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
Perspectives of a visible instrument on the VLTI
在本文中，我们提出了最有前途的科学情况下，新一代的可见光仪器的VLTI和仪器配置的概念性想法。我们还提出了一个统计研究的潜在目标，可以访问不同类别的对象和所需的光谱分辨率。
2018-11-26 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
Spectrograph design for the Asgard/BIFROST spectro-interferometric instrument for the VLTI
BIFROST仪器将是第一台针对R= 25，000的高光谱分辨率进行优化的VLTI仪器，并在1.05和1.7 $μ$ m之间运行。该仪器的一个关键组成部分将是光谱仪，我们需要在宽带宽上的高吞吐量。在这篇文章中，我们讨论了四个计划的光谱模式（R=50，R=1000，R=5000和R= 25，000），我们需要覆盖的关键光谱窗口，以及我们考虑的技术选择。我们提出了我们的计划，使用体相位全息光栅（VPHG），以实现高效率$>$ 85%。我们提出了初步的光学设计和波长校准策略。
2022-08-10 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
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 metrology system of the VLTI instrument GRAVITY
VLTI仪器GRAVITY将来自四个望远镜的光束结合在一起，通过以双视场模式观测两个天体，提供相位参考成像以及10微弧秒级的精确天体测量。当干涉仪中的内部dOPD已知时，可以从它们的差分OPD（dOPD）确定它们的角分离。在这里，我们提出的新的计量系统，执行这些测量的一般概述。该计量包括一个三光束激光系统和零差检测方案的三光束干涉使用相移干涉法结合锁定放大器。通过这种方法，计量系统在纳米级上测量dOPD。
2016-08-17 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
An integrated optics beam combiner for the second generation VLTI instruments
最近几年，科学出版物开始利用近红外长基线干涉测量法产生的图像，这是一个有希望的开端。这项技术已经达到了技术成熟的水平，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。甚大望远镜干涉仪（VLTI）正在配备能够将四至六台望远镜结合在一起的仪器。在VLTI第二代仪器重力和VSI的框架内，我们提出了一种新的光束组合概念，使用集成光学（IO）技术与一种新的ABCD样条纹编码方案。我们的目标是证明基于IO的组合在仪器设计和性能方面带来了相当大的优势。因此，我们的目标是给出一个完整的表征IO光束组合器，以建立其性能，并检查其符合成像仪器的规格。实验室测量是在H波段用一个专用的测试台。通过对光束合成器的输出量、仪器带宽、相位和闭合相位的分析，以及对色散的分析，对光束合成器进行了研究。对偏振特性进行了研究。我们获得了有竞争力的吞吐量，高和稳定的仪器对比度，稳定但非零的关闭阶段，我们归因于内部以及可校准的光程差。我们验证了一个新的静态和消色差相移IO功能接近标称值90度。所有这些观测显示有限的色度在H波段范围。我们的研究结果表明，这样的ABCD类光束组合器特别适合于实现孔径合成成像。这为扩展到所有近红外波长，特别是K波段开辟了道路。
2009-03-02 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
Heimdallr, Baldr and Solarstein: designing the next generation of VLTI instruments in the Asgard suite
本文介绍了欧洲南方天文台VLTI的下一代Asgard仪器套件中Heimdallr、Baldr、Solarstein三个核心模块的需求与设计，总结了相关系统设计的可推广见解并讨论了集成计划，以提升高角分辨率成像能力。
2024-03-11 astro-ph.IM
Study of the atmospheric refraction in a single mode instrument - Application to AMBER/VLTI
本文研究了大气折射对单模光纤仪器中光耦合效率的影响。我们显示的分析方法，使我们能够评估需要纠正的折射在J-和H-波段，同时观察8米单位望远镜。然后，我们开发了数值模拟，以进一步进行计算。对仪器特性的假设是AMBER（天文多波束组合器），甚大望远镜干涉测量模式（VLTI）的近红外焦波束组合器，但大多数结论可以推广到其他单模仪器。我们使用软件包caos（Code for Adaptive Optics Systems）来考虑经ESO系统MACAO（Multi-Application Curvature自适应光学）校正后的大气湍流效应。然后详细介绍了AMBER大气折射校正系统的光机研究与设计。结果表明，在某些天顶距z和光谱条件下，大气折射比大气湍流更显著：例如在J波段，当z大于30{ \circ }时。光学系统的研究表明，它可以实现所需的仪器性能方面的吞吐量在J-和H-波段。首次在距天顶30{ \circ }以上的J波段对一颗明亮的α-Cir星进行观测，清楚地显示了单模仪器控制大气折射的增益，验证了工作规律。
