脈沖星B0329+54的S/X雙頻CVN觀測(cè)?

陳 文12江 悟23 李志玄12 徐永華12 汪 敏1

(1中國(guó)科學(xué)院云南天文臺(tái)昆明650011)

(2中國(guó)科學(xué)院大學(xué)北京100049)

(3中國(guó)科學(xué)院上海天文臺(tái)上海200030)

脈沖星B0329+54的S/X雙頻CVN觀測(cè)?

陳 文1,2?江 悟2,3 李志玄1,2 徐永華1,2 汪 敏1

(1中國(guó)科學(xué)院云南天文臺(tái)昆明650011)

(2中國(guó)科學(xué)院大學(xué)北京100049)

(3中國(guó)科學(xué)院上海天文臺(tái)上海200030)

利用CVN(Chinese VLBI Network)對(duì)脈沖星B0329+54進(jìn)行了首次S/X雙頻觀測(cè),觀測(cè)采用相位參考模式,頻段為S/X雙頻16通道觀測(cè),數(shù)據(jù)采集終端是CDAS(Chinese Data Acquirement System),單通道帶寬16 MHz.使用上海VLBI(very long baseline interferometry)中心的DiFX(Distributed FX)相關(guān)處理機(jī)對(duì)數(shù)據(jù)進(jìn)行相關(guān)處理.利用DiFX特有的Pulsar Binning模式,以提高數(shù)據(jù)信噪比.對(duì)觀測(cè)數(shù)據(jù)處理后得到了S/X兩波段的高分辨率圖像和位置信息,與前人VLBI結(jié)果對(duì)比顯示觀測(cè)結(jié)果較為符合.

儀器:高角分辨率,儀器:干涉儀,技術(shù):高角分辨率,技術(shù):干涉,脈沖星:普通

1 引言

1934年,Baade和Zwicky指出,超新星爆發(fā)后可能會(huì)遺留一個(gè)由中子構(gòu)成的天體,即中子星[1].但直到30 yr后天文學(xué)界才發(fā)現(xiàn)這種特殊的天體.Hewish為了研究小角徑射電源經(jīng)過(guò)太陽(yáng)日冕時(shí)發(fā)生的閃爍現(xiàn)象,建造了一個(gè)高時(shí)間分辨率,頻率只有81 MHz的低頻天線.Hewish的研究生Bell小姐在排除掉人為干擾和其他的噪聲后,于1967年11月28日發(fā)現(xiàn)天線記錄了一種奇怪的、周期為1.33730 s的射電信號(hào)[2].隨后Gold和Pacini分別證實(shí)了該射電源就是高速旋轉(zhuǎn)的中子星[3?4],這種周期性的射電源被命名為脈沖星(Pulsar).Hewish和Bell發(fā)現(xiàn)脈沖星的工作榮獲了1974年諾貝爾獎(jiǎng).

脈沖星是由中等質(zhì)量恒星經(jīng)超新星爆發(fā)而形成的高速自轉(zhuǎn)的中子星,其典型質(zhì)量為1.44M⊙,半徑約為10 km,具有非常強(qiáng)的引力場(chǎng)和磁場(chǎng),是驗(yàn)證極端條件下物理規(guī)律的理想空間實(shí)驗(yàn)室.脈沖星具有極高的自轉(zhuǎn)速度,其自轉(zhuǎn)軸與磁極軸具有夾角,兩個(gè)磁極各有一個(gè)輻射波束.當(dāng)脈沖星自轉(zhuǎn)時(shí)輻射波束掃過(guò)地球及觀測(cè)者時(shí),就能接收到輻射脈沖.脈沖星的自轉(zhuǎn)周期很短,一般為1 ms到10 s的量級(jí),且周期極其穩(wěn)定,周期變化率為10?19到10?21,被譽(yù)為自然界最精準(zhǔn)的天文時(shí)鐘[5].

