Hierarchical fringe tracking
极限星等是光学干涉计量学的一个关键问题。基于例如在重力中使用的集成光学概念的成对条纹跟踪器似乎限于VLTI的8米单位望远镜的约K=10.5，并且存在一般的“常识”陈述，即条纹跟踪的效率以及因此光学干涉测量的灵敏度必须随着孔径的数量增加而降低，至少在近红外中，我们仍然受到探测器读出噪声的限制。在这里，我们提出了一个分层条纹跟踪（HFT）的概念，灵敏度至少等于这两个孔径条纹跟踪器。HFT基于成对的孔的组合，然后是成对的孔，然后是成对的组。关键的HFT模块是一种像两个望远镜（2TSF）的空间滤波器一样工作的设备，并以单模光束传输同相对的全部或大部分通量。我们给出了一个例子，这样的消色差2TSF，基于非常宽带的分散条纹网格分析，并表明，它允许活塞措施，从非常宽带的条纹只有3至5个像素每个条纹跟踪器。我们显示的数值模拟结果表明，我们的设备是一个很好的消色差空间滤波器，并允许其耦合效率，这是类似于一个单一的孔径上的单模光纤的第一次评估。我们非常初步的结果表明，HFT有一个很好的机会，是一个严重的候选人最敏感的条纹跟踪与VLTI和干涉仪与更大数量的孔径。在VLTI上，相对于重力内部FT的星等增益的第一个粗略估计在2.5至3.5星等（K）之间，这对活动星系核、年轻恒星和行星形成盘的VLTI科学计划产生了决定性影响。
2014-10-17 astro-ph.IM
P-REx II. Off-line Performance on VLTI/GRAVITY
对于灵敏的光学干涉测量，控制阵列中各个望远镜之间波前的光程差（OPD）的演变是至关重要的。一对望远镜之间的OPD是由差分光学特性，如大气折射，望远镜对准等引起的。这已经经典地使用条纹跟踪器进行测量，该跟踪器提供对活塞致动器的校正以考虑这种差异。一个辅助方法，被称为活塞重建实验（P-REx）已被开发出来，以测量OPD，或差分“活塞”的波前，引起的大气在每个望远镜。以前，这种方法的概述和结果从LBT自适应光学（AO）的数据为一个单一的望远镜孔径。P-REx现已离线应用于先前获得的VLT的重力CIAO波前传感数据，以估计六个VLTI基线的大气OPD。与VLTI重力条纹跟踪仪获得的OPD进行了比较。结果表明，VLTI和GRAVITY组合系统的望远镜和仪器噪声在大气湍流贡献中占主导地位。然而，模拟和对天空的P-REx数据之间的良好的协议表明，如果望远镜和仪器的噪音减少到大气活塞噪音水平，P-REx有可能减少OPD的活塞湍流的均方根高达10的一个因素的频率下降到1赫兹。在这种情况下，P-REx将有助于推动长基线干涉仪光学条纹跟踪的灵敏度极限。
2021-12-23 astro-ph.IM
First results from fringe tracking with the PRIMA fringe sensor unit
条纹传感器单元（FSU）是甚大望远镜干涉仪（VLTI）相位参考成像和微弧秒天体测量（PRIMA）双馈装置的核心部件。它已于2008年8月安装在帕拉纳尔天文台，目前正在进行调试和科学运行的准备工作。安装后不久开始调试观测，第一批结果包括空间编码条纹传感的演示和条纹跟踪VLTI极限幅度的增加。然而，遇到了困难，因为FSU不包括实时光度校正和它的条纹编码依赖于偏振。这些因素影响控制信号，特别是它们的线性，并且可以干扰跟踪控制回路。为了解释这一点，需要额外的校准和表征工作。我们概述了仪器的概念，并给出了迄今为止获得的调试结果的概述。我们描述的光度变化和光束列车偏振对仪器操作的影响，并提出可能的解决方案。最后，我们更新了目前的状况，鉴于天体测量科学业务与PRIMA的开始。
2010-12-06 astro-ph.IM
PIONIER: a visitor instrument for the VLTI
PIONIER是VLTI的4望远镜访客仪器，计划在2010年看到它的第一个条纹。它使用也可以在扫描模式下使用的成对ABCD集成光学组合器组合四个AT或四个UT。它在H和K波段提供低光谱分辨率。PIONIER设计用于成像，特别强调快速条纹记录，以精确测量闭合相位和亮度。在这项工作中，我们提供了仪器的详细描述，并提出其更新状态。
2010-08-31 astro-ph.IM
Mid-infrared interferometry with K band fringe-tracking I. The VLTI MIDI+FSU experiment
内容：湍流大气引起大气活塞变化，导致干涉仪光程差的快速变化，这导致相关通量损失。这导致相关通量测量的灵敏度和准确度降低。目的：为了稳定中红外干涉仪（MID-infrared Interferometric Instrument，NIF）中的N波段干涉信号，我们使用了VLTI的PRIMA（Phase-Referenced Imaging and Micro-arcsecond Astrometry，相位参考成像和微弧秒天体测量）装置中的一个工作在K波段的外部条纹跟踪器FSU-A（fringe sensor unit）。我们目前的测量获得使用新委托和公开提供的FSU +FSU-A模式。的条纹跟踪性能和由此产生的增益在N波段的第一表征。此外，我们证明了使用FSU-A测量在K波段的Vibrations的可能性。研究方法：我们分析了FSU-A条纹跟踪数据的43个单独的观测，涵盖不同的基线和对象K波段的条纹跟踪性能的幅度。N波段群延迟和相位延迟值可以通过计算FSU-A资料中水汽柱密度微分的相对变化来预测。K波段的能见度测量是使用FSU-A的扫描模式进行的。结果如下：使用FSU-A K波段群延迟和相位延迟测量，我们能够以小于1微米的残差高精度预测相应的N波段值。这允许分别对微弱的或分辨的N波段目标的干涉条纹进行相干积分。使用该方法，我们可以使用AT和UT分别将E2的相关通量的检测限降低到0.5 …
