Optical long baseline intensity interferometry: prospects for stellar physics
在Hanbury Brown和Twiss首次进行强度相关实验60多年之后，人们对强度干涉测量技术用于天体源的高角分辨率研究重新产生了兴趣。我们报道了一个成功的尝试，测量聚束峰的强度关联函数的明亮恒星源与1米望远镜（I2C项目）。我们提出了进一步改进我们的初步实验的空间干涉两个1米望远镜之间，并讨论了我们的方法出口到现有的大型望远镜阵列的可能性。
2018-05-16 astro-ph.IM
Imaging sub-milliarcsecond stellar features with intensity interferometry using air Cherenkov telescope arrays
最近提出了将成像空气切伦科夫望远镜阵列应用于恒星强度干涉测量（SII）的建议。特别感兴趣的是模型独立的图像恢复提供了良好的（u，v）平面覆盖这些阵列，以及相位恢复技术的最新发展的可能性。这些仪器作为SII接收器的能力已经探索了简单的恒星物体，这里的重点是重建恒星图像与非均匀的辐射分布。我们发现，热恒星（T > 6000 K）包含热和/或冷的局部区域（T \sim 500 K）小到\sim 0.1 mas可以在短波长（λ = 400 nm）成像。
2012-05-25 astro-ph.IM astro-ph.SR
A quantitative comparison of amplitude versus intensity interferometry for astronomy
天文成像大致可分为两类。第一种是振幅干涉测量法，包括传统的光学望远镜和甚大基线干涉测量法（VLBI）。第二种类型是强度干涉测量法，它依赖于Hanbury Brown和Twiss类型的测量。在光学频率下，直接相位测量是不可能的，振幅干涉法具有有效的数值孔径，其受到光子可以相干干涉的距离的限制。另一方面，强度干涉测量法仅关联光子通量，并且因此可以支持大得多的数值孔径，但是由于热光中每模式的低平均光子数而遭受降低的信号。在现实条件下，哪种方法更优越，至今还不清楚。在这里，我们给出了振幅和强度干涉测量的性能的比较分析，我们将其与在任何物理测量中可以实现的基本分辨率限制。使用确定两个远距离热点源之间的间隔的基准问题，例如，两个相邻的恒星，我们给出了一个简短的教程最佳估计理论，并将其应用到恒星干涉测量。我们发现，对于非常小的角间距的大基线实现强度干涉可以超过补偿降低的信号强度。我们还探讨了甚大基线强度干涉测量（VLBII）的实际实施方案。
2021-06-10 astro-ph.IM quant-ph
Stellar intensity interferometry in the photon-counting regime
本文综述恒星强度干涉测量的最新进展，并详细分析光子计数探测体制下的信噪比，为该技术的复兴提供理论支撑。
2025-10-24 astro-ph.IM
Stellar intensity interferometry of Vega in photon counting mode
恒星强度干涉测量是一种基于测量恒星发出的光的二阶空间相关性的技术。这些测量提供的物理信息是发射源的角尺寸和结构。目前正在全世界范围内努力对由长基线隔开的望远镜和未来的切伦科夫望远镜阵列进行恒星强度干涉测量。我们描述了这种类型的实验，实现在Asiago天文台（意大利），在其中，我们进行了第一次测量的相关计数光子重合在后处理通过一个单光子软件相关器和利用完全的量子特性的光从一颗恒星发出。我们成功地检测到织女星在零基线的时间相关性，并进行了测量的相关性的预测基线$\sim$ 2公里。Vega在零基线处的平均离散相干度为$< g^{(2)} > \, = 1.0034 \pm 0.0008$，提供信噪比为$S/N \gtrsim 4$的检测。在公里基线上没有检测到相关性。测量结果与Vega角直径为3.3 mas的源的空间相干性的预期程度一致。从Asiago实验中获得的经验将有助于今后在切伦科夫望远镜长基线阵列上进行恒星强度干涉测量。
2021-07-12 astro-ph.IM astro-ph.SR
Expanding Ejecta Method: II. Framework for Cosmological Distance Measurements via Intensity Interferometry
本文提出利用强度干涉测量和膨胀抛射物方法测量超新星角直径距离，并通过三类独立校准方案显著提升哈勃常数测定精度。
2025-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Discrimination between cosmological and stellar phenomena by the intensity interferometry
本文提出了一种用强度干涉法区分具有相同色温但具有不同角谱的物体的定量理论。扩展角谱黑体图像的两点关联函数与窄角谱黑体图像的关联函数有显著差异。
2021-03-04 astro-ph.IM physics.ins-det physics.optics
