Accuracy vs. Complexity: Calibrating radio interferometer arrays with non-homogeneous element patterns
与更常见的均匀阵列相比，具有非均匀元件图案的无线电干涉仪阵列更难以校准。特别是，图案的非均匀性对评估校准解决方案的计算易处理性具有重要影响。我们应用A-堆叠技术来解决这个问题，并探讨校准精度和计算复杂性之间的权衡。通过模拟，我们表明，这种技术可以有利地应用在SKA低站的上下文中。我们表明，最低精度的要求，可以满足在一个显着降低计算成本，这种成本可以进一步降低，如果站校准时间尺度放宽从10分钟到几个小时。我们证明了具有不同水平的非均匀性的影响天线设计的整体计算复杂性，除了在某些情况下，校准表现不佳。
2021-05-13 astro-ph.IM
Revisiting the radio interferometer measurement equation. II. Calibration and direction-dependent effects
系列论文中的第一篇从第一性原理重新推导了射电干涉测量方程（RIME），并将琼斯形式主义扩展到全天空情况，包括方向相关效应（DDE）。本文的目的是描述两个经典的无线电干涉校准（自校准和相关的方法），和最近的发展，在治疗的DDE，使用RIME为基础的数学框架文件I。它还旨在证明可以描述和理解各种影响的容易程度。本文的第一部分使用RIME形式主义来描述自校准，既有完整的RIME，也有旧软件包的近似方程，并显示了这是如何受到DDE的影响。第二部分概述了现实生活中的DDE和处理它们的建议方法。这导致在一个正式的RIME为基础的描述和比较现有的和建议的方法来解决DDE的问题。
2011-02-04 astro-ph.IM
Robust distributed calibration of radio interferometers with direction dependent distortions
在射电天文学中，精确的校准对于新一代射电干涉仪至关重要。更具体地说，由于可能存在影响测量数据的离群值，因此需要确保鲁棒性。另一方面，通过利用这些新仪器并利用跨频率的感兴趣参数的已知结构来改进校准。因此，本文提出了一种基于分布式和一致性优化方案的迭代鲁棒多频校准算法，其目的是估计接收机的复增益和电离层引起的方向扰动。数值仿真表明，所提出的分布式校准技术优于传统的非鲁棒算法和每通道校准。
2018-07-31 astro-ph.IM stat.AP
System design and calibration of SITARA -- a global 21 cm short spacing interferometer prototype
全球21厘米的实验需要非常精确的测量系统的校准，以便从银河系和河外前景以及仪器系统学中分离出微弱的21厘米信号。目前，旨在进行这种测量的实验集中在使用单元件方法测量这种信号上。然而，基于短基线干涉仪的替代方法预计将减轻与单一元件方法相关的一些困难，例如接收器噪声谱的精确建模。探测宇宙黎明和再电离期的短间距干涉仪望远镜（SITARA）是一个部署在默奇森射电天文台（MRO）的短间距干涉仪。它将成为一个原型或试验台，以更好地了解短基线干涉测量法，并开发进行观测和数据校准的工具。在本文中，我们提供了一个描述的SITARA系统及其在MRO的部署，并讨论了战略制定校准SITARA。我们触及某些系统学SITARA数据及其建模。我们发现，SITARA的灵敏度，所有的天空信号，以及不可忽略的天线之间的噪声耦合。可以看出，耦合的接收机噪声具有广泛匹配的理论计算在以前的作品中报道的频谱形状。我们还发现，当适当修改的天线辐射模式，考虑到互耦的影响被使用时，测量的数据是很好地模拟的标准能见度方程。
2022-03-20 astro-ph.IM
Self-calibration and improving image fidelity for ALMA and other radio interferometers
本手册旨在帮助ALMA和其他干涉仪用户通过识别局限性以及如何克服它们并决定何时以及如何使用自校准来改善图像。ALMA科学档案馆提供的图像使用标准观测和数据处理程序进行校准，包括质量保证过程，以确保观测符合提议者的科学要求。这可能并不代表数据的全部潜力，因为任何干涉测量观测都可以用一系列分辨率和表面亮度灵敏度成像。相位校准源和目标之间的分离通常将目标动态范围限制为几百（或对于挑战性条件为50 - 100），但是如果目标场中的噪声没有达到热极限，则可以使用自校准来改进。这通常需要根据目标属性进行判断，并且尚未在所有情况下自动化。本手册介绍了能见度相位和幅度误差的仪器和大气原因、它们对成像的影响以及如何通过自校准提高信噪比和图像保真度的背景。我们介绍了自校准的条件是有用的，以及如何估计校准参数值的观测模式（连续，谱线等）的范围。我们还总结了更一般的错误识别和其他技术来解决成像问题。这些例子是从使用CASA处理的ALMA干涉测量数据中得出的，但这些原理通常适用于大多数类似的厘米到亚毫米成像。
