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2015年度“中国高等学校十大科技进展”
拟入选项目及申报项目简介
注：按申报学校首字母排序，排名不分先后
2015年度“中国高等学校十大科技进展”
申报项目简介
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申报项目简介。
⼤科学装置前沿研究重点专项“⼤科学装置前沿研究”重点专项2016年度项⽬申报指南⼤科学装置为探索未知世界、发现⾃然规律、实现技术变⾰提供极限研究⼿段，是科学突破的重要保障。
为充分发挥我国⼤科学装置的优势、促进重⼤成果产出，科技部会同教育部、中国科学院等部门组织专家编制了⼤科学装置前沿研究重点专项实施⽅案。
⼤科学装置前沿研究重点专项主要⽀持基于我国在物质结构研究领域具有国际竞争⼒的两类⼤科学装置的前沿研究，⼀是粒⼦物理、核物理、聚变物理和天⽂学等领域的专⽤⼤科学装置，⽀持开展探索物质世界的结构及其相互作⽤规律等的重⼤前沿研究；⼆是为多学科交叉前沿的物质结构研究提供先进研究⼿段的平台型装置，如先进光源、先进中⼦源、强磁场装置、强激光装置、⼤型风洞等，⽀持先进实验技术和实验⽅法的研究和实现，—1—提升其对相关领域前沿研究的⽀撑能⼒。
专项实施⽅案部署14个⽅⾯的研究任务：1. 强相互作⽤性质研究及奇异粒⼦的寻找；2. Higgs粒⼦的特性研究和超出标准模型新物理寻找；3. 中微⼦属性和宇宙线本质的研究；4. 暗物质直接探测；5. 新⼀代粒⼦加速器和探测器关键技术和⽅法的预先研究；6. 原⼦核结构和性质以及⾼电荷态离⼦⾮平衡动⼒学研究；7. 受控磁约束核聚变稳态燃烧；8. 星系组分、结构和物质循环的光学—红外观测研究；9. 脉冲星、中性氢和恒星形成研究；10. 复杂体系的多⾃由度及多尺度综合研究；11. ⾼温⾼压⾼密度极端物理研究；12. 复杂湍流机理研究；13. 多学科应⽤平台型装置上先进实验技术和实验⽅法研究；14. 下⼀代先进光源核⼼关键技术预研究。
根据专项实施⽅案和“⼗⼆五”期间有关部署，2016年优先⽀持20个研究⽅向。
申报单位针对重要⽀持⽅向，⾯向解决重⼤科学问题和突破关键技术进⾏⼀体化设计，组织申报项⽬。
⿎励依托国家重点实验室等重要科研基地组织项⽬。
项⽬执⾏期⼀般—2—为5年。
为保证研究队伍有效合作、提⾼效率，建议项⽬下设课题数不超过4个，每个项⽬所含单位数不超过6个。
第一章.类星体与活动星系核AGN 的观测特征：（1）明亮的致密核区 pc s 1.0; erg 10~1014843-（2）某些波段，存在非热致连续辐射。
谱呈幂律形式：ανν-∝F 。
辐射是偏振的——辐射起源？（3）存在强的原子或离子发射线（4）连续辐射的强度，发射线的强度、轮廓和偏振可能随时变化（5）具有比正常星系更强的发射高能光子的能力大致分类：Quasar ——类星体（有时指射电噪类星体）QSO （Quasi-Stellar-Object ）——类星体Seyfert Galaxies ——赛弗特星系Radio Galaxies ——射电星系BL Lac Objects ——蝎虎座BL 型天体OVV （Optically Violent Variable ）——光学激变天体LINER （low ionization nuclear emission-line region ）——具有低电离核发射线区的星系Blazar ——耀变体（BL Lac 和OVV 的统称）第二章.类星体巡天一．巡天的意义：最遥远的一类天体，提供了最大的时间和空间跨度——研究宇宙的发展史类星体的空间分布、光度函数、类星体吸收线——类星体及有关天体的特征是怎样随红移演化；宇宙大尺度结构和星系形成演化的线索搜寻类星体的困难：1.类星体的面密度很低。