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
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
Astrophysical measurements with the VERITAS Stellar Intensity Interferometer
成像大气切伦科夫望远镜长期以来一直被视为潜在的光收集器，用于长基线光学强度干涉测量观测。切伦科夫望远镜的强度干涉测量法非常适合于在短光波长下研究O/B/A型恒星的空间结构。这种观测与目前这一代光学振幅干涉仪的观测相辅相成，后者通常限于较长的波长。自2018年10月以来，已为VERITAS天文台开发了专用的强度干涉测量仪器，并进行了工程测试和观测。在这里，报告了使用两台VERITAS望远镜的第一批结果。该系统已经扩展到另外两台望远镜，使所有四台VERITAS望远镜都能进行SII观测。
2019-08-09 astro-ph.IM astro-ph.SR
Intensity interferometry of P Cygni in the H$α$ emission line: towards distance calibration of LBV supergiant stars
我们目前的强度干涉测量的发光的蓝色变量P Cyg在其H $α$发射光进行1\，m级望远镜。我们比较测得的可见度点合成干涉测量数据的基础上CMFGEN物理建模的高分辨率光谱的P Cyg记录几乎同时与我们的干涉测量数据。通过调节天鹅座P的恒星参数和H的$α$线直径，我们估计天鹅座P的距离为$1.56\pm0.25$~kpc，这与最近公布的Gaia DR2星表中的$1.36\pm0.24$~kpc在$1σ$中是一致的。这两个值都明显小于文献中通常采用的规范值$1.80\pm0.10$~kpc。我们用来校准P Cyg距离的方法可以适用于我们星系和邻近星系中非常大质量和明亮的恒星，并且可以改善所谓的风动量光度关系，该关系可能适用于校准本地宇宙中的宇宙学蜡烛。
2020-03-02 astro-ph.IM astro-ph.SR
Astro2020 White Paper State of the Profession: Intensity Interferometry
望远镜设计、光电探测器效率以及高速电子数据记录和同步方面的最新进展创造了观测能力，通过现代的恒星强度干涉测量法（SII），对几千颗明亮（m< 6）和炽热（O/B/A）恒星实现了前所未有的角分辨率。这项技术在未来的大直径光学望远镜阵列上部署后，能够以优于40微弧秒的角分辨率对天体成像。本文介绍了验证测试的SII技术在实验室中使用各种光学传感器和反射器，和SII测量附近的恒星，最近已经完成的技术演示。本文介绍了正在进行的和未来的发展，将推进的影响和仪器分辨率的SII在未来十年。
2019-07-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
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
Radius measurement in binary stars: simulations of intensity interferometry
恒星的质量和半径测量是恒星结构模型的重要输入。双星在这方面特别令人感兴趣，因为双星的天体测量和光谱学一起提供了两颗恒星的质量以及到系统的距离，而干涉测量可以改善天体测量并测量恒星的半径。在这项工作中，我们模拟参数恢复强度干涉测量，特别是解开两颗星的半径从他们的组合干涉信号的挑战。考虑了两种方法：借助不同波长下的不同亮度比，分离每颗恒星的可见度贡献，并将强度相关性直接拟合到多参数模型。不尝试完整图像重建。对于明亮的双星，用目前的仪器测量角半径、角间距和一阶边缘暗化似乎是容易实现的。
2021-08-17 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
Spatial intensity interferometry on three bright stars
本文报道了自20世纪70年代Hanbury Brown等人在Narrabri天文台进行观测以来，首次对恒星进行空间强度干涉测量。利用近年来光子计数探测器和快速电子学的进展，我们能够测量两个相距15 m的1 m光学望远镜收集的光之间的零时间延迟强度相关$g^{(2)}(τ= 0, r)$。使用两个边缘解决的恒星（$α$天琴座和$β$猎户座）与R的幅度分别为0.01和0.13，我们证明，4小时的相关曝光提供可靠的vibrium，而一个显着的对比度的损失被发现在阿尔法Aur，在协议与其双星性质。
2018-08-13 astro-ph.IM
Intensity Interferometry revival on the Côte d'Azur