2014-06-20 astro-ph.IM astro-ph.SR
GRAVITY: the Calibration Unit
本文介绍了VLTI第二代仪器重力的一个新的子系统的设计和特性：校准单元。校准单元提供测试和校准光束组合器仪器的所有功能：它在四个光束上创建两个人造星，并使用内部计量处理四个延迟线。它还包括用于倾斜和瞳孔引导系统的人造星，以及四个计量拾取二极管，用于测试和校准相应的子系统。校准单元还托管参考目标以将重力与VLTI对准，并且托管安全快门以避免计量光在VLTI-lab中传播。我们提出了这些不同的子单元的表征和验证的结果。
2014-07-24 astro-ph.IM
VLTI Unit Telescope coudé train vibration control upgrade for GRAVITY+
针对 GRAVITY 条纹跟踪器受折轴光路机械振动导致的高频 OPD 限制，研究在 GRAVITY+ 中为全部反射镜加装加速度计并通过主延迟线实时补偿，验证了其对 40–200 Hz 振动峰值的抑制效果。
2024-07-24 astro-ph.IM
Hierarchical fringe tracker to co-phase and coherence very large optical interferometers
VLTI及其第二代仪器MATISSE和GRAVITY的全部科学潜力需要UTs的条纹跟踪高达K>14，AT的条纹跟踪高达K>10。重力条纹跟踪器（FT）将被限制为K~10.5（UT）和K~7.5（AT），这是由于基本概念上的原因：每个望远镜的通量分布在3个同相对中，然后分布在5个光谱通道中进行相干。为了克服这一限制，我们提出了一个新的FT概念，称为分层条纹跟踪器（HFT），同相的孔径对的所有通量从两个孔径和只有一个光谱通道。当对是同相的，大部分的通量被传输，好像它是由一个独特的单模光束产生，然后用于同相对对，然后对组。在更深的层次上，通量被用于优化的色散条纹装置中用于相干。在VLTI上，这样的系统允许在重力FT上获得大约3个量级的增益。对于具有更多孔径的干涉仪，如CHARA（6个望远镜）或未来的行星形成成像仪（12至20个望远镜），HFT将更具决定性，因为其性能不会随着孔径的数量而下降。它将允许建立一个具有16个直径小于2米的孔径的相干震级H~10的PFI。我们提出的HFT概念，其可行性论证的第一步，从计算机模拟和光学设计的4望远镜HFT原型。
2016-10-26 astro-ph.IM
The 2nd Generation VLTI path to performance
第二代仪器的VLTI基础设施的升级现已完成，实验室的改造，以及在1.8米辅助望远镜（AT）和8米单位望远镜（UT）上安装恒星分离器。重力条纹跟踪器已经在AT上调试了整整一个学期，并首次看到了UT。CIAO红外波前传感器即将展示其相对于可见波前传感器MACAO的性能。正在对AT进行首次天体测量，并对UT进行天体测量鉴定。现在是重新审视2014年启动的VLTI性能路线图的好时机，该路线图旨在协调一致地推动干涉仪的发展，特别是其性能，以支持新一代仪器：重力和MATISSE。
2016-08-24 astro-ph.IM
VLTI status update: a decade of operations and beyond
我们介绍了欧洲南方天文台的甚大望远镜干涉仪（VLTI）的最新更新。VLTI的业务有很大的改善，在过去的几年中：减少执行时间，更好地提供望远镜配置;改进琥珀色限制幅度;研究偏振效应和控制单模光纤;条纹跟踪实时数据等，我们提出了一些这些改进，也量化的业务改进使用的性能指标。我们利用运营的第一个十年的机会，对VLTI社区进行了定量和定性分析。最后，我们简要介绍了第二代仪器重力和MATISSE的到来的准备工作。
2014-07-11 astro-ph.IM
Improving the astrometric performance of VLTI-PRIMA
2011年夏天，PRIMA天体测量的首次天空天体测量调试在明亮物体上实现了3 m“的10 "分离性能，距离K波段11等至13等微弱物体的50 UNF”~ 20 UNF“的系外行星要求相差几个数量级。这方面的贡献集中在升级和表征进行了自那时以来。天文测量从望远镜的Coudé焦点扩展到次镜，以减少基线不稳定性，提高天文测量性能。在进行这一扩展时，人们认识到恒星分离器反旋器的偏振延迟对天体测量计量和条纹传感器都有重大影响。这种延迟的局部补偿和对称基线上的操作允许新的天体测量调试。2013年10月，160 UNF“的天体测量性能得到改善，但仍低于要求。天体测量基线的不稳定性似乎仍然是主要因素。为筹备2014年1月举行的审查，制定了一项计划，以进一步改进PRIMA天体测量的天体测量和微弱目标性能。在天体测量方面，它涉及到内部纵向计量扩展到主空间，外部基线计量的设计和实施，以及天体测量内部条纹模式的发展。在微弱目标方面，计划对条纹传感器单元的性能进行研究，并开发AO系统（NAOMI）。在这次审查之后，ESO决定向2014年4月的STC提出一项建议，取消PRIMA，并将ESO的资源集中在确保Gravity和Matisse的成功上。该提案于2014年5月由STC推荐，并得到ESO的认可。
2014-07-02 astro-ph.IM