恒星的面密度是类星体的40倍以上2.选取类星体的候选者的方法不完善。
选择方法具有偏向性（红移、亮度）；选择效率与完备性巡天的依据：类星；强的发射线光谱；从伽马射线到射电波段的连续谱；连续辐射的光变【颜色巡天】1.紫外超（UVX）巡天（两色巡天）低红移（<2.2 ）类星体的幂律连续谱表明它们有明显的紫外超。
典型类星体U-B=-1，最热主序星U-B=0.4-0.5——类星体候选者标准：U-B<-0.4 。
只需测U、B星等，简单易行；效率不高历史：亮类星体巡天(BQS）判据是U – B < - 0.44 114 个类星体UKST(UK Schmidt Telescope)颜色巡天：BJ 和红区的R。
1. 在20世纪初期，人们开始意识到宇宙正在不断地扩张。但是，这个想法并没有立即得到广泛的认可和支持。为了证明宇宙正在扩张，天文学家们需要找到一些有力的证据。
2. 这个证据最终来自于宇宙红移现象的发现。宇宙红移是指天体发出的光线因为宇宙膨胀而引起的频率变化，从而导致波长变得更长，看起来就像是光线变成了红色。这个现象是由天文学家弗里德曼和莱马特在1920年代首次提出的。
3. 通过观测宇宙中不同天体的光谱图，科学家们可以确定它们发出的光线的频率和波长。如果这个光线发生了红移，那么这个天体就正在向远离我们的方向运动。相反，如果光线发生了蓝移，那么这个天体就正在向我们的方向运动。
4. 天文学家们发现，随着天体距离我们越来越远，它们的光谱图中的谱线就会越来越红移。这个现象表明宇宙正在不断地膨胀，而且膨胀的速度越来越快。 5. 宇宙红移现象的发现是宇宙学上的一个里程碑。这个证据让科学家们不仅能够证明宇宙正在扩张，而且还能够确定宇宙扩张的速度和方向。这个证据还支持了宇宙大爆炸理论，即宇宙起源于一个极端高温、高密度的状态，然后通过扩张不断演化。
6. 宇宙红移现象也引发了一些问题和探讨。例如，如果宇宙正在以加速的速度膨胀，那么有可能存在一种称为“暗能量”的神秘力量在推动宇宙的加速膨胀。此外，宇宙红移现象还可以用来测量宇宙中最遥远的天体的距离和年龄，从而推断出宇宙的形态和演化历史。
7. 最近，由欧洲空间局（ESA）发射的行星探测器赫尔希·格雷泽号（Herschel Space Observatory）证实了宇宙膨胀的速度比以前预计的要快。这个发现将进一步推动我们对宇宙扩张和演化的理解和研究。 8. 总的来说，宇宙红移现象是宇宙学领域中的关键发现之一。这个证据不仅支持了宇宙膨胀和宇宙大爆炸理论，还引发了一系列有趣的问题和探讨。随着新技术和新观测的出现，我们相信宇宙的奥秘将会逐渐揭开。
认识耀变体耀变体是一种密度极高的高变能量源，被假定为是处于寄主星系中央的超大质量黑洞。
耀变体是目前已观测到的宇宙中最剧烈的天体活动现象之一，并已成为星系天文学的一个重要话题。
耀变体是众多活跃星系中的一种，也被称为活跃星系核（AGN）。
不过，被称为耀变体的星体并非都完全相同，其仍可分为两种：第一种是高变类星体，也被称为光学剧变类星体（为类星体中的一类）；第二种为蝎虎座BL 型天体。
另外还有少量耀变体可能属于“过渡耀变体”类型，即兼具光学剧变类星体和蝎虎座BL型天体的某些特征。
耀变体（blazar）这个词由天文学家埃德·施皮格尔于1978年创造，用以指称上述两类天体的集合。
耀变体是一种相对论性喷流（在大概方向上）指向地球的活跃星系核。
因此，对其进行观测的我们通常处于喷流的“下游”。
这也说明了这两种耀变体的高变性和高密度的特征。
许多耀变体甚至在喷流的数个秒差距内出现超光速运动现象，这可能是由相对论性冲击波造成的。
此外，如引力透镜效应等替代模型则可解释少量与耀变体一般特征不符的观测结果。
