Fresnel diffraction in an interferometer: application to MATISSE
在使用类似于甚大望远镜（VLT）专用干涉仪的仪器进行光学研究时，我们必须注意瞳孔和焦点的共轭。人造源模块的设计，以模拟恒星光束，在准直和瞳孔位置。它们构成校准和校准工具。在本文中，我们提出了这样一个模块，其中光瞳掩模不位于准直光束，从而引入菲涅耳衍射。我们研究了仪器对比度，同时考虑了光源的空间相干性和光瞳衍射。考虑的例子是MATISSE，但这项研究可以适用于任何其他仪器有关的菲涅耳衍射。
2010-08-25 astro-ph.IM
A new concept for the combination of optical interferometers and high-resolution spectrographs
光学天文学的高空间分辨率和高光谱分辨率相结合，使恒星和星周天体物理学中许多悬而未决的问题有了新的观测方法。然而，为干涉仪构建高分辨率光谱仪是一项昂贵且耗时的任务。我们的目的是表明，通过现有的高分辨率光谱仪耦合到现有的干涉仪，可以观察在高光谱和空间分辨率的域，并避免建设一个新的复杂和昂贵的仪器。在这篇文章中，我们研究了将干涉仪与高分辨率光谱仪相结合所带来的不同挑战。确定了对不同子系统的要求，并特别关注条纹跟踪和色散问题。对VLTI（甚大望远镜干涉仪）与UVES（紫外-可见光谱仪）组合的概念进行了研究，并讨论了其他几种具体的仪器配对。我们表明，提出的干涉仪与高分辨率光谱仪的组合确实是可行的，与当前的技术，成本的一小部分，建立一个全新的光谱仪。对现有文书及其现行方案的影响将是最小的。
2009-12-08 astro-ph.IM
Short Spacing Synthesis from a Primary Beam Scanned Interferometer
孔径合成仪器提供了一个通常高度均匀的采样的可见度函数，往往会留下一个未采样的孔附近的（u，v）平面的原点。在这篇最初发表于1979年的论文中，我们首先描述了从大型单碟望远镜的扫描中检索信息的常见解决方案。然而，这并不是获得短间距能见度数据的唯一手段。我们提出了一种替代技术，该技术采用短基线干涉仪来扫描整个初级光束区域。明显的优点是，可以使用合成仪器的短基线对，确保仪器特性的一致性。这种技术是镶嵌算法的基础上，现在常用的孔径合成射电天文成像。
2012-12-10 astro-ph.IM
Theory of Dispersed Fixed-Delay Interferometry for Radial Velocity Exoplanet Searches
分散固定延迟干涉仪（DFDI）代表了太阳系外行星高精度径向速度（RV）测量的新仪器概念。它结合了迈克耳孙干涉仪和中等分辨率摄谱仪，具有进行多目标调查的潜力，而大多数以前的RV技术仅限于一次观察一个目标。由于需要大量的太阳系外行星样本来更好地了解行星的形成、演化和流行，这种新技术代表了RV太阳系外行星搜索仪器的合理下一步，并已被基特峰国家天文台的单物体系外行星跟踪器（ET）和多物体W。M. Apache Point Observatory的Keck/MARVELS系外行星跟踪器。ET仪器的开发需要对DFDI技术的物理原理有详细的了解。在这里，我们总结了理解该技术所需的基本理论材料，并概述了该仪器工作的物理基础。我们还导出了一些有用的分析公式，可用于估计该技术的各种误差源的水平，例如使用基准参考光谱时的光子散粒噪声，二次光谱的污染（例如，拥挤的光源、光谱双星或月光污染）、残余干涉仪梳和参考串扰误差。在此之后，我们表明，使用传统的气体吸收基准参考DFDI可能会产生显着的系统误差，必须考虑到在所需的精度水平，以检测太阳系外行星。
2010-07-01 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Design, operation and performance of the PAON4 prototype transit interferometer
PAON 4是一个L波段（1250-1500 MHz）小型干涉仪，部署在法国南赛天文台，以过境模式运行，设计为强度测绘的原型仪器。它具有四个直径为5米的碟形天线，呈紧凑的三角形结构，总几何收集面积为$\sim75 \mathrm{m^2}$，并配备了双极化接收机。软件相关器在整个250 MHz RF频带上从8个独立的RF信号中计算出总共36个频率。该阵列以传输模式运行，碟形天线指向固定的十度角，而天空则在仪器上漂移。然后，通过组合在不同赤纬处观察到的不同基线的时间相关可见度来重建每个频道的天空地图。本文介绍了PAON 4仪器的设计和目标的概述，作为一个原型的碟形阵列映射无线电中的大尺度结构，使用原子氢$21~\mathrm{cm}$线的强度映射。我们运营PAON 4多年，并使用不同时期的观测数据来评估阵列性能。我们提出了一个大部分的数据的初步分析，并讨论了这种类型的仪器，如校准策略，仪器响应稳定性和噪声行为的关键问题。
