很难获得高质量的合成图像。从模拟三好et al。8发现合适的阵列成像黑洞的影子在230 GHz需要超过10站主要位于南半球延伸8000公里的地区。的站在北半球进一步提高了图像。目前可用射电望远镜是不够的阵成像在230 GHz或以上。

另一个主要原因在于数据校准。即使在相对较低的频率的43岁或86 GHz,校准VLBI数据的,是非常困难的。从经验使用基线,鲍尔et al。22]指出以下几点:(1)VLBI阵列位于北半球,缺乏南北空间分辨率()测量椭圆的短轴尺寸高斯形状假定。(2)的观察与现有这样的VLBI数组必须执行在低海拔地区,很难调整充分的可见性。因此,即使在较低的频率,这就是为什么我们不得不放弃的合成图像和使用的一种模型拟合数据。沈et al。12和鲍尔等。17)使用自动关闭阶段无系统误差(能见度和三个阶段发现从三个基线形成一个三角形)。假设椭圆高斯形状结构;他们安装关闭数量和估计的大小和位置角的伸长。这些数据错误的主要来源是大气时间变化,使相位和振幅的变化获得空间傅里叶组件结构。大气时间变化带来更大、更快速波动数据观测频率更高。成像黑洞我们必须应对这些错误,建立完整的数据标定方法。

1.4。点问题

在这里,我们总结的问题和对策,以实现成像的黑洞视界。第一点是明显的角的史瓦西半径大小的黑洞。因为最大的一个,它是最主要的候选人观看一个黑洞的视界。第二点是观察频率。频率越高约230 GHz以上是必需的。这不是因为获得更高的空间分辨率,而是因为避免周围等离子体的散射效应(巨大的)黑洞。第三是成像能力的VLBI网络我们使用。获得足够的高质量的合成图像的数据黑洞视界,我们需要太多VLBI站以及10站主要在南半球。目前,特别是短基线长度大约从1000年到2000公里失踪。

只要我们执行地面观测,获得数据受到大气中造成的影响。至于在毫米/亚毫米VLBI数据校准,我们不得不放弃努力为精确的校准和被迫使用模型拟合与关闭数量。然而,没有合成成像使用正确校准数据,几乎是不可能找到真正的源结构,特别是从未发现意想不到的结构。建立正确的标定方法是黑洞的一个关键获取真实图像的视野。

正如前面提到的,我们需要新的VLBI站样本足够的数据集。这意味着我们需要一个预算站建设。为了达到立即新VLBI站的建设,降低成本建设是必要的。因为是一个对象位于南方的天空,观察吗细观察条件,南半球为新VLBI站是可取的地方。此外,更好的网站为亚毫米波长的观察是在更高的山峰,大气水蒸气的量较低。在这样一个地方,我们可以在亚毫米波接收无线电波的波长与低噪声宇宙。安第斯山脉是一个合适的位置。在安第斯山脉还有其他亚毫米波望远镜包括阿尔玛,这意味着它也适合获得短基线与新VLBI站。在下一节中,我们介绍我们的计划Caravan-submm在安第斯山脉。

2。Caravan-Submm在安第斯山脉

日本有一个专门的计划黑洞成像,名叫“Caravan-submm”,这是一个项目构建一个毫米/亚毫米波长VLBI网络在安第斯山脉。在2012年,我们提出计划,Caravan-submm天文学和天体物理学科学委员会小组委员会的日本(SCJ),提出了未来的计划(中型项目)是公开讨论(http://www.scj.go.jp/ja/member/iinkai/kiroku/3 - 140912. - pdf。这份报告是用日文写的。

新VLBI网络至少包含自己的两个固定VLBI站和一个移动VLBI站。我们计划建设固定站在Huancayo天文台,秘鲁地球物理研究所(显卡),和山Chacaltaya实验室在玻利维亚。在秘鲁Huancayo省Huancayo天文台(在高度),在赤道的地球磁场。地磁学的天文台观测而闻名。与日本国家天文台合作(NAOJ),主任,教授Ishitsuka促进射电天文学Sicaya 32米射电望远镜。山恰卡塔雅实验室已经存在太Chacaltaya顶部,在玻利维亚拉巴斯附近,与全球合作机构(在高度)。Chacaltaya实验室,汤川的预测介子是1947年发现的。天文台的与日本合作,即与宇宙线研究所(ICRR)东京大学,自1962年以来持续(图3)。