2022-07-12 astro-ph.IM
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
Element gain drifts as an imaging dynamic range limitation in PAF-based interferometers
与单像素馈源相比，相控阵馈源（PAF）干涉测量提出了新的校准挑战。特别地，由于元件增益漂移（EGD）引起的复合光束图案的时间不稳定性可以在干涉图像中产生校准伪影。为了将成像动态范围要求转化为PAF硬件和校准要求，我们必须学会将EGD水平与成像伪影水平相关联。我们提出了一个基于MeqTrees的模拟框架，解决这个问题，并将其应用到APERTIF原型目前正在开发的WSRT。
2011-10-13 astro-ph.IM
Calibration of Low-Frequency, Wide-Field Radio Interferometers Using Delay/Delay-Rate Filtering
我们提出了一种过滤技术，可应用于宽带宽，宽视场干涉数据的个人基线几何选择区域上的天球，包含主要校准源。该技术依赖于从给定的基线宽带频谱的傅立叶变换，以获得一维“延迟图像”，然后延迟图像的时间序列的变换，以获得二维“延迟/延迟率图像”。“如果基线、带宽、积分时间和源位置的适当组合，在这些图像中可以选择源。强而持久的射频干扰（RFI）限制了这种源选择的有效性，这是由于RFI切除算法去除了数据。一个一维的，复杂的CLEAN算法已经开发出来，以补偿射频切除的影响。这种方法允许清洁，源隔离的数据被用来隔离带通和主波束增益功能。这些技术被应用于探测再电离时代的精密阵列（PAPER）的数据，作为校准新一代低频无线电干涉仪的相对带宽宽和大视场的价值的演示。
2009-12-16 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
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
Africanus II. QuartiCal: calibrating radio interferometer data at scale using Numba and Dask
QuartiCal是一个基于Numba和Dask的Python包，用于大规模射电干涉仪数据校准，通过并行任务图提升灵活性和性能，并在MeerKAT观测中验证了其效果。
2024-12-17 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 MeqTrees software system and its use for third-generation calibration of radio interferometers
Hamaker等人提出的射电干涉仪测量方程（RIME）为我们提供了一个优雅的数学工具，用于更好地理解、模拟和校准现有和未来的仪器。新射电望远镜（LOFAR，SKA）的校准如果没有RIME形式化和利用它的新软件将是不可想象的。MeqTrees旨在实现RIME等数值模型，并求解其参数的任意子集。MeqTrees的技术目标是提供一个快速实现这些模型的工具，同时提供与手写代码相当的性能。我们还在努力实现更广泛的目标，即通过提供快速实验和交流想法的工具，加快射电天文学软件的发展速度。MeqTrees被实现为一个基于Python的前端，称为meqbrowser，以及一个高效的（基于C++的）计算后端，称为meqserver。数值模型通过基于Python的树定义语言（TDL）在前端定义，然后在后端快速执行。TDL的使用有助于在极短的时间内对新想法进行实验。所有最终和中间结果的前所未有的可视化功能也有助于这一点。灵活的数据模型和后端的一些重要优化确保了数值性能与手写代码相当。MeqTrees已经被广泛用作新仪器（LOFAR，SKA）和技术（焦平面阵列）的模拟工具。它已经证明，它可以实现噪声限制的动态范围超过一百万，对WSRT数据。这是唯一一个专门设计用于处理我们提议的第三代校准（3GC）的软件包，这是新一代巨型射电望远镜所需要的。
2011-01-11 astro-ph.IM
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
Revisiting the radio interferometer measurement equation. III. Addressing direction-dependent effects in 21 cm WSRT observations of 3C 147
