用于未来VLTI仪器的相位闭合图像重建

用于VLTI光谱成像仪的条纹跟踪器

Fringe Tracker for the VLTI Spectro-Imager

在超大望远镜干涉仪（VLTI）上同时组合几个望远镜（从4到8个）将使新一代干涉仪仪器以前所未有的分辨率和效率实现干涉图像合成。VLTI光谱成像仪（VSI）是拟议中的第二代用于甚大望远镜干涉仪的近红外多光束仪器，具有三个波段操作（J、H和K）、高角分辨率（低至1.1毫角秒）和高光谱分辨率。VSI将配备自己的内部条纹跟踪器（FT），该跟踪器将测量和补偿大气扰动对相对光束相位的影响，从而为科学组合器提供稳定和长期的观测条件，最低可达K=13。在其基线配置中，VSI FT旨在从一开始就在六个基线上的六个望远镜的最近邻方案中实现最小冗余组合，从而提供更好的选择，以抑制每个光束上的大强度或相位波动。FT光束组合器的平面几何解决方案被设计为可以容易地扩展到四个或八个望远镜，根据VSI考虑的三个阶段的发展。提出的设计，最小冗余组合和散装光学解决方案的基础上，描述了光机械的概念，性能和关键操作方面。

光学和红外干涉测量

Optical and infrared interferometry

干涉测量技术处于现代天文仪器的最前沿。新一代的仪器要么正在运行，要么接近完成，包括小型望远镜阵列以及“大炮”（VLTI和Keck）。还在规划一些用于探测太阳系外行星的空间干涉仪。我回顾了当前的游戏状态，并描述了该领域的最新发展。

光纤干涉测量：可见度和闭合相位的统计

Fiber optic interferometry: Statistics of visibility and closure phase

用三台或更多望远镜进行干涉测量观测提供了两个观测量：闭合相位信息和可见光测量。当使用单模干涉仪时，必须根据入射波前与光纤之间的耦合现象重新定义这两个观测量。在本文中，我们介绍了所谓的模态可见性和模态闭合相位的估计。然后，我们用自适应光学计算了在部分修正情况下两个观测量的统计量。从这个理论分析，数据约简过程中使用经典的最小二乘最小化的影响。在AMBER仪器的框架下，VLTI的三光束复合器，我们模拟了单个高斯源的观察，我们研究了干涉仪在直径测量方面的性能。我们表明，观察优化，即信噪比（SNR）的直径是最大的，当半高宽（FWHM）的源是大约1/2的干涉仪的平均分辨率。我们最后指出，在用3台望远镜观测的情况下，忽略测量之间的相关性会导致高估SNR的一个因素$\sqrt{2}$。我们推断，在任何情况下，该值都是上限。

恒星形成区和类星体中小尺度天体物理过程的GENIE观测

GENIE observations of small scale astrophysical processes in star forming regions and quasars

VLTI/GENIE配置将使用至少4台VLTI望远镜（如果未来可以使用一台或多台AT望远镜，则可能使用一台或多台AT望远镜）。自适应光学。GENIE实际上可以被认为是一个“智能”的日冕仪，能够以中等的空间分辨率实现高动态范围成像，并对中心亮点源的发射具有高抑制率。然而，这种亮源抑制可能仅提供相当中等的图像质量（由于天空上的几个基线和传递函数）。以这种方式操作，仅有限的图像重建是可能的，因为经典的无线电和毫米波长干涉测量技术不能直接应用于光学干涉仪的输出，因为绝对相位通常不被测量。然而，可见性和闭合相位的测量可能导致图像重建成为可能的情况。本文讨论了系外行星搜索之外是否有可能对天文学产生有益影响的领域。

用光学干涉测量法对恒星模型大气的试验III：NPOI和VINCI对覆盖0.5 - 2.2微米的M0巨伽马Sge的干涉测量

Tests of stellar model atmospheres by optical interferometry III: NPOI and VINCI interferometry of the M0 giant gamma Sge covering 0.5 - 2.2 microns

