System Analysis for a high-precision high-accuracy Astrometric instrument for HWO
本文对HWO高精度较差天体测量仪器进行系统分析，通过误差预算和任务剖面设计，提出基于十亿像素CMOS焦平面的仪器架构，并规划关键技术至TRL 5级的路径。
2025-11-10 astro-ph.IM
The latest results from DICE (Detector Interferometric Calibration Experiment)
Theia是2014年向欧空局提出的一项天体测量任务，其科学目标之一是探测附近太阳型恒星宜居带中的类地系外行星。这一目标要求能够以1 e-5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3e-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。Theia联盟正在真空中运行一个测试平台，以实现质心估计的1 e-5像素精度。目标是为Theia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，我们提出了最新的实验进行，并在一系列的升级后，测试台上完成的结果。校准系统产生的像素位置的精度估计在4 e-4像素。在包括像素位置信息之后，对于超过5个像素的PSF运动，获得6 e-5像素的天体测量精度。在静态模式下（小于1 e-3像素的小抖动运动），达到了3e-5像素的光子噪声限制精度。
2016-08-01 astro-ph.IM
The Short Term Stability of a Simulated Differential Astrometric Reference Frame in the Gaia era
我们用微分天体测量的方法构造了一个稳定在微弧秒水平的小视场惯性参考系。预计盖亚空间卫星使用全球天体测量将达到任务结束时的标准误差，从而达到如此高的天体测量精度。我们利用盖亚测量的场角，并期待在参考星的数量和恒星的星等以及天体测量系统学的总误差预算的帮助下，在差分天体测量的情况下，围绕南极的盖亚模拟的影响。我们发现，系统误差的建模和可靠的估计，以$μ$的水平，即使在字段中有一个适度的数量为37颗恒星与G $<$ 13等超过0.24平方度。在一天的短时间尺度的高节奏观测，如在盖亚的EPSL扫描模式期间围绕北极的观测，是一个完美的仪器。在如此短的时间尺度上纳入几何仪器模型来进行大尺度校准，需要低至G = 14等的较暗恒星，而不会降低参考系的精度。我们讨论了几个未来的观点，利用这种方法在不同的和更长的时间尺度。
2017-02-16 astro-ph.IM
The impact of geometric distortions in multiconjugate adaptive optics astrometric observations with future extremely large telescopes
天体测量学是推动未来超大望远镜多共轭自适应光学（MCAO）系统需求的主要科学案例之一。这些仪器的衍射极限点扩散函数（PSF）小，信噪比（SNR）高，保证了微弧秒级的天体测量精度。然而，光学畸变必须尽可能低，以实现高要求的天体测量要求。除了静态失真，光学机械不稳定性导致天体测量误差，这可能是天体测量误差预算的主要贡献者。本文介绍了分析，在设计层面上，光学机械不稳定性的影响时，加上光学表面的不规则性，由于制造过程。本文分析了一个在极大望远镜中应用的典型的多共轭自适应光学中继器。光线追迹模拟结合蒙特卡罗方法被用来估计的几何结构和幅度的场失真所造成的光学设计。我们考虑了畸变对MCAO修正的影响，表明只要通过光学设计和制造获得相应的精度，就有可能达到微弧秒的天体测量精度。我们预测，对于单历元观测，天体测量误差低于50 $μ$，可以达到曝光时间为2分钟，提供约100颗恒星可用于消除五阶失真。尽管仪器不稳定性会引起时变失真，但这种性能对于多历元观测是可再现的。
2019-05-08 astro-ph.IM
Methods for multiple telescope beam imaging and guiding in the near infrared