2020-02-08 astro-ph.IM
Far-Infrared double-Fourier interferometers and their spectral sensitivity
双傅里叶干涉测量法是未来天文仪器达到亚角秒空间分辨率的最可行途径，这些天文仪器将在远红外波长观测宇宙。双变换空间光谱干涉测量技术将光瞳面光束组合与探测器阵列相结合，实现了宽视场的成像光谱学，这将是实现顶级科学目标的关键。与地面望远镜上的仪器相比，这些仪器的宽视场和在不透明大气层上方飞行的必要性创造了独特的特性和要求。本文讨论了单基线空间光谱干涉仪的一些特性。研究了光强和光程差噪声对干涉图和光谱信噪比的影响。我们将我们的研究结果应用于特殊情况下的气球实验双望远镜红外干涉测量（BETTII），气球有效载荷，这将是第一次应用这项技术在远红外波长的飞行平台。
2015-07-14 astro-ph.IM
A New Method for Cross Polarized Delay Calibration of Radio Interferometers
无线电干涉仪可以通过互相关每个天线上两个正交极化的所有组合来测量入射波的全极化状态。用于检测两个偏振状态的独立的电子设备组将在两个数据流之间引入差分仪器延迟。通常的技术，单独校准的平行-手集的violet仍然允许任意偏移的群延迟和相位之间的两个并行系统。为了使用交叉偏振的偏振器，必须确定并消除这种仪器偏移。本文介绍了这样一种技术，并探讨其在Obit包中的应用。该技术已成功地应用于一些EVLA数据使用强和弱极化校准。
2012-05-17 astro-ph.IM
A new interferometer architecture combining nulling with phase closure measurements
对来自微弱系外行星的直接光信号进行成像，以对抗其宿主恒星的强烈眩光，这是现代天文仪器的基本挑战之一。通过直接成像实现足够的信噪比用于检测受到三个基本物理过程的限制：波前的像差（仪器和大气）、光子噪声和检测器噪声。在本文中，我们提出了一种新的光学装置，它综合了两种不同技术的优点：调零干涉术，以减轻光子噪声，和关闭相位，以打击光学像差。我们的设计采用集成光学和光子学技术，旨在将日冕仪和非冗余干涉仪的优点结合在单个光学设备中。我们表明，这样的仪器将有一个动态范围限制的i）读出噪声（如果完美的同相），或ii）由于恒星通量泄漏的光子噪声（在不完美的零的情况下）。当读出噪声不是主要限制时，这个概念是最佳的，即对于空间干涉测量或基于地面的明亮恒星宿主观测（视星等亮于10）。
2014-02-06 astro-ph.IM
Observations with the Southern Connecticut Stellar Interferometer. I. Instrument Description and First Results
我们讨论了一种新的强度干涉仪的设计，建造和操作，根据南康涅狄格州立大学在纽黑文，康涅狄格州的校园。虽然本文将侧重于与原来的两个望远镜配置所采取的观测，目前的仪器包括三个便携式0.6米多布森望远镜与单光子雪崩二极管（SPAD）探测器位于每个望远镜的牛顿焦点。每个站点检测到的光子都带有时间戳，并使用定时相关器读出，该相关器可以提供精确到48 ps的定时互相关。我们详细介绍了我们的观察到目前为止的系统，这已经成功地在我们的大学在16个晚上的观察。该仪器的组件也被部署在洛厄尔天文台，在那里帕金斯和霍尔望远镜被用作强度干涉仪。我们详细描述了仪器的性能。总的来说，观测结果表明，当观测未分辨的恒星时，在6.76-sigma的水平上检测到相关峰，并且当在足以分辨恒星的基线上观测时，与部分或没有检测到相关峰的一致性。利用这些测量结果，我们得出结论，大角星的角直径大于15质量，织女星的角直径在0.8和17质量之间。虽然在这一点上的不确定性很大，但这两个结果都与基于振幅的长基线光学干涉仪的测量结果一致。
2021-12-14 astro-ph.IM astro-ph.SR