NAOMI: the adaptive optics system of the Auxiliary Telescopes of the VLTI
超大望远镜干涉仪的1.8米辅助望远镜的倾斜稳定系统从来没有为稳健的条纹跟踪设计过尺寸，除非大气视宁度条件非常好。提高望远镜的波前校正水平有望改善仪器单模光纤的耦合，即使在退化条件下也能实现稳健的条纹跟踪。我们部署了一个新的自适应光学模块的干涉（NAOMI）的辅助望远镜。我们提出了它的设计，性能和效果的观察，进行了干涉仪器。
2019-08-19 astro-ph.IM
ESO User Support and Observation Preparation for VLTI Science Operations
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
从用户视角介绍VLTI观测能力增强及相关工具进展，如关键升级、第二阶段工具功能等，总结观测统计与调度考虑，展示新教程，提及存档数据流和社区参与，还给出未来干涉测量设施操作经验教训。
2026-07-17 astro-ph.IM
Heimdallr and Solarstein: alignment, calibration, and correction in the Asgard suite at the VLTI
本文介绍 VLTI 的 Asgard 套件中用于 K 波段条纹跟踪与干涉测量的 Heimdallr 光束合成器及用于对准校准的 Solarstein 四光束模拟器，验证其衍射极限性能并分享体光学对准技术。
2024-07-04 astro-ph.IM
High-angular resolution and high-contrast VLTI observations from Y to L band with the Asgard instrumental suite
甚大望远镜干涉仪是世界上最高角分辨率的天文台之一。自第一次观测以来，它已经拥有了几台在各种红外带宽下工作的干涉仪。因此，VLTI取得了无数的发现和技术突破。在这里，我们介绍了VLTI的一个新概念，Asgard：一个由四个本地合作仪器组成的仪器套件：BIFROST，其主要科学案例是研究恒星和行星系统的形成过程和性质的组合器; NOTT，致力于在L波段成像年轻的邻近行星系统的调零干涉仪; HEIMDALLR，一个一体化的仪器，用相同的光学器件进行条纹跟踪和恒星干涉测量; Baldr，Strehl优化器。这些工具有着共同的目标和技术。目标是各种天体物理案例，如研究双星系统、系外行星系统和原行星盘的形成和演化过程，多系统轨道参数和自旋轨道对准的表征，系外行星的表征，以及系外黄道盘的研究。因此，该套件的想法是使仪器具有互操作性和互补性，以提供从J到M波段前所未有的灵敏度和准确性，以实现这些目标。Asgard仪器的互操作性及其在VLTI中的集成是该项目的主要挑战。
2023-01-16 astro-ph.IM
The Big Fringe Telescope
本文提出大边缘望远镜（BFT）概念，利用现代商用自动化技术和简化基础设施降低千米级光学干涉仪的建设与运维成本，以实现对明亮主序星的常规快照成像。
2024-08-02 astro-ph.IM
GRAVITY: the VLTI 4-beam combiner for narrow-angle astrometry and interferometric imaging
重力是第二代甚大望远镜干涉仪仪器，用于精密窄角天体测量和近红外（NIR）干涉成像。它将提供10微弧秒量级的精确天体测量，以及几毫弧秒分辨率的成像能力，因此将彻底改变天体的动态测量。重力目前正处于其集成和测试的最后阶段，并将于2015年交付给VLT干涉仪（VLTI）。我们在这里提出的仪器，特别关注的组件，利用光纤：集成光学光束组合器，偏振旋转器，光纤差分延迟线，和计量。
2015-03-25 astro-ph.IM
Metrology calibration and very high accuracy centroiding with the NEAT testbed
NEAT是向欧空局提出的一项天体测量任务，目的是探测附近太阳型恒星宜居带中的类地系外行星。NEAT要求能够以5e-6像素的精度测量恒星质心。目前最先进的质心估计方法在两倍奈奎斯特采样时已经达到约2 e-5像素的精度，这在JPL的VESTA实验中得到了证明。使用计量系统来校准像素内和像素间量子效率变化，以便校正像素误差。NEAT联盟的欧洲部分正在真空中建立一个测试平台，以实现质心估计的5e-6像素精度。目的是为NEAT航天器的精度要求提供概念验证。试验台由两个主要的子系统组成。第一种方法产生伪星：将黑体光源馈入大芯光纤，照亮物平面上的针孔掩模，由CCD上的反射镜成像。第二个子系统是测量子系统，它将年轻的条纹投射到CCD上。干涉条纹由两条单模光纤产生，光纤面对CCD并固定在反射镜上。在本文中，我们介绍了自2013年7月以来进行的实验和获得的结果，当时我们在计量星和伪星上都有第一束光。我们解释了我们使用的数据简化程序。
2014-07-05 astro-ph.IM
Towards a Better Understanding of OPD Limitations for Higher Sensitivity and Contrast at the VLTI