耀变体和其他活跃星系核一样，都以物质落入位于寄主星系中央的超大质量黑洞同时产生能量作为其能量的最终产生机制。
在引力的作用下，黑洞周围的气体、尘埃，有时还包括星体朝黑洞下落，由于具有角动量，物质形成了一个围绕黑洞的炙热的吸积盘，并进入黑洞。
在此过程中，产生了大量的以光子、电子、正电子和其它基本粒子形态存在的能量。
这个作用区域十分狭小，大约只有10−3秒差距大小。
此外，在黑洞周围数个秒差距的范围内还会形成一个庞大的不透光圆环，在这个该密度的区域内包含着炙热的气体。
这些“云”从更靠近黑洞的区域中吸收能量，并再次辐射出去。
在地球上则可以通过耀变体电磁波谱范围内的谱线探知这些“云”。
与吸积盘面相垂直的则是一对从活跃星系核中喷射而出的、携带高能量的相对论性喷流。
这对喷流受到了来自吸积盘和吸积环的强大磁场和强烈辐射风的共同作用，得以保持很好的方向性。
天体物理学中的宇宙再电离：探索宇宙再电离的历史、物理过程与对宇宙演化的影响摘要宇宙再电离是宇宙演化史上的关键阶段，标志着宇宙从黑暗时代过渡到充满光明的时代。
本文深入探讨宇宙再电离的历史背景、物理过程及其对宇宙演化的深远影响。
通过分析宇宙微波背景辐射、类星体吸收谱和高红移星系等观测证据，结合理论模型和数值模拟，本文旨在揭示宇宙再电离的发生时间、持续时间、能量来源以及对后续结构形成的影响。
引言宇宙在大爆炸后约38万年时，由于温度降低，自由电子和质子结合形成中性氢原子，宇宙进入了一个被称为“黑暗时代”的时期。
然而，观测表明，在宇宙年龄约10亿年时，宇宙中的中性氢原子再次被电离，这个过程被称为“宇宙再电离”。
宇宙再电离不仅是宇宙演化史上的重要转折点，也为研究早期宇宙和星系形成提供了宝贵线索。
宇宙再电离的历史背景宇宙再电离的发生时间和持续时间是研究热点。
目前普遍认为，再电离发生在宇宙年龄约1.5亿年至10亿年之间，但具体细节仍存在争议。
观测证据表明，再电离是一个渐进的过程，可能经历了多个阶段。
早期，可能由第一代恒星产生的紫外辐射引发了局部的再电离。
随着星系形成的加速，再电离过程逐渐扩展到整个宇宙。
宇宙再电离的物理过程宇宙再电离的物理过程主要涉及以下几个方面：1. 电离源：宇宙再电离的能量来源可能是第一代恒星、星系和类星体。
这些天体发出的高能紫外光子可以电离周围的中性氢原子。
2. 电离过程：高能光子与中性氢原子相互作用，将电子从原子核中剥离出来，形成自由电子和质子。
3. 再复合：自由电子和质子可以重新结合形成中性氢原子，这个过程被称为再复合。
再电离和再复合过程相互竞争，决定了宇宙中电离氢和中性氢的比例。
4. 光子传播：电离光子在宇宙中传播时，会受到中性氢的吸收和散射。
随着宇宙膨胀，光子的能量逐渐降低，电离能力减弱。
宇宙再电离的观测证据1. 宇宙微波背景辐射（CMB）：CMB的偏振信号对宇宙再电离非常敏感。
通过测量CMB的偏振谱，可以推断出再电离发生的红移范围和持续时间。
红移探测宇宙膨胀宇宙，是人类探索的无尽星空，是我们生存在其中的浩瀚宇宙。
而宇宙的膨胀，是一个让人类感到无比神秘和充满探索欲望的课题。
在宇宙学领域，红移是一种重要的现象，通过红移的探测，科学家们揭示了宇宙膨胀的奥秘。
本文将深入探讨红移探测宇宙膨胀的原理、方法以及对宇宙学的重要意义。
### 红移现象的原理红移现象是宇宙学中的一个重要现象，它是指天体光谱中的谱线向长波段移动的现象。
在宇宙学中，红移现象通常用z值来表示，z值越大表示天体距离地球越远，宇宙膨胀得越快。
红移现象的原理可以通过多普勒效应来解释，当一个天体远离地球时，其发出的光波被拉长，波长变长，频率变低，光谱向红端移动，即出现红移现象。
### 红移的探测方法红移作为宇宙学研究中的重要参数，其探测方法也多种多样。
其中，最常用的方法是通过天体光谱的观测来测量红移值。