超新星爆發(fā)時(shí)噴射物質(zhì)的速度高達(dá)10000 km/s,但并非是各向同性,微小的非中心對(duì)稱爆炸就可以將脈沖星加速,且由于其是致密天體,幾乎不受星際介質(zhì)影響而減速,所以脈沖星通常具有很高的自行速度,大部分不低于100 km/s[6].因此經(jīng)過(guò)一段時(shí)間就可能脫離超新星遺跡的范圍.對(duì)脈沖星觀測(cè)得到精確位置信息可以了解其自行的速度和方向,為尋找與之成協(xié)的超新星遺跡提供幫助.精確的位置信息可以更新脈沖星星歷,為脈沖星觀測(cè)提供更準(zhǔn)確的位置信息,以修正脈沖星觀測(cè)的各種模型參數(shù),提高模型準(zhǔn)確度,同時(shí)也可以為脈沖星導(dǎo)航提供精確的位置參考[7?8].絕大部分脈沖星的輻射只能在射電波段觀測(cè)到,而且十分微弱,在1.4 GHz(L波段)的平均流量?jī)H為0.8 mJy,脈沖星的輻射成冪律譜,主要能量集中在低頻波段,隨頻率增加輻射能量迅速下降[9?11].脈沖星的輻射信號(hào)在一個(gè)周期內(nèi)僅占不到10%的比例,因此可以利用其明顯的色散效應(yīng)和星際閃爍現(xiàn)象來(lái)探測(cè)星際空間的電子分布;脈沖星的輻射具有高度的偏振特性,因此可以利用其探測(cè)星際磁場(chǎng)[12?13].

脈沖星的研究非常重要,對(duì)脈沖星進(jìn)行觀測(cè)可以獲得許多重要的信息,位置信息就是其中之一.

1.1 脈沖星的VLBI觀測(cè)

VLBI是Very Long Baseline Interferometry的簡(jiǎn)稱,是由連線干涉儀發(fā)展而來(lái)的.與連線干涉儀采用同一頻率源“公共本振”不同,VLBI系統(tǒng)的各個(gè)測(cè)站采用各自的本機(jī)振蕩器,即“獨(dú)立本振”,現(xiàn)在采用氫原子鐘作為頻率源,可將基線長(zhǎng)度增加到上千公里[14].進(jìn)行VLBI觀測(cè)時(shí),各測(cè)站將記錄下來(lái)的數(shù)據(jù)存儲(chǔ)到大容量磁盤(pán)中(早期使用的是磁帶媒介),待觀測(cè)結(jié)束后,將磁盤(pán)通過(guò)郵寄的方式,發(fā)往VLBI數(shù)據(jù)處理中心;或者利用高速網(wǎng)絡(luò),將數(shù)據(jù)直接傳回VLBI數(shù)據(jù)處理中心進(jìn)行實(shí)時(shí)處理,即實(shí)時(shí)VLBI或eVLBI.

在給定的觀測(cè)波長(zhǎng)λ下,VLBI的空間分辨率θ和基線長(zhǎng)度D服從關(guān)系:

因此基線長(zhǎng)度D越長(zhǎng),觀測(cè)波長(zhǎng)越短(頻率越高),VLBI的空間分辨率越高,目前的VLBI網(wǎng)最長(zhǎng)的基線距離達(dá)到幾千甚至幾萬(wàn)公里,其空間分辨率可以達(dá)到亞毫角秒量級(jí).由于VLBI觀測(cè)具有高分辨率和高靈敏度的特點(diǎn),目前被廣泛應(yīng)用于天文和測(cè)地觀測(cè)中.

我國(guó)VLBI網(wǎng)現(xiàn)已初具規(guī)模,主要用于嫦娥工程等深空探測(cè)項(xiàng)目的測(cè)軌任務(wù)和天文測(cè)地觀測(cè).包括上海佘山25 m、新疆烏魯木齊25 m、北京密云50 m、云南昆明40 m和去年投入使用的上海天馬65 m共5臺(tái)望遠(yuǎn)鏡,以及上海佘山VLBI數(shù)據(jù)處理中心共同構(gòu)成中國(guó)VLBI網(wǎng)(Chinese VLBI Network,簡(jiǎn)稱CVN).CVN網(wǎng)的建成為開(kāi)展VLBI脈沖星觀測(cè)提供了重要的途徑.

1.2 DiFX軟件相關(guān)處理機(jī)

相關(guān)處理機(jī)是整個(gè)VLBI系統(tǒng)最核心的單元.本次觀測(cè)使用了上海天文臺(tái)VLBI數(shù)據(jù)處理中心搭建的DiFX(Distributed FX)平臺(tái),平臺(tái)配備有2個(gè)頭節(jié)點(diǎn)共20個(gè)CPU核心, 20個(gè)計(jì)算節(jié)點(diǎn)共400個(gè)CPU核心;配備6臺(tái)Mark5設(shè)備和432 TB磁盤(pán)陣列;安裝了DiFX-2.3和后處理軟件HOPS-3.9/3.10;本次相關(guān)處理在200核CPU上運(yùn)行,處理速率達(dá)到每臺(tái)站2048 Mbps.

