LOFT: Large Observatory For X-ray Timing
对致密物体的高时间分辨率X射线观测提供了直接获得强场引力、黑洞质量和自旋以及超致密物质状态方程的途径。LOFT是一个大型X射线计时观测站，专门用于研究非常快速的X射线通量和光谱变化，这些通量和光谱变化直接探测物质的运动，直到非常接近黑洞和中子星的距离。需要一台10平方米级的仪器，再加上良好的光谱分辨率（<260 eV@6 keV），才能利用相关的诊断方法，并有可能彻底改变对银河系坍缩天体和活动星系核中最明亮的超大质量黑洞的研究。LOFT将携带两个主要仪器：一个大面积探测器（LAD），将与莱斯特空间研究中心合作在MSSL/UCL建造，用于准直器和宽视场监视器（WFM）。LAD的突破性特征（将在2-30 keV的能量范围内工作）是每单位表面的质量在~10 kg/m^2的范围内，使得在合理的重量下有效面积为~10 m^2（@10 keV），并且比所有前辈提高了~20倍。这将允许前所未有的灵敏度的定时测量，允许测量中子星的质量和半径的能力，精度约为5%，或揭示在活动星系核中接近边缘稳定轨道的斑点。在这篇文章中，我们总结了LOFT仪器的特点，并概述了对其功能的期望。
2012-01-03 astro-ph.IM
LOFT (Large Observatory For X-ray Timing): a candidate X-ray mission for the next decade
LOFT是欧空局在宇宙愿景方案（2015-2025年）框架内选择进行可行性研究的四个中型候选任务（M3）之一。如果在2014年获得欧空局批准，预计将在2022-2024年发射。LOFT的设计目的是观察具有极好的时间分辨率和非常好的光谱能力的X射线源。它的主要目标是直接探测黑洞附近物质的运动（强场引力），以及研究超致密物质（中子星）的物理学。有效载荷包括一个大面积探测器（LAD）和一个宽视场监视器（WFM）。LAD是在2-30 keV的能量范围内操作的准直（< 1度视场）实验，具有10 m2的峰值有效面积和在6 keV下260 eV的能量分辨率。WFM将在与LAD几乎相同的能量范围内工作，2-50 keV，能够同时监测几个球面度宽视场，角分辨率< 5 arcmin。除了主要的科学目标外，LOFT还将进行一个完整的天文观测科学计划，在2-80 keV范围内以前所未有的细节研究几种瞬态现象，如在激变变量中吸积白矮星，爆发中的新星（经典新星喷出物的内部和外部冲击，和伴随共生周期性新星中的伴星风的冲击）和爆发后的新星（一旦重新建立吸积）。
2013-05-03 astro-ph.IM
Large Observatory for x-ray Timing (LOFT-P): A Probe-classs Mission Concept Study
LOFT-P是NASA天体物理探测级（<10亿美元）X射线计时任务的概念，基于最初向ESA M3和M4提出的LOFT概念。LOFT-P需要非常大的收集面积（>6 m^2，> 10 x RXTE），高时间分辨率，良好的光谱分辨率，宽波段光谱覆盖（2-30 keV），高度灵活的调度，以及及时发现和响应时间关键目标的能力。它解决了科学问题，如：什么是超密度物质的状态方程？强引力对螺旋进入黑洞的物质有什么影响？它将优化为亚毫秒计时，以研究中子星表面和黑洞事件视界自然时标的现象，并测量黑洞的质量和自旋。这些测量是协同成像和高分辨率光谱仪器，解决更小的距离尺度比可能没有很长的基线X射线干涉测量，并使用互补技术来解决发射区域的几何形状和动态。天空监测器（2-50 keV）作为定点观测的触发器，提供高占空比、高时间分辨率的X射线天空监测，灵敏度约为RXTE全天监测器的20倍，能够进行多波长和多信使研究。探测级飞行任务概念将采用轻型准直仪技术和大面积固态探测器，这些技术最近在欧空局M3研究期间得到了极大的发展。鉴于对LOFT感兴趣的大型社区（>800名支持者），预计该任务的科学生产力非常高，类似于或大于RXTE（约2000篇参考文献）。我们描述了一项研究的结果，最近完成的MSFC先进概念办公室，表明LOFT-P是可行的NASA探测级任务预算。
2016-08-22 astro-ph.IM
Optimisation of the design for the LOFT Large Area Detector Module
LOFT（X射线定时大型天文台）是一个X射线定时天文台，与其他四个候选者一起，被欧空局视为M3任务（2022-2024年发射），并在广泛的评估阶段进行了研究。它的主要仪器是大面积探测器（LAD），这是一种在2-30 keV范围内工作的10 m 2级仪器，旨在以前所未有的分辨率对紧凑物体进行X射线计时，分辨率低至毫秒时间尺度。虽然LOFT没有被选中发射，但在评估过程中，大多数权衡已经结束，导致一个强大的和有据可查的设计，将在未来的欧空局电话中重新提出。LAD仪器的构建块是模块，在本文中，我们总结了模块概念的基本原理，模块的特点和权衡/优化，导致目前的设计。
2014-08-27 astro-ph.IM
A Large Area Detector proposed for the Large Observatory for X-ray Timing (LOFT)
大型X射线计时天文台（LOFT）是考虑在2022年发射的四个候选ESA M3任务之一。它是专门设计来执行快速X射线计时和探测黑洞和中子星附近物质的状态。LOFT科学有效载荷由一个大面积探测器（LAD）和一个宽视场监视器（WFM）组成。LAD是一种10 m2级的尖端仪器，其收集面积是过去最好的定时任务（如RXTE）的20倍，范围为2-30 keV，具有彻底改变X射线可变性研究的能力，精确到毫秒时间尺度。其突破性的特点是单位表面质量低，在合理的重量下，有效面积约为10 m^2（@10 keV）。由于大面积硅探测器领域的最新进展--能够以小于10 μs的精度和在6 keV下约260 eV的能量分辨率对X射线光子进行时间标记--和毛细管板X射线准直器，使得这种大而轻的实验的发展成为可能。在本文中，我们将总结LAD仪器的特点，并概述其功能。
2012-09-07 astro-ph.IM
Instrumental and scientific simulations of the LOFT Wide Field Monitor
大型X射线计时天文台（LOFT）是欧空局考虑作为M3任务（2022-2024年发射）的五个候选者之一。它是专门设计来利用非常快速的X射线通量和光谱可变性的诊断，直接探测物质的运动到非常接近黑洞和中子星的距离，以及超密度物质的物理状态。LOFT科学有效载荷由大面积探测器和宽视场监测器组成，前者专门用于光谱定时观测，后者的主要目标是监测X射线天空中需要由大面积探测器跟踪的瞬态事件，并测量银河X射线源的长期变化和定位伽马射线暴。在这里，我们描述的模拟进行优化的WFM设计和表征仪器响应孤立的源和拥挤的领域在附近的银河系隆起。