Starlight Demonstration of the Dragonfly Instrument: an Integrated Photonic Pupil Remapping Interferometer for High Contrast Imaging
自第一颗太阳系外行星被发现以来的20年里，太阳系外行星的探测和表征已经成为所有现代科学的关键努力之一。最近，直接探测技术，如干涉测量或日冕测量，越来越受到人们的关注，因为它们揭示了多普勒或凌日技术无法获得的系外行星的数量，而且它们还允许研究来自行星本身的微弱信号。下一代恒星干涉仪越来越多地采用光子技术，因为所产生的数据保真度增加。在这里，我们报告的设计，建造和调试的一个新的高对比度成像仪，集成的光瞳重映射干涉仪，仪器，我们预计将发现在最近的恒星形成区域的年轻微弱的同伴的检测应用。该仪器的实验室表征表明，除了稳定的闭合相位信号外，所有干涉仪基线上的条纹都具有高可见度。我们还报告了第一次成功的天空实验的原型仪器在3.9米英澳望远镜。恢复的性能指标与理想的设备行为后，占预期水平的退相干和信号损失的未补偿看到一致。完全傅立叶覆盖的前景加上目前的性能指标意味着这种光子增强仪器很好地定位，以促进高对比度同伴的科学。
2012-10-01 astro-ph.IM physics.optics
The GREGOR Fabry Perot Interferometer (GFPI), Technical Innovations and Results achieved in 2013
本文将提供一个总结，尚未公布的技术创新，以格雷戈里法布里-珀罗干涉仪（GFPI）在1.5米格雷戈里太阳望远镜（欧洲最大的太阳望远镜），我在2013年实施的仪器科学家的GFPI。它还概述了我在2013年使用GFPI获得的重要但尚未发表的观测结果。这些成果和成就可被视为该仪器的进一步开发、科学验证和最终验收的里程碑。该仪器现已投入使用，并为国际科学界所采用。
2020-05-08 astro-ph.IM astro-ph.SR
Quantum-Assisted Optical Interferometers: Instrument Requirements
最近有人提出，如果可以向光学干涉仪提供量子力学纠缠对源，则光学干涉仪可能不需要站之间的相位稳定光学链路，从而实现超长基线并使天体物理学和宇宙学中的许多主题受益。我们发展了这个想法的一个新的变体，提出来自两个不同来源的光子可以在两个解耦的站进行干涉，只需要它们之间的缓慢经典连接。我们表明，这种方法可以允许高精度的测量的相对天体测量的两个来源，一个简单的估计给出角分辨率为$10 \ μ$，在几个小时的观察两个明亮的恒星。我们也给出了对这些观测仪器的要求，特别是它的时间和光谱分辨率。最后，我们讨论了可能的技术，仪器的实施和第一个证明的原理实验。
2020-12-11 astro-ph.IM quant-ph
The GLINT nulling interferometer: improving nulls for high-contrast imaging
本文介绍了Subaru望远镜下游的GLINT消零干涉仪项目，其通过引入新型光子芯片进行升级，以实现更消色差的消零深度和条纹跟踪，为30米级望远镜时代的高对比度星周成像奠定基础。
2024-07-25 astro-ph.IM
FIRST, a Pupil-Remapping Fiber Interferometer at the Subaru Telescope: on-sky results
第一，单望远镜光纤成像仪，是一种光谱成像仪，使用单模光纤进行光瞳重映射，允许测量超出望远镜衍射极限。集成在斯巴鲁望远镜的斯巴鲁Coronagaphic Extreme自适应光学仪器上，它受益于非常稳定的可见光波前，允许获得长时间曝光，并在比以前更暗的光源上操作。在天空中的结果表明，该仪器的能力，以检测恒星的同伴分离43 mas的情况下，五车二双星系统。在超大望远镜上采用类似的方法，将为在非常高的角分辨率下进行伴星探测和定性提供独特的科学机会。
2020-12-22 astro-ph.IM
Wavelength Self-Calibration and Sky Subtraction for Fabry-Perot Interferometers: Applications to OSIRIS