脈沖信號(hào)會(huì)因?yàn)樾请H間介質(zhì)在到達(dá)時(shí)產(chǎn)生色散,將脈沖寬度拉長(zhǎng).為了改正星際間介質(zhì)產(chǎn)生的展寬,DiFX在進(jìn)行脈沖星數(shù)據(jù)處理的過(guò)程中,可以根據(jù)脈沖星數(shù)據(jù)處理軟件tempo2生成的脈沖到達(dá)多項(xiàng)式文件提供參數(shù),進(jìn)行非相干消色散.DiFX在處理脈沖星觀測(cè)數(shù)據(jù)時(shí),可以使用Pulsar Binning模式,將脈沖星的相位分成一段段的相位窗(bin).傳統(tǒng)的硬件相關(guān)器可以設(shè)置一個(gè)on/o ffbin或者2的N次方個(gè)固定寬度的bin,來(lái)提高數(shù)據(jù)信噪比.不同于前者,DiFX可以設(shè)置任意數(shù)目、任意間距的bin,每個(gè)bin可以配置不同的權(quán)重,每個(gè)bin都可以根據(jù)脈沖相位的效果分別輸出FITS格式的文件,或者通過(guò)脈沖pro fi le信息過(guò)濾掉.在一個(gè)脈沖周期內(nèi),增大脈沖峰值寬度時(shí)段的信號(hào)權(quán)重,降低非脈沖峰值寬度時(shí)段的信號(hào)權(quán)重.由于在一個(gè)脈沖周期內(nèi)脈沖峰值寬度占整個(gè)周期為10%左右,但是能量卻占90%以上[15],所以這樣的操作可以提高脈沖信號(hào)的信噪比.

考慮觀測(cè)單個(gè)的脈沖周期,把它分為等間距的M個(gè)bin.令脈沖星的信號(hào)強(qiáng)度為S(m),令噪聲為其中Z是單個(gè)脈沖周期內(nèi)的基線靈敏度.所以所有的bin(有效的bin)的信噪比為:

信號(hào)的增加也會(huì)伴隨著噪聲的增加.對(duì)于一個(gè)簡(jiǎn)單的on/o ffbin來(lái)說(shuō),計(jì)算m1到m2的bin，信噪比為：

對(duì)于有脈沖信號(hào)強(qiáng)度加權(quán)的每個(gè)bin來(lái)說(shuō),信噪比為:

雖然on/o ff開(kāi)關(guān)可以提高信號(hào)信噪比,但是顯然bin脈沖門(mén)提高信號(hào)信噪比的效果比前者更加顯著:一個(gè)簡(jiǎn)單的高斯擬合脈沖輪廓的脈沖星,用bin脈沖門(mén)處理比采用on/o ff開(kāi)關(guān)處理的信號(hào)信噪比提高6%.對(duì)于一個(gè)更復(fù)雜脈沖輪廓,由多個(gè)高斯脈沖疊加而成的脈沖輪廓的脈沖星,用bin脈沖門(mén)處理能比采用on/o ff開(kāi)關(guān)處理的信號(hào)信噪比提高21%[16].因?yàn)榻^大多數(shù)脈沖星的流量都比本次觀測(cè)目標(biāo)源B0329+54弱得多,所以在觀測(cè)其他更弱脈沖星時(shí),必須采用DiFX的Pulsar Binning模式下的脈沖門(mén)技術(shù)才能獲得比較好的效果.為了計(jì)算在給定頻率和時(shí)間對(duì)應(yīng)的bin,添加脈沖門(mén)需要提供脈沖星信息的星歷表,即包含脈沖到達(dá)描述多項(xiàng)式的“polyco”文件,是用脈沖星處理程序tempo2生成的預(yù)報(bào)文件.