在甚大望远镜干涉仪（VLTI）中精确控制光程差（OPD）对于我们银河系中心黑洞的表征至关重要-导致2020年诺贝尔物理学奖。现在有显着的努力，以推动这些OPD的限制，甚至进一步，特别是实现100 nm的OPD RMS的8米单位望远镜（UT的），以允许更高的对比度和灵敏度在VLTI。这项工作计算了VLTI的理论大气OPD极限为5 nm和15 nm RMS，当在良好的大气条件下使用明亮的目标时，UT和1.8m辅助望远镜（AT）的电流水平分别为200 nm和100 nm RMS。我们发现实验证据的$f^{-17/3}$幂律理论上预测的效果望远镜过滤的情况下，目前没有观察到的UT的AT。拟合一系列的振动镜模型作为阻尼谐振子，我们能够模拟的UT OPD PSD的重力条纹跟踪器的$<1nm/\sqrt{Hz}$ RMSE高达100 Hz，这可以充分解释一个隐藏的$f^{-17/3}$幂律UT。在60- 90 Hz和40- 50 Hz范围内的振动频率被发现通常主导重力的闭环OPD残差。将加速度计与重力数据进行交叉关联，发现40- 50 Hz范围内的强贡献来自M1-M3反射镜，而来自60- 100 Hz贡献的大部分功率可能来自M4-M10之间。根据振动镜模型，表明对于特定基线（具有OPD $\sim$ 200 nm RMS）实现低于100 nm的OPD RMS需要去除几乎所有低于100 Hz的振动…
2022-09-17 astro-ph.IM
Analysis of measurement algorithms and modelling of interferometric signals for infrared astronomy
干涉测量参数值的测量受到大气干扰引起的相位扰动的影响。条纹传感算法，旨在条纹参数识别，是基于干涉模型，必须仔细适应的干涉光束，包括可变性源。所有的信息都包含在采集到的信号中，如何提取这些信息一直是研究的课题。在论文的第一部分，我们提出了两个不同的条纹传感器的ESO VLTI的条纹传感算法：FINITO和PRIMA FSU。我们强调他们必须如何适应不同的仪器布局，我们总结了他们的表现都在模拟和实验室数据。在第二部分中，我们展示了一些统计技术应用于实际干涉信号的结果。通过时间序列分析，我们检查了组合前后信号的组成，将纯随机效应和特殊特征与趋势分离开来。通过多元回归分析，我们能够分离出由于干扰物理过程而产生的噪声成分。这些技术可用于仪器性能和信号表征的质量测试。它们可以很容易地适应不同的干涉仪。
2009-08-26 astro-ph.IM
GRAVITY: a four-telescope beam combiner instrument for the VLTI
重力是一个自适应光学辅助光束组合器的第二代VLTI仪器。该仪器将提供高精度窄角天体测量和天文K波段微弱天体的相位参考干涉成像。我们描述了将使用该仪器处理的广泛科学，突出了VLTI与重力相结合的独特能力。最突出的目标是观察银河系中心的大质量黑洞Sgr A* 的事件视界附近物质的高度相对论运动。我们提出的初步设计，满足以下要求，从关键的科学驱动程序：它包括一个集成光学，4望远镜，双馈光束组合器在低温容器中操作;近红外波前传感自适应光学;条纹跟踪的VLTI和一个新的计量概念的视野内的二次源。模拟结果表明，在有合适的相位参考源（mK = 10）的情况下，对于星等为mK = 15的源（如Sgr A*），在几分钟内进行10 μas的天体测量是可行的。使用相同的设置，成像mK = 18恒星源的干涉视场是可能的，假设一个完整的夜晚的观测和相应的紫外线覆盖的VLTI。
2010-07-09 astro-ph.IM
Laboratory characterization of Hierarchical Fringe Tracking
Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学，蔚蓝海岸天文台，法国国家科学研究中心，拉格朗日实验室）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Chinese High Angular Resolution Southern Astronomical Laboratory (CHARSAL), Dept. of Astronomy（中国高分辨率南天天文实验室（CHARSAL），天文学系）；LPHEA Laboratory, Oukaimeden Observatory, Cadi Ayyad University/FSSM（LPHEA实验室，乌卡伊梅登天文台，卡迪阿亚德大学/理学院）
该研究对适用于最多4台望远镜的第二代分层条纹跟踪（HFT）芯片开展实验室表征，对比不同设计芯片性能，其计划应用于VLTI、CHARA或未来的盱眙100米基线恒星干涉仪。
2026-09-29 astro-ph.IM
The GRAVITY fringe tracker
本文介绍GRAVITY条纹跟踪器的研发，涵盖硬件、控制软件及观测，通过群延迟与相位延迟控制器结合卡尔曼滤波实现高精度条纹跟踪，为暗源观测提供技术基础。
2023-10-21 astro-ph.IM
GRAVITY: metrology
重力是第二代VLTI仪器，同时结合了四个望远镜和两个物体的光。主要目标是获得天体测量的精确信息。除了正确测量的恒星相位，这需要的知识，仪器的微分相位，这必须在天文观测光学测量。这就是专用计量系统的目的。重力测量覆盖了从光束组合器到望远镜主镜光束中的参考点的整个光路，最大限度地减少了系统的不确定性，并提供了一个适当的天体测量基线。具有固定相位关系的两束激光束向后穿过整个光学链，在靠近瞳孔的任何平面上产生条纹图案。通过时间编码的相位信息，可以提取在任何点的通量测量与光电二极管。选择的参考点在典型半径处对瞳孔进行采样，消除了由于差分聚焦而导致的潜在系统学。我们提出了最终的设计和性能估计，这是按照重力的总体要求。