我们描述了有关波长校准和天空减法技术，以最大限度地提高可调滤波器仪器的数据的科学效用。虽然我们具体解决的数据从光学系统成像和低分辨率集成光谱仪（OSIRIS）的10.4米大加那利望远镜，我们的讨论是概括的数据从其他可调滤波器仪器。我们的方法的一个关键方面是一个坐标变换到极坐标，这简化了问题时，可调滤波器的数据是围绕光学中心的圆形对称。首先，我们提出了一种方法来纠正使用OH天空发射环的波长校准中的不准确性。使用这种技术，我们将绝对波长校准从5埃的精度提高到1埃，相当于我们仪器分辨率的7%，95%的数据。然后，我们讨论了一种新的方法来估计背景天空辐射的极坐标中值滤波。这种方法抑制了来自遥远星系外包络对天空背景的贡献，最大化了在相应的天空减影图像中测量的源的通量。我们证明了数据调谐到7615~ $\rmÅ$的中心波长，在新的天空减去图像的星系流量高约37%，与天空减去图像从现有的方法OSIRIS可调滤波器数据。
2015-08-27 astro-ph.IM
Astronomical imaging Fourier spectroscopy at far-infrared wavelengths
本文介绍了远红外天文成像傅里叶变换光谱（FTS）的原理和实践。马赫-曾德尔干涉仪的设计已被广泛采用的当前和未来的成像FTS仪器，我们比较这种设计与其他两种常见的干涉仪格式。三个仪器的Mach-Zehnder设计的基础上的例子。利用Herschel SPIRE仪器获得的定标数据，讨论了从测量光谱中反演天体物理参数的技术。最后，本文以SPIRE FTS仪器获得的成像光谱为例。
2013-05-02 astro-ph.IM
Demonstrating the integration of a photonic lantern with an all-fiber-based nulling interferometer
Univ. of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Univ. of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；NASA Ames Research Center（NASA艾姆斯研究中心）；NASA Glenn Research Center（NASA格伦研究中心）；Univ. of Central Florida（中佛罗里达大学）
研究太阳系尺度系外行星和原行星高对比度成像所需仪器，利用光子灯笼的多模到单模转换能力，展示全光纤焦平面零值干涉仪实验室结果，证明其与干涉仪集成的潜力及探测吸积原行星的扩展概念。
2026-07-28 astro-ph.IM physics.optics
Precision Calibration of Radio Interferometers Using Redundant Baselines
对21 cm层析成像的兴趣日益增长，导致了具有低噪声、中等角分辨率、高光谱分辨率和宽视场的宽带无线电干涉仪的设计和构造。由于这些干涉仪的特性与传统的无线电仪器有些不同，因此可能需要新的校准技术才能达到其设计灵敏度。自校准或冗余校准技术允许仪器在复杂的天空发射结构下进行校准，这是理想的。特别是，这些新仪器拥有大量的冗余基线，使得冗余校准成为一个特别有吸引力的选择。在本文中，我们通过模拟来探索现有冗余校准方案中的误差和偏差，并展示如何消除统计偏差。我们还开发了一个一般的校准形式主义，包括冗余基线方法和基本点源校准方法作为特殊情况下，并显示如何轻微偏离完美的冗余度和共面性可以考虑。
2010-07-06 astro-ph.CO astro-ph.IM
Phase masks in astronomy: From the Mach-Zehnder interferometer to Coronographs
相位掩模在天文光学中有许多应用，特别是与两个主题有关：用于太阳系外行星或拱星盘的检测和分析的冠状照相术，以及用于极其精确的自适应光学系统或分段反射镜的同相的波前分析。我回顾了一些文献中的相位掩模，并试图弥合两个仪器系统中，他们经常发现的差距：马赫-曾德尔干涉仪和日冕仪。
2018-07-25 astro-ph.IM
Fundamental limits of radio interferometers: calibration and source parameter estimation
我们使用信息论来获得校准下一代无线电干涉仪的能力的基本限制，并测量仪器校准，点源减法和数据反卷积的点源的参数。我们证明了这些基本限制的影响，特别是参考下一代低频仪器（例如，Murchison宽场阵列- MWA，探测再电离时期的精密阵列- PAPER），其中由于电离层对信号波前的影响而需要短时间尺度的仪器校准。最后，我们探讨了最佳点源精度可通过使用当前和先验信息的组合。当测量精度与电离层的特征折射尺度相当时，结合先验信息的估计方案可能是有利的。