2014-08-27 astro-ph.IM
The on-board data handling concept for the LOFT Large Area Detector
X射线定时大型天文台（LOFT）是考虑在2022年发射的四个候选欧空局M3任务之一。它是专门设计来执行快速X射线计时和探测黑洞和中子星附近物质的状态。LOFT科学有效载荷由一个大面积探测器和一个宽视场监测器组成。LAD是一种10 m^2级的尖端仪器，在2-80 keV范围内具有高光谱（200 eV@6 keV）和定时（< 10 μs）分辨率。它的目的是观察持久和瞬态X射线源具有非常大的动态范围，从几个mCrab到15 Crab的强度。使用分段检测器实现了前所未有的大吞吐量（Crab约为280.000 cts/s），使堆积和死区时间成为次要问题，这些问题通常令人担忧或限制重点实验。我们提出了板上数据处理的概念，遵循高度分段和层次结构的仪器从前端电子到板上软件。该系统具有可定制的观测模式，从0.5克拉布以下的源的逐事件数据到较亮源的单独可调时间分辨光谱。在将数据传输到地面之前，将应用机载无损数据压缩。
2012-09-09 astro-ph.IM
The Large Observatory for X-ray Timing (LOFT)
对致密物体的高时间分辨率X射线观测提供了直接获得强场引力、超致密物质状态方程以及黑洞质量和自旋的途径。需要一台10平方米级的仪器，再加上良好的光谱分辨率，才能利用相关诊断并回答欧洲航天局（欧空局）宇宙观主题“极端条件下的物质”的两个基本问题，即：靠近事件视界的物质轨道是否遵循广义相对论的预测？中子星中物质的状态方程是什么？X射线定时大型观测站（LOFT）被欧空局选为四个宇宙视觉M3候选飞行任务之一，将进行评估阶段，它将彻底改变对银河系坍缩物体和活动星系核中最明亮的超大质量黑洞的研究。由于创新设计和大面积单片硅漂移探测器的开发，LOFT上的大面积探测器（LAD）将在2-30 keV范围内（扩展模式下高达50 keV）实现约12 m^2的有效面积（比任何星载前辈都大一个数量级），但仍然适合传统平台和中小型发射器。有了这个大面积和<260 eV的光谱分辨率，LOFT将在极端的压力和磁场强度条件下产生关于强烈弯曲时空和物质的前所未有的信息。
2011-07-03 astro-ph.HE astro-ph.IM
The LOFT Wide Field Monitor simulator
我们介绍了我们为X射线定时大型天文台（LOFT）任务上的宽场监视器（WFM）开发的模拟器，该任务是考虑在2022-2024年时间范围内发射的四个ESA M3候选任务之一。WFM被设计为在与大面积探测器（LAD，在2-50 keV的能量范围内几乎50%的可访问天空）相同的带通中覆盖大FoV，以便触发LAD对最感兴趣的源的后续观测。此外，其设计将允许在1天曝光中检测通量低至几mCrab的瞬态事件，为此也可以获得良好的光谱和时序分辨率（分别约为300 eV FWHM和10 μs）。为了研究可能的WFM配置满足这些科学要求，并评估仪器的性能，一个端到端的WFM模拟器已经开发。我们可以再现一个典型的天体物理观测，同时考虑到掩模和探测器的物理特性。我们将讨论WFM模拟器架构和衍生的仪器响应。
2012-09-07 astro-ph.IM
The digital data processing concepts of the LOFT mission
大型X射线计时天文台（LOFT）是欧空局考虑用于M3任务的五个候选任务之一（发射机会在2022 - 2024年）。LOFT有两种仪器：大面积探测器（LAD）和宽视场监视器（WFM）。LAD是一种10 m 2级仪器，其收集面积约为迄今为止最大定时任务（RXTE）的15倍，首次结合CCD级光谱分辨率。WFM将持续监测天空并识别源状态的变化，检测瞬态和突发现象，并允许任务对此做出响应。使用LAD的有效面积观测最亮的X射线源会导致巨大的数据速率，这些数据速率需要在多个级别上进行处理，并在船上实时进行过滤和压缩。另一方面，WFM数据处理对数据速率的约束相当低，但需要算法来找到探测器上的光子相互作用位置，然后对探测器图像进行去卷积，以获得观测到的瞬态源的天空坐标。在下文中，我们将概述在研究阶段开发的数据处理概念。
2014-08-27 astro-ph.IM
The LOFT mission: new perspectives in the research field of (accreting) compact objects
LOFT（大型X射线计时天文台）是ESA M3的五个候选任务之一。它将解决宇宙愿景的主题：“极端条件下的物质”。通过首次耦合一个巨大的收集区域，以CCD质量的光谱分辨率检测X射线光子（面积比任何以前飞行的X射线仪器大15倍，光谱仪比任何类似分辨率的仪器大100倍），LOFT上的仪器设计为（i）通过前所未有的精确度测量中子星质量和半径，重建超致密物质的状态方程，确定超致密物质的性质;（ii）测量广义相对论在中子星和黑洞的静止时空中的强场区域中的效应，这些黑洞的质量可以低至几个引力半径。除了上述两个主题外，LOFT的观测将致力于“天文台科学”，为高能天体物理学的一些研究领域（例如伽马射线暴）提供新的见解。LOFT的评估研究阶段于2013年9月结束，表明该任务风险低，并且可以在2022年底之前轻松达到所需的技术准备水平。
2013-12-05 astro-ph.HE astro-ph.IM
Effects of capillary reflection in the performance of the collimator of the Large Area Detector on board LOFT
X射线定时大型观测站（LOFT）是欧洲航天局为宇宙观测方案的初步评估阶段选定的候选飞行任务之一。它被提议用于M3发射槽，具有与天体物理X射线源的快速定时有关的广泛科学目标。LOFT将携带大面积探测器（LAD），作为实现该项目具有挑战性目标所必需的两个核心科学仪器之一。LAD是一种准直探测器，工作在2-50 keV的能量范围内，在8 keV下的有效面积约为10 m^2。该仪器包括位于可展开面板上的模块阵列。铅玻璃微通道板（MCP）准直器位于大面积硅漂移探测器（SDD）的前面，以减少来自离轴分辨点源和漫射X射线背景的背景污染。微通道板孔的内壁以取决于能量的概率反射掠入射X射线光子。在本文中，我们提出了一个研究与特设模拟器的影响，这种毛细管反射率的整体仪器性能。反射率是从一组有限的实验室测量，用于约束模型。使用原型准直器进行测量，该原型准直器的厚度与LAD当前基线设计中采用的厚度相似。我们发现，实验测得的孔隙内壁的反射率水平提高了在低能量下的离轴传输，产生几乎平顶响应。由于扩散宇宙X射线发射和视野内的源而导致的背景增加不会降低仪器的灵敏度。
2014-01-15 astro-ph.IM
