Bandwidth in bolometric interferometry
测辐射热干涉术是目前正在开发的一项技术，将首先致力于探测宇宙微波背景中的B模式偏振波动。测辐射热干涉仪必须利用其测辐射热计的宽光谱探测波段，以便与成像实验竞争。一个关键的问题是，干涉仪被认为是重要的影响，被称为带宽拖尾的破坏效果。在本文中，我们研究了带宽如何修改测辐射热干涉仪的工作原理，以及它如何影响其灵敏度的CMB角功率谱。我们得到了宽带外差和测辐射热干涉仪测量的宽带辐射率的解析表达式。我们研究如何必须在宽带测辐射热干涉仪中重建的vibrium，并表明，这严重依赖于硬件性能的调制移相器。最后利用考虑带宽的角功率谱估计器计算了宽带测辐射热干涉仪的灵敏度。数值模拟结果证实了分析结果。我们的结论是：（i）宽带测辐射热干涉仪允许宽带vibrations被重建，无论使用的移相器的种类和（ii）专用B模式测辐射热干涉仪，由于带宽拖尾的灵敏度损失是相当可以接受的，即使是宽带仪器（一个因素2损失为典型的20%带宽的实验）。
2009-10-09 astro-ph.IM
Radio Interferometer with Simple antennas
本研究针对简单天线作为射电干涉仪阵元的可见度问题，从杨氏双缝实验出发推导了基于天线增益的干涉强度分布公式，算出11dBi八木天线干涉仪可见度为0.0714，为定制化干涉仪设计提供了理论支撑。
2023-10-05 astro-ph.IM
The African Very Long Baseline Interferometry Network:The Ghana Antenna Conversion
非洲甚长基线干涉测量网络（AVN）是一个泛非洲项目，将通过将现有的电信天线转换为射电望远镜或建造新的天线，在非洲大陆的几个国家发展甚长基线干涉测量（VLBI）观测能力。本文重点介绍Nkutunse卫星通信站（加纳阿克拉附近）的转换，特别是早期的机械和基础设施升级，以及定制环境接收器和数字后端的开发。本文最后指出，在该站可以作为一个业务VLBI站投入使用之前，还需要做些什么。
2016-08-07 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
Geometric tilt-to-length coupling in precision interferometry: mechanisms and analytical descriptions
倾斜-长度耦合是用于将角度或横向抖动交叉耦合到干涉相位信号中的技术术语。它是精密干涉仪中的一个重要噪声源，其来源于光程长度的变化或波前和削波效应。在本文中，我们专注于几何TTL耦合，并将其归类为一些不同的机制，我们给出了解析表达式。然后，我们表明，这种几何描述并不总是足以预测的TTL耦合噪声内的干涉仪。因此，我们讨论如何理解的几何效应允许TTL噪声降低已经通过智能设计的选择。此外，它们还可用于抵消系统中的总测量TTL噪声。所介绍的内容适用于各种各样的精密干涉仪，包括像LISA这样的空间引力波探测器。
2022-03-15 astro-ph.IM physics.ins-det physics.optics
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
New Design of Electrostatic Mirror Actuators for Application in High-Precision Interferometry
我们描述了一种新的几何静电执行器用于敏感的激光干涉仪。该装置由位于反射镜（测试质量）两侧的两个板组成，因此不会像传统静电驱动器（ESD）那样减小其通光孔径。使用AEI-10 m原型干涉仪的样本情况下，我们调查的致动范围和相对于测试质量的ESD板的相对失调的影响。我们发现，在AEI-10米原型干涉仪的情况下，这种新的ESD可以提供0.28微米的范围时，在1千伏的电压操作。此外，所示的几何形状提供了约100的致动器运动耦合到测试质量位移的幅度的减小因子。因此，我们表明，在AEI-10 m干涉仪的特定情况下，可以将ESD致动器直接安装在光学工作台上，而不会破坏主要测试质量的三级悬挂的地震隔离性能。
2014-11-14 astro-ph.IM physics.ins-det physics.optics
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
Generic data reduction for nulling interferometry package: the grip of a single data reduction package on all the nulling interferometers
