Study of the scientific potential of a three 40 cm Telescopes Interferometer at Dome C
最近的现场测试（请参阅：http：//www-luan.unice.fr/Concordiastro/indexantartic.html）表明，如果能找到一些与表面大气层有关的解决办法，南极洲的Dome C可能具有进行恒星干涉测量的很大潜力，可以设想一个演示干涉仪，以充分鉴定该地点，并为今后发展大型阵列做好准备。我们分析了一个原型干涉仪的圆顶C的性能与3望远镜的40厘米直径。它假设经典的迈克尔逊复合。考虑了在C穹顶测量的最新大气和环境条件（见K。Agabi“First whole atmosphere night-time seeing measurements at Dome C，Antarctica”）。我们还研究了可能的科学达到这样一个演示。特别是，我们评估，即使这样的小孔径干涉仪可以允许最有利的飞马座行星的检测和低分辨率光谱。
2006-06-15 astro-ph
First images on the sky from a hyper telescope
我们展示了用一个微型的“致密光瞳成像干涉仪”（也称为超望远镜）获得的恒星图像。这种图像的形成违反了“成像干涉仪的黄金法则”，该法则似乎禁止使用不同于斐索干涉仪的干涉仪装置。当子孔径间距比它们的尺寸宽得多时，由于通过子孔径的衍射，这些产生无用的图像。超级望远镜的布置解决了这些问题，为太空中的数千米成像阵列开辟了道路。我们实验获得的强度增益为24 +- 3X时，一个致密的光瞳干涉仪相比，一个等效的Fizeau型干涉仪，并显示图像的双星阿尔法宝石。初步结果证实了直接获得高分辨率和高动态范围的图像在重组焦平面的大型干涉仪，如果使用足够的元素的可能性。
2000-09-28 astro-ph
Optical Intensity Interferometry with Atmospheric Cherenkov Telescope Arrays
在20世纪70年代，纳拉布里强度干涉仪被用来测量32颗恒星的直径，其中一些小到0.4毫弧秒（mas）。该干涉仪由一对6.5米望远镜组成，光学相对粗糙，类似于目前使用的大气切伦科夫望远镜（ACT）。我们探讨了在ACT阵列上实现现代强度干涉仪的可能性。快速数字信号处理技术的发展现在使得这样的系统相对容易实现，并提供改进的灵敏度。允许在短波长（<400 nm）下进行测量，具有长基线（> 100 m），这对于迈克耳孙干涉仪来说仍然是具有挑战性的，目前的ACT阵列可以用于探测小至~0.2mas的角结构，并且已经讨论了更小的大阵列项目。这将提供恒星直径、双星系统、星周环境和可能的恒星表面特征的测量。ACT阵列可在明月期间用作强度干涉仪，以很少的费用提供宝贵的科学产出，而且不影响伽马射线观测时间表。
2006-08-17 astro-ph
Performance of a speckle interferometer
已研制出一套干涉仪系统，供位于卡瓦卢尔瓦伊努·巴普天文台的2.34米瓦伊努·巴普望远镜使用，以获得可见光波段天体的散斑图。本文讨论了用相位调制屏对点光源产生的光强分布的实验室测试，以及用这种干涉仪在上述望远镜的卡塞格伦端获得的图象。
1999-10-28 astro-ph
Cosmology with the Very Large Telescope Interferometer using a space based astrometric reference frame
使用大型干涉望远镜的宇宙学是一个内容丰富且尚未探索的课题，涉及三种类型的测量：绝对距离和自行的天体测量，相对自行的色散和图像。地面干涉仪可以有巨大的孔径，这是微弱的宇宙学目标所必需的。但是，它们仅限于等晕斑内的天体测量，因此也仅限于相对位置，而相对位置对于视差和自行几乎没有用处，因为参考星有未知的视差和巨大的（500 μarcsec）未知运动。我们建议，空间任务应该测量全球天体测量的视差和自行的（V > 16）参考星内的等晕补丁的重要宇宙和银河系的目标。然后，地面干涉仪可以测量与这些参考星相关的绝对距离（视差）和10 μarcsec的自行。但是宇宙学观测在技术上延伸了VLTI。为了观察少数最好的目标，我们需要能够在大部分天空中测量< 10 μarcsec的位置。由于天然导星相距太远或太暗，因此需要激光导星来校正8米单位望远镜的波前，并且条纹跟踪系统必须具有极高的吞吐量才能对重要目标附近最亮的恒星（V > 16）进行工作。大多数科学是在1 - 2微米，在那里优秀的自适应光学将需要对8米望远镜。