2012-09-12 astro-ph.IM
The Carlina-type diluted telescope: Stellar fringes on Deneb
上下文干涉仪的性能在过去的十年中得到了很大的提高。但是，由于现有设施的灵敏度和成像能力较低，可观测物体的数量仍然有限。已经进行了研究，提出了新一代的干涉仪。目标。在上普罗旺斯天文台研究的卡琳娜概念包括一个光学干涉仪，它被配置为阿雷西博射电望远镜的稀释版本：在由固定的共球面部分制成的稀释主镜上方，一个氦气球或电缆悬挂在两座山和/或塔架之间，携带一个包含聚焦光学系统的吊舱。这个概念不需要延迟线。方法.自2003年以来，我们一直在建造这种稀释望远镜的技术演示器。该项目的主要目标是找到光学机械解决方案，以稳定在地面以上几十米的电缆下连接的光学器件，并在实际条件下表征这种稀释的望远镜。在2012年，我们已经获得了计量条纹，并在一微米精度内对主镜进行了共球化。2013年，我们测试了整个光学训练：伺服回路、计量和聚焦座舱。结果我们在2013年9月获得了天津四的恒星条纹。在本文中，我们提出了这些意见的特点：质量的指导，S /N达到，并为未来的系统可能的改进。结论.这是一个重要的步骤，证明了使用悬崖或塔架之间的电缆建造稀释望远镜的可行性。像MMT或LBT一样，Carlina可能是名为大型稀释望远镜的新型望远镜的首批成员之一。它的光学结构对未来的项目有许多优势：行星形成成像仪，后ELT，空间干涉仪。
2014-10-05 astro-ph.IM
A low cost scheme for high precision dual-wavelength laser metrology
提出了一种能够实现纳米级相对光程长度测量的新方法。不同于传统的双波长计量，采用外差检测，在这项工作中开发的方法利用直接检测的两个氦氖激光器的干涉条纹，以及一个不太精确的步进电机开环位置控制系统来执行其测量。虽然该方法可以适用于各种情况下，这种计量是必不可少的具体应用是在天体测量光学长基线恒星干涉仪专用于恒星位置的精确测量。在我们的实例中，这种计量应用于窄角天体测量干涉仪，纳米精度的测量可以在没有稳频激光器的情况下实现，尽管使用这种激光器将扩展计量可以精确测量的光程长度的范围。该方法的实现需要非常少的附加光学器件或电子器件，从而使实现的成本和努力最小化。此外，计量激光器穿过的光路与星光或科学光束的光路相同，甚至使用相同的光电检测器，从而最小化计量通道与科学通道之间的非公共路径。
2013-03-30 astro-ph.IM
The GRAVITY metrology system: modeling a metrology in optical fibers
GRAVITY是第二代VLT干涉仪（VLTI），用于高精度窄角天体测量和相位参考干涉成像。重力的激光计量系统是其天体测量模式的核心，必须以10微弧秒的精度测量两颗恒星的距离。这意味着计量必须测量重力的两个光束组合器之间的光程差到5 nm的水平。计量设计呈现了一些非公共路径，因此必须稳定在1 nm的水平。否则会影响重力的性能。我们过去对原型进行的各种测试为我们提供了有关导致此错误的组件以及它们各自对总错误的贡献的提示。然而，仅从OPD测量难以评估它们的确切来源，因此难以提出解决该问题的方案。在本文中，我们提出了半经验建模的纤维计量系统的结果，依赖于理论基础，以及对表征的关键部件。计量系统关于各种效应的建模，例如，温度、波导加热或机械应力的测量将帮助我们理解计量学的行为。该建模的目标是：1）对测试设置进行建模并再现测量结果（作为建模的验证），2）确定非公共路径误差的来源，以及3）对当前计量设计提出修改，以达到所需的1nm稳定性。
2014-07-24 astro-ph.IM
The GRAVITY metrology system: narrow-angle astrometry via phase-shifting interferometry
VLTI仪器GRAVITY将通过同时结合来自四个望远镜的两个物体的光来提供非常强大的天体测量。它将测量两个天体之间的角距，精度为10微弧秒。这对应于几纳米的目标之间的差分光程差（dOPD），并且干涉仪内的路径必须保持稳定到该水平。为此，新的计量系统的重力将监测内部dOPD的相移干涉法的手段。我们提出了四步相移的计量概念，重点是用于校准相移的方法。后者是基于一个相位阶跃不敏感的算法，明确地提取相位相比，其他的方法，是强烈限制的非线性的相移设备。该算法的主要约束是引入一个强大的椭圆拟合例程。通过这种方法，我们能够在实验室中测量相移，其典型精度为λ/2000或1纳米的计量波长。
2015-01-20 astro-ph.IM
First Light for GRAVITY Wide: Large Separation Fringe Tracking for the Very Large Telescope Interferometer
重力+是重力和甚大望远镜干涉仪（VLTI）的升级，具有宽分离条纹跟踪，新的自适应光学和所有四个8米单位望远镜（UT）上的激光引导星，用于更微弱，全天空，高对比度，毫角秒干涉测量。在这里，我们介绍了GRAVITY+第一阶段（称为GRAVITY Wide）的设计和初步结果。GRAVITY Wide结合了VLTI和GRAVITY仪器的双光束能力，将科学目标和参考星之间的最大距离从8米UT的2角秒增加到10角秒，仅受地球湍流大气的限制。这将引力的天空覆盖范围增加了两个数量级，开辟了微弱天体的毫角秒分辨率观测，特别是河外天空。2019 - 2022年的首批观测包括对两个红移$z\sim2$类星体的首次红外干涉测量，对双星系统HD 105913 A的干涉成像，以及对猎户座梯形星团中多个恒星系统的重复观测。我们发现科学物体和边缘跟踪参考星之间的相干损失可以用地球大气层的湍流很好地描述。我们确认，UT的较大孔径导致在给定的分离，由于较大的重叠的投影光瞳在天空中，并给出预测的能见度损失作为一个功能的分离，用于未来的规划在较高的能见度。
