A publication database for optical long baseline interferometry
光学长基线干涉测量法是一种迄今已产生近850篇参考论文的技术。目标涵盖了从行星系统到河外星系研究和恒星物理学所有分支的各种各样的物体。我们已经创建了一个由JMMC托管的数据库，并使用MySQL和一组XML或PHP脚本连接到光学长基线干涉测量通讯（OLBIN）网站，以便存储和分类这些出版物。每个条目由其ADS bibcode定义，包括基本ADS信息和元数据。元数据由按类别分类的标签指定：例如，干涉测量设施、仪器、操作波长、光谱分辨率、测量类型、目标类型和纸张类别。整个OLBIN出版物列表已被处理，我们提出了如何组织数据库，可以访问。我们使用这个工具来生成感兴趣的社区在光学长基线干涉测量的统计图。
2010-07-29 astro-ph.IM
Increasing the sensitivity of stellar intensity interferometry with optical telescopes: First laboratory test of spectral multiplexing
本研究通过五通道光谱复用技术初步测试了混沌光源的强度关联，证实信噪比提升与理论一致，旨在证明该技术可扩展并提升光学望远镜恒星强度干涉术的灵敏度。
2024-11-13 astro-ph.IM
Integrated optics prototype beam combiner for long baseline interferometry in the L and M bands
在过去的几年里，集成光学（IO）光束组合器促进了4望远镜干涉仪的出现，如PIONIER或GRAVITY，提高了VLTI的成像能力。然而，超过2.2微米的光谱范围并没有被传统的二氧化硅基IO理想地覆盖。在这里，我们建议考虑新的激光写入IO原型GLS玻璃，允许访问中红外光谱制度的材料。我们的目标是对我们的中红外IO 2望远镜耦合器进行全面表征，以测量与长基线干涉测量直接相关的性能水平。我们特别关注L和M天文波段的利用。我们使用一个专用的迈克尔逊干涉仪设置进行傅里叶变换光谱的耦合器和测量其宽带干涉性能。我们还分析了耦合器的偏振特性、微分色散和相位退化以及模式行为和总吞吐量。我们测量的宽带干涉对比度为94.9%和92.1%的非偏振光在L和M波段。光谱积分分光比接近50%，但在所考虑的带宽显示色依赖。此外，测量了由于组合器引起的相位变化，并且在L波段和M波段上分别不超过0.04rad和0.07rad。耦合器的总吞吐量（包括菲涅耳和自由空间注入损耗）为25.4%。激光写入IO GLS原型组合器被证明是一种可靠的技术解决方案，具有良好的性能，用于中红外长基线干涉测量。在接下来的步骤中，我们将考虑更先进的光学功能以及光纤馈电输入，并修改光学设计参数，以进一步提高总吞吐量和消色差性能。
2017-04-19 astro-ph.IM
Introduction to Optical/IR Interferometry: history and basic principles
本说明指的是2017年9月27日在2017年Evry Schatzman学校期间在罗斯科夫举行的讲座。它涉及到光学/红外干涉测量的一般介绍，包括简要的历史，基本原理的介绍，一些重要的定理和相关的应用。这些讲义的布局如下。在简短的介绍之后，我们继续进行一些关于电磁辐射场表示的提醒。然后，我们提出了一个简短的历史，从斐索和斯特凡的第一个实验，现代光学干涉仪。然后，我们讨论的概念，光的相干性，包括范Cittert -泽尼克定理和描述的原则，使用两个望远镜的干涉。我们提出了一些现代干涉仪的例子和典型的结果与这些。最后，我们解决三个重要的定理：基本定理，卷积定理和维纳-欣钦定理，使更好地了解该领域的光学/红外干涉。
2019-07-17 astro-ph.IM
Bandwidth smearing in optical interferometry: Analytic model of the transition to the double fringe packet