The LOFT Ground Segment
LOFT是大型X射线计时天文台，是欧空局M3任务的候选者之一，于2013年底完成了评估阶段。LOFT配备了两种仪器，大面积探测器（LAD）和宽视场监视器（WFM）。LAD在每个轨道上对多个目标进行定点观测（约90分钟），每天提供约80 GB的专有数据（专有期为12个月）。WFM一次持续监测约1/3的天空，每天提供约100个源的数据，总共产生约20 GB的额外遥测数据。LOFT突发警报系统还识别车载明亮脉冲事件（例如，伽马射线暴，伽玛暴），并使用一个约15个甚高频接收器的专用系统向地面广播相应的位置和触发时间。所有WFM数据计划立即公布。在这篇文章中，我们总结了LOFT地面段（GS）的计划组织，如任务黄皮书1中所述。我们描述了欧空局和LOFT财团的预期GS贡献。审查了计划的LOFT数据产品以及数据流、存档和分发的细节。尽管LOFT没有被选择在M3中发射，但它的长期评估阶段（> 2年）导致了非常可靠的任务设计和有效的地面操作规划。
2014-08-27 astro-ph.IM
The LOFT Wide Field Monitor
LOFT（X射线定时大型天文台）是2011年为欧空局宇宙视觉计划中的M3任务选择的四个任务之一，预计将于2024年发射。LOFT任务将携带两个仪器，其主要灵敏度在2-30 keV范围内：一个10 m^2级大面积探测器（LAD），准直视场<1°，以及一个基于编码掩模原理的宽视场监视器（WFM）仪器，覆盖超过1/3的天空。LAD将提供一个比以前任何任务大20倍的有效区域，并且通过定时研究能够解决黑洞附近强引力和中子星中核物质状态方程的基本问题。WFM的主要目标是检测LAD观察到的瞬态源。然而，由于其宽视场和<300 eV的良好能量分辨率，WFM将是一个很好的监测仪器，以研究许多类别的X射线源的长期变化。WFM的灵敏度将在一天的观测中达到2.1 mCrab，在银河系中心拥挤的区域观测中，在3秒内达到270 mCrab。该仪器的高占空比将使其成为快速瞬变现象的理想探测器，如X射线爆发、软伽马中继器、地面伽马闪光，尤其是在研究伽马射线暴方面提供独特的能力。一个专用的爆炸警报系统将能够每年向社区分发约100个伽马射线暴位置，爆炸后30 s内的定位精度约为1弧分。本文概述了LOFT WFM仪器的设计、配置和功能。
2012-09-07 astro-ph.IM
The silicon micro-strip detector plane for the LOFT/Wide Field Monitor
LOFT任务中的宽视场监视器（WFM）的主要目标是在大视场中提供对高能量源的明确探测，以支持LOFT主要仪器LAD的科学操作。该监测器本身还将提供大量关于数百个银河致密天体、活动银河核和伽马射线暴的时间和光谱特性的结果。WFM基于编码孔径概念，其中位置敏感探测器记录由天体源投射的掩模的阴影。建议的WFM探测器平面，双面微带硅探测器（DSSD）的基础上，将允许适当的投影阴影的二维记录。事实上，光子相互作用在探测器中的定位在两个方向上具有相等的精细分辨率，确保了与LOFT上该望远镜的分配预算兼容的最佳成像能力。我们将在这里描述的2D-WFM的整体配置和DSSD探测器平面的设计和特点，包括其成像和光谱性能。我们还将提出一些模拟结果，讨论这种配置提供给LOFT的优势。基于DSSD的WFM将特别显著地减少WFM在像银河系中心这样的天空拥挤区域中所经历的源混淆，并且将总体上增加任务的观测科学能力。
2012-09-07 astro-ph.IM
Hyper-velocity impact test and simulation of a double-wall shield concept for the Wide Field Monitor aboard LOFT
2011年，欧空局选择LOFT（X射线定时大型天文台）作为M3发射机会的候选者之一。LOFT配备了两种仪器，大面积探测器（LAD）和宽场监测器（WFM），基于硅漂移探测器（SDD）。在轨道上，它们将受到环境尘埃粒子的超高速撞击，这可能会改变SDD的表面特性。为了评估这些事件带来的风险，我们在ESABASE2和实验室测试中进行了模拟。在海德堡的马克斯·普朗克核物理研究所的范德格拉夫尘埃加速器上，对SDD原型进行了测试，旨在验证撞击产生的结构损坏在多大程度上影响SDD的功能。对于WFM，我们预计风险的影响率显着高于LAD，我们设计，模拟和成功地测试了在慕尼黑技术大学（TUM）的等离子体加速器的双壁屏蔽配置的基础上，薄箔的Kapton和聚丙烯。在本文中，我们总结了所有的评估，集中在TUM的实验测试活动。
2014-08-27 astro-ph.IM
The effect of the displacement damage on the Charge Collection Efficiency in Silicon Drift Detectors for the LOFT satellite
硅漂移探测器（SDD）技术已被选定用于大型X射线定时观测站（LOFT）空间飞行任务上的两个仪器。LOFT作为欧洲航天局“2015 - 2025年宇宙愿景”长期科学计划中M3发射机会的候选者，经历了为期三年的评估阶段。在LOFT评估阶段，我们研究了被困在地球磁层中的质子在SDD中产生的位移损伤。在以前的文章中，我们讨论了质子的非电离能损失对SDD漏电流的影响。本文测量了质子引起的位移损伤引起的电荷收集效率的变化，并与轨道上预期的损伤进行了比较。
2015-03-26 astro-ph.IM physics.ins-det
LOFT - a Large Observatory For x-ray Timing
X射线天空的高时间分辨率观测是基础物理学许多诊断的关键，其中一些是其他类型的研究无法获得的，例如基于成像和光谱学的研究。揭示强烈的引力场效应、测量黑洞的质量和自旋以及超致密物质的状态方程是这些观测的目标之一。目前，RXTE/PCA激动人心的时代之后的未来前景，非聚焦X射线计时实验还不确定。在设计和开发有效面积为几平方米的实验时，为了满足科学要求，必然会遇到技术限制。我们正在开发大面积单片硅漂移探测器，在室温下提供高时间和能量分辨率，这需要适度的资源和操作复杂性（例如，读出）。基于我们在实验室中测量的探测器和读出电子器件的特性，我们开发了一个用于2-30 keV能量范围内X射线定时的非常大的有效区域任务的现实概念。我们表明，在10-15平方米的范围内的有效区域是触手可及的，通过使用传统的航天器平台和发射的中小型类。
2010-08-05 astro-ph.HE astro-ph.IM
The design of the wide field monitor for LOFT