1997-01-26 astro-ph
Multi-wavelength observations of the red giant R Doradus with the MAPPIT interferometer
我们目前的可见度测量附近的米拉星R剑鱼座采取了广泛的波长范围（650-990 nm）。这些观测是使用MAPPIT（掩模孔径平面干涉望远镜）进行的，这是一种在3.9米英澳望远镜上运行的干涉仪。我们使用狭缝来遮蔽望远镜的孔径，并使用棱镜来分散干涉图样的波长。我们观察到在R D或强烈的可见度下降的TiO吸收带内。结果与理论基本一致，但在细节上有所不同，这表明需要进一步的工作来完善理论模型。
2000-11-29 astro-ph
Coincidence analysis to search for inspiraling compact binaries
本文讨论了利用两个激光干涉仪引力波探测器的观测数据，用符合分析的方法寻找螺旋型致密双星中的引力波。我们检查允许的差异波的参数估计每个检测器，以获得良好的检测效率。我们还讨论了一种方法来设置一个上限的事件发生率从符合分析的结果。为了验证上述方法，我们将这些方法应用于2001年期间TAMA 300和LISM探测器的实际数据进行了符合分析。我们表明，假事件率显着降低的重合分析，而不会失去真正的事件非常。文中还给出了试验分析结果。
2003-07-01 astro-ph gr-qc
Conceptual design of a phase shifting telescope-interferometer
本文论述了移相望远镜干涉仪的理论原理和光学设计。望远镜干涉仪（Telescope-Interferometer，T-I）是一种新型的波前误差（WFE）检测技术，其基本思想是将望远镜的主光瞳与第二个离轴参考臂相结合，然后在焦平面上产生一个弱调制的点扩散函数（PSF），从而实现直接相位测量。我们提出了一个显着的改进的方法，从相移干涉术的经典原理的启发。本文介绍了这种替代方法的原理及其可达到的测量精度。该技术显示出高性能，除了位于瞳孔边界附近的狭窄区域。它既适用于地面望远镜，也适用于空间望远镜，并适合于分段镜的同相，这对于未来的巨型望远镜项目至关重要。
2005-11-28 astro-ph astro-ph.IM physics.optics
Resolving gravitational microlensing events with long-baseline optical interferometry. Prospects for the ESO Very Large Telescope Interferometer
到目前为止，对观测到的微透镜现象的详细解释一直受到这样一个事实的影响，即该现象的物理参数不能从现有的天文测量中唯一确定，即光度学光变曲线。随着长基线、灵敏光学干涉仪的出现，这种情况在不久的将来将会改变，这种干涉仪应当能够将带透镜物体的图像分解成其组成部分。为此，有必要在具有典型星等K $\ga 12$的源上实现毫角秒分辨率。事实上，迄今为止，微透镜观测从未观测到更亮的事件。我们讨论了一般使用长基线干涉测量技术所带来的可能性，特别是对于这样的设施之一，即ESO VLT干涉仪，它将获得所需的性能。我们讨论了这种测量的预期精度和限制幅度。OGLE实验检测到的事件的数据库的基础上，我们估计的微透镜，可用于测量的VLTI的数量。我们发现，每年至少可以观察到几十个事件。结合光度数据，我们测量微透镜图像之间的角间距的能力将能够直接和明确地确定它们的质量和位置。
2001-08-10 astro-ph
Radio Frequency Interference Mitigation for Detection of Extended Sources with an Interferometer
射频干扰（RFI）是当前和未来射电望远镜面临的一个重要问题。在这里，我们描述了一种方法后相关取消RFI的特殊情况下观察到的扩展源的干涉仪，空间上解决了天文信号。在这种情况下，天文信号通过每个天线的自相关来检测，但不存在于天线之间的互相关中。我们假设RFI在自相关和互相关中都被检测到，这在许多情况下都是正确的。大量的互相关可以提供非常高的干扰噪声比参考信号，其可以自适应地从自相关信号中减去。残留信号不受显著水平的干扰。我们讨论了这种技术在艾伦望远镜阵列探测星际氘自旋翻转跃迁中的应用。该技术还可能用于再电离实验时代以及单碟望远镜上的多光束馈送。
