今年早些时候，我发表了一篇文章，展示了我们使用艾伦望远镜阵列在 4.9 GHz 频率下对仙后座 A 和天鹅座 A 进行干涉成像的结果。接近七月底，我决定以更高的频率对天鹅座 A 进行更多的干涉观测，以获得更好的分辨率。我选择了 8.45 GHz 的频率，因为它通常是一个没有干扰的频段（因为它被分配给深空通信），它被其他无线电天文台使用，因此通量密度可以直接与以前的结果进行比较，并且因为更高随着频率的增加，ATA 上旧馈送的灵敏度开始下降。这篇文章是对观察和结果的总结。代码和数据包含在帖子的末尾。对于这些观察，我使用了最近投入使用的 6 根天线。 USRP 的配置与我在 3 月份的帖子中描述的相同，因此一次只能关联一个基线，并且可以形成的一组基线仅限于通过选择可用于 USRP1 的天线获得的那些和 USRP2 可用的天线之一，如下所示： J2007+404 作为主相位校准器；这是一个被列为 VLA 校准器的 2.85 Jy 源 Cygnus A 与校准器 J2007+404 仅相距 1.59 度。下图取自 VLASS 2-4 GHz VLA 天空调查显示了两者。天鹅座 A 位于黑匣子内，因为 VLASS 排除了非常强的源，并且在天鹅座 A 的左侧可以看到 J2007+404，由于其相当高的通量密度（与此民意调查）。该图像是通过 VLASS2.1 HiPS 数据的 Web 界面获得的，这使我们能够轻松探索无线电天空。我使用了与三月份相同的 GNU Radio 软件相关器。这包含在 ata_interferometry Github 存储库中。观察到的带宽为 40.96 MHz，使用 X 和 Y 极化。所有极化自相关和互相关都是实时计算的，并在后处理中分阶段进行，并简化为具有 64 个频道和 1 秒积分时间的 UVFITS 文件。观察是在连续三天内进行的：7 月 23、24 日和 25 日。第一天仅对 3C286 进行了完整的跟踪观察。这次观察的目的是收集尽可能多的数据用于偏振校准，此外还可以作为系统的检查。
第二天，对所有目标进行观察，顺序如下：天鹅座A和J2007+404上升时交替扫描，3C286不频繁扫描；3C84上升时，扫描天鹅座A和J2007+的图案404继续，但3C286的不频繁扫描被3C84的不频繁扫描取代 当天鹅座A和J2007+404设置时，3C84又观察了一个小时，目的是使用这最后一段进行带通校准 不幸的是，有一个问题在天鹅座 A 升起之前，整个晚上都有观察脚本，因此丢失了几个小时的数据。第三天遵循相同的时间表，观察脚本已经更正，因此收集了所有数据。下图显示了整整三天的校准能见度幅度。按场着色，黑色为 3C286，粉红色为 J2007+404，橙色为天鹅座 A，绿色为 3C84。该图显示了光源亮度的巨大差异，天鹅座 A 是迄今为止最亮的。使校准器靠近通量密度至少为几 Jy 的科学目标通常并不容易，这对于使用 ATA 6.1 m 碟形天线以一次仅 40 MHz 的带宽和一条基线进行观测时获得良好结果是必要的.因此，J2007+404 的存在与天鹅座 A 如此接近是一个幸福的巧合。
3C84 是迄今为止最强的紧凑型校准器之一，因此它对于带通校准和其他受益于高 SNR 的校准非常有用。校准和成像在 CASA 6.2.0 中进行。首先，一些干扰标记是用 tfcrop 完成的。然后手动标记在使用 msview 检查幅度或相位时明显不好的数据。在 Cygnus A 设置之后，在第二天和第三天结束时使用 3C84 的扫描进行了两次单独的带通校准。结果证明第二天的校准要好得多，因为在第三天出现了一些导致灵敏度下降的未知问题。互相关的幅度突然下降，而自相关的幅度没有受到影响。此外，能见度的方差显着增加。因此，选择第二天的带通解决方案应用于所有数据。下图显示了带通解决方案。正如我在 3 月份的帖子中所说，由于逐基线扫描，不可能使用 CASA 进行延迟校准。因此，小的延迟被带通相位吸收。有趣的是，参考天线 2j 在 X 和 Y 极化上具有明显的延迟差异，而其余天线具有更相似的延迟。除了校准带通之外，3C84 的这些扫描还用于执行与时间无关的相位校准，然后将其用作 X 和 Y 偏振之间的相位偏移。这允许以与极化无关的方式执行所有进一步的相位校准，从而提高 SNR。接下来，对每个紧凑型校准器进行偏振无关相位校准。在大多数观察期间手动选择求解间隔，以便与 8 个基线周期很好地拟合。