光子学的最新进展使人们对强度干涉测量在天文学中的应用重新产生了兴趣。20世纪70年代初振幅干涉测量的成功，现在已经成熟并产生了壮观的天体物理结果（例如重力，MATISSE，CHARA等），再加上强度干涉测量法的有限灵敏度，在过去50年里阻碍了这项技术的任何进展。然而，振幅干涉测量中光程差的精确控制对于非常长的基线和较短的波长是受限制的。由于仪器效应，偏振测量在振幅干涉测量中也具有挑战性。蔚蓝海岸大学天文干涉测量学和量子光学中强群的偶然存在导致了Calern天文台原型实验的发展，允许测量时间相关性g（2）（τ，2016年的空间相关性g^（2）（r），灵敏度增加（在观察时间和收集区域中标准化）与Hanbury Brown和Twiss的原始Narrabri干涉仪相比约为100倍。我们提出了进一步发展这种技术的可能方法，并指出了现有设施的可能实现，如CTA，VLTI AT或Maunakea峰会，这提供了一个独特的科学利基。
2018-10-18 astro-ph.IM
Generative AI for image reconstruction in Intensity Interferometry: a first attempt
本文首次探讨应用条件生成对抗网络（cGAN）解决强度干涉测量（II）中的图像重建问题，成功从稀疏采样的空间功率谱重建快速旋转恒星特征，为未来大阵列复杂系统重建提供了新思路。
2025-08-08 astro-ph.IM
Stellar Intensity Interferometry: Imaging capabilities of air Cherenkov telescope arrays
可见光波段的亚毫角秒成像将为恒星天体物理研究提供新的视角。尽管恒星强度干涉测量在40多年前就被放弃了，但它能够成像，从而完成比以前认为的恒星直径测量更多的事情。各种相位恢复技术可以用来重建实际图像提供了足够的覆盖范围的干涉平面是可用的。计划中的大型切伦科夫望远镜阵列将提供数千个同时可用的基线，范围从几十米到一公里以上，从而使成像成为可能，具有前所未有的角分辨率。在这里，我们调查的阵列，如CTA或AGIS作为恒星强度干涉接收器的成像能力。这项研究利用了模拟数据，因为可以从这些阵列实际获得。基于Cauchy-Riemann的相位恢复允许图像的重建，其可以与针对其模拟数据的原始图像进行比较。这是第一次这样做的均匀盘星具有不同的半径和相应的各种曝光时间，我们发现，在重建半径的不确定性是几个小时的曝光时间后的百分之几。最后，更复杂的图像被认为是，在亚毫弧秒尺度的成像是可能的。
2010-09-28 astro-ph.IM astro-ph.SR
Photon counting intensity interferometry in the blue at a 0.5 m telescope
本研究利用0.5米小型望远镜搭配快速单光子计数探测器，在蓝光B波段首次测得恒星光的聚束信号，验证了小型低成本望远镜开展强度干涉测量的可行性。
2023-10-25 astro-ph.IM
Very long baseline interferometry and observations of gravitational lenses using intensity fluctuations: an analysis based on intensity autocorrelation
最近推出了一种新型干涉测量技术，该技术使用二次探测器（天文学中常用的一种探测器）的电流波动光谱。它相对于经典干涉测量法具有很大的优势。它可以用来观察标准技术无法检测到的引力透镜。它可用于进行甚长基线干涉测量。虽然最初的理论分析，利用波的相互作用的影响，是严格的，它是不容易理解的。因此，本文进行了一个简单的分析，使用强度波动的自相关性，这是更容易理解的。它基于已发表的实验，这些实验是为了验证原始理论而进行的。自相关分析也验证了简单的数值技术，基于自相关，模拟源的角强度分布。自相关技术还允许更简单的信号检测。在实践中，引力透镜的应用是那些可以很容易地与目前可用的望远镜。我们描述了一个实际的例子，表明目前可用的VLBI射电天文数据可以用来观察macrolensed类星体的microlensingandmillilensing。它们可能提供透镜星系中暗物质亚结构的信息。
2014-02-28 astro-ph.IM
Stellar intensity interferometry: Experimental steps toward long-baseline observations
目前正在进行实验，准备用空气切伦科夫望远镜阵列进行强度干涉测量。在盐湖城附近的Bonneville Seaview站点，已经建立了一个试验台天文台，在23米的基线上安装了两台3米的切伦科夫空气望远镜。正在建造照相机，并配备控制电子设备，用于离线或在线分析数据。在隆德天文台（瑞典）、以色列理工学院和犹他大学（美国），已经建立了模拟恒星观测的实验室强度干涉仪，并正在进行实验，使用各种模拟和数字放大器，达到1.4纳秒时间分辨率，分析来自实验室望远镜对的信号。
2010-09-28 astro-ph.IM
A Butterfly's Eye Camera for Intensity Interferometry with Cherenkov Telescopes
切叶眼相机通过改进IACT的光学设计，显著提升了强度干涉术的灵敏度，并在天文成像中带来新的科学机遇。
2025-11-20 astro-ph.IM astro-ph.SR
Demonstration of stellar intensity interferometry with the four VERITAS telescopes