天体的光谱中包含丰富的信息，通过观测天体的光谱，可以测量出天体的红移值，从而推断出天体距离地球的远近和宇宙的膨胀速度。
除了光谱观测外，天体的表面亮度、星系团的形态、宇宙微波背景辐射等也可以用来探测红移现象。
### 红移对宇宙学的重要意义红移作为宇宙学研究中的重要参数，对于理解宇宙的膨胀和演化过程具有重要意义。
通过红移的测量，科学家们揭示了宇宙的膨胀速度和加速度，证实了宇宙膨胀的事实。
红移还可以帮助科学家们研究宇宙的结构、形态和组成，探索宇宙的起源和命运。
此外，红移还可以用来测量宇宙的年龄、大小和形状，为宇宙学研究提供重要的参考数据。
### 结语红移作为宇宙学研究中的重要现象，通过其探测可以揭示宇宙膨胀的奥秘，为人类理解宇宙的起源和演化提供重要线索。
随着科学技术的不断进步，相信红移探测将为人类揭开更多宇宙的奥秘，让我们更加深入地探索宇宙的无限魅力。
愿人类永远保持对宇宙的好奇与探索精神，探寻宇宙的奥秘，探索宇宙的未来。
红移对星系光谱的影响分析星系光谱是天文学中的重要研究对象，通过分析光谱中的特征可以揭示星系的性质、演化和宇宙的结构。
红移作为一种天文现象，广泛存在于观测到的星系光谱中，并对光谱产生影响，进而为天文学家提供了一种探索宇宙的重要手段。
本文将分析红移对星系光谱的影响，并探讨其在天文学研究中的应用。
首先，我们需了解红移的概念。
红移，指的是光源相对于观测者运动时，其发出的光波长发生变长的现象。
这是由于达到观测者的光被星系的运动所拉伸，使紫外线和可见光的波长变长，从而导致观测到的光谱整体向红端移动。
红移现象是宇宙膨胀的结果，证实了宇宙的扩张理论。
在星系光谱的分析中，红移具有重要的意义。
首先，红移可以提供星系的距离信息。
根据宇宙膨胀理论和恒星光谱的特征，我们可以通过红移的量化来确定星系相对于我们的距离。
这为天文学家研究宇宙的尺度结构和演化提供了基础。
通过红移的分析，我们可以了解星系之间的相对位置、聚集程度和宇宙的大尺度结构。
其次，红移对星系光谱中特征线的位置和形状产生明显影响。
在光谱中，吸收线和发射线是对星系物理性质的重要指示。
通过分析这些特征线的波长和强度，我们可以推断出星系中的恒星类型、温度、金属丰度等信息。
然而，红移引起的光谱红移现象使得原本在可见光范围内的吸收线和发射线移向红端，甚至超出可见光范围。
这使得天文学家需要通过观测红移修正后的特征线，进一步还原星系真实的光学特性。
此外，红移还对星系光谱中的连续谱产生影响。
连续谱是星系光谱中未分辨的连续、光滑的光谱。
然而，红移的存在使得连续谱在观测时出现不规则弯曲和波峰波谷的现象。
这些红移引起的特征使连续谱的形状难以解读，给光谱分析带来了一定难度。
因此，天文学家常常需要通过红移修正和模型计算，来还原星系连续谱的形态。
除了对星系光谱的影响，红移还在天文学研究中扮演了关键的角色。
通过红移分析，天文学家可以推断宇宙的演化历史、恒星生成和宇宙大尺度结构形成的时间点。
红移还为宇宙学研究提供了证据和测试手段，比如红移巡天项目。
宇宙中最神秘的天体——类星体(二)：寻找类星体何香涛【摘要】利用第二次世界大战中的无线电技术,射电天文学在战后得以蓬勃发展.1963年,通过证认3C射电源表,发现了类星体.类星体在各电磁波段都有辐射,因此有多种方法可以寻找类星体.作者利用无缝光谱方法,找到第一颗中国人的类星体,并首次使用美国的海耳5m望远镜.【期刊名称】《自然杂志》【年(卷),期】2015(037)003【总页数】6页(P215-220)【关键词】类星体;海耳5m望远镜;无缝光谱方法【作者】何香涛【作者单位】北京师范大学天文系,北京100875【正文语种】中文美国著名的贝尔实验室是一家从事电话和通信业务的公司，为了提高自己公司的技术水平，雇用了很多高科技人才，进行了大量的探索性实验。