本文使用CVN網(wǎng)對(duì)脈沖星B0329+54進(jìn)行觀測(cè),采用新疆天文臺(tái)提供的星歷預(yù)報(bào)文件生成脈沖到達(dá)多項(xiàng)式,基于DiFX相關(guān)處理機(jī),利用Pulsar Binning模式進(jìn)行相關(guān)處理,以提高信噪比,得到其高角分辨率圖像和精確位置.文章第2節(jié)將介紹觀測(cè)參數(shù)設(shè)置、源的選擇、脈沖門(mén)的設(shè)置和數(shù)據(jù)處理過(guò)程;第3節(jié)是對(duì)結(jié)果的分析和討論.

2 CVN觀測(cè)及數(shù)據(jù)處理

本次觀測(cè)詳細(xì)參數(shù)設(shè)置如表1.VLBI相位參考模式觀測(cè)是采取目標(biāo)源和臨近參考源交替觀測(cè)的一種觀測(cè)模式,目的是使用參考源來(lái)校準(zhǔn)目標(biāo)源.所選取的參考源要求與目標(biāo)源相距較近,以往的觀測(cè)曾經(jīng)選取J035929.7+505750和J0302+5331,它們與目標(biāo)源相距分別為4.37?和5.3?,絕對(duì)位置精度誤差為2～3 mas[17?18].為了更精確的校準(zhǔn)效果,我們選取了J0347+5557,距離目標(biāo)源2.53?.該源的絕對(duì)位置精度誤差為東西方向0.31 mas,南北方向0.48 mas,位置精度均高于前面兩個(gè)參考源.每個(gè)scan中目標(biāo)源觀測(cè)時(shí)間為180 s,參考源觀測(cè)時(shí)間為80 s,因?yàn)閮稍聪嗑噍^近,故換源時(shí)間設(shè)為20 s.

表1 觀測(cè)詳細(xì)參數(shù)設(shè)置Table 1 The parameter setting of observation

DiFX相關(guān)處理機(jī)完成的輸出格式為.difx,需要利用DiFX的子程序?qū)⑵滢D(zhuǎn)換為所需文件,可以轉(zhuǎn)換為天文數(shù)據(jù)處理FITS和測(cè)地?cái)?shù)據(jù)格式Mark4.

2.1 添加脈沖門(mén)

本次觀測(cè)目標(biāo)源選取的是北天最強(qiáng)的脈沖星之一–PSR B0329+54,其流量在2.3 GHz(S波段)上約為100 mJy[10].本次申請(qǐng)到的觀測(cè)首次利用了CVN進(jìn)行S/X雙頻觀測(cè),并且在此基礎(chǔ)上利用Pulsar Binning模式來(lái)對(duì)比添加脈沖門(mén)的前后結(jié)果.添加脈沖門(mén)之前需要使用tempo2軟件得到脈沖到達(dá)多項(xiàng)式[19?20].

圖1為用gnuplot程序讀取pro fi le.out文件得到的B0329+54粗略輪廓,橫坐標(biāo)為1個(gè)周期內(nèi)的40個(gè)bin,縱坐標(biāo)為相對(duì)幅度.可以看到其脈沖峰值在第1個(gè)bin左右.

將脈沖門(mén)添加好后,將脈沖門(mén)應(yīng)用到所有scan上,執(zhí)行stardifx-n***.input命令,進(jìn)行最終的相關(guān)計(jì)算,將輸出的結(jié)果用difx2 fi ts命令轉(zhuǎn)換為FITS文件,使用AIPS軟件進(jìn)行數(shù)據(jù)校準(zhǔn).

圖1 在Pulsar Binning模式下得到的B0329+54的輪廓Fig.1 The pro fi le of B0329+54 in Pulsar Binning mode

2.2 數(shù)據(jù)處理

將DiFX相關(guān)處理機(jī)生成的FITS文件導(dǎo)入到AIPS中即可進(jìn)行數(shù)據(jù)校準(zhǔn)操作.首先使用ANTAB和APCAL對(duì)系統(tǒng)溫度計(jì)算進(jìn)行幅度校準(zhǔn);低頻的脈沖星觀測(cè)通常由于電離層的變化而產(chǎn)生系統(tǒng)誤差,因此要進(jìn)行電離層改正[17].運(yùn)行VLBATECR子程序,程序會(huì)自動(dòng)聯(lián)網(wǎng)訪問(wèn)美國(guó)海軍天文臺(tái)數(shù)據(jù)庫(kù),選取觀測(cè)時(shí)段的電離層數(shù)據(jù)進(jìn)行電離層改正校準(zhǔn);隨后運(yùn)行CLCOR進(jìn)行PANG修正;然后運(yùn)行FRING條紋擬合,進(jìn)行精確的幅度校準(zhǔn);每次FRING之后運(yùn)行CLCAL,分別將參考源1044+719、J0347+5557校準(zhǔn)的解插值到B0329+54中,最后輸出校準(zhǔn)過(guò)后的FITS文件.