光学波段的高角分辨率观测为恒星天体物理学提供了有价值的见解，可以直接测量恒星的基本参数，探测恒星大气、星周盘、快速旋转恒星的伸长和造父变星的脉动。大多数恒星的角尺寸在1毫角秒或更小的量级，要在空间上分辨这种尺度的恒星盘和特征，需要使用基线在数百米量级的望远镜阵列的光学干涉仪。我们报告成功实施的恒星强度干涉测量系统的四个VERITAS成像大气切伦科夫望远镜。利用该系统测量了大犬座$β$和猎户座$ε$两颗亚质量恒星的角直径，测量精度优于5%。该系统利用离线的方法，在每个望远镜记录的星光强度波动相关后观察。该技术可以很容易地扩展到数十到数百个望远镜，提供了一种能力，已被证明在技术上具有挑战性的当代光学振幅干涉观测站。这项工作证明了用成像大气切伦科夫望远镜阵列作为强度干涉仪进行天体物理测量的可行性，以及在未来的天文台（如切伦科夫望远镜阵列）中集成强度干涉测量系统的前景。
2020-07-20 astro-ph.IM astro-ph.SR
Intensity interferometry for observation of dark objects
我们分析了用两个面向远源的点状探测器进行的强度干涉测量（例如，星星），其可能被吸收性物体部分遮挡（例如，行星）。基于由于对象的存在而引起的观测到的协方差函数的扰动的这种测量可以提供与直接光强度测量互补的对象的信息。特别地，可以推断对象的瞬态轨迹的取向。我们确定了影响这种扰动的关键参数，并表明其幅度等于由同一物体引起的强度变化的幅度。在天文学应用中，该值可能非常小，因此可能需要差分测量。最后，我们讨论的信噪比，可以预期在这种类型的测量。
2013-10-31 astro-ph.IM physics.optics
A 3.9 km baseline intensity interferometry photon counting experiment
在过去的几年里，我们在不同的望远镜上运行了两个非常相似的超快光子计数光度计（Iqueye和Aqueye+）。用这些仪器对探测到的光子进行时间标记的绝对时间精度在几个小时的观测中是500 ps的量级，这使得我们能够获得例如光学望远镜的可见光中有史以来最精确的光变曲线。最近，我们调整了两个光度计一起工作的两个望远镜在Asiago（意大利），实现了Hanbury-Brown和Twiss强度干涉仪一样的实验与两个3.9公里远的望远镜。在本文中，我们报告的活动的状态和我们第一次尝试测量光子强度相关的非常初步的结果。
2018-10-02 astro-ph.IM
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
Simulations of astrometric planet detection in Alpha Centauri by intensity interferometry
最近的动力学研究表明，$α\;$ Cen A或B周围存在类地行星的可能性应该得到认真对待。这样一颗行星，如果存在的话，会对轨道天体测量造成$<10 \ μ\rm as$的扰动，这是两颗恒星之间距离的$10^{-6}$。我们评估的可行性，检测这种扰动使用地基强度干涉。我们模拟了一个专用的设置，包括四个40厘米的望远镜配备了光子计数器和时间分辨率$0.1\,\rm ns$，和一种匹配滤波器，通过孔径掩模实现。观测$α\;$ Cen AB一夜的天体测量误差为$\approx0.5\,\rm mas$。如果使用更长的观测时间和多个光谱通道，则误差减小，如$(\hbox{channels}\times\hbox{nights})^{-1/2}$。
2022-09-14 astro-ph.IM
The theory of intensity interferometry revisited
随着目前对天文强度干涉测量的兴趣的复苏，重新审视1950年代和1960年代发展的相关理论是很有意思的。本文认为，强度干涉测量可以理解为夫琅禾费衍射在非相干光中的推广。仍然产生干涉图案，但是它们是斑点状的并且是瞬态的，在称为相干时间的$1/Δν$（其中$Δν$是频率带宽）的时间尺度上变化。明亮的条纹平均每个相干时间小于一个光子，因此条纹在它们可以被观察到之前就改变了。但是非常偶然地，可以在相干时间内从干涉图案中检测到两个或甚至更多个光子。这些罕见的重合光子提供了关于潜在的瞬态干涉图案的信息，因此也提供了关于光源亮度分布的信息。从瞬态亚光子干涉图样的角度来考虑，就很容易理解为什么强度干涉测量法会有很大的光路容差，并且不受大气视宁度的影响。不寻常的信号噪声特性也变得明显。我们说明了不可观测的，但概念上有用的瞬态干扰模式，和它们的可观测的相关信号，与三个模拟的例子：（i）一个细长的源，如Achernar，（ii）一个三星系统，如大陵五，和（iii）一个新月形的源，大致模仿系外行星过境或可能的M87黑洞环境。其中，（i）和（ii）是当前计划设置的良好目标，而（iii）是长期思考的有趣目标。
2020-09-15 astro-ph.IM
Advances in Calibration and Imaging Techniques in Radio Interferometry
本文总结了射电干涉测量中使用的一些主要校准和图像重建技术，并在一个通用的数学框架中描述它们。使用这个框架有很多好处，从澄清的基本原理，使用标准的数值优化技术，和泛化或专业化的新算法。