本系列的第一和第二篇论文将射电干涉测量方程（RIME）的形式主义扩展到了全天空的情况，并提供了一个基于RIME的校准和方向相关效应（DDE）问题的描述。本文的目的是提供一个实际的演示基于RIME的方法来校准，通过极高的动态范围校准的WSRT观测的3C 147在21厘米的例子，与充分治疗的DDE。在MeqTrees中实现了一个包含差分增益的RIME版本，并将其应用于3C 147数据。这用于执行常规自校准，然后求解基于干涉仪的误差和差分增益。3C 147周围的场的结果图像是热噪声限制的，具有非常高的动态范围（160万），并且没有困扰常规自校准的离轴伪影。差分增益解决方案显示出高信噪比，并且可用于提取有关天空模型中的DDE和误差的信息。差分增益方法可以消除DDE相关的伪影，并为天空模型的迭代改进提供信息。也许最重要的是，微弱的2 mJy的来源已被证明产生有意义的差分增益的解决方案，因此可以作为潜在的校准信标在其他DDE相关的计划。
2011-01-11 astro-ph.IM
Limits on the validity of the thin-layer model of the ionosphere for radio interferometric calibration
对于在低频下进行观测的地基无线电干涉仪，电离层引起宇宙无线电波的传播延迟和折射，这导致接收信号中的相位误差。这些相位误差可以使用校准方法来校正，该方法假定在地球表面上方的固定高度处的二维相位屏幕，称为薄层模型。在这里，我们调查的薄层模型的有效性，并提供了一个简单的方程，用户可以检查时，这种近似可以适用于不同时间的一天，天顶距，干涉仪纬度，基线长度，电离层电子含量和观测频率的观测。
2016-04-13 astro-ph.IM
CHARIZARD: A High-throughput Generic Pipeline for Present and Upcoming Interferometers
National Centre for Radio Astrophysics, Tata Institute of Fundamental Research（国家射电天文中心，塔塔基础研究所）
该研究提出CHARIZARD射电干涉数据处理流水线，采用分布式工作负载与容器技术，经MeerKAT测试可高效处理数据，为下一代射电望远镜的海量数据处理提供可行方案。
2026-10-16 astro-ph.IM
Bayesian Calibration using Different Prior Distributions: an Iterative Maximum A Posteriori Approach for Radio Interferometers
在本文中，我们的目标是设计稳健估计技术的基础上的复合高斯（CG）过程和适用于无线电干涉仪的校准。除此之外的动机是由于离群值的存在导致不切实际的传统高斯噪声假设。因此，为了实现鲁棒性，我们采用了最大后验概率（MAP）的方法，利用贝叶斯统计，并遵循顺序更新程序在这里。该算法被应用在一个多频率的情况下，以提高估计和校正的扰动影响。数值模拟评估不同的噪声模型，学生的t，K，拉普拉斯，柯西和逆高斯复合高斯分布w.r.t.算法的性能。经典的非鲁棒高斯噪声假设。
2018-07-30 astro-ph.IM eess.SP stat.AP
Calibration Schemes with $\mathcal{O}(N\log{N})$ Scaling for Large-N Radio Interferometers Built on a Regular Grid
未来几代使用$N\gg 1000$天线在宇宙距离上瞄准21 '，cm信号的无线电干涉仪可能会在使用传统架构构建相关器时面临重大的计算挑战，其计算资源需求随着阵列大小的变化而变化，如$\mathcal{O}(N^2)$。这样的解调器的基本输出是阵列中所有天线对的互相关积。FFT相关器架构通过经由空间傅立叶变换计算互相关积来将计算资源缩放减少到$\mathcal{O}(N\log{N})$。然而，FFT相关器的输出仅在输入天线电压被增益和相位校准时才有意义。传统上，干涉校准使用由标准相关器产生的$\mathcal{O}(N^2)$互相关。本文提出了两种实时校准方案，可以与FFT相关器并行工作，作为一个独立的$\mathcal{O}(N\log{N})$相关器系统，可以扩展到大N冗余阵列。我们比较了这两种校准方案的性能和可扩展性，发现它们导致天线增益的方差随着阵列尺寸的增加而减小为$1/\log{N}$。
2020-10-14 astro-ph.CO astro-ph.IM
Improving LIGO calibration accuracy by using time-dependent filters to compensate for temporal variations