2.1。Caravan-Submm、移动VLBI站

成像黑洞,正如在前一节中提到的,一个是关键点u- - - - - -v覆盖和多少空间傅里叶分量的观测源可以取样。目前,本质上是很重要的获得短基线长度大约从1000到2000公里的黑洞成像。为了样品足够VLBI数据成像,直到现在,我们已经努力构建尽可能多的新VLBI站。然而,相反,Caravan-submm包含一个移动VLBI站。通过改变观测位置在安第斯山脉,我们重复VLBI观测和样品各种VLBI数据允许我们做出高质量的图像具有优良的性价比。黑洞视界的形状显示了一个常数图因为只有定义的形状是黑洞时空。因此无论图片较长的曝光时间。首先我们打算使移动站,之前固定站的建设。所需的基线长度从1000到2000公里可以实现不仅通过自己的固定电台还与附近的阿尔玛合作(开放使用射电望远镜)和/或其他望远镜在安第斯山脉。

一个VLBI移动电台或便携式工作站是一个著名的方法在日本因为这样大地VLBI实验已经进行自1980年代中期(23]。日本的地理空间信息的权威(GSI)大地VLBI执行项目利用VLBI移动站(24,25]。使用相同的方法,我们样品VLBI数据有效和打算获得更高质量的图像在亚毫米VLBI观测比只有固定站。

对于交通,Caravan-submm移动电台将包含至少三个卡车:一个用于天线,另一个山,,另一个用于电力供应,VLBI记录系统、和氢微波激射器。然而,我们打算获得电源望远镜从商业基地(图操作4)。秘鲁和玻利维亚安第斯发达地区许多城市和城镇,这意味着我们可以很容易的获得一个基于商业的电力供应。主要道路在安第斯山脉也都很发达,这意味着Caravan-submm移动电台可以很容易地运输。

之间的区别是观察频率移动电台大地VLBI去年和我们的新车队移动站。我们已经收到230 GHz乐队而古老的大地VLBI利用SX乐队(2 GHz和8 GHz)位置测量。观察我们使用频率越高,越难保持一致性的观测系统。然而,最近VLBI实验在230 GHz在日本为我们提供了技术依据商队移动站。Nobeyama无线电天文台2015年4月,与独立的频率标准,使用两个射电望远镜阵边缘探测到230 GHz的初步设置VLBI系统。它是第一个VLBI边缘检测在230 GHz在日本,这是世界上领带纪录最高频率VLBI [26]。这证明Caravan-submm的想法,移动亚毫米波望远镜技术上是可行的。用VLBI系统实验很临时,仪器组成的参与者在匆忙。这种情况非常类似于Caravan-submm移动观测系统。

2.2。Multimirror移动电台的系统

我们必须进一步复杂的思想,实现移动230 GHz射电望远镜,Caravan-submm移动站。今天,阿尔玛建筑后,一个构造亚毫米波望远镜在技术上并不困难。不过也确实是一个简单的应用程序的阿尔玛的经验不足以实现移动等高频无线电望远镜观测。阿尔玛12米的望远镜,来获得高频接收大光圈,板刚性结构与传动装置采用和成功的表现。但阿尔玛望远镜意味着它的重量太重了轻松迁移也需要复杂的操作。阿尔玛望远镜是用来实现通用功能,因此它是昂贵的,而我们的概念Caravan-submm移动电台相当不同于阿尔玛。Caravan-submm移动电台必须移动安第斯山脉地区。望远镜必须是可移动,它必须容易组装和拆卸。履行要求我们采用multimirror系统移动电台。使用轻量级碗直径2米,我们得到一个总孔径面积相应的4 m单盘。 Use of lightweight small dishes brings us two advantages. The first is that individual small dishes are so light that we can easily transport them using the usual vehicles and can assemble them by hand and disassemble them after observations. Second, we can attain cost reduction when we use several small dishes instead of making a single dish with the same collecting area. In general, the cost of making a single dish increases more rapidly than is proportional to the square of its diameter. This is why we plan to use a multimirror system for the Caravan-submm mobile telescope (Figure5)。