2009-11-26 astro-ph.IM
Monte-Carlo simulation of stellar intensity interferometry
恒星强度干涉仪将利用未来伽马射线空气切伦科夫望远镜（ACT）阵列提供的大的光收集面积和宽的望远镜间距离，在光学波段实现十分之一毫角秒分辨率的恒星成像。到目前为止，表征使用ACT的强度干涉仪的能力的研究还没有考虑到现实的影响，如望远镜反射镜的延伸，详细的光电探测器的时间响应，过量的噪声和夜空污染。在本文中，我们提出了半经典量子光学蒙特卡罗模拟，我们开发，以调查这些实验限制。为了验证模拟算法，我们比较了我们的第一个结果的灵敏度和信号退化造成的镜面延伸，脉冲形状，探测器过量噪声，和夜空污染的模型。
2013-03-16 astro-ph.IM
Measuring Type Ia Supernova Angular-Diameter Distances with Intensity Interferometry
本文提出利用基于Hanbury Brown-Twiss效应的强度干涉法测量Ia型超新星角尺寸和距离，通过优化观测策略和多望远镜层析成像降低不确定性，并结合超新星哈勃图测量哈勃常数H0。
2025-04-10 astro-ph.CO astro-ph.IM
Combined spectroscopy and intensity interferometry to determine the distances of the blue supergiants P Cygni and Rigel
本文报道了两颗恒星H $α$谱线内的空间强度干涉测量结果：亮蓝变星超巨星\PCygni \和晚B型超巨星参宿七。实验装置进行了升级，以允许同时测量两个偏振通道，而不是在我们以前的设置，和零基线关联函数对天空，以验证独立的估计从恒星光谱和仪器的光谱吞吐量。结合同步光谱测量和基于用代码CMFGEN计算的辐射转移模型，我们能够拟合我们测量的可见度曲线来提取恒星距离。我们对\PCygni \（1.61 $\pm$ 0.18 kpc）和参宿七（0.26 $\pm$ 0.02 kpc）的距离测定分别与盖亚和依巴谷任务的天体测量提供的值非常一致。参宿七的这个结果是通过采用恒星光度$L_{\star}$ = 123000 $L_{\odot}$得到的，在文献中报道这与依巴谷到参宿七的距离一致。然而，由于缺乏共识的参宿七的光度，我们也探讨了如何在我们的模型中采用恒星光度影响我们的距离测定参宿七。总之，我们支持，在一个独立的方式，到参宿七的距离提供的依巴谷任务，当采取光度123000 $L_{\odot}$在面值。这项研究是第一个成功的一步，扩展应用的风动量光度关系方法的距离校准从LBV超巨星到一个更正常的晚型B超巨星。
2022-06-23 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Augmentation of VERITAS Telescopes for Stellar Intensity Interferometry
2018-2019年，VERITAS VHE伽马射线天文台增加了高速光学仪器和连续数据记录电子设备，以创建一个灵敏的恒星强度干涉测量（SII）天文台VERITAS-SII。VERITAS-SII的主要科学目标是对选定的明亮（m< 6）、炽热（O/B/A）恒星进行可见波段的恒星直径测量和图像分析。VERITAS协作组织已同意在VERITAS不进行甚高能量辐射伽马射线观测的满月前后的几天部署和运行VERITAS-SII。VERITAS-SII增强采用定制的高速/低噪声焦平面仪器，使用高量子效率光电倍增管和电池供电的光纤控制高压电源。为了减少工程时间，VERITAS-SII使用商业上可获得的高速（250 MS/sec）连续流电子设备来记录每个VERITAS望远镜的强度波动的时间依赖性。VERITAS-SII还使用市售的基于白兔的定时解决方案，在望远镜间距离（大于100米）上使用快速（< 100皮秒）数据采集时钟同步。VERITAS-SII现在在美国亚利桑那州阿马多的VERITAS天文台F.L.Whipple天文台全面运行。本文介绍了用于VERITAS-SII增强VERITAS天文台的仪器硬件的设计，最初的VERITAS-SII观测的状态，以及未来改进VERITAS-SII的计划。
2019-08-08 astro-ph.IM astro-ph.SR
ESO White Paper on Intensity Interferometry: Cosmology, Fundamental Physics, Quantum Optics
Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Institut de Physique de Nice（尼斯物理研究所）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）；Laboratoire Lagrange（拉格朗日实验室）；Université Grenoble Alpes（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；IPAG（天体物理学与行星学研究所）；Czech Technical University in Prague（布拉格捷克理工大学）；Institute of Physics of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院物理研究所）；Lund Observatory（隆德天文台）；Lund University（隆德大学）；Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg（埃尔朗根-纽伦堡大学）；University of Zurich（苏黎世大学）；University of Geneva（日内瓦大学）；Observatorió Nacional / MCTI（巴西国家天文台/科技部）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）；New York University（纽约大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；University of Washington（华盛顿大学）；Stanford University（斯坦福大学）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（理论物理珀米特研究所）；University of Illinois Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）
ESO 白皮书探讨了强度干涉测量在宇宙学、基础物理和量子光学中的应用，包括宇宙膨胀率测量、暗物质探测及天体辐射的量子特性研究。
2026-02-13 astro-ph.IM
Characterization of very narrow spectral lines with temporal intensity interferometry
背景：一些恒星物体除了黑体辐射外，在可见光范围内还表现出非常窄的谱线。自然激光被认为是解释沃尔夫-拉叶星中窄线的一种机制。然而，传统天文摄谱仪的光谱分辨率仍然低了两个数量级，无法验证这一假设。目的：解决星光下窄光谱辐射的线宽问题。研究方法：光谱滤波与单光子级时间相关测量的组合通过将线宽测量移动到时域来打破波长色散光谱仪的分辨率限制。结果如下：我们在实验室实验中证明，时间强度干涉法可以确定一个20 MHz宽的多普勒展宽的激光线宽，并确定在黑体辐射背景的相干激光的贡献。
2016-07-20 astro-ph.IM quant-ph
OWL-Moon: Very high resolution spectropolarimetric interferometry and imaging from the Moon: exoplanets to cosmology
我们概述了OWL月球，位于月球表面的50- 100米口径望远镜的概念，以解决天文学中的三个主要领域，即可居住的系外行星上的生物特征的检测，系外行星的地球物理学和宇宙学。这样一个大型的月球望远镜，当与大型的地球望远镜相结合时，将允许强度干涉测量，从而导致皮秒的角分辨率。这将在天文学的许多领域得到应用，而且鉴于空间机构重新对重返月球产生兴趣，这是及时的。
2022-08-11 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
Towards Image Synthesis with Photon Counting Stellar Intensity Interferometry
本文介绍了基于光子计数恒星强度干涉测量（SII）进行图像合成的项目，核心工作包括优化极高光子率时间序列处理流水线、开发大型时间序列互相关算法及构建专用图像合成流水线。
2024-04-29 astro-ph.IM
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
Towards optical intensity interferometry for high angular resolution stellar astrophysics
大多数邻近的恒星仍然被检测为点源，并且超出了当前天文台的角分辨率范围。研究了提高我们对高角分辨率恒星认识的方法。空气切伦科夫望远镜（ACT），主要用于伽马射线天文学，使我们能够增加我们对特定系统的星周环境的了解。当用作光强度干涉仪时，未来的ACT阵列将使我们能够探测作为扩展物体的恒星，并以高角分辨率对其表面进行成像。由近100台望远镜组成的ACT阵列的光学恒星强度干涉测量（SII）将提供测量基本恒星参数的手段，并开辟独立于模型成像的可能性。一个数据分析算法的开发，并允许从模拟SII数据的高角分辨率图像的重建。通过蒙特卡罗模拟研究了未来ACT阵列用于高角分辨率成像的能力和局限性。简单的恒星物体以及具有局部热或冷区域的恒星表面都可以精确成像。最后，阐述了测量强度相关性的实验努力。演示了模拟和数字转换器的功能。强度相关性已被测量的模拟恒星发射赝热光，导致角直径测量。StarBase天文台由一对相距23米的3米望远镜组成。
2012-09-06 astro-ph.IM
Intensity interferometry with more than two detectors?