高级LIGO干涉仪的响应已知随时间变化[arXiv：1608.05134]。因此，干涉仪的精确校准必须跟踪和补偿校准模型参数的时间变化。这些变化在前三个先进的LIGO观测运行跟踪，其中一些补偿已在校准过程中实施。在第二次观测运行期间，对干涉仪响应进行乘法校正，同时实时和高延迟地产生校准的应变数据。在第二次观测运行之后和整个第三次观测运行期间产生的高延迟校准中，将涉及更新滤波器的校正应用于校准-耦合腔极点频率$f_{\rm cc}$的时间依赖性。本文介绍了开发的方法来补偿干涉仪响应的变化，需要时间相关的滤波器，包括可变的零点，极点，增益和时间延迟。所描述的方法被用来提供补偿的干涉仪响应的良好建模的时间依赖性，这有助于减少系统误差的校准$<2$ %的幅度和$<2^{\circ}$的相位在整个LIGO的最敏感的频带20 - 2000 Hz [arXiv：2005.02531，arXiv：2107.00129]。此外，本文还展示了如何通过减少模拟双星中子星合并的天空定位的不确定性和偏差来进行天体物理推断研究。
2023-01-10 astro-ph.IM gr-qc
Robust Calibration of Radio Interferometers in Multi-Frequency Scenario
本文研究了射电天文学背景下的传感器阵列的校准。当前和未来的射电望远镜需要计算效率高的算法来克服大收集面积、宽视场和巨大数据量等新的技术挑战。具体来说，我们研究了无线电干涉测量站的校准与显着的方向相关的失真。我们提出了一种迭代鲁棒校准算法的基础上放松的极大似然估计的特定背景下：i）观测值的存在受到影响的离群值和ii）感兴趣的参数有一个特定的结构，取决于频率。整个频率的参数的变化是通过一个分布式的程序，这是一致的，与新的无线电合成阵列的完整的观察带宽被划分为多个频道。数值仿真结果表明，所提出的鲁棒分布式校准估计优于传统的非鲁棒算法和/或单频情况。
2018-07-30 astro-ph.IM eess.SP stat.AP
Generalized Redundant Calibration of Radio Interferometers
冗余校准是射电天文学中的一种技术，它利用冗余基线应该看到相同的天空信号这一事实，允许校准天线位于网格上的无线电阵列。由于测量的卫星的数量与天线的数量成二次方比例，但是描述单个天线响应的未知数的数量和关于天空的可用信息仅与阵列大小成线性比例，因此只要阵列足够大和密集，问题总是过约束的。即使对于非晶格阵列配置也是如此。在这项工作中，我们研究了一个广义的算法，其中每个天线的增益被替换为一些增益。我们表明，它可以成功地拟合数据从一个近似冗余阵列上的正方形网格与指向和几何误差，但模型参数很难链接到感兴趣的数量。我们讨论了该算法的参数化，限制和可能的扩展。
2022-07-22 astro-ph.CO astro-ph.IM
MITEoR: A Scalable Interferometer for Precision 21 cm Cosmology
我们报告的麻省理工学院时代的再电离（MITEoR）实验，探路者低频无线电干涉仪，其目标是测试技术，提高校准精度和降低成本的高灵敏度3D映射所需的21厘米宇宙学。MITEoR通过使用大量的基线冗余来实现这一点，这使得自动精确校准和相关器成本降低。我们展示和量化的权力和鲁棒性的冗余的可扩展性和精度。我们发现校准参数精确地描述了仪器对我们测量的影响，使我们能够形成一个模型，该模型与$χ^2$一致，每个自由度< 1.2，高达80%的观察。我们使用这些结果来开发一个最佳的估计校准参数使用维纳滤波，并探讨如何经常和如何精细的频率vibrations必须可靠地测量，以解决校准系数的问题。MITEoR凭借其64个双偏振元件的成功预示着更雄心勃勃的氢时代再电离阵列（HERA）项目和其他下一代仪器的成功，这些仪器将采用许多相同或类似的技术。
2014-08-28 astro-ph.IM
Revisiting the radio interferometer measurement equation. I. A full-sky Jones formalism
自Hamaker等人提出以来，无线电干涉仪测量方程（RIME）为开发新的校准方法和技术提供了严格的数学基础，包括解决方向相关效应（DDE）问题的各种方法。本系列论文旨在将DDE治疗的最新进展纳入一个基于RIME的数学框架，并证明可以轻松描述和理解各种效应。它还旨在展示基于RIME的校准方法的好处。论文我重新推导出的RIME从第一原则，形式主义扩展到全天空的情况下，并纳入DDE。纸二，然后使用的形式主义来描述自校准，既有一个完整的RIME，并与旧的软件包的近似方程，并显示这是如何影响DDE。它还概述了现实生活中的DDE和处理它们的建议方法。将其应用于WSRT数据（论文III），得到了3C 147周围具有非常高的动态范围（160万）的噪声限制图像，并且没有困扰常规自校准的离轴伪影。由此产生的差分增益的解决方案包含显着的信息DDE，并可用于天空模型的迭代改进。也许最重要的是，微弱的2 mJy的来源已被证明产生有意义的差分增益的解决方案，因此可以作为潜在的校准信标在其他DDE相关的计划。