目的：我们提出了一个比较的视觉和近红外强度轮廓的M0巨大的伽玛射手座平面平行的ATLAS 9以及平面平行和球形PHOENIX模型大气。方法：我们使用先前描述的视觉干涉数据与NPOI在2000年7月获得。我们应用了最近发展起来的相干积分技术，从而获得了比以前更高精度和更多光谱通道的可见度数据。此外，我们采用了新的测量的K-波段直径的γ人马座获得的仪器VINCI在VLTI在2002年。结果如下：球形PHOENIX模型导致Rosseland角直径的精确定义和一致的高精度直径值为我们的NPOI和VLTI/VINCI数据集的Theta_Ross=6.06 pm 0.02 mas，Hipparcos视差对应于R_Ross=55 pm 4 R_sun，热辐射通量对应于有效温度T_eff=3805 pm 55 K。我们的视觉能见度数据接近第一个最小值，并在第二波瓣限制临边变暗的效果，一般是一致的模式大气预测。视觉闭合阶段表现出0和pi之间的平滑过渡。结论：NPOI和VINCI直径值之间的一致性增加了从光学到近红外波长的模型大气预测以及两个干涉测量设施的校准和准确性的置信度。VINCI一致的夜间直径值为给定的不确定性提供了额外的信心。闭合相表明与圆形对称性略有偏差，这可能是由于表面特征，不对称的扩展层或微弱的未知伴星。

干涉测量学导论

Introduction to Interferometry

本教程给出了一个一般性的介绍光学和红外干涉测量，特别是解决两个问题：“我可以使用VLTI观察我最喜欢的对象？”“它会告诉我什么？干涉仪测量的可观测量是条纹可见度和闭合相位，然后可以通过模型拟合或用于重建图像。为了测量条纹，从光源到探测器通过不同的单个孔径的路径长度必须相等。这需要某种形式的条纹跟踪，这限制了可行的观测类型，并对所得图像的复杂性和大小具有重要影响。

光学干涉测量中的相位参考

Phase Referencing in Optical Interferometry

下一代光学干涉测量仪器的目标之一是能够利用包含在可见度相位中的信息来构建高动态范围图像。无线电和光学干涉测量是大气相位破坏的两个极端。虽然在无线电中可以获得科学物体的校准相位，但在光学中目前还不可能。相反，光学干涉测量依赖于闭合相位技术来产生图像。这样的技术仅允许实现适度的动态范围。然而，对于高对比度物体，对于微弱的目标或需要结构细节时，无线电干涉测量中使用的相位参考技术理论上应该在相同数量的望远镜下实现更高的动态范围。我们的方法是不提供证据支持或反对的假设，相位参考成像提供更好的动态范围比关闭相位成像。相反，我们希望探索这种技术的潜力，为未来的光学干涉，也因为图像重建的光学相位参考技术只进行了有限的成功。我们已经产生了模拟的，嘈杂的，复杂的能见度数据，类似于无线电干涉仪中产生的信号，使用VLTI作为模板。我们使用AIPS IMAGR中包含的放射性图像重建算法（CLEAN算法）进行图像重建。我们的研究结果表明，图像重建是成功的，在我们的大多数科学案例中，产生的图像在K波段的分辨率为4毫弧秒。（节略）

红外干涉测量的成像重建：YSO环境的第一张图像

Imaging reconstruction for infrared interferometry: first images of YSOs environment

对原行星盘（行星被认为是在那里形成的）的研究肯定会使我们对太阳系的形成有所了解。为了在毫角秒尺度上对这些天体进行观测，红外干涉测量法为金牛座T、猎户座FU或赫比格Ae/Be星提供了正确的性能。然而，迄今为止获得的唯一信息是直接用模式测试的稀缺能见度测量。随着最近的干涉仪的结果，可以预见获得独立的模型重建的图像。事实上，VLTI上的几个干涉仪，包括IOTA和AMBER，已经提供了一次重组三台望远镜的可能性，从而获得重建图像所需的数据。本文介绍了由E.蒂博我们还预见到使用AMBER数据给出的光谱信息来更好地约束重建图像。我们描述了使用MIRA的实际数据，特别是多系统GW Orionis（IOTA，2004），重建年轻的恒星物体的图像，并讨论了遇到的困难。

The potential for intensity interferometry with gamma-ray telescope arrays

Intensity interferometry exploits a quantum optical effect in order to measure objects with extremely small angular scales. The first experiment to use this technique was the Narrabri intensity interferometer, which was successfully used in the 1970s to measure 32 stellar diameters at optical wavelengths; some as small as 0.4 milli-arcseconds. The advantage of this technique, in comparison with Michelson interferometers, is that it requires only relatively crude, but large, light collectors equipped with fast (nanosecond) photon detectors. Ground-based gamma-ray telescope arrays have similar s…