2004-12-01 astro-ph
All Sky Doppler Extrasolar Planet Surveys with a Multi-object Dispersed Fixed-delay Interferometer
我们建议使用一个高通量和高精度的多目标分散的固定延迟干涉仪的所有天空多普勒调查的太阳系外行星。这种仪器是固定延迟干涉仪与中等分辨率光谱仪的组合，与目前的中阶梯光栅光谱仪完全不同。多普勒RV是通过监测恒星吸收谱线在宽波段上的干涉条纹位移来测量的。将这种多目标仪器与宽视场望远镜（几度，如Sloan和WIYN）和紫外线，可见光和近红外探测器相结合，将允许同时获得数百个恒星边缘光谱用于搜索行星。RV测量速度比阶梯光栅测量速度提高2个数量级以上。2001年，在Hobby-Eberly 9米和Palomar 5米望远镜上观测到了一个原型分散固定延迟干涉仪，并用Aldebaran证明了光噪声限制的多普勒精度。2002年在KPNO 2.1m望远镜上对一颗RV稳定星eta Cas（V = 3.5）进行了观测，得到了其短期多普勒精度约为3 m/s，并得到了51 Peg的RV曲线。（V = 5.5），证实了以前的行星探测与独立的RV技术。在1.5弧秒视宁度条件下，包括天空、望远镜和光纤传输损耗、仪器和碘传输损耗以及探测器量子效率在内的总探测效率为3.4%，与所有用于行星探测的中阶梯光谱仪相当。
2002-12-11 astro-ph
The Wide-Field Imaging Interferometry Testbed I: Purpose, Testbed Design, Data, and Synthesis Algorithms
宽视场成像干涉测量试验台（WIIT）旨在验证、试验和改进光学/红外干涉仪的宽视场拼接成像技术。在这里，我们提供的动机WIIT，目前的试验台设计，并描述了算法，可用于减少从空间和光谱的迈克耳孙干涉仪的数据。传统的单检测器迈克耳孙干涉仪在中心波长λ处以窄带宽工作，其视场限于单个望远镜孔径的主光束，或~ λ/d弧度，其中d是望远镜直径。这样的场对于许多应用来说太小;人们常常希望对扩展源成像。我们正在开发和测试类似于毫米和射电天文学中使用的镶嵌方法的技术，但适用于光学/IR迈克耳孙干涉仪，其中光束组合在光瞳平面中完成。放置在干涉仪的图像平面中的Npix x Npix阵列检测器用于同时记录来自许多相邻望远镜视场的条纹图案，有效地将视场尺寸乘以Npix/2，其中因子2允许奈奎斯特采样。这种技术对于空间红外干涉望远镜（SPIRIT）和宇宙结构演化亚毫米探测器（SPECS）等干涉空间观测站特别有价值。SPIRIT和SPECS的设计目的是提供灵敏的、高角分辨率的远红外/亚毫米观测，观测直径为几角分的区域，并提供与哈勃太空望远镜、下一代太空望远镜和阿塔卡马大型毫米波阵列所提供的宇宙视图互补的宇宙视图。
2002-09-30 astro-ph
An analysis of stellar interferometers as wavefront sensors
本文介绍了一种新的方法的基本原理和理论关系，该方法可以用来恢复地面或空间望远镜在主光瞳与第二偏心参考光臂结合时的波前误差（WFE）。然后，通过各种数值模拟，估计了这种“望远镜-干涉仪”的测量精度。除了在望远镜光瞳边缘附近的有限区域之外，显示出高性能。特别是，它允许直接相位评估（从而避免使用一阶或二阶导数），这对于未来巨型望远镜项目中分段镜的共相位特别感兴趣。最后，我们定义了有用的实用域的方法，这似乎是更好地适合于定期诊断的空间或地面的望远镜，或实时的科学观测，在一些非常特殊的情况下（例如，在太阳系外行星搜索仪器的中心恒星）。
2005-10-25 astro-ph astro-ph.IM physics.optics
The potential for intensity interferometry with gamma-ray telescope arrays