LOFT（X射线定时大型天文台）是2011年在宇宙视野计划中选择的欧空局M3任务之一，用于进行评估阶段研究并争夺2022-2024年的发射机会。所有M3任务的A阶段研究已于2013年底完成。LOFT设计用于携带两个灵敏度在2-50 keV范围内的仪器：一个10 m2级的大面积探测器（LAD），具有<1°的准直FoV和一个宽视场监视器（WFM），使用编码掩模并提供超过1/3的天空的瞬时覆盖。WFM的主要目标是检测LAD观察到的瞬态源。然而，由于其宽视场（FoV）和能量分辨率（优于500 eV）的独特组合，WFM也将成为研究许多类别X射线源长期变化的优秀监测仪器。WFM由10个独立且相同的编码掩模相机组成，它们以5对方式排列，以提供所需的天空覆盖范围。我们在此提供LOFT WFM的仪器设计、配置和功能概述。WFM的紧凑和模块化设计可以很容易地使仪器概念适用于其他任务。
2014-08-27 astro-ph.IM
Baseline design of the filters for the LAD detector on board LOFT
X射线定时大型天文台（LOFT）是欧空局宇宙视野计划A阶段研究中选择的M3任务之一。LOFT的目的是对黑洞和中子星进行高时间分辨率的X射线观测。LOFT有效载荷上的主要仪器是大面积探测器（LAD），这是一个准直实验，标称有效面积为~10 m2@8 keV，在2-30 keV能带内的光谱分辨率为~240 eV。这些性能是通过覆盖2000多个大面积硅漂移探测器（SDD）的大收集区域实现的，每个SDD都耦合到基于铅玻璃微通道板的准直器。为了减少对向天空开放的探测器的热负荷，并保护它们免受带外辐射，将在SDD前面安装光热过滤器。已经考虑了LAD滤波器的不同选择，以在高量子效率和高机械鲁棒性之间实现最佳折衷。我们提出的基准设计的光热滤波器，显示的标称性能，并提出初步的测试结果在A阶段的研究。
2014-08-27 astro-ph.IM physics.ins-det
Measurement of the effect of Non Ionising Energy Losses on the leakage current of Silicon Drift Detector prototypes for the LOFT satellite
硅漂移探测器是大型X射线定时观测卫星任务（LOFT）上仪器的基础，该任务在欧洲航天局的“宇宙愿景2015 - 2025”长期科学计划中进行了为期三年的评估阶段。硅探测器对带电粒子和中性粒子的非电离能量损失产生的位移损伤特别敏感，导致器件漏电流增加，从而恶化光谱分辨率。在LOFT评估阶段，我们用质子束在Paul Scherrer研究所加速器的质子辐照设施辐照两个硅漂移探测器，并测量了漏电流的增加。在本文中，我们报告的结果，辐射损伤的LOFT科学性能的影响进行了讨论。
2014-06-24 astro-ph.HE astro-ph.IM physics.ins-det
Simulations of the X-ray imaging capabilities of the Silicon Drift Detectors (SDD) for the LOFT Wide Field Monitor
X射线定时大型观测站（LOFT）是欧空局选定的四个宇宙观M3候选飞行任务之一，将进入评估阶段，它将彻底改变对银河系中致密物体和活动星系核中最明亮的超大质量黑洞的研究。大面积探测器（LAD）的有效面积达到了前所未有的10 m^2，它还配备了一个编码掩码宽视场监视器，负责监视LAD可能到达的大部分天空，为LAD观测到的源提供历史和背景，并触发其对最有趣和极端状态的观测。在本文中，我们提出了详细的模拟的成像能力的硅漂移探测器开发的LOFT宽视场监视器检测平面。模拟探索了探测器设计和环境条件的大参数空间，使我们能够优化探测器特性，并展示了大面积SDD在2-50 keV能量带的X射线成像性能。
2012-09-07 astro-ph.IM physics.ins-det
Background simulations for the Large Area Detector onboard LOFT
X射线定时大型观测站目前处于欧空局M3宇宙观方案框架内的评估阶段，是一项创新的中等飞行任务，专门设计用于回答关于物质在致密物体周围非常强的引力和磁场中以及在超核密度条件下的行为的基本问题。LOFT在8 keV能量下的有效面积约为10 m^2，它将能够以高灵敏度测量X射线通量和光谱的快速变化。充分了解在轨背景环境对于评估飞行任务的科学性能和优化其主要仪器大面积探测器的设计至关重要。在本文中，广泛的Geant-4模拟的仪器的结果将进行讨论，显示其减少和控制的背景和设计解决方案的主要贡献。我们的研究结果表明，目前的LOFT/LAD设计预计将满足其科学要求的背景率相当于10 mCrab在2-30 keV，实现约5 mCrab在最重要的2-10 keV的能量带。此外，模拟表明，预期调制的背景率小到10%的轨道时间尺度。最大背景成分的固有光子起源也允许有效建模，由飞行中主动监测支持，允许预测系统残差显著优于1%的要求，实际上满足0.25%的科学目标。
2013-05-16 astro-ph.HE astro-ph.IM
LOFT: the Large Observatory For X-ray Timing
LOFT任务概念是欧空局为M3发射机会选择的四个候选者之一，作为宇宙愿景计划的中型任务。发射窗口目前计划在2022年至2024年之间。LOFT旨在利用快速X射线通量和光谱变化的诊断，直接探测物质的运动，直到非常接近黑洞和中子星的距离，以及超密度物质的物理状态。这些主要的科学目标将由一个大面积探测器（LAD）和一个宽视场监测器（WFM）组成的有效载荷来实现。LAD是一个准直（<1度视场）实验，在2-50 keV的能量范围内工作，峰值有效面积为10 m^2，6 keV时的能量分辨率为260 eV。WFM将在与LAD相同的能量范围内工作，能够同时监测几个球面度宽视场，角分辨率<5弧分。LAD和WFM实验将使我们能够研究从亚毫秒QPO到长达一年的瞬态爆发的变化。在本文中，我们报告了该项目的现状。
2012-09-07 astro-ph.IM
STROBE-X: X-ray Timing and Spectroscopy on Dynamical Timescales from Microseconds to Years
宽带能量X射线光谱时间分辨天文台（STROBE-X）以前所未有的有效面积、高时间分辨率和良好的光谱分辨率探测超大质量黑洞和超密度物质的恒星质量强引力，同时提供强大的时域X射线天文台。
2017-09-08 astro-ph.IM
The International Pulsar Timing Array: A Galactic Scale Gravitational Wave Observatory
