Investigation and Application of Fitting Models for Centering Algorithms in Astrometry
为了确定CCD框架中恒星的精确位置，已经提出了各种天体测量定心算法。有效点扩散函数（ePSF）和高斯中心算法是两种具有代表性的中心算法。本文详细比较和研究了这两种中心化算法在数据精简中的应用。具体而言，在不同的条件下（即配置文件，流量，背景和半高全宽）的合成星图像的生成和处理。我们发现，这两种算法之间的精度差异与星图的轮廓有关。因此，使用理想的高斯轮廓恒星图像的精度比较结果不能扩展到其他更具体的实验场景。根据仿真结果，可以根据观测值的图像特征选择最合适的算法，并对其他算法的精度损失进行估计。用云南天文台1米和2.4米望远镜的观测资料验证了上述结论。
2021-12-24 astro-ph.IM
Gaia and VLT astrometry of faint stars: Precision of Gaia DR1 positions and updated VLT parallaxes of ultracool dwarfs
我们比较了盖亚的第一次数据发布（DR 1）的二级数据集在其微弱的限制与CCD的位置，在20个领域的VLT/FORS 2相机观察到的恒星。FORS 2的位置不确定度小于1毫角秒（mas），使我们能够对DR 1的天体测量精度进行独立验证。在我们用FORS 2观测的区域中，我们将盖亚DR 1的位置投影到CCD平面上，在两组匹配的恒星之间进行多项式拟合，并对位置的残差进行统计分析。残差RMS大致符合Gaia DR 1不确定性给出的预期，其中我们在Gaia DR 1精度方面确定了三种机制：对于G = 17-20的恒星，我们发现，在DR 1精度为0.5-5 mas范围内的恒星的形式DR 1位置不确定度被低估了63 +/-5%，而在7-10质量范围内的恒星的DR 1不确定度被高估了2倍。对于最好的测量和一般较亮的G = 16-18星，DR 1位置不确定度<0.5质量，我们在剩余RMS中检测到0.44 +/- 0.13质量的过量噪声，其来源可能是FORS 2和盖亚DR 1。通过采用Gaia DR 1作为绝对参考系，我们改进了FORS 2的像素尺度确定，从而对我们之前发布的20个超冷矮星的视差进行了微小更新。我们还更新了Luhman 16双星褐矮星系统的FORS 2绝对视差为501.42 +/- 0.11 mas
2017-08-02 astro-ph.IM
Pointing Calibration for the Cherenkov Telescope Array Medium Size Telescope Prototype
指向校准是为了获得望远镜的真实指向方向而应用的离线校正。切伦科夫望远镜阵列（CTA）的目标是具有确定点状以及略微延伸的源的位置的精度，其目标是空间角度的系统误差小于7角秒。这张海报描述了柏林-阿德勒肖夫的CTA中型望远镜（MST）原型的指向校准概念，展示了测试结果和初步测量结果。MST指向校准方法使用安装在望远镜盘上的两个CCD相机来确定望远镜的真实指向。“Lid CCD”与望远镜的光轴对齐，用虚拟伽马相机盖上的LED进行校准;“Sky CCD”与Lid CCD预先对齐，Sky和Lid CCD相机视场之间的转换通过特殊指向运行的图像精确建模，这些图像也用于确定指向模型。在源跟踪期间，CCD相机记录图像，使用包括Astrometry.net的软件工具离线分析图像以确定真实的指向坐标。
2013-07-17 astro-ph.IM
Is Flat Fielding Safe for Precision CCD Astronomy?