强度干涉法利用量子光学效应来测量具有极小角度尺度的物体。第一个使用这种技术的实验是Narrabri强度干涉仪，它在20世纪70年代成功地用于测量32颗恒星的光学波长直径;有些小到0.4毫弧秒。与迈克耳孙干涉仪相比，这种技术的优点在于，它只需要相对粗糙但较大的光收集器，并配备有快速（纳秒）光子探测器。地面伽马射线望远镜阵列具有类似的规格，其中一些观测站目前正在世界各地运行，并计划在未来进行更广泛的安装。这些未来的仪器（CTA，AGIS，2015年完成）将配备30-90个望远镜，提供400-4000个不同的基线，长度在50米到1公里之间。用这样的望远镜阵列进行强度干涉测量，在极限视星等~8.5时，其分辨率达到$50 μ$ -角秒。相位信息可以从具有相位闭合的干涉测量中提取，从而允许图像重建。这项技术开辟了广泛的研究的可能性，其中包括探测恒星表面活动和动态AU尺度的恒星在各个关键的演化阶段的星周环境。在这里，我们专注于天体物理潜力的强度干涉仪利用计划中的新的伽马射线仪器。
2007-10-01 astro-ph
First Surface-resolved Results with the IOTA Imaging Interferometer: Detection of Asymmetries in AGB stars
我们已经测量了约29%的我们的样本的56个附近的渐近巨星分支（AGB）的恒星，使用3望远镜红外光学望远镜阵列（IOTA）干涉仪在近红外波长（H波段）和角分辨率在5-10毫角秒的范围内。这些非零的闭合相位只能由目标星或其周围的不对称亮度分布产生。我们讨论这些结果是如何获得的，以及它们如何可能被解释的结构或附近的目标恒星。我们还报告了测量的角度大小，并假设大多数米拉星将显示可检测的不对称性，如果观察到足够的角分辨率。
2006-07-07 astro-ph
The potential of near-infrared high-resolution studies on the field of galaxies in the young universe
到目前为止，高分辨率技术一方面提供明亮的附近物体的形态信息。另一方面，具有大收集面积的望远镜使我们能够探测非常微弱和遥远的物体，但不能获得足够的空间分辨率进行详细的形态研究。目前，大型光学和红外干涉仪，如凯克干涉仪，甚大望远镜干涉仪（VLTI）和大型双目望远镜干涉仪（LBTI）的建设正在进行中。这些仪器将同时提供比现有仪器更大的收集面积和更高的空间分辨率。因此，它们可能第一次能够以绝对空间分辨率对年轻宇宙中的星系进行近红外研究，而今天只能对最近的星系进行这种研究。利用最近在附近星系的高分辨率研究领域的结果，给出了一个粗略的想法，什么可能是预期的观察。即将到来的干涉仪的概念进行了审查和技术方面，是必不可少的观测遥远的银河系中心进行了讨论。展望哪些观测任务可以解决这些仪器，以及如何的结果将增加我们在星系和宇宙的演化领域的知识。
2001-10-30 astro-ph
Fabry-Perot observations at the 6m telescope
本文介绍了6米望远镜法布里-珀罗干涉仪（IFP）观测的现状。概述了在IFP模式下用新的缩焦器SCORPIO获得的数据的减少。
2002-02-09 astro-ph
Near-infrared wavefront sensing for the VLT interferometer
超大型望远镜干涉仪（VLTI）在其当前的工作状态下配备了工作在可见光谱的高阶自适应光学（MACAO）。低阶近红外波前传感器（IRIS）可用于测量高阶变形镜下游的非共路倾斜像差。对于下一代VLTI仪器，特别是指定的重力仪器，我们已经研究了四通道高阶近红外波前传感器的各种设计。我们研究的特定目标是结合标准波前传感系统的近红外探测器的规格。在本文中，我们提出了初步设计的Shack-Hartmann波前传感器工作在近红外波长范围内，这是能够同时测量四个望远镜的波前。我们进一步介绍了我们的设计研究，其目的是提供第一个工具的概念重力的结果。
2008-08-12 astro-ph
Spatial and velocity coincidence of 4765- and 1720-MHz OH masers in two star-forming regions Cep A and W75N