2009-02-12 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
PIONIER: a 4-telescope visitor instrument at VLTI
PIONIER代表精密集成光学近红外成像实验。它使用集成光学组合器将甚大望远镜干涉仪（ESO，智利）的四个1.8米望远镜或四个8米单位望远镜组合在一起。该仪器已于2009年12月开始在IPAG集成，并于2010年10月在Paranal天文台投入使用。它提供了自2010年11月以来的科学观测。在本文中，我们详细的工具的概念，我们描述了标准的操作模式和数据减少策略。我们提出了典型的性能，并讨论如何提高他们。本文是基于在IPAG的集成过程中获得的实验室数据，以及在VLTI的调试过程中收集的天空数据。我们说明了PIONIER的成像能力的二进制deltaSco和HIP11231。PIONIER在H波段提供6个可见光和3个独立的闭合相位，采用宽带模式或低光谱色散（R=40），使用自然光（即非偏振）。在中等大气条件下（视宁度<1”，τ 0>3ms），用1.8米辅助望远镜观测时，色散模式下的极限星等为Hmag=7。我们证明了0.5度的精度上的关闭阶段。根据大气条件，校准的维生素E的精度范围为3%至15%。PIONIER已经作为VLTI的访客仪器安装并成功测试。它允许高角分辨率成像研究在前所未有的灵敏度水平。2011年3月4台8米单位望远镜的成功组合表明VLTI已经准备好进行4台望远镜的操作。
2011-09-09 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
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
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
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
Asgard/NOTT: L-band nulling interferometry at the VLTI I. Simulating the expected high-contrast performance
内容：NOTT（以前的Hi-5）是VLTI的一个新的高对比度L'波段（3.5-4.0 \textmu m）光束组合器，其雄心勃勃的目标是对附近恒星周围5质量分离的年轻巨型系外行星敏感。调零干涉仪在这些波长的性能受到来自背景的基本噪声和仪器噪声的贡献的影响。这促使开发端到端模拟来优化这些工具。目的：考虑到不同的噪声源及其相互关系，进行性能评估，并为当前和未来基础设施上的此类仪器的设计提供信息。方法：SCIFYsim是一个端到端的模拟器，用于单模滤波光束组合器，重点是调零干涉仪。它用于计算误差的协方差矩阵。然后使用基于似然比的统计检测测试来计算仪器的化合物检测限。结果如下：根据目前对波前校正系统性能的假设，误差主要由相关仪器误差控制，低至L波段6-7星等的恒星，超过此范围，望远镜和中继系统的热背景成为主要因素。结论：SCIFYsim适用于预测集成光学合束器在设计、调谐、操作和信号处理方面的一些挑战。发现这个早期版本的NOTT模拟与单位望远镜的检测极限是兼容的检测对比度高达$10^5$在L波段在5至80质量的分离明亮的恒星。
2022-11-17 astro-ph.IM
L-band nulling interferometry at the VLTI with Asgard/Hi-5: status and plans
Hi-5是阿斯加德的L波段（3.5-4.0 $μ$ m）高对比度成像仪，这是一套为VLTI的游客焦点做准备的仪器。该系统是优化的高对比度和高灵敏度成像的衍射限制内的一个单一的UT/AT望远镜。它被设计为双Bracewell调零仪器，可产生光谱色散（R=20、400或2000）互补调零输出和同步光度输出，用于自校准目的。在本文中，我们提出了一个更新的项目，特别侧重于整体架构，光学机械设计的温暖和寒冷的光学，注入系统，和发展的光子光束组合器。关键科学项目是调查（i）雪线附近的年轻行星系统，预计大多数巨行星都将在那里形成，以及（ii）靠近宜居带的附近主序星，那里的系外黄道尘埃可能会阻碍探测类地行星。我们使用VLTI的新GRAVITY+规范和最新的行星形成模型，基于完整的端到端模拟，提供了预期仪器性能的更新。
2022-08-18 astro-ph.IM
Stellar interferometry with a K-band integrated optics beam combiner instrument at the CHARA Array - I. First on-sky fringes for CHARIOT