精确宇宙学的宏伟目标，如暗能量巡天（DES）和大型综合巡天望远镜（LSST）等宽视场光学巡天，要求精密CCD天文学作为其基础。这反过来又需要了解以前的CCD传感器中的系统误差，其中许多表现为静态有效的变化，在像素面积的未知来源。这样的变化使得传统的平场过程背后的一个关键假设--传感器的像素包括一个均匀的网格--无效。在这项工作中，我们提出了一种方法来推断一个无卷曲模型的传感器的底层像素网格从平场图像，结合叠加的所有静电传感器的影响-已知和未知的-存在于平场数据。我们使用这些像素网格模型来估计整体的影响传感器系统的测光，天体测量，和PSF形状测量的代表性传感器从暗能量相机（DECam）和原型LSST传感器。应用该方法DECam数据恢复已知的显着传感器的影响，目前正在开发的DES内的校正。对于LSST原型CCD与像素响应非均匀性（PRNU）的0.4%，我们发现这些观测值的影响是可以忽略不计的标称0.7”看到的条件下，“不适当的”平场。这些误差与PRNU呈线性关系，因此对于未来可能具有更大PRNU的LSST生产传感器，我们的方法提供了一种评估是否需要平面外野像素级校准的方法。
2017-06-22 astro-ph.IM
Astrometric precision tests on TESS data
背景天体测量在或低于微弧秒水平与成像望远镜假设的不确定性的位置上的一个未解决的来源可以是一个任意小的分数的探测器像素，给定足够的光子预算。瞄准本文探讨了几何极限精度，在CCD像素分数，实现了一个大的一组星场图像，选择公开可用的科学数据的TESS任务。法使用TESS光变曲线文件中提供的位置估计，以像素为单位计算选定亮星之间的距离（$G \simeq 5\,mag$）的统计数据。结果在$0.01$像素的水平上，坐标差的分散似乎受到长期变化和噪声周期的影响。相对于低通滤波数据（跟踪长期演化）的残差，这是解释为实验天体测量噪声，达到几个毫像素或以下的水平，下至$1/5,900$像素。饱和的图像是存在的，证明天体测量精度主要是保存在整个CCD列，而它具有沿列方向的优雅的退化。图像集的累积性能是跨列的几个微像素，或者沿着列的几个10微像素。结论.天文测量精度下降到一个CCD像素的一小部分，给出足够信噪比的想法，证实了从飞行中的科学仪器的$10^{-6}$像素级的实际数据。简要讨论了未来高精度天体测量任务的影响。
2022-12-05 astro-ph.IM
PEPSI: The high-resolution echelle spectrograph and polarimeter for the Large Binocular Telescope
PEPSI是用于2x8.4 m大型双筒望远镜（LBT）的台式双臂光纤馈电稳定波茨坦Echelle偏振和光谱仪器。三种光谱分辨率（43 000、120 000或270 000）可以在三次曝光中覆盖从383到907 nm的整个光学/红色波长范围。两个10.3kx10.3kCCD（像素为9 μm，峰值量子效率为96%）共记录了92阶中阶梯光栅。我们介绍了一种新的变体的波导图像切片器与3，5，和7切片和峰值效率之间的96%。共有六个交叉色散器覆盖摄谱仪的六个波长设置，其中两个总是同时进行。这些是由一个VPH光栅夹在两个棱镜。包括望远镜在内的系统在650 nm处的峰值效率为15%，在390 nm和900 nm处的峰值效率分别为11%和10%。结合LBT的110 m2光收集能力，我们预计在低分辨率模式下的极限星等为20等V。R=120 000模式也可以与两个双光束斯托克斯IQUV偏振计一起使用。270 000模式是通过7层图像切片器和100 μm光纤通过0.74”的投影天空孔径实现的，与LBT站点的中值视宁度相当。每个分辨率元素12像素采样的43000模式是我们的视觉差或模糊对象模式。三种分辨率模式中的任何一种都可以与天空光纤一起使用，以实现同时的天空曝光，或者与来自稳定的法布里-珀罗标准具的光一起使用，以实现超精确的径向速度。CCD-图像处理使用专用数据简化和分析包PEPSI-S4 S进行。…
2015-05-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
Astrometry via Close Approach Events: Applications to Main-Belt Asteroid (702) Alauda
本文提出利用小行星近接近参考星事件并拟合二阶角速度模型以精确测定位置，在 (702) Alauda 的15次事件中实现优于4毫角秒、最佳1毫角秒的定位精度。