2011-02-04 astro-ph.IM
From the Virgo interferometer calibration to the bias and uncertainty of the h(t) detector strain during the O4 run
Université de Strasbourg, CNRS, IPHC UMR 7178（斯特拉斯堡大学）；Laboratoire d’Annecy de Physique des Particules (LAPP), Univ. Grenoble Alpes, Université Savoie Mont Blanc, CNRS/IN2P3（阿讷西粒子物理实验室）；Institut de Fisica d’Altes Energies (IFAE), Barcelona Institute of Science and Technology, and ICREA（高能物理研究所）；Universiteit Antwerpen（安特卫普大学）
报告介绍了维格罗干涉仪为O4运行进行的校准步骤，重点在于高精度应变信号重建及频率依赖性偏差计算方法。
2025-11-16 astro-ph.IM physics.ins-det
AMIGO: a Data-Driven Calibration of the JWST Interferometer
Sydney Institute for Astronomy, School of Physics, University of Sydney（悉尼大学物理学院天体物理研究所）；School of Mathematical & Physical Sciences, Macquarie University（麦考瑞大学数学与物理科学学院）；Department of Physics and Astronomy, University of Victoria（维多利亚大学物理与天文系）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
本文提出AMIGO框架，通过端到端可微架构校准JWST干涉仪，提升高对比度成像性能，成功恢复AB Dor AC双星并发现HD206893B和HD206893c，超越现有算法。
2026-04-29 astro-ph.IM
Systematic calibration error requirements for gravitational-wave detectors via the Cramér-Rao bound
引力波（GW）激光干涉仪，如先进的LIGO，将时空应变转化为光功率波动。将这种光功率波动转换回估计的时空应变需要一个校准过程，该过程考虑了干涉仪的光机响应和用于控制干涉仪测试质量的反馈控制回路。校准参数中的系统误差导致GW应变估计中的系统误差，并且因此导致特定GW信号中的天体物理参数估计中的系统误差。在这项工作中，我们研究了这种效应的GW信号类似于GW 150914，无论是低功率探测器操作类似于第一和第二先进LIGO观测运行和高功率操作失谐信号提取。我们设置的校准精度的要求，使天体物理参数估计是有限的随机探测器噪声引入的错误，而不是校准系统。我们还研究了系统校准误差对可能探测到的大质量引力子的影响。
2017-12-28 astro-ph.IM gr-qc
Stochastic Calibration of Radio Interferometers
ASTRON（荷兰射电天文学研究所）
随着像LOFAR这样的现代射电望远镜和像SKA这样的未来望远镜产生的数据速率不断增加，许多数据处理步骤都被需要使用有限的计算资源处理的数据量所淹没。校准是一个这样的操作，占主导地位的整体数据处理计算成本，尽管如此，它是一个必不可少的操作，以达到许多科学目标。校准算法确实存在，其随着阵列的站的数量和被校准的方向的数量而很好地缩放。然而，剩下的瓶颈是原始数据量，它与基线数量成正比，并与站点数量的平方成正比。我们提出了一个“随机”的校准策略，我们只读取一个小批量的数据，以获得校准解决方案，而不是读取整批的数据进行校准。尽管如此，我们得到的解决方案是有效的，为整个批次的数据。通常，在执行校准之前需要对数据进行平均，以将数据容纳在大小有限的计算存储器中。随机校准克服了在进行任何校准之前对数据进行平均的需要，并提供了许多优点，包括：能够减轻微弱的射频干扰;更好地从数据中去除强天体源;以及更好地检测和空间定位快速无线电瞬变。
2020-03-03 astro-ph.IM cs.AI cs.DC
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
Spectral calibration requirements of radio interferometers for Epoch of Reionisation science with the SKA