Corning Optical Communications GmbH & Co. KG（康宁光学通讯有限公司）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam（波茨坦阿斯特罗物理学会莱布尼茨研究所）；I. Physikalisches Institut, Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所）；The CHARA Array of Georgia State University（佐治亚州立大学CHARA阵列）；Institute of Photonics and Quantum Sciences, Heriot-Watt University（赫瑞-瓦特大学光子与量子科学研究所）；Humboldt-Universität zu Berlin（柏林洪堡大学）
本文介绍CHARA阵列上新型K波段集成光学光束组合器仪器CHARIOT的首次天空观测，验证其性能与JouFLU相当，为高精度干涉测量铺路。
2026-09-29 astro-ph.IM
Calculated Ellipsometry of the VLTI AT mirror train
本文计算了甚大望远镜干涉仪辅助望远镜反射镜训练内31个反射光的偏振效应随指向方向和旋转角的变化。通过粗略估计反射表面的平均复折射率，将它们的琼斯矩阵连接起来，同时跟踪从M1到仪器前面的馈送镜的光线。净效应是总结在轴比的偏振椭圆的星光是圆偏振以上的主镜。
2011-03-28 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
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
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
SPICA-FT: The new fringe tracker of the CHARA array
SPICA-FT是CHARA/SPICA仪器的一部分，该仪器将可见6 T光纤仪器（SPICAVIS）与H波段6 T条纹传感器相结合。SPICA-FT是一种两两ABCD集成光学组合器。该芯片安装在MIRC-X仪器中。MIRC-X光谱仪既可以采用经典的6 T光纤合束器馈电，也可以采用SPICA-FT集成光学合束器馈电。SPICA-FT还集成了一个专用的条纹跟踪软件，称为opd控制器，通过专用通道与主延迟线通信。我们提出了集成光学芯片的设计，它在MIRC-X和群延迟和相位延迟控制环的软件架构的实现。最终的集成光学芯片和软件已经在实验室中得到了充分的表征。集成光学组合器的首次空中测试于2020年开始。我们将在2022年春季和夏季继续进行整个系统（组合器+软件）的天空测试。我们给出了主要的结果，我们推断SPICA-FT的初步性能。
2022-10-17 astro-ph.IM
Statistical characterization of polychromatic absolute and differential squared visibilities obtained from AMBER/VLTI instrument
在光学干涉测量中，通常假设可见度平方模服从高斯分布，并且相互独立。定量分析这些假设的相关性是很重要的，以帮助改善现有的和即将推出的多波长干涉仪的开发。分析绝对值和色差平方值的统计行为：分布规律、不同基线之间的相关性和互相关。我们使用的观测恒星校准器获得的AMBER仪器VLTI在不同的仪器和观测配置，从中我们提取逐帧的传递函数。然后系统地应用统计假设检验和诊断。对于绝对和微分平方维，并在所有的仪器和观测条件下，我们发现一个更好的适合学生分布比高斯，对数正态分布和柯西分布。我们发现并分析了大气扰动引起的明显的相关效应。差分平方维数允许相对于所选择的绝对平方维数保持更大比例的数据，并且因此受益于减少的时间分散，同时它们的分布被更清楚地表征。基于固定SNR值的标准的帧选择可能导致帧的有偏采样或过于严格的选择。
2014-05-14 astro-ph.IM physics.optics stat.AP
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
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）；Research School of Astronomy and Astrophysics, College of Science, Australian National University（澳大利亚国立大学理学院天文学与天体物理学家研究学院）；School of Physics and Astronomy, University of Exeter（埃克塞特大学物理与天文学院）；Institute of Astronomy, KU Leuven（鲁汶大学天文学研究所）；Space sciences, Technologies & Astrophysics Research (STAR) Institute, University of Liège（列日大学空间科学与技术天体物理研究（STAR）研究所）；Institute for Particle