这些实验成果，不仅产生了巨大的商业利益，更造就了许多顶尖的自然科学成果，而射电天文学尤其突出。
1931年，在贝尔实验室工作的无线电工程师卡尔•央斯基(Karl Guthe Jansky)(图1)，用可移动天线寻找越洋电话的干扰源(他刚开辟了跨大西洋的长途电话)想搜寻有哪些外界干扰因素影响通信。
他惊奇地发现，除了雷电干扰之外，还有一个固定的噪音源，这个干扰信号每天来一次。
这里的“每天”不是24 h，而是23 h 56 min 04 s。
比平常的一天短了约4 min，说明这个干扰源不是来自太阳系，而是来自银河系。
因为地球的自转周期，相对于太阳是24 h，相对于银河系正好是23 h 56 min 04 s。
反复测量证实，这个干扰信号来自银河系，而且是银河系的中心方向。
1932年，央斯基发表文章，断言这是来自银河系中心的宇宙射电辐射，从此，射电天文学宣告诞生。
央斯基的发现在当时并没有引起人们的关注。
过了若干年后，雷伯——也是一位无线电工程师——制造了一架抛物面天线，用近十年的时间对天空中的无线电辐射进行巡天式的观测，并绘出全天射电源的等强度线，射电天文学才真正发展起来。
高红移类星体Further positive contour levels increase by a factor of 2 ,The lowest contours are drawn at±0.45 mJy beam−The Gaussian restoring beam is 4.87 mas ×3.98 mas with major axis position angle PA=7.◦ 2.命名为J1427 + 3312的类星体是2008年之前已知的最高红移的类星体（Z=6.12），当时已知的排名第二的是命名为J0836 + 0054的类星体，红移Z = 5.77。
J1427 + 3312在2007年3月11日和2007年3月3日由欧洲EVN组织利用VLBI技术分别观测到了1.6GHz和5GHz的频率。
在1.6GHz它显示为双层结构。
J1427385 + 331241是由McGreer等人鉴定的。
其无线电光谱为陡谱。
人们观察这些最高红移的类星体是因为他们能提供宇宙最早的超大质量增长的黑洞，人们称之为“灯塔”，照亮了观察者的空间。
但是目前的高红移类星体（Z> 6）存在非常少。
该图是1.6GHz的J1427+3312 VLBI图像，显示了在1.6GHz的双层结构。
最低等高线为±50μJY/束，比正常的等高线水平增加了√2，峰值亮度为460μJY /束。
高斯恢复束为6.2mas ×5.0mas，轴角为29°。
恢复束显示在左下角的椭圆。
所使用的参考校准源是J1422+3223，该位置的不确定性是0.49 MAS。
该图是5GHz的J1427+3312VLBI图像。
最低等高线为±50μJY/束，比正常的等高线水平增加了√2，峰值亮度为167μJY /束。
高斯恢复束为2.5mas×1.6mas，轴角为10°。
恢复束显示在左下角的椭圆。
在对J1427+3312进行观测研究时，欧洲VLBI网（EVN）的各国的天线进行了七小时的观察，其中包括德国、南非、英国、意大利、波兰、瑞典、荷兰、中国等，从而为观察提供了详细的数据，以及对数据的出来，记录的数据在荷兰的联合研究所 (JIVE)进行相关。
第二高红移类星体是J0836 + 0054，红移z = 5.77。
Frey等人在2003年和2005年也与EVN观测了频率在1.6GHz和5GHz的VLBI图像，很明显它的无线电光谱也是陡峭。