带宽拖尾是由于有限的频率带宽引起的色差。在长基线光学干涉测量学术语中，它是指光源的角度延伸大于干涉图的相干长度。因此，源的分离部分将有助于不完全重叠的条纹包;这是从经典干涉制度到双重或多重条纹包的过渡。虽然在无线电干涉测量中进行了研究，但在光学方面的工作很少，其中可观测量以不同的方式测量和导出，并且受到湍流大气的影响更大。在这里，我们提供的形式主义和一组可用的方程来建模和校正的影响，涂抹的条纹对比度和相位，与多个恒星系统的情况下。对大气进行了简要的模拟和讨论。
2012-07-09 astro-ph.IM
A recent history of science cases for interferometry
光学长基线干涉测量是天文学研究中一种独特而强大的技术。自2004年以来，光学干涉仪产生了越来越多的科学论文，涉及天体物理学的各个领域。由于目前的干涉测量设备正在走向成熟，我们借此机会在本文中总结了一些关键会议，研讨会和专门的干涉测量会议的结论。我们提出了与科学案例相关的最持久的建议，并讨论了解决这些问题所需的一些关键技术发展。在超大型望远镜时代，光学长基线干涉仪对于探测最小空间尺度和取得突破性发现仍然至关重要。
2018-05-25 astro-ph.IM
Interferometry from Space: A Great Dream
在1980-2010年的大约30年期间，对空间仪器的光学干涉测量进行了技术研究，认为这有望提高空间分辨率和天体测量精度。研究了高空间分辨率和高对比度的调零干涉术。这些研究是值得进一步历史关注的伟大梦想。欧空局对干涉测量的兴趣始于1980年代初。全球天体测量任务盖亚的光学干涉测量研究始于1993年，1998年结束，当时干涉测量因不适合这一目的而被放弃，而将于2013年发射的盖亚任务不是基于干涉测量。\c{opyright} Anita Publications. All rights reserved.
2014-08-20 astro-ph.IM
Principles of image reconstruction in optical interferometry: tutorial
本文对干涉测量数据的图象重建问题作了一般性的介绍。给出了干涉观测量的一个简单模型，并讨论了稀疏傅立叶数据所引起的问题。各种正则化的效果进行了描述。在所提出的一般框架，大多数现有的算法可以理解。对于天文学家来说，这样的理解不仅对于选择和使用算法至关重要，而且对于确保正确解释结果图像也至关重要。
2017-08-28 astro-ph.IM
Imaging the heart of astrophysical objects with optical long-baseline interferometry
最近，由于更容易获得可见光和红外干涉仪，基于光学长基线干涉测量的孔径合成图像的出版物数量有所增加。干涉测量技术现已达到技术成熟水平，为许多需要毫角秒模型独立成像的天体物理学课题开辟了新的途径。在撰写本文时，我们的动机有两个方面：1）回顾和宣传光学干涉测量图像重建领域积累的令人印象深刻的语料库的象征性摘录; 2）通过选择四个有代表性的天体物理科学案例来讨论这项技术的未来前景，以回顾使用光学长基线干涉仪的潜在好处。对于这第二个目标，我们已经模拟干涉数据从这些选定的天体物理环境，并使用国家的最先进的代码，以提供重建的图像，可达到与当前或即将成为设施。图像重建过程是“盲目的”，在这个意义上说，重建器没有输入亮度分布的知识。我们讨论了光学干涉测量在这四个天体物理领域的影响。我们表明，图像重建软件成功地提供了准确的形态信息的各种天体物理学的主题和审查的电流强度和弱点，这样的重建。我们探讨如何改善图像重建和图像质量可能通过升级现有的设施。最后，我们认为，光学干涉仪及其相应的仪器，现有的或未来，6至10个望远镜，应该很适合提供复杂的场景的图像。
2012-04-19 astro-ph.IM
Wavefront sensor for millimeter/submillimeter-wave adaptive optics based on aperture-plane interferometry
我们提出了一个毫米波阵面传感器的概念，允许实时感测的地面毫米/亚毫米望远镜的表面。对于地基毫米/亚毫米天文学来说，在保持表面精度的同时使望远镜更大变得越来越重要。为了建立“毫米自适应光学（MAO）”，即即时校正由望远镜光学系统变形引起的波前退化，我们的波前传感器基于无线电干涉测量测量从主镜表面上的特征位置到焦平面的多余路径长度的变化。这在计划中的50米级亚毫米望远镜，如LST和AtLAST中起着重要作用。