2012-12-10 astro-ph.CO astro-ph.IM
The GREGOR Fabry-Perot Interferometer - A New Instrument for High-Resolution Spectropolarimetric Solar Observations
法布里-珀罗干涉仪比狭缝光谱仪具有优势，因为它们允许快速窄带成像和光谱偏振数据的事后图像重建。温度，等离子体速度和磁场的地图可以从光球和色球谱线的反演，从而，推进我们的动态太阳和它的磁场在最小的空间尺度的理解。格雷戈里-法布里-珀罗干涉仪（GFPI）是1.5米格雷戈里太阳望远镜的两个第一光仪器之一，该望远镜目前正在西班牙特内里费岛的泰德天文台投入使用。GFPI的运行接近GREGOR的衍射极限，因此，可以获得太阳表面小至60公里的精细结构。52“x 40”的视场足以覆盖有效区域的大部分。GFPI是一种可调双标准具系统，采用准直安装。它配备了全斯托克斯偏振计，可在530-860 nm波长范围内以R = 250，000的光谱分辨率记录分光偏振数据。大尺寸、高节奏的CCD探测器配备了强大的计算机硬件和软件，便于在与太阳特征演变时间尺度相对应的时间跨度内扫描谱线。我们介绍了GFPI的主要特点，包括软件、机械安装和光学方面的最新发展。
2011-11-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
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
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
Measuring the Etalon Quality of the GREGOR Fabry-Pérot Interferometer
偏振成像光谱仪是太阳物理学中一种重要的观测工具，因为它具有高光谱分辨率、大视场、快节奏的光谱扫描以及其固有的事后图像恢复的适用性。法布里-珀罗标准具是这些仪器的关键光学元件。它们的光学质量决定了仪器的性能。GREGOR Fabry-Pérot干涉仪（GFPI）的两个标准具使用了10多年，引起了标准具涂层潜在劣化的问题。我们提出了一个标准具的光学质量的评估，描述了基于泽尼克多项式的检查方法，讨论了场的依赖性的精细度和仪器设计的后果，并调查的测量技术的影响，以实现板的平行度。我们发现长时间暴露在阳光下会影响标准具涂层，即，降低峰值透射率，并在直接暴露于阳光的标准具上留下GREGOR太阳望远镜的光瞳的印记。然而，这两种标准具的精细度仍然很高，因此对成像分光偏振测量的影响可以忽略不计。
2020-01-05 astro-ph.IM astro-ph.SR
Quantifying Suppression of the Cosmological 21-cm Signal due to Direction Dependent Gain Calibration in Radio Interferometers
在再电离时期发射的中性氢的21厘米信号有望成为研究婴儿宇宙的重要信息来源。然而，如果不充分减轻数据中的其他强信号，就不可能检测到它，这需要对仪器有准确的了解。使用仪器校准的结果，去除了大部分污染信号，并进一步分析所得残留数据，以检测21 cm信号。方向相关校准（DDC）可以强烈影响21厘米的信号，但是，它的效果还没有被精确量化。在这里介绍的分析中，我们展示了如何准确计算DDC去除了21 cm信号的哪一部分。我们还展示了如何先验信息的频率行为的仪器可以用来减少信号抑制。使用基于LOFAR设置的现实模拟来测试理论结果。我们的研究结果表明，低阶平滑增益函数（例如多项式）在~ 10 MHz的带宽-超过预期的信号是平稳的-是足够的，允许有限的，量化的，在其功率谱中的信号抑制校准。我们还表明，数学和模拟，更不完整的天空模型导致更大的21厘米信号抑制，即使增益模型被强制执行，以完全平滑。这一结果对当前和未来具有不同站波束的射电望远镜有直接的影响，其中DDC可能是必要的（例如SKA-low）。
2018-09-11 astro-ph.IM
A Measurement of Source Noise at Low Frequency: Implications for Modern Interferometers