2.3。天线由金属旋压方法

为了实现降低成本在制造高精度天线接收230 GHz,我们有检查的准确性抛物线表面用日本金属旋压方法(图6),发现精度以及60μm r.m.s.很容易获得。最近我们确认表面精度约15μm r.m.s.是通过添加一个退火过程中纺丝加工(图7)。现在我们有充满希望的前景,成本降低毫米/亚毫米波天线一样大直径2米可以使用日本生产金属旋压方法。

2.4。现场调研

观察和如此高的频率在地上,高山等安第斯山脉是最好的网站的透明度毫米/亚毫米波段大气中是好的。我们进行了现场调研与ICRR的支持在安第斯山脉。为了证实透明度在毫米/亚毫米无线电波,测量大气中的水蒸气内容应该做的。我们测量了水蒸气内容Huancayo天文台(显卡)在秘鲁,山Chacaltaya实验室(大学市长de San Andres)在玻利维亚,和其他地方。我们发现可沉淀的水蒸气量在下雨的原因(2015年2月至3月)至少两倍比在旱季(2012年6月至7月)。这意味着最好的季节为毫米/亚毫米VLBI观测是有限的,即使在高安第斯山脉。

2.5。系统操作

不仅日本Caravan-submm团队将执行我们的观察仅在安第斯山脉,但也参加全球观测。作为第一步构建Caravan-submm移动电台后,我们在安第斯山脉与其他望远镜开始观察。通过改变Caravan-submm观测位置的移动站,我们从各种基线示例数据。检查边缘amplitude-baseline长度关系,我们调查第一个空点,从哪个位置我们可以估计地平线大小和质量的黑洞假设简单的图像模型(有关方法的细节我们在下一节中解释)。很有可能,在这个阶段,我们将获得一个黑洞视界的关键证据。我们将参加全球毫米/亚毫米VLBI观测技术就成为可能。从全球毫米/亚毫米VLBI观测,我们可以期待获得可靠的黑洞视界的成像结果。

2.6。Caravan-Submm的性能

我们进行进一步的成像与改变阵列配置和模型模拟图像。这里我们假定一个长基线数组包含7个站,SMA(夏威夷,美国),骆驼(阿根廷),以前(墨西哥),SMT(美国亚利桑那州),卡玛(美国加州),高原德煤矿干涉仪(西班牙),和族长(Pico Veleta,西班牙),和没有phased-ALMA /,而Caravan-submm Huancayo包括两个固定站,秘鲁,和太Chacaltaya,玻利维亚,13个不同的观察位置移动电台。图8显示仿真结果。首先,合成图像和没有phased-ALMA几乎没有区别。这是因为这么亮230 GHz,我们可以检测边缘的信噪比高,即使没有阿尔玛。phased-ALMA作为VLBI站的基本作用在于增加检测的数量与亚毫米毫米VLBI来源。第二,有强大的可能性,我们无法获得正确的图像只有全球长基线过去现在的数组。不用说,也很难获得一个正确的图像只有短基线像Caravan-submm数组。从全球长基线和安第斯山脉短基线的组合,我们可以获得可靠的图像。这一结论是完全符合常识的无线电干涉图像质量取决于如何u- - - - - -v可以覆盖的平原。

3所示。数据分析和校准

在本节中,我们介绍了数据分析和数据校准的方法。首先,我们提到一个模型拟合方法使用振幅之间的关系和投影基线长度是常用的过去,然后我们开发了两个新方法。狭缝调制成像(SMI)方法检测开发短时间变化等准周期振荡(QPO)。校准的验证方法(起因)是一个调查的存在系统误差校准数据的残差。