2021-02-18 astro-ph.IM
Stellar Intensity Interferometry: Astrophysical targets for sub-milliarcsecond imaging
强度干涉测量允许非常长的光学基线和亚毫角秒结构的观察。利用计划中的千米级短波长切伦科夫望远镜阵列，强度干涉测量法可能会将光学天文学所达到的空间分辨率提高一个数量级，从而促使人们详细研究快速旋转的热恒星的形状及其星周盘和风的结构，或者绘制出恒星表面非径向脉动的图案。强度干涉测量中的信噪比有利于高温源和发射线结构，并且与光学通带无关，无论是单个谱线还是宽光谱连续区。主要的候选源已经在明亮和炽热的恒星中被确定。观测模拟的望远镜配置设想的大型切伦科夫设施，在软件中合成众多的光学基线，确认几十微弧秒的分辨率是可行的许多天体物理目标。
2010-09-29 astro-ph.IM
Wide-spectrum optical synthetic aperture imaging via spatial intensity interferometry
使用越来越大的孔径和越来越短的波长来实现高分辨率成像。光学孔径合成是天文学中一种重要的高分辨率成像技术。传统的长基线振幅干涉测量易受不可控制的相位起伏的影响，并且技术难度随着波长的减小而迅速增加。受HBT实验启发的强度干涉测量法基本上对相位波动不敏感，但具有窄光谱带宽，这导致缺乏检测灵敏度。在这项研究中，我们提出了基于空间强度干涉的光学合成孔径成像。这不仅在Single Shot中实现了衍射受限的光学孔径合成，而且能够实现具有宽光谱带宽的成像。该方法对子孔径之间的光程差不敏感。仿真和实验表明，在光谱宽度为100 $nm$的可见光中，子孔径间最大光程差达到$69.36λ$，通过空间强度干涉实现了光学孔径合成衍射极限成像。该技术有望为光学波长下超长基线的光学孔径合成提供解决方案。
2022-12-02 astro-ph.IM physics.optics
Observations of Binary Stars with the 1.3-m Devasthal Fast Optical Telescope Using Speckle Interferometry: An Attempt
Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚巴塔观测科学研究所）；School of Applied Sciences, Centurion University of Technology and Management（中央技术与管理大学应用科学学院）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（跨大学天文学与天体物理学中心）；Physik-Institut, University of Zurich（苏黎世大学物理学院）
利用德瓦斯塔尔快速光学望远镜进行双星观测的可行性研究，通过干涉散斑技术验证了仪器和数据处理方法的可行性。
2026-09-15 astro-ph.IM
The Palomar Kernel Phase Experiment: Testing Kernel Phase Interferometry for Ground-based Astronomical Observations
目前，天文成像仪器的分辨率和对比度的主要限制来自光路的像差，这可能是由地球湍流大气或望远镜光学系统的对准和形状变化造成的。这些误差可以通过主动和自适应光学以及在所得图像的后处理中进行物理校正。最近开发的自适应光学后处理技术，称为核相位干涉测量法，使用相对于小误差自校准的相位的线性组合，其目的是构建对在其他良好校正的成像系统中的残余光学像差鲁棒的可观测量。在这里，我们提出了一个核相位和更成熟的竞争技术，孔径掩模干涉，点扩散函数（PSF）拟合和双谱分析之间的直接比较。我们解决了阿尔法蛇夫座双星系统附近的近星点，使用帕洛玛200英寸望远镜。这是第一次在这种情况下，核相位已被用于与全孔径解决系统的衍射极限与地面极端自适应光学的意见。在天体测量量之间的核相位和掩蔽，核相位显着优于PSF拟合和双谱分析，证明了其可行性作为一种替代传统的非冗余掩蔽在适当的条件下。
2015-10-21 astro-ph.IM