我们报告在162 MHz的Murchison宽场阵列在时域中的源噪声的检测。在观测期间，我们的目标源Virgo A（M87）的通量仅对由任何单个天线检测到的总功率贡献$\sim$ 1\%，因此该源噪声检测是在中间状态中进行的，其中由整个阵列检测到的源通量与来自单个天线的噪声相当。检测到的源噪声的大小与预测完全一致。我们认为，在这个中等强度的制度与当前和未来的仪器观测源噪声的影响。
2021-01-28 astro-ph.IM
Real-time phasefront detector for heterodyne interferometers
我们提出了一个实时差分相锋检测器灵敏度优于3毫拉德均方根，这对应于约500 pm的精度。该检测器执行外差干涉仪的相位波前的空间分辨测量，外差频率高达约10 kHz。该仪器是作为LISA技术包（LTP）干涉仪研究的一部分而开发的，并将协助制造其飞行模型。由于该仪器提供的优点，它也在光学计量中具有一般应用。
2012-03-20 astro-ph.IM gr-qc physics.ins-det
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 Impact of Modeling Errors on Interferometer Calibration for 21 cm Power Spectra
研究了由源模型误差引起的天基定标误差对21cm干涉仪功率谱测量的影响，并提出了抑制其影响的方法.虽然来自校准星表中没有考虑的微弱源的发射被认为是光谱平滑的，但由于干涉仪天空响应的固有色度（“楔形”），真实的vibrations与模型vibrations的偏差不是。因此，未建模的前景，低于许多仪器的混淆限制，在我们希望观察宇宙信号的相同视线尺度上将频率结构引入增益解。我们推导出的解析表达式描述这些误差使用线性近似的校准方程和估计的影响，这种偏差的测量的21厘米功率谱在再电离时代（EoR）。鉴于我们目前在初级光束和前景建模方面的精度，这种噪声将显著影响依赖于天空校准的现有实验的灵敏度。我们的形式主义描述了阵列和天空模型参数的定标，可以用来指导未来的仪器设计和定标策略。我们发现，基于天空的校准，降低长基线的权重，可以消除污染的楔形以外的大部分地区，只有一个温和的增加仪器噪声。
2017-05-21 astro-ph.CO astro-ph.IM
The Fringe Detection Laser Metrology for the GRAVITY Interferometer at the VLTI
对大基线上恒星光程长度差的干涉测量可以提供极其精确的天体测量数据。干涉仪GRAVITY将同时测量欧洲南方天文台（ESO）甚大望远镜干涉仪（VLTI）视场中的两个物体，并在仅5分钟内确定其角距，精度为10微弧秒。为了以如此高的精度进行天体测量，通过VLTI和仪器的差分路径长度必须通过激光计量测量（并跟踪，因为地球的旋转将永久地改变它）到甚至更高的精度水平（对应于3分钟内的1 nm）。通常，外差差分路径技术用于纳米精度测量，但这些方法很难跟踪整个光束尺寸，并遵循光路到望远镜的主镜。在这里，我们提出了一个差分路径计量系统的初步设计，开发的重力项目。它测量整个瞳孔尺寸上的仪器差分路径，直到入射瞳孔位置。通过检测望远镜副镜上以及主镜反射后的激光条纹图案来测量微分相位。基于我们提出的设计，我们评估的相位测量精度的基础上可能的统计和系统误差的充分预算。我们表明，这种计量设计满足重力的高精度要求。
2010-07-11 astro-ph.IM
QUBIC - The Q&U Bolometric Interferometer for Cosmology - A novel way to look at the polarized Cosmic Microwave Background
在本文中，我们描述了QUBIC，一个实验，采取了由原始引力波的检测与一种新的方法，结合了最先进的测辐射热探测器的灵敏度与系统的影响控制典型的干涉仪所带来的挑战。所谓的“自校准”是一种深深植根于仪器的干涉性质的技术，并允许我们从仪器效应中清除测量数据。QUBIC的第一个模块是双频仪器（150 GHz和220 GHz），将于2018年秋季在阿根廷部署。
2018-01-11 astro-ph.IM
End to end developments for the Multipurpose Interferometer Array Pathfinder from the IAR Electronics Laboratory
本文介绍阿根廷IAR开发的多功能干涉仪阵列探路者（MIA），包括16个5米天线、双极化接收器及三天线探路者的概念设计与当前进展。