射电干涉仪的仪器色度引入的光谱特征有可能对使用早期宇宙的红移中性氢发射线进行再电离时代（EoR）和宇宙黎明（CD）科学的能力产生负面影响。我们描述了仪器校准的选择，影响科学数据的光谱特性，并评估其对EoR统计和层析实验的影响。原则上，我们认为固有的频谱响应的接收天线，嵌入在一个完整的频率相关的主波束响应，和频率相关的仪器采样。我们评估不同的带通校准选项。将该分析应用于拟定的SKA 1-低EoR/CD实验。我们提供SKA站主波束带通的平滑度公差，以满足统计和层析成像（成像）EoR计划的科学目标。测试了两种校准策略：（1）独立地拟合每个精细通道;（2）针对每个~1~MHz粗通道拟合具有（n+1）阶残差（n= 2，3，4）的n阶多项式。策略（1）导致2D功率谱中的不相关功率与热噪声功率成比例，从而降低总体阵列灵敏度。策略（2）导致来自拟合的相关残差，以及具有（n+1）阶曲率的残差信号功率。为了使剩余功率小于热噪声，在单个粗通道上的带通中的四阶项的分数幅度必须<2.5%（50 MHz）、<0.5%（150 MHz）、<0.8%（200 MHz）。层析实验对带通中的相位残差进行了严格的限制。我们发现，在任何细通道（4.578~kHz）的相位变化在所有站的均方根变异性不应超过0.2度。
2016-04-12 astro-ph.CO astro-ph.IM
Precision Calibration of Radio Interferometers for 21 cm Cosmology with No Redundancy and Little Knowledge of Antenna Beams and the Radio Sky
我们介绍了CALAMITY，一个精密的带通校准方法的无线电干涉测量。CALAMITY可以求解具有任意频率结构的方向无关增益，达到21 cm宇宙学所需的高精度，具有最少的前景或天线波束知识，并且不需要任何程度的冗余（重复相同基线的相同测量）。我们通过两项关键创新实现了这一目标。首先，我们使用灵活且高效的基函数集独立地对每个基线上的前景进行建模，所述基函数集与21 cm模式具有最小的重叠，并在校准的前景中执行光谱平滑。其次，我们使用现成的GPU加速API（TENSORFLOW）在单个优化循环中同时求解每个基线前景和每个频率天线增益。GPU加速对于我们的技术能够在合理的时间内同时在所有频率上为具有$\gtrsim 10$天线的干涉仪求解大量前景和增益参数至关重要。在本文中，我们给出了一个概述，我们的技术和使用现实的模拟，并证明其性能在解决和消除病理增益结构的水平，必要的测量波动在21厘米的氢气发射场在宇宙黎明和再电离。如果你想现在就开始使用CALAMITY，你可以在https://github.com/aewallwi/calamity/blob/main/examples/Calamity_Tutorial.ipynb上找到一个教程笔记本。
2021-11-30 astro-ph.CO astro-ph.IM
Unified Radio Interferometric Calibration and Imaging with Joint Uncertainty Quantification
无线电干涉仪的数据处理过程可以看作是一个组合的校准和成像问题。我们提出了一种算法，统一的交叉校准，自校准，成像。作为一种贝叶斯方法，该算法不仅计算天空亮度分布的估计，而且还提供联合不确定度的估计，该联合不确定度包括校准不确定度和实际观测不确定度。该算法是制定在信息场论的语言，并使用度量高斯变分推理（MGVI）作为基础的统计方法。到目前为止，只考虑方向无关的基于天线的校准。这一限制可能在今后的工作中予以解除。该算法的实现以及贡献。
2019-07-20 astro-ph.IM
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
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
The self-cohering tied-array
大型射电天文学多元件干涉仪经常被用作捆绑阵列模式中的单碟，当来自单独天线的信号被添加时。波在湍流大气中传播时产生的相移会显著减小等效单碟的有效面积。我的目标是估计电离层和对流层的无线电干涉仪工作在捆绑阵列模式的有效性的影响。有效面积的统计估计计算和幂律湍流大气不规则性已被使用。提出了一种利用最优化技术进行捆绑阵列校准的简单方法。相位误差的影响的有效性的捆绑阵列的低频和高频。计算机仿真验证了该算法的有效性。
2010-08-16 astro-ph.IM
Spectral Redundancy for Calibrating Interferometers and Suppressing the Foreground Wedge in 21cm Cosmology