Practical study of optical stellar interferometry
本文提出一种光学恒星干涉观测与分析方法，利用不同基线研究三颗亮星干涉图，量化大气湍流、孔径参数对条纹可见度的影响并估计 Fried 参数 r0，服务于研究生实践教学。
2023-09-13 astro-ph.IM
OIFITS 2: the 2nd version of the Data Exchange Standard for Optical (Visible/IR) Interferometry
本文介绍了OI交换格式（OIFITS）的第2版，这是用于交换光学（可见光/红外）干涉仪校准数据的标准。该标准已在过去和当前的大多数光学干涉仪项目中使用了10年，包括COAST，NPOI，IOTA，CHARA，VLTI，PTI和Keck干涉仪。软件可用于读取、写入和合并OI交换格式文件。第2版提供了附加数据表的定义（例如，用于偏振测量），以满足未来干涉测量仪器的需求。还包括用于更严格地描述测量误差及其相关性的数据列。在这方面，本文件是朝着设计光学干涉测量的通用数据模型迈出的一步。最后，主要的OIFITS标题扩展了几个新的关键字总结的内容，允许数据库搜索。
2019-12-13 astro-ph.IM
Large Scale 3D Image Reconstruction in Optical Interferometry
天文光学干涉仪（OI）在观测波长处对光源的强度分布进行傅里叶变换。由于快速的大气扰动，不能直接利用复傅立叶样本的相位（vibrium），而是使用相位之间的线性关系（相位闭合和微分相位）。因此，在过去的几十年中，已经设计出特定的图像重建方法。现代多色OI仪器正在为多波长成像铺平道路。本文提出了一种称为PAINTER（多色光学干涉测量重建软件）的空间-光谱（“3D”）图像重建算法的推导。该算法能够解决大规模问题。它依赖于一个迭代的过程，交替的多色图像和复杂的vibrations的估计。不仅从平方模和闭合相位，而且从微分相位，这有助于更好地约束多色重建的复数vibrations估计。仿真实验表明了算法的有效性。
2015-03-05 astro-ph.IM
Monte-Carlo Imaging for Optical Interferometry
我们提出了一个灵活的代码创建的成像从双谱和可扩展性平方。通过使用模拟退火方法，我们限制了收敛到局部卡方最小值的概率，因为当传统的成像方法用于相位信息有限的数据集时，可能会出现这种情况。我们提出的结果，我们的代码上使用的模拟数据集，利用一些正则化方案，包括最大熵。使用的统计特性，从蒙特卡洛马尔可夫链的图像，我们展示了这个代码可以把统计限制图像特征，如看不见的二进制同伴。
2020-07-01 astro-ph.IM
Radio & Optical Interferometry: Basic Observing Techniques and Data Analysis
天文学家通常需要尽可能高的角分辨率，但衍射的模糊效应对任何一台望远镜的图像质量都有根本的限制。干涉测量法允许在广泛分离的望远镜处收集的光被组合，以便合成比单个望远镜大得多的孔径，从而以数量级提高角分辨率。射电和毫米波天文学家依靠干涉测量法来获得与传统可见光和红外望远镜相当的图像质量。可见光和红外波长的干涉仪的角分辨率可达毫角秒以下，从而在成像恒星表面和星周环境方面开辟了独特的研究领域。本章回顾了干涉测量的基本原理，重点介绍了射电和光学观测的共同特点。虽然许多技术对于所有波长的干涉仪都是通用的，但确定了关键的差异，这将有助于新从业者避免不必要的混乱和常见的陷阱。根据科学波长、角分辨率和所需视场，描述了编写观测建议和规划观测所必需的概念。大气层和电离层湍流会大大降低干涉条纹的稳定性，从而降低最长基线观测的质量。这种不稳定性是一个持续的挑战，相位参考和相位闭合的基本技术已经开发出来，以处理它们。大型观测数据集的合成成像已成为射电天文台的常规和简单的过程，但对于光学设施仍然具有挑战性。在这种情况下，常用的图像重建算法CLEAN和MEM。最后，作为附录，对现有设施作了简要概述。
2012-01-13 astro-ph.IM
Optical Intensity Interferometry through Atmospheric Turbulence