2022-08-23 astro-ph.IM
Pushing high angular resolution and high contrast observations on the VLTI from Y to L band with the Asgard instrumental suite: integration status and plans
本文介绍了ESO甚大望远镜干涉仪的新型访客仪器套件Asgard的四台协同仪器、当前集成进展、2025年运抵帕瑞纳的计划，以及对准校准、观测模式、软件架构等项目细节。
2024-07-11 astro-ph.IM
GRAVITY for MATISSE -- Improving the MATISSE performance with the GRAVITY fringe tracker
本文介绍 GRA4MAT 项目，通过改造软件使 GRAVITY 条纹跟踪器稳定 MATISSE 条纹，实现高光谱分辨率、全 LM 波段观测，灵敏度提升 10 倍，并展示系外行星观测潜力。
2024-06-30 astro-ph.IM
GRAVITY+ Wide: Towards hundreds of z $\sim$ 2 AGN
作为GRAVITY $^{+}$项目的一部分，近红外光束组合器GRAVITY和VLTI目前正在进行一系列重大升级，以进一步提高性能和天空覆盖范围。仪器的变化将是变革性的，例如，独特的位置重力观测数百个活动星系核（AGN）的宽线区域，红移为2或更高。通过将天体科学物体（SC）和离轴条纹跟踪（FT）恒星之间的最大角间距从目前的2角秒（arcsec）扩大到前所未有的30角秒（arcsec），实现了增加的天空覆盖范围，但受到大气条件的限制。这在VLTI上首次得到了成功的证明。
2022-09-23 astro-ph.IM
Polarization analysis of the VLTI and GRAVITY
本研究构建了VLTI与GRAVITY的完整偏振模型，发布了配套校准Python包，验证了高精度偏振测量能力，明确偏振效应不限制偏振目标的天体测量观测。
2023-11-06 astro-ph.IM
Potential and sky coverage for off-axis fringe tracking in optical long baseline interferometry
第二代VLTI仪器GRAVITY和MATISSE在活动星系核上提供的壮观结果触发并证明了光学干涉仪灵敏度极限的大幅提高。这种升级的一个关键组成部分是离轴条纹跟踪。为了评估其潜力和局限性，我们描述和分析其误差预算，包括条纹传感精度和时间，角度和色扰动的活塞。利用现有的重力条纹跟踪器（GFT）和分级条纹跟踪器（Hierarchical Fringe Tracker）的标准视宁度参数，计算了不同观测点、视宁度条件和望远镜尺寸下的全球跟踪误差。然后，它与来自盖亚的导航星候选者的大型目录相结合，以产生天空覆盖图，该图给出了在可观测天空的任何部分找到可用的离轴导航星的概率。这些地图可用于设置系统的规格，检查其对可见条件的敏感性，并评估科学计划的可行性。我们检查了一个大的15 799类星体的导航星和跟踪精度的可用性，以确认一个大的计划的可行性宽线区域在K波段与GFT，并显示它如何可以扩展到L，M和N波段。另一组331个特征良好的附近活动星系核显示了MATISSE在单位望远镜和辅助望远镜离轴跟踪下对N波段尘埃环成像和表征的高潜力。
2021-07-13 astro-ph.GA astro-ph.IM
High-contrast detection of exoplanets with a kernel-nuller at the VLTI
本文评估了在VLTI上使用核零干涉仪直接探测系外行星的潜力，通过基线投影效应引入响应多样性，并确定了38个可用于探测年轻巨系外行星的目标。
2023-04-27 astro-ph.EP astro-ph.IM
The fiber coupler and beam stabilization system of the GRAVITY interferometer
我们介绍了安装和全面运作的光束稳定和光纤注入子系统，为第二代VLTI仪器GRAVITY提供支持。干涉仪重力要求VLTI光学训练具有前所未有的稳定性，以实现微弧秒天体测量。为此，重力包含四个光纤耦合器单元，每个望远镜一个。每个单元都配备了致动器，以稳定望远镜光束的倾斜和横向瞳孔位移，旋转场，调整偏振和补偿大气活塞。一个特殊的屋顶棱镜提供了可能性的轴上以及离轴条纹跟踪，而不改变光学训练。我们描述的组装，集成和调整，以及由此产生的光学质量和性能的各个单位。最后，我们提出了在实验室中的最终系统实现的倾斜和瞳孔跟踪的闭环性能。
2014-12-04 astro-ph.IM
The mid-infrared spectrum of $β$ Pictoris b. First VLTI/MATISSE interferometric observations of an exoplanet