大气湍流和任意两台望远镜之间的天体测量基线矢量的精确测量是相位参考干涉天体测量和成像的两个主要挑战。它们通过降低仪器灵敏度和天体测量精度以及由于不准确的相位而引入图像重建误差来限制光纤馈送干涉仪的性能。一个多光束采集和引导相机，以满足这些挑战，最近委托四光束组合器仪器，重力，在ESO甚大望远镜干涉仪。对于每个望远镜光束，它测量：a）通过对天空中的恒星进行成像来测量视场尖端倾斜; b）通过使用$2 \times 2$小透镜对安装在每个望远镜上的光瞳参考激光信标进行成像来测量望远镜光瞳偏移; c）使用$9 \times 9$ Shack-Hartmann的高阶像差。望远镜的瞳孔被成像，以便在观察时进行视觉监测。这些测量使得能够通过致动分别放置在光瞳和场平面中的倾斜镜的训练来进行主动场和光瞳引导。Shack-Hartmann测量的准静态像差用于聚焦辅助望远镜，并允许校正单位望远镜自适应光学系统和重力之间的非公共路径误差。这种引导使光注入单模光纤稳定，提高了灵敏度，减少了天体测量和图像重建误差。光束引导使得能够实现小于$50\,μ$的天体测量误差。本文介绍了多光束采集制导相机的数据处理方法、实验室试验及其在天空中的性能。
2018-01-31 astro-ph.IM
First experimental results of very high accuracy centroiding measurements for the neat astrometric mission
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。在本文中，我们提出了计量和伪恒星源子系统，我们提出了一个性能模型和误差预算的实验，我们报告的演示现状。最后，我们还介绍了我们的第一个结果：该实验于2013年7月首次亮相，第一组数据是在空气中拍摄的。对第一组数据的分析表明，我们已经可以以大约1 e-4像素的精度测量像素位置。
2013-09-18 astro-ph.IM
Astrometric performance of the Gemini multi-conjugate adaptive optics system in crowded fields
Gemini多共轭自适应光学系统（GeMS）是Gemini-South望远镜的一个设备。它在2弧分的视场范围内提供近红外波长的均匀、近衍射极限的图像质量。与双子座南自适应光学成像仪（GSAOI）-一种近红外宽视场照相机一起，GeMS/GSAOI的高空间分辨率和大视场相结合，将使其成为精密天体测量的首要设施。潜在的天体测量科学案例涵盖了广泛的主题，包括系外行星、恒星形成、恒星演化、星团、邻近星系、黑洞和中子星以及银河系中心。在本文中，我们评估的天体测量性能和限制的GeMS/GSAOI。特别是，我们分析深，单历元图像，多历元数据和失真校准。我们发现，对于单历元，非抖动的数据，天文测量误差低于0.2质量可以实现曝光时间超过一分钟，提供足够的恒星可用于消除高阶失真。然而，我们表明，这样的性能是不可再现的多历元观测，和一个额外的系统误差的~0.4 mas的证据。这种系统的多历元误差是GeMS/GSAOI天体测量误差预算中的主要误差项，它被认为是由于重力弯曲引起的时变失真。
2014-09-02 astro-ph.IM astro-ph.SR
A quantitative performance analysis of two different interferometric alignment sensing schemes for gravitational wave detectors
本文通过桌面实验对比了传统波前传感（WFS）与新型射频抖动对准传感（RFJAS）方案，发现两者分别受光束光斑运动和残余射频幅度调制限制，提出混合方案最适合引力波探测器。
2025-10-10 astro-ph.IM
Towards Realistic Modeling of the Astrometric Capabilities of MCAO Systems: Detecting an Intermediate Mass Black Hole with MAVIS