Physics and Astrophysics, ETH Zurich（苏黎世联邦理工学院粒子物理与天体物理研究所）；Department of Astronomy and Steward Observatory（天文学系及斯图尔德天文台）；Large Binocular Telescope Observatory（大型双筒望远镜天文台）；I. Physikalisches Institut, Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所）；European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere（欧洲南方天文台）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Konkoly Observatory（孔科利天文台）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Australian Astronomical Optics & School of Mathematical and Physical Sciences, Macquarie University（麦考瑞大学澳大利亚天文光学部及数学与物理科学学院）；Research Software Engineering, NUIT, Newcastle University（纽卡斯尔大学NUIT研究软件工程）
本文介绍VLTI上Asgard仪器套件（含HEIMDALLR、Baldr、BIFROST、NOTT）的集成进展，第一阶段已完成，旨在提升近红外高角分辨率与高对比度观测能力。
2026-09-28 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
Upgrading the GRAVITY fringe tracker for GRAVITY+: Tracking the white light fringe in the non-observable Optical Path Length state-space
通过修改群延迟控制器和引入不可观测光程状态空间的卡尔曼滤波跟踪，GRAVITY+条纹跟踪器实现了白光条纹稳定跟踪，相位残差降低30-40%，并支持其他仪器使用。
2024-02-06 astro-ph.IM
The path towards high-contrast imaging with the VLTI: the Hi-5 project
高对比度能力的发展一直被认为是VLTI的首要任务之一。到目前为止，VLTI在近红外波段与PIONIER（H波段）和GRAVITY（K波段）的对比度通常达到几十个$^{-3}$。然而，北半球的调零干涉仪和非冗余孔径掩模实验已经证明，使用特定的光束组合和数据采集技术，至少几个$^{-4}$的对比度是可以达到的。在本文中，我们探讨了在VLTI上达到相似或更高对比度的可能性。在回顾了高对比度红外干涉测量的最新技术之后，我们讨论了使其他高对比度干涉测量仪器取得成功的关键特征（例如，集成光学、调零、闭合相位和统计数据减少），并提出了将VLTI的对比度提高至少一个数量级的可能途径。特别是，我们讨论了使用集成光学的可能性，证明在近红外，在热近红外（L和M波段，3-5 $μ$ m），一个甜蜜点图像和年轻的太阳系外行星系统的特点。最后，我们解决了高对比度VLTI成像仪器的科学案例，特别关注系外行星科学（年轻的系外行星，行星形成和系外黄道盘），恒星物理学（基本参数和多重性），和河外天体物理学（活动星系核和基本常数）。还简要讨论了其他潜在的未来仪器，如行星形成成像仪的协同作用和科学准备。
2018-05-25 astro-ph.EP 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
ngVLTI: Cost and Feasibility of a Four-Telescope VLTI Expansion for Milliarcsecond-Scale Imaging
Laboratoire d’Instrumentation et de Recherche en Astrophysique, Observatoire de Paris, PSL University, CNRS, Sorbonne Université, Université Paris Cité（巴黎天文台，PSL大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎西岱大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Université Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学，法国国家科学研究中心，IPAG实验室）
研究评估通过增加四台8米级单元望远镜扩展VLTI（即ngVLTI）的成本与可行性，其能提供密集uv覆盖实现毫角秒成像及光谱成像立方体。介绍了紧凑望远镜概念、光学设计等，估算每台望远镜成本约8000万欧元，升级具成本竞争力且技术可行。
2026-07-15 astro-ph.IM