3.1。一个简单的分析使用振幅u- - - - - -v距离的关系

当数组覆盖率有限u- - - - - -v平面,而不是合成影像,可见性分析经常执行为了估计观察来源的形状和大小。在早期的射电干涉仪等方法主要是使用。图9显示了三个简单的能见度振幅曲线图像模型,(a)一个简单的高斯亮度没有影子,(b)一个高斯分布的影子30μ()和(c)一个高斯分布的影子45μ()。为简单起见我们使用point-symmetric图像。高斯亮度分布还显示了一个高斯曲线的振幅的可见性。如果影子存在,可见度函数null值指向一些投影基线长度。空值的位置改变的大小的影子。可见性的振幅函数,我们可以区分是否存在阴影。进一步,因为零值点移动根据影子的大小,我们可以估算出影子的大小,这也意味着我们可以测量的质量黑洞的null值的位置。用于测量相关通量密度u- - - - - -v距离,一个小阵组成的几站就足够了。零值点肯定将出现在能见度振幅和预测基准图与其他类型的图像。其中典型的是双核心和飞机结构来源,经常观察到从其他agn。在的情况下,没有令人信服的结果显示分离结构从先前的VLBI观测。的VLBI的形象总是显示一个单一的结构。当火山喷发发生在,双结构就会出现。但是结构是暂时的,很快就会消失。这将是容易区分的原因存在空值点能见度振幅是否从核心和飞机结构或一个黑洞的黑暗阴影。即使结构简单不像这里使用的三种模式,我们可以从估计质量和限制结构模型旋转的黑洞和黑洞的吸积盘模型和形状的影子从光线跟踪计算。可靠image模型拟合观测可见性肯定会有可能探测到黑洞的影子。在的情况下第一个空点预计将出现在基线长度从1000到2000公里。这就是为什么这样的短基线Caravan-submm黑洞视界的检测是关键(14]。

3.2。狭缝调制成像(SMI)方法

重度方法检测短周期结构的变化观察到干涉数据来源。高效的检测周期变化模式比观察时间跨度较短的时期,从干涉数据(10]。方法的本质在于能见度数据时间序列的采样模式。图10(一个)显示了一个示意图的数据选择从一个观察时间跨度。首先,我们把整个观察时间分成几个部门试用期,,每个部门分为细分(n段阶段)。图10(一个)显示的情况。的th阶段重度地图生产的可见性th阶段段的所有部门。图10(b)显示了结果u- - - - - -v每个阶段的报道重度地图。因此,重度地图非常相似u- - - - - -v报道,几乎不受影响u- - - - - -v报道的差异。与时间序列的分析快照地图,不需要讨论的影响不同u- - - - - -v报道。图10(c)显示了一个仿真例子,重度方法检测到一个周期性结构变化:0.1司法院点源与振荡周期在一个固定的椭圆高斯亮度分布的形状在43个GHz。通过改变我们可以学习源的周期性结构变化是否存在。作为演示,我们可以检测周期性结构变化模式比观察时间跨度较短时间。

3.3。起因(验证方法的校准)方法

验证应用校准到可见性很重要,但到目前为止尚未建立。最近我们发现这种方法命名的起因。因为源结构一般是未知的,我们无法预测的信号行为。然而,如果我们可以减去从获得可见性如果去掉系统误差校准,剩余显示了一个纯粹的热噪声特性,可以估计从测量系统的温度和天线的性能。微分之间的可见性不同的视频通道记录同时使用相同的基线(和每个设置频率几乎是相等的)对应于这样的数量。如果个人校准应用于可见性恰恰是合适的,在统计学上应该显示一个微分热噪声分布(图11)。因此,通过检查分布微分的可见性,我们可以验证是否应用校准到能见度适当的或不是没有观察到的知识来源结构。从信号和热噪声的概率密度函数27),我们计算它的微分概率密度函数和发展这种新方法,起因(28]。图12显示了微分相位和振幅分布的例子,分别从实际VLBA 43 GHz的数据(29日]。真正的分布拟合理论的。从微分振幅配件,我们可以估计噪声水平。我们发现估计噪声符合测量系统噪声和天线增益(图13)。这意味着系统误差都被应用校准。我们可以判断应用校准正确与否的起因,即使观察期间观察到的源显示时间变化。这就是为什么微分能见度不包含源结构的组件。毫米的亚毫米波VLBI观测在未来,我们会遇到这种情况,但使用起因方法我们可以找到好的校准解决方案应用和获得正确的合成图像。(注意:这里的每个视频频道由Fringe-search校准独立和自校准。因此剩余度的系统误差是不同的在每个数据项个人校准。能见度差分布之间的单独校准数据显示偏离热噪声的如果剩余系统的错误仍然存在。)