传统的地面天文观测由于受到大气湍流的影响而产生图像失真。通过选择适当的地理位置或采用自适应光学技术，可以将这种情况减少到最低限度，而通过使用大气层外的轨道平台，则可以完全避免这种情况。光强度干涉测量法的一个优点是不受大气引起的相位起伏的影响。通过对太阳光进行窄带光谱滤波和使用主动猝灭雪崩光子探测器（APD）进行时间强度干涉测量，直接测量太阳$g^{(2)}(τ)$特征。我们观察到一个平均光子聚束信号的$g^{(2)}(τ) = 1.693 \pm 0.003$从太阳，持续一整天，尽管波动的天气条件，云层覆盖和仰角。这证明了强度干涉测量技术对大气湍流和光机械不稳定性的鲁棒性，以及实现具有大基线和长积分时间的测量方案的可行性。
2015-12-29 astro-ph.IM quant-ph
Optical intensity interferometry observations using the MAGIC imaging atmospheric Cherenkov telescopes
目前正在运行的成像大气切伦科夫望远镜（IACT）具有大反射镜和对光子产生的少数光电子信号的1纳秒级时间响应。这意味着它们非常适合光学干涉测量观测。由于它们对可见光波长的敏感性和长基线，使用IACT的光强干涉测量法可以达到几十到微弧秒的角分辨率。我们已经安装了一个简单的光学装置上的两个17米直径的MAGIC IACT的相机和观察相干波动的光子强度测量在两个望远镜的三个不同的恒星。其灵敏度比20世纪70年代Narrabri干涉仪所达到的灵敏度高出约10倍。
2019-11-14 astro-ph.IM astro-ph.SR
Intensity interferometry: Optical imaging with kilometer baselines
具有微弧秒分辨率的光学成像将揭示恒星表面内外的细节，但需要更大规模的干涉仪，无论是在地面还是在太空中都难以实现。强度干涉测量法，电子连接独立的望远镜，有一个噪音预算，涉及电子时间分辨率，规避大气湍流的问题。利用光学空气切伦科夫望远镜阵列（主要是为了伽马射线研究而建立的），几公里的范围正在变得现实，从而使无线电干涉仪阵列的光学等效物成为可能。由Hanbury Brown和Twiss开创，该技术的数字版本现在已经被证明，从数百个光学基线的实验室测量中重建衍射限制图像。这篇评论概述了从一开始的方法，描述了目前的实验，并勾勒出未来的观察前景。
2016-07-12 astro-ph.IM physics.optics
Fundamental Stellar Properties from Optical Interferometry
可见光和近红外干涉仪对单星和双星的高分辨率观测为我们对冷星的恒星结构和演化的许多方面的知识奠定了基础，做出了重大贡献。关于这个主题的CS16分裂回顾了迄今为止光学干涉测量的贡献，检查了当前研究的亮点，并确定了在不久的将来具有新的观测限制的贡献领域。
2010-12-06 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Optical Interferometry with Quantum Networks
我们提出了一种量子网络辅助的望远镜阵列光学干涉测量方法。在我们的方法中，入射光子的量子态以及到达时间索引存储在每个接收器处的二进制量子比特码中。在预期的光子到达速率下，通过纠缠辅助奇偶校验的量子态的非局部检索允许直接提取相位差，有效地规避了节点之间的传输损耗。与以前的建议相比，我们的计划（基于有效的量子数据压缩）提供了所需的纠缠带宽的指数下降。实验性的实施是可行的，然后与近期的技术，使天文物体的光学成像类似于完善的无线电干涉仪和推动分辨率超出了实际上可以实现的经典。
2019-08-28 astro-ph.IM quant-ph
Pyxis: A ground-based demonstrator for formation-flying optical interferometry
本文介绍面向未来天基编队飞行光学干涉测量的地基演示器 Pyxis，阐述其科学潜力、机器人与多级计量等子系统，并展望地球轨道小卫星集群阶段。
2023-09-25 astro-ph.EP astro-ph.IM
Advances in understanding young high-mass stars using optical interferometry