VLTI images of circumbinary disks around evolved stars
新一代VLTI仪器（GRAVITY、MATISSE）的目标是以高角分辨率生成常规干涉图像，以揭示不同物体的形态复杂性。然而，图像重建不是一个完全自动化的过程。在这里，我们专注于一个特定的科学案例，即复杂的circumbinary环境的一个子集的进化二进制，干涉成像提供了所需的空间分辨率，以解决直接circumbinary环境。事实上，许多主星处于后渐近巨星分支（post-AGB）阶段的双星都被环双星盘所包围。这些圆盘最初是从尘埃产生的红外过量推断出来的。在红外线的快照干涉观测证实了盘状形态，并揭示了高空间复杂性的排放，使用几何模型不能恢复，而不强烈的偏见。可以说，最令人信服的证据的盘状形状的环双星环境来自第一个干涉图像的这样一个系统（IRAS 08544 -4431）使用的PIONIER仪器在VLTI。该图像是使用SPARCO图像重建方法获得的，该方法能够减去图像组件的模型并仅重建其环境的图像。在IRAS 08544 -4431的情况下，模型涉及二进制，剩余信号的图像显示了几个意想不到的特征。然后，第二张图像揭示了HD 101584周围的一种不同但也复杂的拱星形态，ALMA对此进行了很好的研究。为了利用VLTI的成像能力来了解这些目标，我们在VLTI启动了一个大型项目，使用PIONIER和GRAVITY仪器对后AGB双星系统进行成像。
2020-12-14 astro-ph.IM astro-ph.SR
First fringes with an integrated-optics beam combiner at 10 um - A new step towards instrument miniaturization for mid-infrared interferometry
质量分辨率尺度和高动态范围的观测在实现例如系外地球的光谱特征或其原行星盘诞生地的详细测绘方面占有核心地位。地面或空间多孔径红外干涉测量是实现这些目标的一种很有前途的技术。但是，如果我们想把来自大量望远镜的光结合起来，仍然需要做出巨大的努力来简化这些仪器。集成光学似乎是目前传统设计的替代方案，特别是如果它的使用可以扩展到更多的天文波段。本文首次报道了单模恒星干涉测量中红外光束组合的集成光学方法的可行性的实验演示。我们已经制作了一个2望远镜光束组合器原型集成在硫系玻璃，从1到14 μ m的透明材料的基板上。我们已经开发了实验室工具来表征我们的设备的模态特性和干涉测量能力。我们获得了10 μ m的条纹，并测量了平均对比度V=0.981 \pm 0.001，在一周内具有高重复性，在5小时内具有高稳定性。我们表明实验-以及建模考虑的基础上-该组件在此波长下具有单模行为，这是实现高精度干涉测量所必需的。从以前的研究，传播损耗估计为0.5 dB/cm的这样的组件。我们还讨论了可能影响干涉对比度的问题。IO合束器在10处表现良好。我们还预计组件的数值孔径和（解）耦合光学器件之间的更好匹配的要求，以优化总吞吐量。预计下一步是制作宽带干涉图。
2011-04-14 astro-ph.IM
High spectral-resolution interferometry down to 1 micron with Asgard/BIFROST at VLTI: Science drivers and project overview
我们目前的科学案例和仪器设计考虑的BIFROST仪器，将打开短波长（Y/J/H波段），高光谱色散（高达R=25,000）窗口的VLT干涉仪。BIFROST将成为Asgard仪器套件的一部分，并为研究恒星演化早期/晚期阶段的吸积和质量损失过程，探测年轻恒星周围的吸积原行星，以及探测直接成像行星系统和多恒星系统中的自旋轨道对准提供强大的场所。我们对GAIA双星的调查旨在提供一千颗恒星的质量和精确年龄，为改进恒星演化模型和银河系考古学提供遗留数据集。BIFROST将能够在0.025-1”的分离范围内对系外行星进行离轴光谱分析，从而能够对ELT和JWST探测到的系外行星进行高信噪比、高光谱分辨率的跟踪。我们给出了该项目的最新状态，概述了我们的关键技术选择，并讨论了与拟议的Asgard仪器套件中的其他仪器的协同作用。
2022-08-09 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
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
MATISSE: specifications and expected performances
MATISSE（多光谱中红外光谱实验）是欧洲南方天文台VLTI的下一代光谱干涉仪，在光谱带L，M和N中运行，并结合了来自单元和辅助望远镜的四个光束。MATISSE现已完全集成在尼斯（法国）的蓝色海岸天文台，最近已进入实验室测试阶段。本文总结了描述MATISSE信号和相关噪声源的方程。然后，考虑到仪器和VLTI基础设施的当前特性，包括传输和对比度退化预算，对仪器的规格和预期性能进行评估。此外，我们提出了不同的MATISSE仿真工具，将提供给未来的用户。
2016-08-08 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