最初的强度干涉仪是由Hanbury Brown和合作者在20世纪50年代和60年代建造的仪器，在没有光学质量反射镜的情况下，在可见光中实现了毫角秒的分辨率。他们利用了一种当时新颖的物理效应，在Hanbury Brown和Twiss的实验之后，现在被称为HBT相关性，现在被认为是量子光学的基础。现在，新一代的强度干涉仪正在设计中，提高了用三个或更多探测器测量强度相关性的可能性。量子光学预测了高阶HBT的一些有趣的特性。一个是HBT的相关性随着探测器的数量而增加。信噪比的考虑表明，多探测器HBT的相关性对于明亮的脉泽是可测量的，但对于热源是非常困难的。但是，对于明亮的恒星来说，更适度的三探测器HBT相关性似乎是可以测量的，并且可以提供标准HBT中不存在的图像信息（即双谱）。
2013-10-08 astro-ph.IM
I3T: Intensity Interferometry Imaging Telescope
我们提出了一种新的方法，基于汉伯里布朗和Twiss强度干涉，转换切伦科夫望远镜的等效光学望远镜。我们表明，基于使用从量子光学应用中借来的光子学组件，我们可以恢复所观察到的源的空间细节下降到切伦科夫望远镜的衍射极限，由其直径设置在平均观测波长。为此，我们建议应用孔径合成技术从成对和三重相关的子光瞳强度，为了重建的图像的天体源从其傅立叶模量和相位信息，尽管大气湍流。我们研究的方法，即限制幅度的灵敏度，其实施现有的或未来的高能量阵列切伦科夫望远镜。我们表明，尽管其光学质量差，非常大的光学望远镜正在建设中，切伦科夫望远镜可以提供衍射限制成像的天体源，特别是在可见光，下降到紫色波长。
2021-05-18 astro-ph.IM
Optical intensity interferometry lab tests in preparation of stellar diameter measurements at IACTs at GHz photon rates
本研究针对IACTs开展光学强度干涉学实验，开发了适配高光子速率的离线关联装置，通过实验室模拟恒星光测量验证了相干时间与噪声水平符合预期，为恒星直径测量奠定基础。
2023-06-13 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Bayesian Imaging for Radio Interferometry with Score-Based Priors
Université de Montréal（蒙特利尔大学）；Ciela Institute（谢拉研究所）；Mila（米拉研究所）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；Flatiron Institute（熨斗研究所）；The Alan Turing Institute（艾伦·图灵研究所）；Trottier Space Institute（特罗蒂尔空间研究所）；Perimeter Institute（圆周理论物理研究所）
本文提出利用星系光学图像导出的分数先验对DSHARP射电干涉数据进行贝叶斯成像，在存在先验偏差的情况下仍能生成合理后验样本，且性能与现有算法相当。
2023-11-29 astro-ph.IM cs.CV
Intrinsic advantages of the w component and spherical imaging for wide-field radio interferometry
在干涉成像中考虑宽视场对下一代射电望远镜越来越重要。用于干涉成像的压缩感知技术最近已经扩展到广泛的领域，在它们自然存在的球坐标空间中恢复图像。我们回顾这些技术，突出：（一）如何有效的扩频现象，由于w分量引起的测量不相干性的增加，增强时去宽场;和（ii）稀疏性如何减少直接恢复图像的领域。这两个属性都用于提高重建图像的质量。
2011-08-26 astro-ph.IM
Optical Multi-Channel Intensity Interferometry - or: How To Resolve O-Stars in the Magellanic Clouds
基于汉伯里布朗-特维斯效应（英语：Hanbury Brown-Twiss effect）的强度干涉测量法，是一种简单且廉价的微角秒角分辨率的光学干涉测量法;由于灵敏度低，其在天文学中的应用在20世纪70年代被放弃。最近的技术发展的动机，我们认为，大型现代强度干涉仪的灵敏度可以提高到约25,000倍，对应于11个光度星等，相比开拓纳拉布里恒星干涉仪。这是通过以下方式实现的：（i）使用雪崩光电二极管（APD）作为光检测器，（ii）将从光源接收的光分布在多个独立的光谱通道上，以及（iii）使用由多个大型光收集器组成的阵列。我们的方法允许建造大型（基线范围从几公里到洲际距离）光学干涉仪，成本（非常）长基线无线电干涉仪。现实的强度干涉仪的设计能够实现限制R波段的幅度高达14，足够的空间分辨观测的主序O型恒星在麦哲伦星云。多通道强度干涉仪可以处理各种各样的科学案例：㈠恒星的线性半径、有效温度和光度; ㈡致密恒星残余物的质量-半径关系; ㈢恒星旋转; ㈣恒星对流和恒星光球与磁场的相互作用; ㈤多颗恒星的结构和演变; ㈥星际距离的直接测量;（vii）气体在超大质量黑洞上的吸积物理学;（viii）通过提供校准星样本来校准振幅干涉仪。
2014-10-23 astro-ph.IM
Stellar intensity interferometry over kilometer baselines: Laboratory simulation of observations with the Cherenkov Telescope Array