人们推测，这两个类星体是众所周知的千兆赫兹峰值能谱（Gigahert Peak Spectrum,GPS)源和致密徒谱（Compact Steep Spectrum，CSS），事实上GPS和CSS的无线电光谱也是陡谱。
高红移类星体J0836 + 0054是2003年之前发现的最遥远无线电类星体，利用ＶＬＢＩ技术天文学家在2003年１１月４日发现了５GHz频率源，与VLA共同观测从而确定了J0836 + 0054的天体位置，其不确定性为２ＭＡＳ。
该天体的得到是欧洲EVN 在世界各地的观测点包括在Effelsberg（德国），哈特比斯特胡克（南非），MEDICINA（意大利），南山（中国），诺托（意大利），Onsala（瑞典），佘山（中国）和韦斯特博克（荷兰）等地进行了7.5个小时的观测，在荷兰的联合研究所 (JIVE)进行相关。
该类星体采用利用J0836 + 0052作为相位参考校准器，由ICRF和VLBA测得的不确定性分别为0.7 MAS和1.3 MAS。
J0836+0052在5-GHz的VLBI图像。
最低等高线为±0.3μJY/束，比正常的等高线增加了2。
峰值亮度为218 MJY/束。
高斯恢复束为8.0mas×5.7mas，轴角为71°。
恢复束显示在左下角的椭圆。
J0836+0052在1.6-GHz的VLBI图像。
最低等高线为±0.25MJY/束。
比正常的等高线增加了√2，峰值亮度为1.418 MJY/束。
Eddington认为在没有被引力透镜作用的情况下J0836 + 0054中央黑洞的的质量估计为M =4.8×109M⊙，但显然被重力透镜化，这将导致被１０倍或者更高倍率的过高估计它的黑洞质量。
引力透镜：是由于引力场源对位于其后的某个天体发出电磁辐射所产生的汇聚和多重成像效应。
因为类似于凸透镜的汇聚效应，所以命名为引力透镜。
引力透镜效应是爱因斯坦的广义相对论所预言的一种现象，由于失控在大质量的天体附近会发生畸变，会使光线在大质量天体附近产生弯曲。
如果大质量天体存在观测者到光源之间，则光源的两侧会形成两个像，就像一面透镜存在观测者和天体之间，这种现象称之为引力透镜效应。
（注）高红移AGN星体射电源SDSS J102623.61 + 254259.5（J1026 + 2542）是目前已知的最遥远的高红移最明亮AGN星体之一，其红移z=5.3,研究其星体的人员在2006年利用双频观测到了1.7GHz 的图像，并在2013年利用欧洲VLBI网（EVN）重新观测了5GHz和1.71.7GHz的图像。
这是当时发现的Z> 5的blazar天体。
最新的VLBI图片显示其核心温度为2.3×1012 K。
Blazar天体属于活动星系核（AGN），分为BLLAC和FSRQ。
已知的blazar天体的数量在逐年上升，然而在高红移（Z> 5）的数量仍然很少。
在J1026 + 2542发现之前，已知的最遥远的是Romani等人在2004年发现的J0906 + 6930（z = 5.47），第二个就在2012和2013年Sbarrato等人发现的J1026 + 2542（z = 5.266），最近，人们认为被Frey等人发现的J1146 + 4037（Z = 5.01）也属于blazar天体。
这是目前已知的所有三个红移Z> 5的高红移blazar天体。
SDSS J102623.61 + 254259.5（J1026 + 2542），在2012年被Sbarrato根据它的光谱能量分布和X射线光谱，确定为第二遥远的blazar天体。
它的中央黑洞的质量被估计为（2 - 5）×109M⊙，喷流的洛伦兹因子Γ=14。
在2013年Sbarrato等人利用核光谱望远镜阵列（Nuclear Spectroscopic Telescope Array,NuSTAR）加强了数据Γ≈13。