毫秒双星惊人的旋转稳定性使它们能够被用作精确的天体时钟。一个阵列的这些天文学家可以利用搜索相关的扰动，在他们的脉冲到达时间，由于引力波。在这里，我描述了必要的观测和分析，以实现这一目标，并提出了全球脉冲星计时社区的努力的概述。由于越来越多的毫秒脉冲星的发现，改进的仪器，和不断增长的观测时间跨度，我们的脉冲星定时阵列实验的灵敏度预计将显着增加，在未来几年内，导致一个引力波检测或非常严格的限制低频引力波源人口在十年结束之前。
2014-10-14 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Limits on the Stochastic Gravitational Wave Background from the North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves
我们提出了一个高精度脉冲星定时数据的分析，作为北美纳赫兹天文台的引力波（NANOGrav）项目的一部分。我们已经用绿岸和阿雷西博射电望远镜观测了17颗彗星大约五年。我们分析这些数据使用标准的脉冲星定时模型，增加了随时间变化的分散措施和频率变化的脉冲形状条款。几乎在所有情况下都能获得亚微秒级的定时残差，这组中的最佳均方根定时残差约为30-50 ns。我们提出了一个特定的频谱形状的引力波信号的存在下，用于分析后拟合定时残差的方法。这些最佳地考虑到定时波动功率去除模型拟合，并可以应用于从一个脉冲星的数据，或一组脉冲星检测相关信号。我们将这些方法应用于我们的数据集，以设定nHz频率随机超大质量黑洞引力波背景强度的上限h_c（1 yr^-1）<7 × 10 ^-15（95%）。这一结果主要取决于该组中两个最好的时钟，PSR J1713+0747和J1909-3744。
2012-01-31 astro-ph.CO astro-ph.IM
The Large Area Detector onboard the eXTP mission
eXTP（增强型X射线定时和偏振测量）任务是中国科学院（CAS）和中国国家航天局（CNSA）的一个重大项目，目前正在进行扩展的A阶段研究，并计划于2025年在低地球轨道上发射。eXTP科学有效载荷设想了一套仪器（光谱聚焦阵列，偏振聚焦阵列，大面积探测器和宽视场监视器），提供前所未有的同时宽带X射线光谱，定时和偏振灵敏度。一个大型欧洲财团正在为eXTP研究做出贡献，预计将提供关键的硬件元件，包括大面积探测器（LAD）。eXTP的LAD仪器基于最初在欧空局范围内为LOFT任务提出的设计。eXTP/LAD设想在2-30 keV能量范围内部署3.4 m2的有效面积，通过大面积硅漂移探测器技术实现-在6 keV下提供高达200 eV FWHM的光谱分辨率-以及毛细管板准直器-将视场限制在约1度。在本文中，我们提供了一个概述的LAD仪器的设计，包括新的元素与早期的LOFT配置。
2018-07-30 astro-ph.IM
The North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves
北美纳赫兹引力波观测站（NANOGrav）是一个研究人员的合作项目，他们积极利用北美射电望远镜通过脉冲星计时来探测和研究引力波。为了实现这一目标，我们定期使用阿雷西博望远镜和绿岸望远镜观测毫秒引力波（MSP），并开发和实施新的仪器和算法，用于搜索和观测引力波，计算到达时间，理解和校正我们数据中的传播延迟和噪声源，以及检测和表征各种引力波源。我们与国际脉冲星定时阵列（IPTA）的同事合作开展这些活动。我们还教育各级学生和公众关于通过脉冲星计时探测和研究引力波。
2013-10-02 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Precision Timing of PSR J0437-4715 with the IAR Observatory and Implications for Low-Frequency Gravitational Wave Source Sensitivity
虽然需要对天空中许多$\lesssim1~μ$级的高精度射电望远镜进行观测，以检测和表征低频引力波（GW）的随机背景，但对单个GW源的灵敏度需要更高的定时精度。阿根廷射电天文学研究所（IAR; Instituto Cristino de Radioastronomía）已经开始观测已知最亮的毫秒脉冲星，J 0437 $-$ 4715。尽管这两个天线比以前用于脉冲星定时阵列（PTA）科学的其他单碟望远镜要小，但IAR每天监测这颗脉冲星的能力加上脉冲星的亮度允许高精度的脉冲到达时间测量。虽然该设施的升级目前正在进行中，但我们表明，超出当前计划的适度改进将为IAR提供对这颗脉冲星无与伦比的灵敏度。对单个GW源的最严格上限来自北美纳赫兹引力波观测站（NANOGrav）。PSR J 0437 $-$ 4715的观测结果将显著提高NANOGrav在天空中的“盲点”的灵敏度，目前正在观察到较少的恒星。随着国家的最先进的仪器安装，我们估计该阵列的灵敏度将提高$\approx$ 2-4的一个因素，超过10年的20%的天空与列入这个脉冲星相比，静态版本的PTA在NANOGrav的最新限制。更适度的仪器导致因子$\approx$ 1.4-3。我们确定了其他四个候选人作为合适的PTA工作包括。考虑到潜在的可实现的敏感性，国际优惠贸易协定的努力也将受益于纳入这些数据。
2021-05-31 astro-ph.HE astro-ph.IM
The Wide Field Monitor onboard the eXTP mission
eXTP（增强型X射线定时和偏振测量）任务是中国科学院（CAS）和中国国家航天局（CNSA）的一个重大项目，目前正在进行扩展的A阶段研究，并计划于2025年在低地球轨道上发射。eXTP科学有效载荷设想了一套仪器（光谱聚焦阵列，偏振聚焦阵列，大面积探测器和宽视场监视器），提供前所未有的同时宽带X射线计时和偏振灵敏度。一个大型欧洲财团正在为eXTP研究做出贡献，预计将提供关键的硬件元件，包括宽场监视器（WFM）。用于eXTP的WFM仪器基于最初在欧空局范围内为LOFT任务提出的设计。eXTP/WFM设想通过大面积硅漂移探测器技术实现2-50 keV能量范围内的宽场X射线监测系统。WFM将由3对编码掩模摄像机组成，零响应时的总组合视场（FoV）为90 x180度，源定位精度约为1弧分。在本文中，我们提供了一个概述的WFM仪器的设计，包括新的元素与早期的LOFT配置，和预期的性能。
2018-07-24 astro-ph.HE astro-ph.IM
STROBE-X: A probe-class mission for X-ray spectroscopy and timing on timescales from microseconds to years