针对21cm宇宙学观测中前景分离与高精度校准难题，提出新型nucal谱冗余校准方法，无需天空或波束模型，可有效抑制楔形区域前景且信号损失小，适用于新一代21cm强度映射实验。
2024-06-21 astro-ph.CO astro-ph.IM
Laboratory Demonstration of Image-Plane Self-Calibration in Interferometry
本研究在ALBA可见光同步辐射光源上，通过孔径平面掩模验证三元干涉仪的形状-方向-尺寸守恒原理，并利用相关数据实现干涉测量的像面自校准演示。
2024-05-20 astro-ph.IM physics.optics
Chromatic Drift of the Espresso Fabry-Pérot Etalon
在过去的十年中，白光照明的法布里-珀罗干涉仪波被确立为一种广泛使用的，相对简单，可靠，成本效益高的方法来精确校准高分辨率中阶梯光栅光谱仪。然而，Terrien等人（2021年）最近报告了安装在可调带行星射电光谱仪上的法布里-珀罗干涉仪的色度漂移。特别是，他们发现标准具有效间隙尺寸的变化并不像通常假设的那样是消色差的，而是实际上取决于波长。在这里，我们提出了一个类似的研究咖啡法布里-珀罗干涉仪。使用日常校准跨越一段时间超过2.5年，我们还发现了明确的证据，每天几厘米/秒的振幅，具有特征，准振荡依赖于波长的色漂移。我们的结论是，这种影响可能是由老化的介质镜涂层，并预计类似的色漂移可能会影响所有的法布里-珀罗干涉仪用于校准天文光谱仪。然而，我们也表明，色漂移可以测量，并在原则上使用仅基于空心阴极灯光谱的标准校准校正。
2022-04-12 astro-ph.EP astro-ph.IM
Self-calibration of highly-redundant low-frequency arrays - initial results with HERA
HERA是一种具有14 μ m直径抛物面元件的高冗余度中天干涉仪。我们利用银河系中心通过望远镜的主光束过境的事实，尝试一种传统的自校准方法来成像和校准。银河系中心提供了一个明亮的源，我们表明，可以近似为一个点源足够好地初始化自校准回路，并获得初始延迟和天线频率无关的相位。随后使用从数据本身导出的更复杂的天空模型进行迭代，然后收敛到合理的带通校准。校准溶液具有良好的稳定性。因此，我们表明，除了已经为HERA计划的冗余校准之外，传统的自校准是一种可行的并行方法。传统的成像和校准作为HERA项目中所追求的替代方案的交叉检查是有用的，作为量化地面硬件性能（并可能识别问题）的一种方式，以及作为在功率谱分析之前成像和去除较亮连续光源的一种途径。
2017-09-15 astro-ph.IM
Calibrating CHIME, A New Radio Interferometer to Probe Dark Energy
加拿大氢强度测绘实验（英语：Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment，CHIME）是一个凌日干涉仪，目前正在加拿大不列颠哥伦比亚省彭蒂克顿的自治领射电天体物理观测台（英语：Dominion Radio Astrophysical Observatory，DRAO）建造。我们将用CHIME在400 - 800 MHz频率范围内对半个天空的中性氢进行测图，测量红移在0.8 - 2.5之间的重子声学振荡（BAO），以探测暗能量。我们已经部署了CHIME的探路者版本，它将对BAO功率谱产生约束，并为我们的校准方案提供测试平台。我将讨论CHIME校准要求，并描述我们正在开发的仪器，以满足这些要求。
2014-06-09 astro-ph.CO astro-ph.IM
Calibration Uncertainty's Impact on Gravitational-Wave Observations
我们校准当前千分之一级干涉仪的能力可能会混淆天体物理信号的推断。当前的校准不确定性很好地描述了高斯过程。我利用这个描述来分析检验校准不确定性的影响。我推导出封闭形式的表达式的校准误差给定的观测数据和天体物理信号（天体物理校准）的条件可能性，以及给定的信号（集成的校准不确定性）的数据的边际可能性。我表明，校准的不确定性总是降低搜索灵敏度和有关天体物理信号的信息量。此外，校准不确定性将从根本上限制强信号的精度，这是考虑拟议的第三代干涉仪的科学潜力时的一个关键因素。例如，我估计，在探测器响应的幅度和相位中具有$1\%$不确定性的情况下，对于信噪比为$\gtrsim 10^4$的信号，人们只能测量1.4+1.4 $\,M_\odot$系统的领先阶潮汐参数（$\tildeΛ$），以优于$\pm 1$（$\sim 0.2\%$相对不确定性）。在该信噪比下，与单独的平稳高斯噪声相比，校准不确定性使$σ_{\tildeΛ}$增加$2$的因子。此外，1\%的校准不确定度限制了精度始终为$σ_{\tildeΛ} \gtrsim 0.5$。我还展示了如何最好地选择校准的频率应精确地限制，以尽量减少有关天体物理参数的信息丢失。为了对单个信号进行精确的天体物理推断，没有必要在所有频率下都将校准误差限制为很小。