本研究提出基于统计自校准方法的GPU加速Python工具包GRIP，可通用处理各类零干涉仪的观测数据，相比传统均值法灵敏度与准确性更高，已在真实数据上得到应用。
2024-07-11 astro-ph.IM
Theory of optical long-baseline interferometry on polarized sources
Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université Paris Cité（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎西岱大学）
本文提出考虑光束列车和源偏振特性的小基线干涉仪理论，引入广义穆勒矩阵以描述多孔径干涉仪中观测斯托克斯可见度与目标斯托克斯可见度之间的关系，并讨论经典复可见度需去偏振串扰。
2026-03-20 astro-ph.IM
APSYNSIM: An Interactive Tool To Learn Interferometry
孔径合成模拟器是一个简单的交互式工具，可以帮助学生直观地了解应用于天文干涉仪的孔径合成技术的基础知识。用户可以加载许多不同的干涉仪和源模型（也可以创建自己的），改变观测参数（例如，源坐标、观测波长、天线位置、积分时间等），甚至对干涉测量图像进行去卷积，并利用增益误差（幅度和相位）破坏数据。该程序是完全交互式的，所有数字都实时更新。APSYNSIM已在多所干涉测量学校使用，并得到了学生的积极反馈。
2017-06-06 astro-ph.IM
Golden Spiral Interferometry for Radio Astronomy. A proposal
本文提出将黄金螺旋分布用于射电干涉测量，证明其相比线性或圆形分布可将分辨率提升最高八倍，并有望改善灵敏度和望远镜分布均匀性。
2024-09-01 astro-ph.GA astro-ph.IM
First observations with a GNSS antenna to radio telescope interferometer
本文介绍了一种由GNSS天线和VLBI射电望远镜组成的干涉仪，用于大地测量，首次实现了高信噪比观测，并提出了基于PPP的新技术以延长积分时间。
2023-08-30 astro-ph.IM eess.SP physics.geo-ph
A Demonstration of Spectral and Spatial Interferometry at THz Frequencies
一个实验室原型光谱/空间干涉仪已经建成，以证明在远红外（FIR）波长（0.15 - 1太赫兹）的双傅立叶技术的可行性。计划使用该演示器研究和验证未来天文FIR干涉仪仪器的重要设计特征和数据处理方法。在建立这个原型，我们必须解决几个关键技术，提供一个端端系统演示这种双傅立叶干涉仪。我们报告的第一个结果时，观看单缝和双缝源在一个大型准直器的焦点用于模拟真实的来源在无穷远。分析了这些特定场几何形状的原型仪器的性能，以与观察到的干涉条纹进行比较，并展示图像重建能力。
2012-03-09 astro-ph.IM
STARI: STarlight Acquisition and Reflection toward Interferometry
STARI任务旨在通过立方星编队毫米级控制、百米级星光反射和亚角秒倾斜稳定，验证空间干涉仪关键子系统的端到端性能。
2024-08-07 astro-ph.IM
Antennas and Receivers in Radio Interferometry
主天线单元和接收机是综合望远镜中最重要的两个部件。它们共同负责在方向和频率上锁定天文源，捕获其辐射，并将其转换为适合数字化和相关的信号。天线和接收器的属性和性能可以以许多基本方式影响合成图像的质量。在这个讲座中，他们最相关的设计和性能参数进行审查，重点放在目前的ALMA和VLA系统。我们详细讨论了主光束的形状和孔径效率的组成部分，我们提出了全息，指向和伺服控制的基础知识。在接收机方面，我们概述了放大器和混频器在低温前端和室温后端信号路径中的使用，还描述了精密本振（LO）、锁相环（PLL）和LO调制技术的基本特性。我们提供了一个示范的方法，在ALMA观测测量接收机和系统的灵敏度作为频率的函数。最后，对辐射计方程进行了简单的推导和数值模拟。
2016-09-29 astro-ph.IM
Design of an Ultra-Wideband Antenna Feed and Reflector for use in Hydrogen Intensity Mapping Interferometers
针对氢强度映射干涉仪，本文设计并优化了5.5:1带宽的Vivaldi馈源与带椭圆套环的深抛物面反射面，以抑制散射和交叉耦合等系统效应。
2023-11-02 astro-ph.IM