相互竞争的利益

作者宣称没有利益冲突。

确认

作者要感谢m . Tsuboi教授空间和宇宙科学研究所,日本宇宙航空研究开发机构,技术讨论multimirror系统。这项工作的部分支持由Grand-in-Aid科研的jsp(25610044和16 k05302 Rohta高桥,23654071,Makoto三好和Takashi Kasuga)。

引用

1. b·p·艾伯特·r·艾伯特,t·d·阿博特et al .,“从二进制引力波的观测黑洞合并,“物理评论快报文章ID 061102卷,116年,2016年。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
2. c·t·坎宁安和j·m·巴丁“恒星的光出现绕一个极端的克尔黑洞,”天体物理学杂志》上1972年,卷173,p . L137。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
3. j·m·巴丁和c·t·坎宁安,”一个恒星的光出现绕一个极端的克尔黑洞,”天体物理学杂志》上卷,183年,第264 - 237页,1973年。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
4. c·t·坎宁安,“红移的影响和关注的光谱克尔黑洞周围吸积盘,“天体物理学杂志》上卷,202年,第802 - 788页,1975年。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
5. j。Luminet”形象的球形黑洞薄吸积盘,“天文学和天体物理学,卷75,不。1 - 2、228 - 235年,1979页。视图:谷歌学术搜索
6. j . Fukue和t . Yokoyama”一个黑洞周围吸积盘的彩色照片,”日本天文学会的出版物,40卷,不。1、15 - 24,1988页。视图:谷歌学术搜索
7. r .高桥”阴影的带电旋转的黑洞,黑洞”日本天文学会的出版物卷,57号2、273 - 277年,2005页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
8. m .三好s Kameno j . k . Ishitsuka Z.-Q。沈、r .高桥和美国Horiuchi”,一种方法检测人马座A的视界^∗”,日本出版的天文学会,10卷,页15 - 23,2007年,http://www.nao.ac.jp/about-naoj/reports/publications-naoj.html,http://www.nao.ac.jp/contents/about - naoj/reports/publications naoj/10 - 1234 - 2. - pdf。视图:谷歌学术搜索
9. A t p . Krichbaum d·A·格雷厄姆Witzel et al .,“VLBI观测星系中心的人马座A来源^∗86 GHz和215 GHz。”天文学和天体物理学卷。335年,L106-L110, 1998页。视图:谷歌学术搜索
10. m .三好”Slit-modulation成像方法检测任何周期性结构干涉数据的变化,“日本天文学会的出版物,60卷,不。6,1371 - 1386年,2008页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
11. a . m . Ghez萨利姆,n . n .温伯格et al .,“测量距离和银河系中心黑洞的性质与恒星轨道,”《天体物理学杂志》上,卷689,不。2、1044 - 1062年,2008页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
12. Z.-Q。沈,M.-C刘贤Lo。梁,p . t . p . Ho和黄永发。赵”,大小1∼盟广播源人马座A^∗银河系的中心。”自然,卷438,不。7064年,第64 - 62页,2005年。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
13. h . Falcke f·米利亚,e·阿戈尔”观看的影子在星系中心的黑洞,”《天体物理学杂志》上,卷528,不。1,L13-L16, 2000页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
14. m .三好j . k . Ishitsuka s Kameno Z.-Q。沈,s . Horiuchi”直接成像的巨大黑洞,SgrA^∗”,补充理论物理方面的进步卷,155年,第189 - 186页,2004年。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
15. s . s . Doeleman j . Weintroub a·e·e·罗杰斯et al .,“Event-horizon-scale结构在星系中心的超大质量黑洞的候选人,”自然卷,455年,第80 - 78页,2008年。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