我们提出了第一个地图的4765兆赫OH脉泽在两个恒星形成区仙王座A和W75 N，与多元无线电链接干涉仪网络。在Cep A中，发射具有大小为40质量的弧形结构，具有明显的速度梯度，并且位于H II区3b的边缘。在8周的时间内，脉泽的强度减小了7倍，但其结构保持稳定。这种结构与Cep A中新映射的1720 MHz脉泽在位置误差内相吻合，并在速度上与之匹配。1720-MHz谱线表现出塞曼分裂，对应于-17.3 mG的磁场强度。在W75 N中，激发的4765 MHz OH脉泽具有45质量的线性结构，具有明确的速度梯度，位于H II区VLA 1的边缘。这种结构与1720兆赫脉泽的位置和速度一致。我们的结论是，在这两个来源的4765-MHz的发射共存与1720-MHz的发射在相同体积的气体。在这种情况下，这些区域的物理条件受到脉泽泵浦模型的严格约束。
2004-05-06 astro-ph
Reduction of CCD observations with scanning Fabry-Perot interferometer
本文介绍了6米望远镜SCORPIO新型缩焦器的法布里-珀罗干涉仪模式下的数据处理算法。主要的注意力集中在测光校正的通道和夜空发射减法，这是特别重要的观测与CCD相比，光子计数器的程序。研究了数据立方体中各种误差源对径向速度测量的影响。给出了利用星系NGC 6951的发射线和球状星团M71的吸收线构造速度场的例子。
2002-11-06 astro-ph
Computer simulations of interferometric imaging with the VLT interferometer and its AMBER instrument
我们目前的计算机模拟干涉成像的甚大望远镜干涉仪（VLTI）的欧洲南方天文台（ESO）和天文多波束干涉仪（AMBER）相位闭合仪器。这些模拟包括通过辐射转移计算对恒星物体进行天体物理建模，模拟从物体到探测器的光传播（通过大气层、望远镜和琥珀色仪器），模拟光子噪声和探测器读出噪声，最后对干涉图进行数据处理。结果表明，能见度误差条与下列观测参数有关：物星与参考星观测视宁度差（Fried参数r_0，object和r_0，ref范围在0.9 m和1.2 m之间），不同的剩余倾斜误差（delta_tt，object和delta_tt，ref的范围在艾里盘直径的0.1%和20%之间）和物体亮度（K_object= 0.7 mag至10.2 mag，K_ref= 0.7 mag）。例如，我们专注于恒星在恒星演化的后期阶段，并研究其关键对象之一，尘埃超巨星IRC+10420，是迅速演变的人类的时间尺度。我们展示了IRC+10420的VLT干涉测量（可见度和相位闭合测量）的计算机模拟与两个和三个辅助望远镜（AT;琥珀色宽场模式，即没有纤维光学空间滤波器），并讨论了可见度的精度是否足以区分不同的理论模型预测。
2001-02-02 astro-ph
Background Light in Potential Sites for the ANTARES Undersea Neutrino Telescope
ANTARES合作进行了一系列{ \em in situ}测量，以研究计划中的海底中微子望远镜的背景光。这种背景可以由$^{40}$ K衰变或生物活性引起。本文报道了在地中海2400~m和2700~m两个水深点的测量结果。用三个光电倍增管测量不同距离处的单个计数率和成对计数管的符合率。背景速率由三个部分组成：一个由$^{40}$ K衰变产生的恒定速率，一个在几个小时的时间尺度上同时在至少40米的距离上变化的连续速率，以及几秒钟长的随机爆发，它们只在一米量级的距离上与时间相关。如果触发器需要附近的光电倍增管之间的重合，那么中微子望远镜的触发率应该会降低到一个可控的水平，而效率只会有很小的损失。
1999-10-08 astro-ph hep-ex
Characteristics of proposed 3 and 4 telescope configurations for Darwin and TPF-I
Darwin和TPF-I飞行任务是基于调零干涉测量法的红外自由飞行干涉仪飞行任务。他们的主要目标是探测和确定其他类地行星的特征，分析它们的大气层组成和维持生命的能力，正如我们所知道的那样。根据干涉仪的响应、区分多个行星特征的能力和星光抑制能力，对3架和4架自由飞行望远镜的若干任务结构进行了评价。新的配置的特点进行了比较，也比前，更复杂的蝴蝶结基线架构，以及评估的基础上，他们的科学能力。
2006-06-29 astro-ph astro-ph.EP astro-ph.IM