使用difmap處理參考源數(shù)據(jù),得到圖2左邊為參考源J0347+5557 S波段圖像,圖2右為X波段圖像.在本次觀測(cè)中,相位參考源在兩個(gè)波段基本上都為點(diǎn)源.其中S波段圖像相對(duì)較為致密,X波段中,源在南北方向有一定分解,所以后期又將參考源X波段CLEAN的圖像模型代入AIPS中的FRING,在條紋擬合中加入?yún)⒖荚吹慕Y(jié)構(gòu),并在最后將所得的解插值到目標(biāo)源X波段數(shù)據(jù)中.

使用difmap對(duì)校準(zhǔn)過(guò)后的FITS文件進(jìn)行進(jìn)一步處理,利用SELFCAL進(jìn)行自校準(zhǔn),得到B0329+54的S波段圖像如圖3左,設(shè)置contours的最低流量是rms的3倍,動(dòng)態(tài)范圍約為25:1,較普通模式下動(dòng)態(tài)范圍17:1有顯著提高;由于脈沖星的輻射流量隨頻率增長(zhǎng)急速下降,導(dǎo)致B0329+54在X波段的流量過(guò)弱,以至于在普通模式下因?yàn)樾旁氡忍蜔o(wú)法得到圖像,但在Pulsar Binning模式下可以得到,設(shè)置contours的最低流量是rms的1倍,動(dòng)態(tài)范圍約為65:1,如圖3右.由于S波段的干擾比X波段更多,所以X波段圖像的動(dòng)態(tài)范圍會(huì)比S波段高.

圖2 參考源J0347+5557的圖像:左邊為S波段,右邊為X波段Fig.2 The fi gure of calibrator J0347+5557:left one is S band,and right one is X band

圖3 B0329+54的圖像:左邊為S波段,右邊為X波段Fig.3 The fi gure of B0329+54:left one is S band,and right one is X band

根據(jù)VLBI分辨率計(jì)算公式:

其中λ為觀測(cè)波長(zhǎng),Bp為基線長(zhǎng)度,在基線長(zhǎng)度一定的情況下,觀測(cè)波長(zhǎng)越短,VLBI的分辨率越高,因此X波段的圖像分辨率幾乎是S波段分辨率的4倍.

因?yàn)槊}沖星是一個(gè)點(diǎn)源,所以我們利用AIPS的子命令I(lǐng)MFIT對(duì)圖像中流量最強(qiáng)點(diǎn)進(jìn)行高斯模型擬合,解算得到的S波段位置是RA(J2000下同):03 32 59.40797(hms), Dec(J2000下同):54 34 43.61457(?′′′),擬合誤差約為0.2 mas;X波段的位置是RA:03 32 59.41116(hms),Dec:54 34 43.62292(?′′′),擬合誤差約為0.02 mas.

3 總結(jié)與討論

本次觀測(cè)利用CVN,在脈沖星觀測(cè)中首次使用了S/X雙頻觀測(cè)模式,而且在數(shù)據(jù)相關(guān)處理過(guò)程中添加脈沖門(mén)使得S、X波段均能得到良好的結(jié)果.

由于S波段干擾較大,雖然進(jìn)行了加入脈沖門(mén)的過(guò)程,但時(shí)域干擾用此法并不能有效消除.而昆明站在對(duì)B0329+54這顆源的單天線平均脈沖觀測(cè)中就常常遇到很強(qiáng)的時(shí)域干擾.同時(shí),由于昆明站在觀測(cè)中并未進(jìn)行精確的系統(tǒng)溫度測(cè)量(觀測(cè)系統(tǒng)硬件原因),而參與觀測(cè)的臺(tái)站只有3個(gè),無(wú)法對(duì)幅度進(jìn)行自校準(zhǔn),加之外來(lái)的干擾,導(dǎo)致臟圖中與最大流量相當(dāng)?shù)奶摷俪煞州^多.實(shí)際處理數(shù)據(jù)過(guò)程中,與當(dāng)前S波段數(shù)據(jù)中peak相當(dāng)?shù)奈恢糜?個(gè),彌散在約80 mas范圍內(nèi),處理數(shù)據(jù)時(shí)使用difmap的peakwin命令,選取最強(qiáng)的位置做了高斯擬合,最終得到S波段結(jié)果,所以導(dǎo)致S波段數(shù)據(jù)與X波段有一定差異.