2023-12-28 astro-ph.IM stat.AP
Impact of ηearth on the capabilities of affordable space missions to detect biosignatures on extrasolar planets
我们提出了一个分析模型，以估计空间任务的能力，致力于在大气中的岩石行星位于附近恒星的宜居带的生物特征搜索。得到了反射镜直径、目标距离和行星半径等任务参数与性能之间的关系。两种类型的仪器被认为是：日冕仪观察在可见光，和调零干涉仪在热红外。考虑的特派团有：具有2.4米主镜的单光瞳日冕仪，以及具有4x0.75米收集镜的编队飞行干涉仪。可接近的行星的数量是作为η地球的函数计算的。当开普勒给出η地球的最终估计时，该模型将允许对每个仪器的潜力进行精确评估。根据目前的估计，在FGK恒星周围的η地球= 10%，在M恒星周围的η地球= 50%，日冕仪只能在光谱学上研究~1.5个相关行星，干涉仪只能研究~14.0个。这些数字是在一个主要假设下获得的，即目标恒星周围的外黄道光对于每种仪器来说都足够低。在这两种情况下，假设事先探测到行星，并建立目标列表。从长远来看，建造这两种类型的光谱仪器并将其用于相同的目标将是最佳解决方案，因为它们提供了互补的信息。但作为第一个负担得起的太空任务，干涉仪在生物特征收获方面看起来更有希望。
2015-04-30 astro-ph.EP astro-ph.IM
The All-Sky SignAl Short-Spacing INterferometer (ASSASSIN) I: Global sky measurements with the Engineering Development Array-2
为了填补我们早期宇宙观测知识中的一个关键空白，世界各地的实验继续试图验证EDGES实验对宇宙黎明红移21厘米信号的探测。这种来自中性氢的天空平均或“全球”信号在低射频（50-200 MHz）下应该是可检测的，但由于明亮的前景发射和难以达到所需的仪器校准精度水平而难以测量。在本文中，我们概述了我们的进展，使用一种新的新方法来测量全球红移21厘米信号。出于需要使用具有与EDGE非常不同的系统误差的替代方法来获得独立结果的动机，我们采用了一个密集天线阵列来干涉测量全球天空信号，而不是使用具有单个天线的传统方法。我们使用模拟来演示我们新开发的方法，并表明，对于一个理想化的仪器，21厘米的信号，理论上可以从一个紧密间隔的偶极子阵列的振动中提取。我们验证了我们的信号提取方法的工作在真实数据上使用的观察与平方公里阵列样的原型;工程开发阵列-2。最后，我们利用我们在模拟和观测中学到的经验教训，为未来的工作制定了一个明确的计划，这将最终导致一个新的全球红移21厘米仪器：全天空信号短间距干涉仪（ASSASSIN）。
2020-09-14 astro-ph.CO astro-ph.IM
Interferometer Techniques for Gravitational-Wave Detection
世界范围内已经建造了几个千米级的引力波探测器。这些仪器结合了许多先进的技术，以推动精密长度测量的极限。核心设备是一种新型的激光干涉仪;从经典的迈克尔逊拓扑结构发展而来，这些干涉仪集成了额外的光学元件，显着改变了光学系统的特性。这些激光干涉仪的大部分设计和分析可以使用众所周知的经典光学技术进行，然而，复杂的光学布局提供了一个新的挑战。在这篇评论中，我们给出了一个教科书式的介绍现代引力波探测器，以及其他高精度激光干涉仪的理解所需的光学科学。此外，我们还提供了一些免费的干涉仪仿真软件的例子，并鼓励读者使用这些例子来获得所讨论的光学方法的实践经验。
2015-12-04 astro-ph.IM gr-qc
Development of Fiber Fabry-Perot Interferometers as Stable Near-infrared Calibration Sources for High Resolution Spectrographs