最接近的高质量恒星诞生的例子发生在千秒差距的深埋环境中。虽然已经取得了很大的进展，一个观测验证的主要过程，使中央流体静力学对象的质量增长的图片尚未建立。光学干涉测量观测技术通过提供复杂吸积环境的毫角秒红外图像，显示了其在大质量恒星形成领域的潜力。我们提供了一个多孔径望远镜阵列获得的科学成果的概述，并简要讨论了未来的仪器和他们的预期影响，我们的理解大规模的年轻恒星物体。
2012-05-02 astro-ph.IM astro-ph.SR
Time-delay interferometry with onboard optical delays
本文研究了空间引力波探测器TDI中被忽略的星载光程长度问题，推导了其与第二代TDI Michelson组合耦合的解析模型，并提出并数值验证了相应的补偿方案。
2024-08-27 astro-ph.IM gr-qc
Simple Fourier optics formalism for high angular resolution systems and nulling interferometry
本文综述了用于高角分辨率成像或调零干涉法探测系外行星的先进多孔径光学系统的各种设计。提出了一种简单的傅立叶光学形式主义，适用于成像阵列和调零干涉仪，允许推导出它们的基本理论关系，作为卷积或互相关产品，适合于快速和准确的计算。几个不寻常的设计，如超分辨望远镜利用镶嵌观测程序或自由飞行，轴向重组干涉仪进行检查，并评估其性能的成像和调零能力。在所有考虑的情况下，它被发现的限制参数是个别望远镜的直径。整个研究仅在一阶几何光学和标量衍射理论的框架内有效。此外，假设所有的入射子孔径与它们相关联的出射光瞳光学共轭，这一特殊性导致与衍射光栅的仪器行为相当的仪器行为。
2009-08-27 astro-ph.IM physics.optics
Development of quantum technologies for optical/infrared interferometry
University of Michigan（密歇根大学）
本文围绕面向光学/红外干涉测量的量子技术，考察相关应用、关键模块演示，指出量子增强干涉测量的潜力，同时强调需克服量子接口的实际约束才能服务天文学。
2026-09-07 astro-ph.IM quant-ph
Advances in Optical / Infrared Interferometry
经过几十年的实验项目和快节奏的技术进步，光学/红外（O/IR）干涉测量在过去几年发生了革命。VLTI的重力仪器配备了4台8米望远镜，可以观测到比早期干涉仪微弱一千倍的天体，CHARA阵列通常提供高达330米的基线和6台1米望远镜的孔径合成。观测到的天体亮度小于19等，图像分辨率达到亚毫角秒，天体测量精度达到微角秒。我们给出了一个概述的突破性成果，从过去15年的O/IR干涉测量银河系中心，系外行星及其大气层，活动星系核，年轻的恒星物体，恒星物理。在干涉测量学入门之后，我们总结了导致现代干涉仪灵敏度、精度和成像提高的技术和概念进步。单模光束组合器现在将主要干涉仪的所有可用望远镜组合在一起进行成像，专门的图像重建软件比早期的无线电干涉测量技术更先进。结合了大型望远镜、自适应光学、条纹跟踪，特别是双光束干涉测量法，重力仪将灵敏度提高了许多数量级。另一个数量级的改进将来自激光制导星自适应光学的升级。与大分离条纹跟踪相结合，O/IR干涉测量将为银河平面的观测提供完整的天空覆盖，并为河外目标提供大量覆盖。VLTI和CHARA在即将到来的30- 40米超大望远镜（ELT）时代仍然是独一无二的。
2023-03-01 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Tricouplers for nulling interferometry with photonic integrated circuits
California Institute of Technology（加州理工学院）；Astrophotonics Australia（天文光子学澳大利亚）；University of California, Los Angeles（加利福尼亚大学洛杉矶分校）；NASA Jet Propulsion Laboratory（美国国家航空航天局喷气推进实验室）；University of Maryland（马里兰大学）