利用MATISSE首次获得β Pictoris b中红外光谱，发现其大气中H2O和CO的宽吸收特征，并确定其碳氧比。
2025-12-09 astro-ph.EP astro-ph.IM
GRAVITY: beam stabilization and light injection subsystems
我们目前的第二代VLTI仪器重力光束稳定和光注入子系统的设计结果。为了提供微弧秒天体测量，重力要求VLTI光学训练具有前所未有的稳定性。为了满足天体测量的要求，我们开发了一个专用的“激光引导系统”，校正纵向和横向瞳孔位置以及图像抖动。用于校正的致动器由位于重力低温恒温器中的四个“光纤耦合器”单元提供。每个光纤耦合器拾取一个望远镜的光并稳定光束。此外，每个单元提供场去旋转、偏振分析以及大气活塞校正。采用一种新颖的屋脊棱镜设计，在不改变光路的情况下，实现了轴上和离轴条纹的跟踪，最后将稳定后的光束通过抛物柱面镜以最小的损耗注入单模光纤。我们目前的实验室结果的第一个指导，以及第一光纤耦合器的原型闭环性能和光学质量。基于实验结果，我们讨论了系统的天空性能和重力灵敏度的影响。
2012-12-20 astro-ph.IM
The GRAVITY+ Project: Towards All-sky, Faint-Science, High-Contrast Near-Infrared Interferometry at the VLTI
GRAVITY+ 项目通过升级 VLTI 的条纹跟踪、自适应光学和激光导星系统，大幅提升近红外干涉测量的天区覆盖、暗弱目标和高对比度能力，以测量黑洞质量、检验广义相对论并表征年轻系外行星。
2023-01-19 astro-ph.IM
VLTI/AMBER differential interferometry of the broad-line region of the quasar 3C273
揭示活动星系核宽线区（BLR）的结构是理解类星体现象的关键。利用光学干涉测量技术解决一些BLR问题，将为对抗、补充和校准类星体质光关系的基础--混响映射技术带来决定性的信息。BLR比VLT和Keck干涉仪的角分辨率小得多，并且它们只能通过差分干涉测量法来分辨，差分干涉测量法非常精确地测量差分可见度和作为波长的函数的相位。后者给出了光心随波长的变化规律，并约束了BLR各区域的大小、位置和速度规律。活动星系核低于目前可用的条纹跟踪仪所设定的光谱分辨干涉测量的星等极限。一种新的“盲”观测方法和基于二维傅立叶功率和互谱积累的数据处理方法，使我们能够在K=10的类星体3C 273上获得第一个光谱分辨的BLR干涉观测。一个仔细的偏差分析仍在进行中，但我们报告了强有力的证据表明，随着基线的增加，在Pa-α线的差异可见性降低。与小于3度的微分相位相结合，这产生了大于0.4毫角秒的BLR的角等效半径，或者在3C 273的距离处为1000光日，远大于300光日的混响映射半径。解释这两种不同大小的共存，以及可能的结构和机制，意味着对3C 273的BLR的非常新的见解
2014-10-12 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Alternative approach to precision narrow-angle astrometry for Antarctic long baseline interferometry
利用长基线干涉仪进行高精度窄角天体测量的传统方法是直接测量目标星和附近参考星的条纹包间距。这是通过一种称为相位参考的技术来完成的，该技术需要双光束组合器和激光计量系统的网络。本文采用一种不依赖相位参考的方法，通过观测双星系统的条纹包交叉事件，对几颗闭合双星（间距小于2 $"$）进行了窄角天体测量。这样的事件在每个恒星日发生两次，当联星的两颗恒星的连线垂直于干涉仪的投影基线时。这些事件的观测非常适合在南极洲的干涉仪。在悉尼大学恒星干涉仪（SUSI）上进行了概念验证观测，根据其地理位置选择了目标。使用这种间接方法的窄角天体测量已经达到了100微弧秒的精度。
2014-08-22 astro-ph.IM
MATISSE, the VLTI mid-infrared imaging spectro-interferometer
背景：光学干涉测量正处于关键的发展阶段。ESO的VLTI为一般天文观测者建立了一个稳定、强大的长基线干涉测量基础设施。目前的第二代仪器提供了更宽的波长覆盖范围和更好的性能。它们的灵敏度和测量精度使数据和图像具有高可靠性。目的：我们开发了MATISSE，多光谱中红外光谱实验，以获得宽光谱域的高分辨率成像，并探索以下主题：恒星活动和质量损失;年轻恒星周围气体和尘埃盘中的行星形成和演化;活动星系核中超大质量黑洞周围的吸积过程。方法：该仪器是一个光谱干涉成像仪，覆盖三个大气波段（L，M，N）从2.8到13.0 μ，结合四个光束从VLTI的望远镜。它的概念，相关的观测程序，数据处理和校准方法是30年仪器研究的产物。该仪器利用多轴光束组合，提供光谱分散的条纹。该信号在几个光谱分辨率下提供以下量：光度通量、相干通量、可见光、闭合相位、波长微分可见光和相位以及孔径合成成像。结果：我们提供了一个概述的仪器的物理原理及其功能，所提供的信号的特性，观察模式和它们的性能限制的描述。数据和重建图像的集合说明了第一次获得的关键观测结果。结论：该仪器自2018年以来一直在智利ESO的Cerro Paranal运行，并自2019年4月起向国际社会开放供科学使用。目前，第一批科学成果正在发表。
2022-03-02 astro-ph.IM