下图显示了将这种相位校准以及带通和 XY 相位偏移应用于三个紧凑型光源 3C286（黑色）、J2007+404（粉色）和 3C84（绿色）的结果。 J2007+404 相位的噪声在第三天的某个时间点灵敏度下降很明显。在相位校准之后，完成幅度校准。这是以偏振相关的方式进行的，因为两个通道的增益可以独立变化。想法是使用 3C286 作为通量密度校准器并将通量刻度转移到其他校准器。但是，有以下两个怪癖需要处理。第二天有一个很长的空缺没有数据，将3C286和其他来源分开。这意味着 3C286 的幅度标度不能转移到其他来源，因为增益在那个间隙期间可能会发生一些变化（实际上，正确的幅度转移表明它已经发生了变化）。因此，我们今天要做的就是使用3C84作为幅度标度，强制校准时第三天测量的通量。在第三天，我们遇到了灵敏度变化的问题，这会导致能见度幅度突然下降。更改前后的段分别校准和传输，这似乎运作良好。下图显示了每个校准器的校准幅度。与第二天和第三天相比，3C84 的振幅可能略有不同。这是由上面解释的特殊校准过程引起的，但它是次要的。对于这些源中的每一个，都使用了第二天 3C84 的带通和 XY 相位偏移以及来自其自身的幅度和相位校准。对于 Cygnus A，带通和 XY 相位偏移也取自 3C84，幅度和相位校准取自 J2007+404。成像是使用多尺度清洁完成的，参数与我 3 月份的帖子大致相同。使用 4 弧秒的像素大小。与那篇文章相比，512×512 像素的图像大小用于对整个主光束进行成像，尽管我们不希望在每个场中看到远离相位中心的任何其他物体。
下图显示了 Cygnus A 的 UV 覆盖范围。覆盖范围大约在 0.2kλ 到 7λ 之间，对应于 30 弧秒和 17 弧分之间的分辨率。下图显示了 (U,V) 的幅度与模量的关系。我们可以看到，有几个基线正在探测 Cygnus A 可见性的第一个零点。在一些基线中，我们看到这条线是双倍的。这两天的每一天都有一些不同的增益校准。这将通过成像后的自校准来解决。对于紧凑源，首先在没有多次清洁迭代的情况下完成图像以生成模型，然后进行相位和幅度自校准，并且通过更多次迭代清洁第二幅图像。图像不是很有趣，因为来源尚未解析，但成像是检查一切是否正常工作的好方法。对于Cygnus A，首先对图像进行清洗，然后进行相位自校准，再进行新的清洁图像，最后对新图像进行相位和幅度自校准，从而生成最终的自校准图像.每个图像的 SNR 如下所示。这被计算为最大像素亮度与不包含对象的区域中的 RMS 的商。我们可以看到3C84和Cygnus A的SNR在自校准后有很大的提高。由于这些物体非常明亮，图像 SNR 主要受校准误差的限制。 3C84.image SNR：SNR 163.433C84_selfcal1.image：406.753C286.image SNR：SNR 409.763C286_selfcal1.image：474.12J2007 + 404.image SNR：182.80J2007 + 404_selfcal1.image SNR：SNR 189.06CygA.image：168.43CygA_selfcal1.image SNR : 230.08CygA_selfcal2.image SNR: 539.46 下图显示了 Cygnus A 的图像。我们可以清楚地看到双源结构。
放大此图像并添加等高线图可显示更多细节。轮廓设置为 2.5、5、10、20、30、40、50、60、70、80 和 90% 的水平。在两个波瓣之间的中心部分有大约 3 Jy/光束的通量。这明显高于本底噪声，它是 Jy/光束的一小部分。它提供了证据，表明我们正在检测到与活动星系中的超大质量黑洞相对应的小的中心成分。下图取自此页面，显示了使用 VLA 在 5 GHz 下完成的图像，分辨率提高了 60 倍，并清楚地显示了中心组件。天鹅座 A 图像中的总通量密度为 201.6 Jy，最大亮度为 79.7 Jy/光束。我希望利用这些观测来研究天鹅座 A 的极化。这就是为什么第一天专门对 3C286 进行全轨道观测的原因。但是，我一直无法获得令人满意的偏振校准。由于大泄漏和低信噪比，很难检测十字手中的极化特征。此外，由于某些未知原因，平行手相对幅度的变化在不同基线之间似乎不太一致。我什至一直在关注使用 ALMA 对 3C286 进行偏振成像的 CASA 教程（因为 ALMA 也使用线性偏振基础，与 VLA 不同），试图改进我的技术。但是，在尝试了一段时间的数据后，我认为它不够好，需要收集更好的数据。本文中用于相关和定相的代码是来自 ata_interferometry 存储库的常用 GNU Radio FX 软件相关器管道。 CASA 中的校准和成像是使用此脚本完成的。该数据已在 Zenodo 中作为数据集“Cygnus A 8.45 GHz 干涉测量观测与艾伦望远镜阵列”发布。