本文针对传统系外行星探测技术的局限，研究光子集成电路的三耦合器零差能力，为系外行星直接探测提供紧凑可扩展的高对比度技术方案。
2026-07-30 astro-ph.EP astro-ph.IM
Intensity Interferometry observations of the H$α$ envelope of $γ$ Cas with MéO and a portable telescope
我们报告的观察明亮的Be星$γ$ -Cas的扩展环境中使用强度干涉测量其H $α$发射线。这些观测是使用安装在1.54米MéO光学计量望远镜和便携式1米望远镜（T1 M）上的I2C强度干涉仪的改进版进行的。为了更好地限制H $α$包络的范围，对T1 M望远镜的两个不同位置进行了观测，这两个位置对应于中间基线和长基线，在这两个基线中，扩展区域被部分和完全分辨。我们发现观测数据与过去对$γ$ -Cas的干涉观测结果一致。这些观测表明，有能力为不同光学设计的光学望远镜配备强度干涉测量能力，并说明了将类似系统扩展到许多其他望远镜的潜力。
2023-01-12 astro-ph.IM astro-ph.SR
Eliminating photon transport in long-baseline optical interferometry using quantum memories
NASA Glenn Research Center（美国国家航空航天局格伦研究中心）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；Joint Center for Quantum Information and Computer Science, NIST/University of Maryland（量子信息与计算机科学联合中心，美国国家标准与技术研究院/马里兰大学）；Joint Quantum Institute, NIST/University of Maryland（量子研究所联合机构，美国国家标准与技术研究院/马里兰大学）；NSF NOIRLab（美国国家科学基金会NOIR实验室）
该研究提出基于量子存储器与纠缠的光学干涉测量方法，消除长基线光学干涉的光学延迟线瓶颈，同时探讨量子存储器的挑战及应对进展。
2026-08-12 astro-ph.IM quant-ph
Quantum-enabled optical large-baseline interferometry: applications, protocols and feasibility
RMIT University（皇家墨尔本理工大学）；University of Technology Sydney（悉尼科技大学）；Macquarie University（麦考瑞大学）；University of Strathclyde（斯特拉斯克莱德大学）；The University of Sheffield（谢菲尔德大学）
本文探讨量子技术在光学大基线干涉测量中的应用，通过纠缠辅助协议和量子存储技术提升天文和大地测量的精度与可行性。
2025-12-23 astro-ph.IM quant-ph
Compact multi-fringe interferometry with sub-picometer precision
深度频率调制干涉测量结合了光学极简主义和多条纹读出。然而，对于卫星大地测量的光学梯度计或地面重力实验的尺寸传感器等应用而言，精度是关键。我们提出了一个小于立方英寸的单分量干涉仪。将其中两个进行相互比较，以证明在低于$1\,\mathrm{Hz}$的频率下，倾斜和位移测量的精度小于$20\,\mathrm{nrad}/\sqrt{\mathrm{Hz}}$和$1\,\mathrm{pm}/\sqrt{\mathrm{Hz}}$。
2019-08-21 astro-ph.IM physics.optics
Astronomical photonics in the context of infrared interferometry and high-resolution spectroscopy