精确的天体测量是下一代多共轭自适应光学（MCAO）系统的关键。MCAO可见光成像仪和摄谱仪（MAVIS）是为甚大望远镜自适应光学设施设计的，必须达到150 $μ$的天体测量精度（目标是50 $μ$）。为了测试这一点，我们创建了MAVISIM，一个模拟MAVIS图像的工具。MAVISIM解释了天体测量误差的三个主要来源：高阶和低阶点扩散函数（PSF）空间变异性、倾斜残余误差和静态场失真。当探索这三个误差项单独的影响，我们恢复了50 $μ$的天体测量精度为所有的恒星比$m=19$在30秒的积分使用PSF拟合测光。我们还评估了MAVIS探测银河系球状星团中中等质量黑洞（IMBH）的可行性。我们使用一个N-body模拟的NGC 3201-like集群与中央1500 M $_{\odot}$ IMBH作为输入到MAVISIM和恢复速度色散曲线从自行测量。在有利的天体测量条件下，在HST为混乱限制的星团内部~4”，探测到了IMBH的动力学特征，精度为~0.20 km/s。这个精度与盖亚，HST和MUSE在星团外部~60”的测量相当。这项研究是为MCAO系统建立科学驱动的天体测量误差预算的第一步，也是对MAVIS在天空中可以做什么的预测。
2021-08-02 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Astrometry in the Galactic Center with the Thirty Meter Telescope
我们报告预期的天文测量性能的三十米望远镜的红外成像光谱仪（IRIS）确定使用模拟图像的银河系中心。银河系的这一区域拥有一个超大质量黑洞和一个致密的核星团，因此为测试IRIS成像仪的拥挤场天体测量提供了理想的实验室。了解天体测量误差的来源对于精确测量围绕超大质量黑洞运行的短周期恒星也很重要，以便探测广义相对论预测的时空曲率。各种来源的错误进行了调查，包括读出和光子噪声，空间可变的点扩散函数，混乱，静态失真的IRIS成像仪，和二次探头臂失真。光学畸变是明亮恒星（K < 15）误差的限制性来源，而较暗的来源则会受到来源混淆的影响。提供了银河中心科学案例的详细天体测量误差预算。
2013-10-21 astro-ph.GA astro-ph.IM
Experimental tests of the calibration of high precision differential astrometry for HWO
本文针对HWO天体测量需求，表征了Pyxalis的46Mpx Gigapyx探测器，构建了干涉法像素位置测试平台，并提出并利用法国IPAG光学实验台在仿真中测试了望远镜光学畸变校准方法。
2025-10-14 astro-ph.EP astro-ph.IM
Quantification of the expected residual dispersion of the MICADO Near-IR imaging instrument
MICADO是一种用于极大望远镜的近红外成像仪，其设计目的是提供衍射极限成像和50微弧秒（$μ$ as）的天体测量精度。MICADO采用大气色散校正器（ADC）来控制点扩散函数（PSF）的色度伸长。我们必须了解校正后的色散和残差，以达到最佳性能。因此，我们确定了MICADO ADC需要考虑的几个色散来源。首先，我们比较了常见的大气扩散模型，以研究这些模型是否仍然适合MICADO。结果表明，对于H波段的大多数观测，一般大气模式与全大气积分之间的差频散小于10 $μ$。然后，我们进行了误差传播分析，以了解大气扩散的不确定性作为大气条件的函数。此外，我们还研究了测光颜色对天体测量性能的影响。虽然同一视场内恒星之间的折射差异可能很大，但ADC的加入使这种影响可以忽略不计。对于MICADO具体来说，我们发现，目前的光学机械设计占主导地位的剩余色散预算为0.4毫角秒（mas），与0.31 mas的贡献，由于棱镜的定位精度和高达0.15 mas由于玻璃和大气的色散特性之间的不匹配。在MICADO ADC的设计中，我们发现相对天体测量精度达到50 $μ$时，没有出现任何问题。
2020-06-22 astro-ph.IM
MIRC-X: a highly-sensitive six telescope interferometric imager at the CHARA Array
MIRC-X（密歇根红组合器-eXeter）是安装在CHARA阵列上的一台新的高灵敏度六望远镜干涉成像仪，其角分辨率相当于J和H波段波长（$\tfracλ{2B}\sim0.6$毫角秒）的330米直径基线望远镜。我们升级了原来的MIRC（密歇根州红组合器）仪器，以提高灵敏度和两个阶段的波长覆盖范围。首先，安装了基于SAPHIRA探测器的革命性亚电子噪声和快速帧率C-RED ONE相机。其次，设计并调试了新一代光束组合器，以（i）最大化灵敏度，（ii）将波长覆盖范围扩展到J波段，以及（iii）实现偏振观测。低延迟和快速帧速率控制软件可以为CHARA阵列即将推出的仪器进行高效观测和条纹跟踪。自2017年年中以来，MIRC-X已向社区提供，并已证明最佳情况下的H波段灵敏度可降至8.2相关震级。MIRC-X使用单模光纤以像面组合方案同时相干组合六个望远镜的光，并提供优于1%的可见度精度和优于$1^\circ$的闭合相位精度。MIRC-X的目标是（一）对原行星盘成像，（二）用精确的天体测量探测系外行星，（三）以前所未有的近红外角分辨率对恒星表面和星点成像。在本文中，我们介绍了仪器的设计，安装，操作，并在天空中的结果，并证明了成像和天体测量的二元系统$ι$ Peg的MIRC-X的能力。本文的目的是为基于MIRC-X数据的研究提供坚实的参考，并启发未来的光学干涉测量仪器。