我們利用DiFX相關(guān)處理機(jī)的Pulsar Binning模式和普通模式,對(duì)觀測(cè)數(shù)據(jù)分別進(jìn)行相關(guān)處理,發(fā)現(xiàn)普通模式下X波段數(shù)據(jù)質(zhì)量不足以成圖,S波段帶通條紋質(zhì)量明顯提高,圖像動(dòng)態(tài)范圍由17:1提升到了25:1,而且只有在Pulsar Binning模式下才能輸出X波段圖像,說(shuō)明Pulsar Binning模式對(duì)脈沖星觀測(cè)結(jié)果質(zhì)量有明顯提升.由于B0329+54是北天最強(qiáng)的脈沖星之一,因此如果觀測(cè)其他脈沖星,Pulsar Binning模式能有效提升數(shù)據(jù)處理的成功率.表2將其他人的結(jié)果按照Brisken等[17]在2002年得到的自行(赤經(jīng)方向(17.00±0.27)mas·yr?1、赤緯方向(?9.48±0.37)mas·yr?1)、視差((0.94±0.11)mas)歸算到與我們觀測(cè)的同一歷元(MJD 57396):

表2 與他人結(jié)果對(duì)比(歸算到MJD 57396)Table 2 Compared with other works(normalized to MJD 57396)

對(duì)比發(fā)現(xiàn)我們與2002年Brisken等[17]和2009年Guo等[21]的結(jié)果,赤經(jīng)方向比較符合,但赤緯方向差距較大;但是和2011年Wayth等[22]的VLBI結(jié)果相似.要修正與他人結(jié)果的差異,得到更精確的位置,需要申請(qǐng)后續(xù)觀測(cè)以驗(yàn)證.未來(lái)會(huì)有更多的望遠(yuǎn)鏡加入CVN,提高UV覆蓋效果和觀測(cè)靈敏度,這將有助于獲得更精確的位置結(jié)果.

致謝感謝上海天文臺(tái)、新疆天文臺(tái)和云南天文臺(tái)的工作人員認(rèn)真組織觀測(cè).感謝新疆天文臺(tái)袁建平老師提供的脈沖星星歷數(shù)據(jù).特別感謝上海天文臺(tái)VLBI數(shù)據(jù)處理中心DiFX相關(guān)處理平臺(tái)提供對(duì)本課題的軟硬件支持.感謝上海天文臺(tái)的舒逢春老師對(duì)觀測(cè)的大力支持.

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VLBI Observation of Pulsar B0329+54 with CVN in S/X Bands

CHEN Wen1,2JIANG Wu2,3LI Zhi-xuan1,2XU Yong-hua1,2WANG Min1
(1 Yunnan Observatories,Chinese Academy of Sciences,Kunming 650011)
(2 University of Chinese Academy of Sciences,Beijing 100049)
(3 Shanghai Astronomical Observatory,Chinese Academy of Sciences,Shanghai 200030)

A VLBI(very long baseline interferometry)observation of pulsar B0329+54 was carried out with CVN(Chinese VLBI Network)in February 2015.It is the fi rst time for CVN to observe the pulsar B0329+54 in S/X dual frequency bands.The observation was performed in phase referencing mode.The observation data,including 16 channels and 16 MHz bandwidth of each channel,were collected by CDAS(Chinese Data Acquirement System).The correlation was made by the DiFX(Distributed FX) correlator at Shanghai Astronomical Observatory.The pulsar binning mode in DiFX was used to increase the signal to noise ratio of the pulsar fringes.We obtained the accurate position of pulsar B0329+54 through the VLBI image.Our results are in good agreement with the previous VLBI results.

instrumentation:high angular resolution,instrumentation:interferometers,techniques:high angular resolution,techniques:interferometric,pulsars:general

P164;

A

10.15940/j.cnki.0001-5245.2015.06.011

2015-04-21收到原稿,2015-05-18收到修改稿

?國(guó)家自然科學(xué)基金項(xiàng)目(11303093、U1431113)資助?chenwen@ynao.ac.cn