我们回顾了天体光子学的潜力，一个相对年轻的领域之间的接口光子学和天文仪器，光谱干涉。我们回顾了推动天体光子学出现的光子科学的一些基本方面，并强调了观测天体物理学的成就。我们分析了进一步技术发展的前景，同时考虑到与其他物理领域（例如凝聚态物理中的非线性光学）的潜在协同作用。我们还强调了纤维光学在路由和传输光、提供复杂滤波器或连接仪器和望远镜方面的核心作用，更具体地说，是在自适应光学使用日益增长的背景下。
2016-08-08 astro-ph.IM physics.optics
Experimental demonstration of higher-order Laguerre-Gauss mode interferometry
研究了高阶拉盖尔-高斯（LG）模与引力波探测器中常用的干涉技术的兼容性。在本文中，我们提出的第一个实验结果有关的LG 33模式在光学谐振腔的性能。我们表明，在线性光学谐振腔的LG 33模式的庞德-德雷弗-霍尔误差信号是相同的，更常用的LG 00模式，并演示了反馈控制的谐振腔与LG 33模式。我们成功地增加了使用空间光调制器产生的LG 33模式的模式纯度从51%到99%时，通过线性光学谐振器传输。我们进一步报告的实验验证，三角形光学谐振腔不传输螺旋LG模式。
2011-12-19 astro-ph.IM gr-qc
Integrated astrophotonic phase control for high resolution optical interferometry
针对大气湍流导致光学干涉测量相位误差的难题，提出采用厘米级硅基天文光子芯片实现相位校正与合束的方法，可用于天文干涉测量及光学卫星通信。
2024-08-12 astro-ph.IM cond-mat.mes-hall physics.app-ph
Stellar Intensity Interferometry: Prospects for sub-milliarcsecond optical imaging
使用千米阵列的空气切伦科夫望远镜，强度干涉测量法可以提高光学天文学的空间分辨率一个数量级，使快速旋转的恒星的图像与结构在其拱星盘和风，或映射出模式的非径向脉动整个恒星表面。强度干涉测量法（由汉伯里·布朗和特维斯开创）仅通过电子方式将望远镜连接起来，实际上对大气湍流和光学缺陷不敏感，允许在长基线和大气团上进行观测，也可以在短光波长下进行观测。所需的具有非常快的探测器的大型望远镜正在以分布在几平方公里范围内的切伦科夫望远镜阵列的形式出现。数字信号处理使得能够合成非常多的基线，同时利用电子时间延迟跟踪恒星，从而在软件中合成光学干涉仪。模拟观测表明，在m（v）=8附近的极限星等，在紫色中达到约30微弧秒的分辨率。信噪比有利于高温源和发射线结构，并且与光学通带无关，无论是单个谱线还是宽光谱连续区。强度干涉测量提供了源图像的任何空间频率分量的模数（但不是相位）;因此，图像重建需要相位恢复技术，如果干涉测量（u，v）平面的足够覆盖是可行的。实验正在进行中;试验望远镜已经架设，大型切伦科夫望远镜的连接试验也已进行。本文回顾了这种干涉测量方法，鉴于空气切伦科夫望远镜阵列提供的新的可能性，并概述了观测计划，应该成为现实已经在不久的将来。
2012-07-03 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.optics
Optical aperture synthesis with electronically connected telescopes
天文学中最高分辨率的成像是通过干涉测量法实现的，它将望远镜连接在越来越长的距离上，并在越来越短的波长上。在这里，我们提出了第一个衍射极限图像在可见光中，由一个独立的光学望远镜阵列产生，仅以电子方式连接，它们之间没有光学链接。利用一组小型望远镜，通过强度干涉测量法在望远镜对之间的180个基线上测量光源的二阶光学相干性，并重建二维图像。该技术的目标是在100米长的基线上进行衍射限制的光学孔径合成，以达到显示恒星表面细节的分辨率，甚至可能是过境系外行星的轮廓。强度干涉测量避开了限制普通干涉测量的大气湍流问题。由于电子信号可以被复制，许多基线可以在分散的望远镜之间建立起来，而且距离很长。使用空气切伦科夫望远镜阵列，这应该能够实现目前在无线电波长上工作的干涉阵列的光学等效。
2015-04-17 astro-ph.IM physics.optics quant-ph