2020-07-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
Astrometric detection of a Neptune-mass candidate planet in the nearest M-dwarf binary system GJ65 with VLTI/GRAVITY
本研究利用VLTI/GRAVITY干涉仪对近邻M型矮星双星GJ65开展长期天体测量观测，探测到一颗海王星质量的候选行星，证明了地面干涉天体测量在系外行星探测中的微角秒级精度能力。
2024-04-12 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
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
Reaching micro-arcsecond astrometry with long baseline optical interferometry; application to the GRAVITY instrument
长基线干涉测量的一个基本原理是将光程差（OPD）直接转换为天体测量。在最简单的情况下，OPD等于连接两个望远镜的矢量与指向恒星的归一化矢量之间的标量积。然而，对这个标量积的过于简单的解释导致了看似矛盾的结果，这里称为“基线悖论”。对于微弧秒精度的天体测量，我们必须完全模拟计量测量。它涉及到一个受多种光学效应影响的复杂系统：从纯基线误差到静态、准静态和高阶光学像差。本文的目的是提出的“广义相对论分析通过VLT干涉测量”仪器（重力），以尽量减少这些缺陷所引入的偏见所使用的策略。给出了基线误差和倾斜误差对天体测量影响的解析公式。该公式依赖于三种基线的极限点：广角基线、窄角基线和成像基线。我们还，数值上，包括非共路高阶像差，其幅度在技术时间在甚大望远镜干涉仪测量。最后，我们模拟高阶共路像差的影响，由于大气残差计算蒙特卡罗模拟工具的自适应光学系统。这项工作的结果是由多个光学缺陷，包括光学色散引起的偏差的误差预算。我们表明，通过焦点和瞳孔跟踪的光束稳定是至关重要的重力系统。假设仪器瞳孔在M1上稳定在4 cm水平，并且场跟踪低于0.2 $λ/D$，我们表明重力将能够达到其目标10 $μ$作为精度。
2014-05-24 astro-ph.IM
A catalogue of dual-field interferometric binary calibrators
本文为VLTI/GRAVITY双场观测编制了13个经过验证的二元校准源目录，提供轨道参数和天体测量预测，确保天空任意时刻至少有两个可用校准源。
2024-02-07 astro-ph.IM astro-ph.SR
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
ETpathfinder: a cryogenic testbed for interferometric gravitational-wave detectors
第三代引力波观测站，如爱因斯坦望远镜（ET）和宇宙探测器（CE），旨在在较宽的频率范围内将灵敏度提高至少10倍。为了为第三代探测器的设计提供信息，并开发和鉴定其子系统，需要专门的测试设施。ETpathfinder原型使用完整的干涉仪配置，旨在在与ET相似的环境中提供高灵敏度设施。除了1550 nm的干涉测量和硅测试质量外，ETpathfinder还将专注于2090 nm的低温技术、激光和光学以及先进的量子噪声降低方案。本文分析了支撑噪声的贡献，并将它们组合成两个最初目标配置的全噪声预算：1）工作在1550 nm的激光和温度为18 K，2）工作在2090 nm的波长和温度为123 K。
2022-06-10 astro-ph.IM gr-qc physics.ins-det