长期以来，天文学的一个愿景是实现千米基线以上的衍射限制光学孔径合成。这将使恒星表面及其环境成像，显示它们随时间的演变，并揭示双星系统中恒星风和气体流的相互作用。现在，一个机会正在打开，大型望远镜阵列主要是为了测量伽马射线引起的空气中的切伦科夫光而建立的。利用适当的软件，这种望远镜可以进行电子连接，也可用于强度干涉测量。由于望远镜之间没有光学连接，误差预算由几纳秒的电子时间分辨率决定。相应的光传播距离大约为1米，使得该方法实际上对大气湍流或光学缺陷不敏感，既允许很长的基线，又允许在短光波长下进行观察。理论建模表明，如何恒星表面的图像可以从这样的观测检索，在这里，我们报告的实验模拟。在光学实验室，人造恒星（单星和双星，圆形和椭圆形）由一组望远镜观测。使用高速光子计数固态探测器和实时电子设备，强度波动在望远镜对之间的多达一百个基线之间交叉相关，产生干涉傅里叶变换平面上的二阶空间相干性的地图。这些实验的目的是验证的概念，并优化仪器和观测程序，为未来的观测（特别是）CTA，切伦科夫望远镜阵列，旨在数量级的光学天文学的角分辨率的改进。
2014-07-22 astro-ph.IM astro-ph.SR
First Intensity Interferometry Measurements with the H.E.S.S. Telescopes
本研究在H.E.S.S.望远镜阵列上部署带电动校正的强度干涉装置，首次实现南天恒星的角直径测量与多星系统干涉性能验证，拓展了切伦科夫望远镜的高分辨观测能力。
2023-12-13 astro-ph.IM
Investigating the accuracy achievable in reconstructing the angular sizes of stars through stellar intensity interferometry observations
内容：近年来，恒星强度干涉测量法重新引起了天文学界的兴趣，因为它可以有效地应用于切伦科夫望远镜阵列。目的：研究用地面观测的可见度曲线拟合恒星大小的精度。由于预期可利用的天文目标数量众多，一年中的夜晚数量有限，而且可能存在多个基线，因此需要仔细规划观测战略，以最大限度地提高科学产出。研究方法：我们研究了误差的趋势估计的角度大小，考虑均匀盘模型，通过改变几个参数的观测，如测量的总数，积分时间，信噪比，和不同的位置沿基线。结果：我们发现测量零基线相关性的值对于获得最佳结果至关重要。可以直接测量该值或预先知道该值的系统将具有更好的灵敏度。我们还发现，为了使积分时间最小化，在0和对应于可见度函数的第一个零点之间的基线中点处获得第二次测量是足够的。此功能不必在多个位置进行测量。最后，我们得到了一些解析表达式，这些表达式可以在特定条件下用来确定预先重建恒星角尺寸所能达到的精度。这有助于优化观察时间表。
2022-09-13 astro-ph.IM astro-ph.SR
PRECL: A new method for interferometry imaging from closure phase
对于短波长VLBI观测，准确测量可见度函数的相位是一个困难的问题。在这种情况下，闭合相位是可靠的测量，尽管不足以检索所有的相位信息。我们提出了一种新的方法，相位恢复从封闭相（PRECL）。PRECL仅从闭包阶段估计所有可见性阶段。结合PRECL和我们已经提出的稀疏建模方法，VLBI成像过程不依赖于脏图像，也不依赖于自校准。所提出的方法进行了数值测试，结果是有前途的。
2016-04-09 astro-ph.IM
Analytic Interferometry of Rotating Stellar Surfaces
本文推导任意非均匀旋转恒星干涉可见度的闭式解，提出“恒星自转综合”，并通过 harmonix 与模拟证明联合 TESS 同步光度可显著提升恒星黑子绘图精度。
2025-09-29 astro-ph.IM astro-ph.SR
Multi-Aperture Imaging of Extrasolar Planetary Systems
在本文中，我们回顾了红外恒星干涉仪可以用来执行太阳系外行星系统的直接检测的各种方式。我们首先回顾了基于经典恒星干涉测量的技术，其中（复杂的）vibrations测量，然后描述如何更高的动态范围可以实现与调零干涉。然后讨论了零干涉测量法在黄道光盘和太阳系外行星研究中的应用，并举例说明。
2010-12-02 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
On-sky demonstration of an ultra-fast intensity interferometry instrument utilizing hybrid single photon counting detectors
本研究开发了一款用于1米级光学望远镜的超快单光子计数强度干涉仪，利用混合光子探测器和恒定分数鉴别器优化时间分辨率，成功测量了三颗明亮A型恒星的光子聚束现象，观测相干时间与预期及实验室值高度吻合，为高分辨率空间强度干涉测量提供了新途径。
2025-04-07 astro-ph.IM
Simultaneous Two Colour Intensity Interferometry with H.E.S.S
本文报道了利用升级后的 H.E.S.S. 望远镜装置首次实现同时双波段强度干涉测量，并给出四颗恒星在考虑临边昏暗效应后的角直径结果。
2024-11-25 astro-ph.IM