我们描述了光谱时间分辨观测宽带能量X射线（STROBE-X），探测器级的任务概念，将提供一个前所未有的X射线天空的看法，执行定时和光谱在宽的能量带（0.2-30千电子伏）和广泛的时间范围从微秒到几年。STROBE-X包括两个窄视场仪器和一个宽视场监视器。软或低能量带（0.2-12 keV）由一组轻型光学器件（3 m焦距）覆盖，这些光学器件将入射光子集中到小型固态探测器上，具有CCD级（85-175 eV）能量分辨率、100 ns时间分辨率和低背景速率。这项技术已经为NICER充分开发，并将扩大规模，以利用STROBE-X的更长焦距。高能带（2-30 keV）由为欧洲LOFT任务概念开发的大面积准直硅漂移探测器覆盖。每种仪器的有效面积都将比其前代仪器（软频带中的NICER和硬频带中的RXTE）提高一个数量级。最后，STROBE-X提供了一个灵敏的宽视场监视器（WFM），既可以作为X射线瞬变的定点观测的触发器，也可以提供可变X射线天空的高占空比、高时间分辨率和高光谱分辨率监视。WFM的灵敏度约为RXTE全天空监视器的20倍，可实现多波长和多信使调查，并具有较大的瞬时视场。这一任务概念将提交2020年十年期调查供审议。
2018-07-03 astro-ph.IM
On The Existence of Planets Around the Pulsar PSR B0329+54
介绍了1968- 2012年使用普希奇诺射电天文台的大扫描天线（102和111 MHz）、喷气推进实验室的DSS 13和DSS 14望远镜（2388 MHz）和卡利亚津射电天文台的64米望远镜（610 MHz）获得的脉冲星PSR B 0329 +54的定时测量结果。在新的纪元，导出了脉冲星的天体测量参数和自转参数。发现了质心定时残差的周期性变化，这可以用一颗行星围绕脉冲星运行来解释，该行星的轨道周期为$P_{1}$ = 27.8 yr，质量\textit{$m_{c}$} sin \textit{i} = 2 $M_{\oplus}$，轨道半长轴$a$ = 10.26 AU。这项研究的结果并没有证实存在一个拟议的第二颗行星的轨道周期$P_{2}$ = 3年。
2017-10-03 astro-ph.IM
The North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves
北美纳赫兹引力波观测站（NANOGrav）是一个天文学家联盟，其目标是建立一个对nHz-microHz波段的引力波敏感的星系级引力波观测站。这只是国际合作的一个组成部分，涉及欧洲和澳大利亚天文学家的类似组织，他们有着相同的目标。引力波是爱因斯坦广义相对论的一个预言，它是由物质的整体运动和时空本身的动力学产生的一种动态时空现象。它们可以通过在光源和观察者之间的光传播时间中引起的小扰动来检测。NANOGrav利用射电望远镜作为光源和测量光传播时间的时钟。在射电望远镜阵列中，引力波表现为脉冲到达时间的相关扰动。当今最好的测量时钟的定时精度小于100 ns。随着仪器和信噪比的改进，人们普遍认为，在未来十年内，可以看到一个由100个脉冲星组成的脉冲星计时网络，每个脉冲星的计时精度超过100纳秒。这样的脉冲星定时阵列（PTA），以几天到几周的规律节奏进行观测，将能够观测星系合并后的超大质量黑洞双星，早期宇宙现象（如宇宙弦，宇宙超弦或膨胀）的残余辐射，更广泛地说，它提供了一个观察宇宙的有利位置，自从伽利略第一次使用望远镜以来，400年来，到天堂
2009-09-05 astro-ph.GA astro-ph.IM
Automated Scheduling of Doppler Exoplanet Observations at Keck Observatory
本文提出一种基于分层整数线性规划的自动化调度框架，用于在凯克天文台优化约1000次系外行星多普勒观测的时间与顺序，实现实时近最优调度并最小化仪器转动和停机时间。
2024-02-27 astro-ph.EP astro-ph.IM
A Model-Independent Determination of Red Noise in Pulsar Timing Arrivals
噪声在脉冲星信号中是普遍存在的，其中红噪声被归因于星际介质、自旋噪声和脉冲星模式变化等引起的效应。然而，红噪声并没有在所有的雷达中被检测到。使用数据集从北美纳赫兹天文台的引力波（NANOGrav），我们调查了23个卫星，并表明，评估的均方差和概率分布的定时残差可以提供一个简单的方法来确定是否存在红噪声。结果与文献报道的结果一致。提出的无模型方法可以补充通常更复杂的依赖于模型的方法来确定定时残差中的红噪声。
2023-03-02 astro-ph.IM stat.ME
Background Simulations of the Wide Field Imager of the ATHENA X-Ray Observatory
雅典纳X射线观测站是一个计划中的多国轨道X射线观测站，焦距为11.5米。ATHENA旨在以高灵敏度在0.1 keV至15 keV的能量范围内进行定点观测。对于高空间和时间分辨率的成像和光谱观测，基于640 × 640像素^2大DePFET技术的宽视场成像仪（WFI）焦平面探测器将是主要探测器，它提供18弧秒的视场。基于实际的力学、热学和屏蔽设计，我们提出了使用蒙特卡罗模拟获得的WFI宇宙线诱导本底的估计和可能的本底降低措施。
2011-11-24 astro-ph.HE astro-ph.IM
GPS Timing and Control System of the HAWC Detector
介绍了高海拔水切伦科夫（HAWC）γ射线观测站GPS定时与控制（GTC）系统的设计和性能。GTC系统为HAWC中的每个记录事件提供GPS同步的绝对时间戳，其精度优于1 $μ$ s。为了避免记录的数据和时间戳之间的任何松弛，时间戳在前端电子板（FEB）之后注入到主数据采集（DAQ）系统。当HAWC完成时，HAWC主DAQ将使用10个时间数字转换器（TDC）。为了保持所有TDC同步，GTC系统向所有TDC提供同步时钟信号、协调触发信号和控制信号。
2014-10-27 astro-ph.IM physics.ins-det
The International X-ray Observatory - RFI#2
国际X射线观测台是美国航天局-欧空局-日本宇宙航空研究开发机构的一项联合努力。X射线观测将解决紧迫的天体物理学问题，如：在黑洞附近会发生什么？超大质量黑洞是如何成长的？大尺度结构是如何形成的？这些过程之间的联系是什么？要解决这些问题，需要大幅增加收集面积，并结合灵敏的新仪器。IXO的光谱、计时和偏振测量能力将探测接近强引力主导的超大质量黑洞（SMBH）的事件视界。IXO将通过测量它们的自旋来了解它们的合并历史，测量它们以找到它们的亮度分布到高红移（z~8），并在峰值活动期间用光谱表征它们的流出来确定SMBH的演化和起源。IXO将通过绘制它们的整体运动和湍流来彻底改变我们对星系团的理解。IXO将观测黑洞在星系和星系间尺度上注入能量的宇宙反馈过程，并描述宇宙网中缺失的重子的特征。同时，对遥远星系团的观测将限制宇宙学模型。所有天文学家都可以使用IXO，将X射线天体物理学从一个高分辨率光谱罕见的时代带到一个拥有来自各种来源的大量光谱的时代。强大的光谱诊断和大型收集区域将揭示意想不到的发现，IXO将在新现象出现时进行研究-这是大型天文台的关键特征。