最新的VLBI数据观测是在2013年5月28日观测的5GHz及2013年6月4日观察的1.7GHZ的数据，利用欧洲VLBI网（EVN），相比于早期Helmboldt 等人在2007年利用美国VLBI网进行的观测实践跨度为2677天（7.33年）。
J1026 + 25425GHz在2013年5月28日的观测使用了EVN在全球十四个射电望远镜包括Effelsberg（德国），Jodrell（英国），MEDICINA，诺托（意大利），Onsala（瑞典），Toru'n（波兰），Yebes（西班牙），Badary，Svetloe，Zelechukskaya（俄罗斯），Hartebeesthoek （南非），佘山，乌鲁木齐（中国），以及WSRT(荷兰）等地，项目编号为EF024A。
与此同时，对频率1.7GHz的观测在同时进行，项目编号为EF024B，除了 Yebes其他十三地的射电望远镜参与了此次观测。
数据的相关皆是在荷兰的联合研究所进行的。
J1026 + 2542在1.7GHz的EVN图像。
最低等高线为±0.45 MJ/束，比正常的等高线水平提高了2，峰值亮度为57.4 MJY/束。
高斯恢复束为4.87mas×3.98mas，轴角为7.2°。
恢复束（FWHM）显示在左下角。
J1026 + 2542在5GHz的EVN图像。
最低等高线为±0.32 MJY/束，比正常的等高线增加了2，峰值亮度为21.7 MJY/束，高斯恢复束为1.74mas×1.25mas，轴角为0.1°。
高红移类星体类星体的高红移可以用于观测早期活动星系核(AGN)的产生和活动，以及其中心超大质量（高达109M⊙）的黑洞。
目前已知的红移Z> 5.7的类星体大约有６０多个，但是只有三个在１．４ＧＨＺ频段进行了无线电检测，其中1429 + 5447（Z = 6.21）是目前已知的最高红移射电类星体，另外两个分别为，J0836 + 0054（Z = 5.77）和J1427 + 3312（Z = 6.12）。
在2010年6月8日利用欧洲VLBI（EVN）进行了J1429 + 5447 1.6GHz的VLBI成像观测，并与2010年5月27日进行了J1429 + 5447 5GHz的VLBI成像观测。
根据观察的无线电性能，J1429 + 5447的结构和陡谱类似于J0836 + 0054以及J1427 + 3312。
J1429+5447利用EVN在2010年5月27日进行了5GHz频率的观测，并在2010年6月8日观测了1.6GHz。
5GHz观测参加的洲际射电望远镜有十一个，包括Effelsberg（德国），Jodrell Bank Lovell & Mk2 telescopes（英国），MEDICINA（意大利），Toru'n（波兰），Onsala（瑞典），佘山，南山（中国），Badary，Zelenchukskaya（俄罗斯），和韦斯特博克综合孔径射电望远镜（WSRT，荷兰）。
以上的所有射电望远镜除了Mk2 telescopes（英国）都参加了1.6GHz的观测。
VLBI数据记录在EVN的数据处理器，在荷兰的联合研究所进行相关。
J1429+5447在1.6GHz的EVN观测图像，最低的等高线在±70μJY /束，比正常的等高线水平提高了2。
峰值的亮度是2.32 MJY/束。
高斯恢复束为9.0mas×3.7mas，轴角为13°。
恢复束（半宽全高，FWHM）显示在左下角的椭圆。
J1429+5447在5GHz的EVN观测图像。
最低的等高线在±50μJY /束，比正常的等高线水平提高了2，峰值亮度为0.67 MJY/束，高斯恢复束为2.8mas×1.2mas，轴角为9°。
恢复束（FWHM）显示在左下角的一个椭圆。