16. k·格布哈特,j·亚当斯,d . Richstone et al .,“M87星系的黑洞质量从双子座/ NIFS自适应光学观测,”《天体物理学杂志》上,卷729,不。2、第119条,13页,2011。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
17. g·c·鲍尔h . Falcke r·m·伯恩斯坦黄永发。赵,w·m·戈斯和d . c .支持者”检测的内在人马座A的大小^∗通过关闭振幅成像,”科学,卷304,不。5671年,第708 - 704页,2004年。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
18. s . s . Doeleman Z.-Q。沈,A·e·e·罗杰斯et al .,“射手座的结构^∗在86 GHz利用VLBI关闭数量。”天文杂志,卷121,不。5,2610 - 2617年,2001页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
19. 刘贤美罗,Z.-Q。沈,黄永发。赵,p . t . p . Ho”内在人马座A的大小^∗:72年的史瓦西半径”《天体物理学杂志》上,卷508,不。1,L61-L64, 1998页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
20. d . c .支持者——g·c·鲍尔和r . a . Sramek“基线观测银河系中心的天体测量参考来源”《天体物理学杂志》上,卷558,不。1,第132 - 127页,2001。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
21. m·d·约翰逊,v . l .鱼,Doeleman et al .,”解决磁场结构和可变性视界附近的射手座^∗”,科学,卷350,不。6265年,第1245 - 1242页,2015年。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
22. g·c·鲍尔h . Falcke d . c .支持者和赖特,星系的中央秒差距卷,186ASP系列会议,1999年太平洋天文学会。
23. r市川a . Ishii h . Takiguchi et al .,”现状和前景的紧凑VLBI系统开发提供基线校准超过10公里,”学报》第八NICT静脉注射TDC研讨会2009年2月,日本鹿岛,http://www2.nict.go.jp/aeri/sts/stmg/ivstdc/news_30/pdf/tdcnews_30.pdf。视图:谷歌学术搜索
24. 松板大辅,m .飞y Nakahori, j . Amagai y杉,“菲律宾海板块运动检测甚长基线干涉测量法,“《地球物理研究快报,18卷,不。8,1417 - 1419年,1991页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
25. y Fukuzaki, k .和田r .川端康成m . Ishimoto和t . Wakasugi,”第一个大地的结果ishioka vgo天线”学报14 NICT TDC研讨会,35岁,1页,TDC新闻,鹿岛,日本,2015年6月,http://www2.nict.go.jp/aeri/sts/stmg/ivstdc/news_35/tdc_news35.pdf。视图:谷歌学术搜索
26. k .武富士和MICE2015团队“第一日本230 GHz VLBI实验MICE2015团队”学报14 NICT TDC研讨会鹿岛,p。22日,日本,2015年6月,http://www2.nict.go.jp/aeri/sts/stmg/ivstdc/news_35/tdc_news35.pdf。视图:谷歌学术搜索
27. a·r·汤普森·j·m·莫兰和g·w·斯文森,在射电天文学干涉法和合成约翰·威利& Sons,纽约,纽约,美国,第二版,2001年版。
28. m .三好”,一种新的验证方法应用校准到能见度数据”《13 NICT TDC研讨会、p。3、鹿岛,日本,2014年6月,http://www2.nict.go.jp/aeri/sts/stmg/ivstdc/news_34/pdf/pctdc_news34.pdf。视图:谷歌学术搜索
29. m .三好Z.-Q。沈,t, r .高桥,y加藤,“振荡现象的磁盘在巨大黑洞人马座A,”日本出版的天文学会,卷63,不。5,1093 - 1116年,2011页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索

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