2010-03-15 astro-ph.IM
The International X-ray Observatory
国际X射线天文台（IXO）是欧空局-日本宇宙航空研究开发机构-美国航天局的一项联合努力，旨在解决天体物理学中的基本和及时问题：黑洞附近发生了什么？超大质量黑洞是如何成长的？大尺度结构是如何形成的？这些过程之间的联系是什么？为了解决这些问题，IXO将采用具有3平方米收集面积和5角秒角分辨率的光学器件-比以前任何X射线天文台在1 keV下的收集面积大20倍。焦平面仪器将为高分辨率光谱学提供100倍的有效面积，在宽视场范围内进行深光谱成像，前所未有的偏振灵敏度，微秒光谱计时和高计数率能力。该任务计划于2021年发射至L2轨道，寿命为5年，消耗品为10年。
2010-01-16 astro-ph.HE astro-ph.IM
The Calibration System of the HAWC Gamma-Ray Observatory
HAWC合作最近完成了在墨西哥普埃布拉州Sierra Negra火山斜坡上海拔4100米的伽马射线观测站的建设。为了实现最佳的角分辨率，能量重建，宇宙射线背景抑制的HAWC观察到的空气簇射，它是至关重要的，以获得良好的定时和电荷校准的检测器中的光电传感器。HAWC校准基于激光系统，该激光系统能够向阵列中的所有罐提供短光脉冲。光强度的范围可以超过7个数量级，宽到足以覆盖PMT读出电子器件的所有动态范围。在这方面的贡献，我们将提出的HAWC校准系统，连同用于校准检测器的方法。
2015-08-18 astro-ph.HE astro-ph.IM
Noise Budget and Interstellar Medium Mitigation Advances in the NANOGrav Pulsar Timing Array
利用脉冲星定时阵列（PTA）探测引力波（GW）需要精确的噪声特性。我们的银河系规模的GW探测器的噪声已经系统地评估了噪声预算和星际介质缓解工作组在北美纳赫兹天文台的引力波（NANOGrav）合作。在内部，NANOGrav使用的单个无线电毫秒脉冲（MSP）可能具有一定程度的消色差红色自旋噪声，以及由于脉冲相位抖动而产生的白噪声。沿着任何给定的视线，电离的星际介质通过色散测量（DM）变化、星际闪烁和散射贡献色噪声。这些效果包含红色和白色成分。在未来，随着宽带接收机，频率相关DM的影响将变得重要。在预测和测量了这些不同的探测器噪声源后，NANOGrav PTA仍然能够很好地检测低频GW。
2017-12-26 astro-ph.HE astro-ph.IM
Unveiling the Microhertz Gravitational-Wave Sky with the Square Kilometre Array Observatory
Kavli Institute for Cosmology, University of Cambridge（剑桥大学卡弗里宇宙学研究所）；DAMTP, University of Cambridge（剑桥大学应用数学与理论物理系）；Institut de Fisica d'Altes Energies (IFAE), The Barcelona Institute of Science and Technology（巴塞罗那科学与技术研究院高能物理研究所）；Department of Physics, University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校物理系）
本文研究利用平方公里阵列天文台（SKAO）对毫秒脉冲星双星的高精度计时，通过探测共振引力波扰动，在微赫兹频段搜索引力波，并证明SKAO能实现前所未有的灵敏度，有望探测该频段的大质量黑洞双星。
2026-06-29 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
Primary gamma ray selection in a hybrid timing/imaging Cherenkov array
本文系统地研究了用于混合成像/定时切伦科夫观测的混合重建技术。这种类型的混合阵列将在用于甚高能伽马射线天文学（>30 TeV）的TAIGA伽马观测站实现。其目的是将具有成本效益的定时阵列技术与成像望远镜相结合。这两种技术的混合操作可以导致开发大面积阵列的相对便宜的方式。研究了两种类型的模拟数据的伽马事件选择的联合方法：从望远镜的图像参数，从定时阵列重建的簇射参数。揭示了要组合的成像参数和簇射参数的最佳集合。计算了宇宙线背景抑制因子随距离和能量的变化。最佳的选择技术导致宇宙射线背景抑制约2个数量级的距离高达450米的能量大于50 TeV。
2017-02-24 astro-ph.HE astro-ph.IM physics.data-an
The Crab pulsar seen with Aqueye at Asiago Cima Ekar Observatory
我们正在开发快速光子计数器仪器，利用铷钟和全球定位系统接收器，以前所未有的准确度对光子到达时间进行时间标记，从而研究天体物理源的快速变化。这种光学光子计数器的第一个实现被称为Aqueye（阿西亚戈量子眼），于2008年安装在阿西亚戈182厘米的哥白尼天文台。Aqueye多次观察蟹状星云脉冲星，并收集了高质量的数据，使我们能够对蟹状星云脉冲星进行精确的光学计时，并以出色的清晰度研究从几天到几年的时间尺度上的脉冲形状稳定性。我们的结果加强了蟹状星云脉冲星的自旋和磁轴之间的倾角的十年稳定性的证据。我们的仪器未来的实现将利用伽利略全球导航卫星系统（GNSS）的时间信号。
2010-12-06 astro-ph.HE astro-ph.IM
Muons in air showers at the Pierre Auger Observatory: Measurement of atmospheric production depth
皮埃尔·俄歇天文台的表面探测器阵列提供了关于广泛的空气簇射的μ子分量的纵向发展的信息。利用来自远离簇射核心的表面探测器的闪光模数转换器迹线的定时信息，可以重建μ子产生深度分布。我们的特点是善的天顶角约60度的重建。以及初级粒子的不同能量从这些分布中，我们定义X（mu）max为沿簇射轴的深度，其中μ子的产生达到最大值。我们探讨了X（mu）max作为一个有用的观测量来推断超高能宇宙射线的质量组成的潜力。同样，我们评估了它约束强子相互作用模型的能力。
2015-08-11 astro-ph.HE astro-ph.IM hep-ex