The interferometric baselines and GRAVITY astrometric error budget
GRAVITY是VLTI的新一代束流组合仪器。它的目标是在相隔几个角秒的天体之间达到微秒的天体测量精度。天体测量的这种$10^6$精度是仪器最重要的挑战，在仪器的技术设计期间，仔细的误差预算是至关重要的。在这张海报中，我们将重点关注基线引起的误差，这是更大误差预算的一部分。
2014-07-16 astro-ph.IM
GRAVITY+ Wavefront Sensors: High-Contrast, Laser Guide Star, Adaptive Optics systems for the VLTI
本研究介绍了GRAVITY+项目中用于VLTI 8米级望远镜的GPAO波前传感器单元，其含NGS与LGS两个模块，可提升干涉测量性能并首次在VLTI实现LGS全天覆盖，同时概述了集成表征后的系统情况。
2024-09-13 astro-ph.IM astro-ph.SR
The nature of point source fringes in mid-infrared spectra acquired with the James Webb Space Telescope
詹姆斯·韦伯空间望远镜（JWST）中红外仪器（MIRI）探测器阵列的不同层中的相长干涉和相消干涉将探测到的信号调制为波长的函数。此外，不同空间轮廓的源显示不同的条纹图案。用一个静态的条纹平面来划分可能会妨碍对那些条纹与条纹平面不匹配的光源的科学解释。我们发现点源条纹测量的MIRI中分辨率光谱仪（MRS）在类似的观察条件下是可重复的。因此，我们希望确定变量，如果它们存在的话，这将允许由点源条纹调制引起的信号变化的参数化。我们通过分析在地面上采集的MRS探测器平面图像来做到这一点。我们提取了多点源观测的条纹轮廓，并研究了条纹的振幅和相位作为场位置和光学链的点扩散函数的像素采样的函数。点源条纹的振幅和相位的系统变化被发现在测试源覆盖的波长范围（4.9-5.8 $μ$ m）。该变化取决于探测器像素看到的点扩散函数的分数。我们确定不均匀的像素照明的根本原因所报告的系统变化。我们报告的改善后，校正的1 $σ$标准偏差的光谱连续50%。一个50%的改善也报告了线灵敏度的基准测试与光谱连续100毫焦。弱线的形状的改善说明使用T金牛模型谱。因此，我们验证了扩展源和潜在的半扩展源和拥挤的领域的条纹可以通过结合多个点源条纹传输来模拟。
2020-07-31 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
Mid-IR Water-Vapor Seeing: Implications for ELT/METIS High-Contrast Imaging from VLTI Data
Indian Institute of Technology Kanpur（坎普尔印度理工学院）；Université de Liège（列日大学）；Australian National University（澳大利亚国立大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Leiden University（莱顿大学）；Macquarie University（麦考瑞大学）
该研究基于VLTI数据量化中红外水汽诱导的波前误差，明确可降水汽是关键影响因素，给出ELT尺度下的波前误差值，为METIS等中红外高对比度成像仪器提供了大气水汽效应的评估与缓解框架。
2026-10-14 astro-ph.EP astro-ph.IM
Exoplanets in reflected starlight with dual-field interferometry: A case for shorter wavelengths and a fifth Unit Telescope at VLTI/Paranal
该研究通过解析建模与极端自适应光学仿真评估 VLTI 双场干涉术在反射光中探测系外行星的极限，证明更短波长和超过200米的新基线可显著提升可探测性，并建议发展1 μm以下仪器及增设 UT5。
2025-01-17 astro-ph.EP astro-ph.IM
Optimized Beam Sculpting with Generalized Fringe-Rate Filters
我们推广的条纹率滤波技术，从而由无线电干涉仪测量的vibrations重新加权根据其时间变化。随着地球的旋转，射电源以取决于它们在天空中的位置的速率穿过干涉仪的条纹图案。利用这种几何解释的条纹率，我们采用时域卷积内核制定条纹率滤波器，雕刻的有效的主波束的天线在干涉仪。正如我们所示，通过条纹率滤波的光束整形可以用于优化各种应用的测量，包括制图，最大限度地减少偏振泄漏，抑制仪器系统，并提高功率谱测量的灵敏度。我们表明，条纹率滤波自然出现在许多这些问题的最小方差处理，使最佳的基于可测量性的方法来分析干涉数据，避免系统学可能引入的传统方法，如成像。我们的技术最近在Ali等人（2015）中得到了证明，其中对再电离的21 cm功率谱设置了新的上限，展示了条纹率滤波成功提高灵敏度并减少系统学对深度观测的影响的能力。
2016-02-15 astro-ph.CO astro-ph.IM