我们讨论了单模光纤法布里-珀罗（FFP）干涉仪作为高精度径向速度（RV）光谱仪的精确天文光子校准源的持续发展。FFP是简单、廉价的单片单元，可以产生稳定和可重复的输出光谱。FFP是传统标准具的独特替代品，因为干涉腔由单模光纤而不是气隙间隔器制成。这种设计允许出色的准直，高光谱精细度，刚性机械稳定性，对振动不敏感，并且不需要真空操作。我们测试的设备是Micron Optics的市售产品。我们的发展道路是针对校准源的可扩展区行星光谱仪（HPF），近红外光谱仪，旨在检测低质量恒星周围的地球质量行星，但这个参考也可以用于许多现有的和计划中的光纤光谱仪，因为我们说明使用Apache点天文台星系演化实验（APOGEE）仪器。通过对光纤标准具的精确温度控制，我们实现了100 $μ$ K的热稳定性和22 cm s $^{-1}$的相关速度不确定性。我们实现了$\approx$ 2 m s $^{-1}$的精度在一个单一的APOGEE光纤超过12小时，使用这个新的光子参考后，删除系统的相关性。这种高精度（接近预期的光子极限下限）证明了光纤干涉仪出色的固有波长稳定性和APOGEE仪器设计的稳定性。当在所有300个APOGEE光纤上取平均值并去除已知趋势和压力相关性后，12小时内的总体仪器速度精度为80 cm s $^{-1}$，这意味着光纤标准具在本质上稳定到显著更高的精度。
2014-03-26 astro-ph.EP astro-ph.IM
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
LISA Dynamics & Control: Closed-loop Simulation and Numerical Demonstration of Time Delay Interferometry
针对LISA闭环动力学问题，提出全面数学模型并数值实现，首次演示时延干涉测量合成迈克尔逊干涉仪，证明在无物理耦合时航天器噪声被有效抑制。
2023-08-31 astro-ph.IM gr-qc
GREGOR Fabry-Perot Interferometer - status report and prospects
法布里-珀罗干涉仪（GFPI）是位于西班牙特内里费岛泰德天文台的1.5米口径的德国格里高太阳望远镜的三个第一批仪器之一。GFPI允许快速窄带成像和事后图像恢复。检索到的物理参数将是了解太阳表面50公里以下空间尺度的动态太阳及其磁场的基本组成部分。GFPI是一种可调双标准具系统，采用准直安装。它设计用于在530-860 nm波长范围内进行分光偏振观测，理论光谱分辨率为R ~ 250，000。GFPI配备有全斯托克斯偏振计。大幅面、高节奏的CCD探测器配备了强大的计算机硬件和软件，能够在与太阳特征演变时间相当的时间跨度内扫描谱线。50”x 38”的视场覆盖了有效区域典型面积的很大一部分。我们提出的GFPI的主要特点，包括先进的和自动化的校准和观测程序。我们讨论了仪器光学设计的改进并展示了第一批观察结果。最后，我们提出了第一个具体的想法，整合第二个FPI，蓝色成像太阳光谱仪，它将探索530 nm以下的蓝色光谱区域。
2012-07-09 astro-ph.IM astro-ph.SR
Two NIRCam channels are Better than One: How JWST Can Do More Science with NIRCam's Short-Wavelength Dispersed Hartmann Sensor
詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）为凌日系外行星研究提供了前所未有的灵敏度、稳定性和波长覆盖范围，为测量大气丰度、结构和温度分布开辟了新的途径。然而，要充分利用JWST光谱仪对0.6微米到28微米的行星进行观测，需要结合使用NIRISS、NIRCam、NIRSpec和MIRI仪器进行多次观测。在本白皮书中，我们讨论了一种新的NIRCam模式（尚未批准或实施），该模式可以减少覆盖1.0 um至5.0 um波长范围所需的观测次数。尽管NIRCam主要是作为成像仪设计的，但它也包括几个用于定相和对齐JWST的18个六边形镜段的光栅。NIRCam的长波长通道包括覆盖2.4um到5.0um的光栅，分辨率为R = 1200 - 1550，使用两种单独的配置。长波长grisms已经被批准用于科学操作，包括宽场和单目标（时间序列）无狭缝光谱学。我们提出了一种新的模式，将同时测量光谱的科学目标在1.0微米至2.0微米的范围内使用NIRCam的短波长通道。这种模式，如果获得批准，将利用NIRCam的分散哈特曼传感器（DHS），它产生10个空间分离的光谱每个源在R ~ 300。我们讨论了DHS在限制系外行星大气丰度方面的额外好处，以及它观察最亮系统的能力。DHS基本上是免费的（没有时间成本）与任何NIRCam长波长棱镜观测，但探测器集成参数必须选择，以确保长波长棱镜观测不饱和，JWST数据量下行链路约束…
2016-10-06 astro-ph.EP astro-ph.IM