Simultaneous Water Vapor and Dry Air Optical Path Length Measurements and Compensation with the Large Binocular Telescope Interferometer
大型双目望远镜干涉仪使用近红外相机测量两个AO校正孔径之间的光程长度变化，并为其所有科学通道提供高角分辨率观测（1.5-13 $μ$ m）。然而，存在对大气湍流的波长依赖分量，当在与条纹感测相机的波长不同的波长处进行观察时，该波长依赖分量可引入光程长度误差。特别是水蒸气是高度分散的，它的影响必须考虑到高精度的红外干涉观测，如前所述的VLTI/VLBI或凯克干涉仪零。在本文中，我们描述了新的传感方法，已开发的LBT测量和监测的光路长度波动，由于干燥的空气和水蒸气分别。在回顾了干空气看到补偿系统的当前性能后，我们提出了同时H，K和N波段的观测结果，说明了我们的前馈方法的可行性，以稳定的LBTI零器看到的路径长度波动。
2016-07-29 astro-ph.IM
Detection and Astrometry of the Ba-Bb Subsystem in $α$ Piscium: First Dual-Field Interferometry at the CHARA Array
The CHARA Array of Georgia State University（佐治亚州立大学查拉阵列）；European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere (ESO)（欧洲南方天文台）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS（蔚蓝海岸大学蔚蓝海岸天文台法国国家科学研究中心）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Center for High Angular Resolution Astronomy and Department of Physics and Astronomy, Georgia State University（佐治亚州立大学高分辨率天体测量中心及物理与天文学系）；Astrophysics Group, Department of Physics & Astronomy, University of Exeter（埃克塞特大学物理与天文学系天体物理学组）
通过CHARA阵列首次双场干涉测量，确定了α武仙座中Ba-Bb子系统的轨道参数和质量，展示了CHARA在亚秒级双星干涉测量中的新能力。
2026-03-10 astro-ph.IM astro-ph.SR
First Resolution of Microlensed Images
我们采用VLTI重力解决，第一次，由引力微透镜产生的两个图像。得到的像间距θ_{-，+}=3.78 +/- 0.05质量，从而得到的爱因斯坦半径θ_E =1.87 +/- 0.03质量是精确的。这证明了该方法的鲁棒性，只要源对于重力足够亮（K <~ 10.5）并且图像分离是条纹间距的量级或大于条纹间距。当θ_E与“微透镜视差”π_E的测量相结合时，两者将共同产生透镜质量和透镜-源相对视差和自行。由于盖亚可以很好地测量源视差和自行，这意味着透镜的特性将被完全确定，无论它是否被证明是发光的。这种方法可以是一个强大的探测黑暗，孤立的对象，否则很难识别，更不用说表征。我们的测量结果与爱因斯坦（1936）的预测相矛盾，即“发光的圆圈[即，微透镜图像]无法与恒星区分开来。
2018-11-07 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Star Watch Astrometry Probe
Star Watch极精确天体测量任务（0.1 - 1.0 uas）建立在SIM（空间干涉测量任务）项目期间开发和验证的技术基础上。唯一的科学仪器是一个光学干涉仪，有50厘米的收集孔，由6米的基线分开。该探测器的核心是天体测量光束组合器（ABC）。这是一款经过高度集成测试的飞行质量硬件，在10年和6亿美元的投资后消除了大多数技术风险（达到TRL-6）。ABC储存在喷气推进实验室，准备完成测试，然后与任务支持结构集成。Star Watch结合了SIM项目结束以来的技术进步。其中包括用于激光计量的更小、更轻的光束发射器和角隅棱镜;姿态控制微型推进器，允许删除反作用轮;以及先进的条纹探测器。“星观察”是第一台空间长基线迈克耳孙干涉仪，它开创的技术是对未来空间天文学的一项重要投资。美国宇航局提出的视觉任务（外地球，黑洞和宇宙黎明映射器）需要使用精密干涉仪。没有其他天体物理学探测器概念接近这种技术准备水平。没有类似的明星手表。它将首次提供进入环绕附近太阳类恒星的温带地球世界的途径，测量真实的质量和轨道。这可以在本世纪20年代末实现。
2019-07-17 astro-ph.EP astro-ph.IM
MATISSE in the era of GRAVITY+
IPAG, Univ. Grenoble Alpes, CNRS（图像与行星物理研究所，格勒诺布尔阿尔卑斯大学，法国国家科学研究中心）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）
本文评估了MATISSE在GRAVITY+自适应光学下的性能，显示灵敏度提升2-6倍，可观测更暗目标，并拓展了科学应用。
2026-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