2023-08-17 astro-ph.EP astro-ph.IM
Theia: Faint objects in motion or the new astrometry frontier
在欧空局M5（中型任务）的背景下，我们提出了一个新的卫星任务，Theia，基于相对天体测量学和极高的精度来研究宇宙中非常微弱物体的运动。Theia的主要目的是研究当地的暗物质特性，在我们最近的恒星系统中存在类似地球的系外行星以及紧凑物体的物理学。此外，大约15 $\%$的飞行时间专门用于开放式观测站，供更广泛的社区提出补充性科学案例。凭借其独特的计量系统和“瞄准”策略，Theia的精度将达到亚微弧秒级别。这比欧空局/盖亚对最亮天体的精度高出约1000倍，对最暗恒星的精度提高了10-30倍（取决于确切的观测计划）。在提交给欧空局的版本中，我们提出了一个光学（350- 1000 nm）轴TMA望远镜。由于ESA技术准备水平，相机的焦平面将由CCD探测器制成，但我们预计将升级为CMOS探测器。测光测量将在转换时间和稳定阶段进行，以达到所需的天体测量精度。
2017-07-02 astro-ph.IM
High precision astrometry mission for the detection and characterization of nearby habitable planetary systems with the Nearby Earth Astrometric Telescope (NEAT)
对太阳系附近的太阳型恒星（FGK矮星）的有限体积样本周围的行星系进行全面普查，这些恒星的灵敏度一致，直到几个天文单位的宜居带内的地球质量行星，这将是太阳系外行星天体物理学的一个重要里程碑。这一基本目标可以通过NEAT -近地天体测量望远镜等任务概念来实现。NEAT的设计目的是进行空间极高精度的天体测量，足以探测质量甚至低于地球的行星绕最近恒星运行所产生的动力学效应。这样一项调查任务将提供实际行星质量和所探测到的行星系所有组成部分的完整轨道几何形状，直至地球质量极限。NEAT的性能极限可以通过在目标和一组合适的参考星之间进行差分天体测量来实现。NEAT仪器的设计包括一个离轴抛物面单镜望远镜，一个探测器与一个大的视场由位于一个固定的中央CCD周围的小型可移动的CCD，和一个干涉校准系统起源于位于主镜的计量光纤。拟议的任务架构依赖于使用两颗在L2运行5年的卫星，编队飞行，并提供20，000多次重新配置的能力（替代选项使用可部署的吊杆）。NEAT的主要科学计划将包括对我们200个最近的F-，G-和K-型恒星邻居的天体测量调查，平均访问50次。剩余的时间可用于改进对特定目标（低质量恒星、年轻恒星等）附近选定的行星系结构的表征。由盖亚发现，地面高精度径向速度测量。
2011-08-16 astro-ph.EP astro-ph.IM
Analysis of the Cramer-Rao lower uncertainty bound in the joint estimation of astrometry and photometry
在本文中，我们使用的Cramer-Rao下限的不确定度估计的最大精度，可以达到联合同时（或二维）估计的测光和天体测量的点源测量的线阵CCD探测器阵列。我们开发的精确表达式的Fisher矩阵元素计算的Cramer-Rao界的情况下，一个源的高斯光剖面。从这些表达式中，我们预测的行为的Cramer-Rao天体测量和测光精度的信号和噪声的观测的函数，并将它们与实际观测-找到一个很好的对应关系。我们表明，天体测量的克拉美-拉奥界为$(S/N)^{-1}$（类似于光度界），但另外，我们发现，这个界是相当敏感的背景值-抑制背景可以大大提高天体测量的精度。我们提出了一个系统的分析的Fisher矩阵的元素的情况下，当检测器充分采样的源（过采样制度），导致封闭形式的Cramer-Rao界的解析表达式。我们表明，在这一制度中，联合参数测定的测光和天体测量的来源成为彼此解耦，而且，它是可能的写下来的表达式（近似一阶的小数量F/B或B/F）的预期最小的不确定性通量和位置。这些表达式被证明是相当有弹性的过采样条件下，因此成为非常有价值的基准工具，以估计在预先指定的观测条件和探测器属性下可达到的最大光度和天体测量精度的近似行为。
2014-07-14 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.ins-det
The Multi-site All-Sky CAmeRA: Finding transiting exoplanets around bright ($m_V < 8$) stars