The relative and absolute timing accuracy of the EPIC-pn camera on XMM-Newton, from X-ray pulsations of the Crab and other pulsars
可靠的时间校准对于XMM-牛顿光变曲线与其他天文台的光变曲线进行准确比较至关重要，最终使用它们来获得精确的物理量。XMM-牛顿定时校准是基于脉冲星分析。然而，由于校准器同时显示定时噪声和毛刺，因此必须定期监测这些校准源。为此，XMM-牛顿天文台每年对蟹状星云脉冲星进行两次观测，以监测EPIC-pn相机在快速定时和突发模式下的绝对授时精度。我们提出了这一监测活动的结果，比较XMM牛顿数据从蟹状星云脉冲星（PSR B0531 + 21）与无线电测量。此外，我们还使用了5个周期从16 ms到197 ms的时钟（PSR J0537 - 69、PSR B0540 - 69、PSR B0833 - 45、PSR B1509 - 58和PSR B1055 - 52）来验证相对授时精度。我们分析了38 XMM牛顿观测（0.2 - 12.0千电子伏）的螃蟹采取了在第一个十年的任务和13个观测从五个互补的太阳能电池。所有数据均使用SAS（XMM-Newton Scientific Analysis Software，9.0版）进行处理。结合χ ^{2}检验的历元折叠技术用于推导相对授时精度。绝对授时精度是使用Crab数据并比较相位折叠光变曲线中的主X射线峰和射电峰之间的时间偏移来确定的。XMM-牛顿法的相对授时精度优于10 ^{-8}。最强的X射线脉冲峰值比相应的射电峰值早306 \pm 9 \mus…
2012-04-04 astro-ph.HE astro-ph.IM
The International X-ray Observatory - RFI#1
国际X射线天文台（IXO）是美国宇航局-欧空局-日本宇宙航空研究开发机构的一项联合努力，将解决天体物理学中的基本和及时的问题：在黑洞附近会发生什么？超大质量黑洞是如何成长的？大尺度结构是如何形成的？这些过程之间的联系是什么？为了解决这些科学问题，IXO将追踪黑洞事件视界附近的轨道，测量数百个活动星系核（AGN）的黑洞自旋，使用光谱学来描述活动星系核在其峰值活动期间的流出和环境，搜索红移z = 10的超大质量黑洞，绘制星系团中的整体运动和湍流，利用背景类星体寻找宇宙网中缺失的重子，并观察星系和星系际尺度上黑洞注入能量的宇宙反馈过程。IXO将采用比以前任何X射线观测站都大20倍的1千电子伏收集面积的光学器件。焦平面仪器将为高分辨率光谱学提供100倍的有效面积，在宽视场范围内进行深光谱成像，前所未有的偏振灵敏度，微秒光谱计时和高计数率能力。IXO相对于当前X射线任务的改进相当于从200英寸帕洛马望远镜过渡到22米望远镜，同时从谱带成像过渡到积分场摄谱仪。
2010-01-13 astro-ph.HE astro-ph.IM
Timing Offset Calibration of CZTI instrument aboard ASTROSAT
射电以及射电中的高能发射机制还没有被正确地理解。多波长研究可能有助于更好地理解这些过程。印度第一个天基观测站ASTROSAT上有五台仪器，涵盖从红外线（1300 $Å$）到硬X射线（380 KeV）的电磁波谱。碲锌镉成像仪（CZTI）是五台仪器之一，是一台能量范围为20-380 KeV的硬X射线望远镜。我们的目标是估计仪器的数据采集管道中引入的时间偏移，这将有助于与其他两个地面观测站，即巨型米波射电望远镜（GMRT）和Ooty射电望远镜（ORT）的高能时间序列的时间对准。PSR B 0531 +21是一颗被研究得很好的脉冲星，具有几乎对齐的射电和硬X射线脉冲轮廓。我们使用同步观测的脉冲星与ASTROSAT，ORT和GMRT。脉冲星特别是观察使用ORT几乎每天的节奏，以获得良好的定时解决方案。我们还补充了ORT数据与档案FERMI数据的时序噪声估计。ASTROSAT仪器的定时偏差是根据ASTROSAT和无线电观测站的到达时间数据拟合而估计的。我们估计GMRT和ASTROSAT-CZTI之间的偏移为-4716 $\pm$ 50 $μs$。ORT的相应偏移为-29639 $\pm$ 50 $μs$。GMRT和Fermi-LAT-5368之间的偏移$\pm$ 56 $μs$。（节录）
2018-06-15 astro-ph.HE astro-ph.IM
Design of a Robust Fiber Optic Communications System for Future IceCube Detectors
在这项工作中，我们将讨论正在进行的开发的混合光纤/铜数据和定时基础设施的未来IceCube-Gen 2检测器。冰立方中微子天文台是一个由86个模块组成的大型探测器。这些模块利用自定义协议进行通信，以减轻长距离铜缆的信令挑战。超越铜基主干的限制将允许更大的未来IceCube探测器具有极其精确的定时和大幅度的超额吞吐量，以适应创新的未来模块。为此，即将到来的IceCube升级提供了一个为新的光纤基础设施部署探路者的机会，称为光纤测试系统。该设计借鉴了AMANDA和IceCube的经验，并结合了最近成熟的技术，如加固光纤和白兔计时，以提供强大的高性能数据和计时传输。
2021-07-23 astro-ph.HE astro-ph.IM physics.ins-det
Augmentation of VERITAS Telescopes for Stellar Intensity Interferometry
2018-2019年，VERITAS VHE伽马射线天文台增加了高速光学仪器和连续数据记录电子设备，以创建一个灵敏的恒星强度干涉测量（SII）天文台VERITAS-SII。VERITAS-SII的主要科学目标是对选定的明亮（m< 6）、炽热（O/B/A）恒星进行可见波段的恒星直径测量和图像分析。VERITAS协作组织已同意在VERITAS不进行甚高能量辐射伽马射线观测的满月前后的几天部署和运行VERITAS-SII。VERITAS-SII增强采用定制的高速/低噪声焦平面仪器，使用高量子效率光电倍增管和电池供电的光纤控制高压电源。为了减少工程时间，VERITAS-SII使用商业上可获得的高速（250 MS/sec）连续流电子设备来记录每个VERITAS望远镜的强度波动的时间依赖性。VERITAS-SII还使用市售的基于白兔的定时解决方案，在望远镜间距离（大于100米）上使用快速（< 100皮秒）数据采集时钟同步。VERITAS-SII现在在美国亚利桑那州阿马多的VERITAS天文台F.L.Whipple天文台全面运行。本文介绍了用于VERITAS-SII增强VERITAS天文台的仪器硬件的设计，最初的VERITAS-SII观测的状态，以及未来改进VERITAS-SII的计划。
2019-08-08 astro-ph.IM astro-ph.SR