A graphical tool for demonstrating the techniques of radio interferometry
我们提出了一个图形界面，旨在展示的技术，射电干涉望远镜，如ALMA，电子梅林，JVLA和SKA，在向公众开放的方式使用。干涉测量是天文学家使用的一种观测技术，用于将来自几个到几十个到几百个单独的小型天线的信号组合起来，以获得无线电和毫米波长的高分辨率图像。这个图形界面演示了天线的数量，它们之间的相对位置以及地球的旋转如何使天文学家能够在长波长下创建高度详细的图像。
2012-11-01 astro-ph.IM physics.ed-ph
QUBIC, a bolometric interferometer to measure the B modes of the CMB
测量CMB偏振波动的B模式将对暴胀提供非常强的约束。这种衡量的主要挑战是如何处理系统性影响。在这方面，使用成像仪和干涉仪进行的CMB观测具有互补性，但系统性非常不同。干涉测量提供了对天空信号的傅里叶变换的直接访问。在测辐射热干涉测量中，天空通过几百个喇叭产生的干涉图案被成像在测辐射热计阵列上。需要几个这样的模块来实现所需的灵敏度。我们将描述QUBIC，它是美国和欧洲MBI和BRAIN合作的合并。QUBIC是一种偏振测热干涉仪，将于2011-2012年部署。
2009-10-02 astro-ph.CO astro-ph.IM
Distribution models of antennas in radio astronomy: Efficiency comparison of the golden spiral interferometry
本文通过模拟一百个天线的四种配置，比较射电干涉测量中黄金螺旋、网格、随机和“Y”形布局的UV覆盖与成像质量，证明黄金螺旋因自相似性和均匀覆盖而在分辨率和灵敏度上最优。
2024-11-24 astro-ph.GA astro-ph.IM
A demonstrator for bolometric interferometry
测辐射热干涉术（BI）是精确测量宇宙微波背景偏振的最有前途的技术之一。在本文中，我们提出的DIBO（演示d'Interferometrie Bolometrique），一个单基线演示器工作在90 GHz，证明BI的概念适用于毫米波干涉仪的有效性。该仪器已在实验室中，其特征在于在室温下的检测器和4 K测辐射热计。这使我们能够以一种干净的方式测量干涉图样，包括（1）旋转光源和（2）随时间变化两个干涉仪臂之间的相移。详细的建模也进行了验证与测量。
2009-02-02 astro-ph.CO astro-ph.IM
Instrumentation for Radio Interferometers with Antennas on a Regular Grid
在过去的二十年中，人们对低频射电天文学的兴趣的复苏，21厘米层析成像的时代的再电离，引起了一类新的无线电干涉仪与$N \gg 100$天线。不需要低温冷却的低噪声接收器的可用性降低了天线的成本，使得用许多小型天线而不是大型碟形结构来构建灵敏度变得负担得起。然而，由校准和成像所需的可见度产品的$\mathcal{O}(N^2)$缩放确定的这种无线电阵列的计算和存储成本与阵列本身的成本成比例，并推高了射电望远镜的总成本。当阵列中的天线建立在规则网格上时，可以利用基于阵列的空间傅立叶变换的直接成像方法来避免计算驱动不利缩放的中间可见度矩阵。然而，这样的方法依赖于校准天线电压的可用性，其本身在不使用可见度矩阵的情况下难以获得。在这篇论文中，我探讨了两个实时校准策略，可以操作的可见性矩阵的子集，这可以计算不妥协的$\mathcal{O}(N\log{N})$缩放的直接成像系统。对于更一般的射电干涉仪布局，可以使用带条纹停止的基线相关平均来降低可见度产品的数据速率。本文介绍了为氢时代再电离阵列（HERA）建立的信号处理流水线，该流水线实现了条纹停止和基线相关平均，将数据速率从近1Tbps降低到15Gbps。
2022-08-08 astro-ph.CO astro-ph.IM
Development of a Digital Astronomical Intensity Interferometer: laboratory tests with thermal light
我们提出了测量的二阶空间相干函数的热光源使用Hanbury-Brown和Twiss干涉与数字相关。我们证明了正交偏振之间的强度波动，或在检测器的分离大于源的空间相干长度，是不相关的，但可以用来减少系统噪声。这里进行的工作可以很容易地应用到现有的和未来的成像空气切伦科夫望远镜作为恒星强度干涉测量（SII）的星光收集器，以测量天文物体的空间特性。
2017-08-18 astro-ph.IM physics.optics
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