本文介绍了多站点全天空相机（MASCARA）的设计，操作和性能。它的主要目标是通过监测整个天空来寻找新的系外行星过境明亮的恒星$4 < m_V < 8$。MASCARA由加那利群岛拉帕尔马的一个北部站（自2015年2月起全面运行），智利拉西拉天文台的一个南部站（自2017年初开始运行）和荷兰莱顿天文台的一个数据中心组成。MASCARA的两个观测站都配备了五台使用宽视场透镜（焦距为24毫米）的行间CCD相机，它们的指向固定，共同覆盖了当地天空的3号气团。行间的CCD相机允许背靠背曝光，在固定的恒星时间拍摄，曝光时间为6.4恒星秒。曝光时间足够短，以至于在积分过程中，恒星穿过CCD的运动不会超过一个像素。天体测量和光度测量在现场进行，之后产生的光变曲线被转移到莱顿进行进一步分析。最终的MASCARA档案将包含${\sim}70,000$恒星的光变曲线，低至$m_V=8.4$，精度为$m_V=8$时每5分钟$1.5\%$。
2017-02-13 astro-ph.EP astro-ph.IM
RAFTER: Ring Astrometric Field Telescope for Exo-planets and Relativity
高精度天体测量的目标是在高信噪比条件下，将源位置确定到衍射图像尺寸的非常小的一部分。这一目标的一个关键限制是望远镜在相当大的视场内的光学响应变化，这是确保任何选定目标的明亮参考物体所必需的。这个问题转化为严重的校准约束，和/或需要复杂的望远镜和焦平面计量。我们提出了一个创新的系统方法，从建立TMA望远镜的概念，扩展到实现高填充因子的环形视场的望远镜的光轴周围。拟议的设计是一个非常紧凑的，1米级的望远镜兼容现代CCD和CMOS探测器（EFL = 15米）。我们描述的概念，实施准则和当前的光学设计的光学性能。衍射极限视场超过1.25平方度，66个器件的探测器占据了最好的0.25平方度。
2021-04-07 astro-ph.IM
Pixel-based correction for Charge Transfer Inefficiency in the Hubble Space Telescope Advanced Camera for Surveys
由于地球大气层上方的辐射损伤导致的电荷转移效率低下（CTI）在哈勃太空望远镜（HST）图像中产生了虚假的拖尾。辐射损伤也会产生不相关的热像素-但这些恰好是测量CTI的完美方法。我们在先进的相机调查（ACS）/宽场通道（WFC）的CTI模型，并构建一个物理动机的校正方案。这对原始数据而不是二次科学产品进行操作，通过将单个电子返回到它们在读出过程中无意中被拖动的像素。我们将我们的校正应用于HST COSMOS调查的图像，成功地将CTI轨迹减少了约30倍，无论是在CCD还是在所有通量水平。我们量化了星系测光、天体测量和形状的变化。惊人的97%的校正水平足以使下游科学产品的（即将到来的）重新分析和更大的调查的收集。
2009-09-02 astro-ph.CO astro-ph.IM
Astrometric calibration and performance of the Dark Energy Camera
我们描述了暗能量相机（DECam）在其500兆像素、3度^2科学视场和4年运行期间执行相对天体测量的能力。这是通过对高信噪比恒星图像的~4x10^7次测量进行内部比较来完成的，这些图像是在重复访问中等恒星密度的区域时获得的，望远镜抖动以在阵列周围移动源。一个经验的天体测量模型包括条款：光学失真;杂散电场在CCD探测器;色项在仪器和大气光学; CCD的相对位置的变化高达~10微米时，DECam温度周期;和低阶失真，每个曝光从大气折射和望远镜对准的变化。在这个天体测量模型中的误差主要是由随机变化与典型的振幅为10-30质量（在30秒曝光）和5-10弧分相干长度，可能归因于柯尔莫哥洛夫频谱大气湍流。这些大气畸变的大小与视宁度没有密切关系。给定一个密度约为0.7弧分^{-2}的天体测量参考星表，例如来自盖亚的天体测量参考星表，典型的大气畸变可以内插到7 mas RMS精度（对于30 s曝光），剩余误差的相干长度为1弧分。剩余的可检测误差贡献者是来自装置中的未建模杂散电场的2-4质量RMS，以及来自相机热循环之间的焦平面移位的另外2-4质量RMS。因此，单次DECam曝光的天体测量解决方案在焦平面上精确到3-6 mas（0.02像素，或300 nm），加上随机大气失真。
2017-03-05 astro-ph.IM