2022-02-02 astro-ph.IM gr-qc
Generalized Formalisms of the Radio Interferometer Measurement Equation
无线电干涉仪测量方程（RIME）是一个基于矩阵的数学模型，描述了无线电干涉仪的响应。它采用的琼斯演算不适合描述望远镜的模拟组件。这是因为它没有考虑元件之间阻抗失配的影响。本文旨在强调琼斯演算的局限性，并提出一些更适用的替代方法。我们重新制定的RIME与不同的基础，包括磁性和混合相干统计。我们提出了一个微波网络启发的2N端口版本的RIME，和张量形式主义的电磁张量从狭义相对论的基础上。我们阐明了琼斯矩阵为基础的RIME描述模拟组件的局限性。我们将展示如何测量散射参数的模拟组件可以使用在一个2N端口版本的RIME。此外，我们展示了相对论速度的运动如何影响观测到的通量。我们提出了正确解释磁场相干性的RIME的重新表述。这些重新表述扩展了标准表述，突出了其局限性，并可能在天基干涉测量和精确的绝对校准实验中得到应用。
2015-01-26 astro-ph.IM
Radio Interferometric Calibration Using a Riemannian Manifold
为了应对由现代无线电干涉仪（例如LOFAR（低频阵列）或SKA（平方公里阵列））产生的增加的数据量，快速有效的校准算法至关重要。传统的无线电干涉校准是使用非线性优化技术，如在欧几里德空间的Levenberg-Marquardt算法。在本文中，我们将无线电干涉校准转化为黎曼流形上的非线性优化问题。采用黎曼信赖域方法解决了重新表述的标定问题。我们表明，在黎曼流形上的校准具有更快的收敛速度，降低计算成本相比，传统的校准在欧几里得空间。
2013-03-05 astro-ph.IM math.DG
Phase-shifting technique for improving the imaging capacity of sparse-aperture optical interferometers
在本文中，我们描述了一个多孔径干涉仪的原理，使用相移技术，并适用于快速，快照成像的天体物理对象在极端的角分辨率通过傅立叶反演。所提出的设计的几个优点突出，其中包括辐射效率，领域的Fizeau干涉仪，和一个初步的校准程序，允许表征仪器误差。对于大的望远镜数量，所提出的设计也导致在相当大的简化的光学和机械设计。数值模拟表明，仅使用传统光学组件或新兴技术，就可以将数百台望远镜耦合到单个4K x 4K探测器阵列上。
2011-06-24 astro-ph.IM physics.optics
High-dimensional inference of radio interferometer beam patterns I: Parametric model of the HERA beams
本文提出一种Bayesian框架，通过开发紧凑基函数实现射电干涉仪高维波束图案的参数化建模，以HERA为例验证了少量系数即可达到主瓣约0.1%、旁瓣约1%的高精度描述。
2024-07-24 astro-ph.IM
Spatially constrained direction dependent calibration
宽视场射电干涉仪的方向相关定标是对天空中多个方向上的系统误差进行估计。这是必要的，因为大多数系统误差是由诸如电离层或接收器波束形状之类的效应引起的，存在显著的空间变化。幸运的是，在大多数情况下，这些变化都有一些确定性的行为。我们将系统误差的这种潜在的平滑空间行为作为光谱约束方向相关校准的附加约束。使用分析和仿真，我们表明，这种额外的空间约束提高了多频方向相关校准的性能。
2021-12-13 astro-ph.IM cs.DC
Multifrequency Array Calibration in Presence of Radio Frequency Interferences
本文针对射电干涉仪校准中射频干扰导致偏差的问题，提出基于低秩结构化噪声的多频RFI建模方法，并采用SAGE算法实现校准参数的最大似然估计，仿真验证了其性能优势。
2023-09-24 astro-ph.IM eess.SP
The Bias and Uncertainty of Redundant and Sky-Based Calibration under Realistic Sky and Telescope Conditions
新一代低频干涉仪的出现为再电离时代（EoR）打开了一扇直接的窗口。然而，探测微弱的21厘米信号并达到这些阵列的灵敏度极限的关键是对仪器及其校准的详细了解。在这项工作中，我们使用模拟调查的偏见和不确定性的冗余校准。具体来说，我们研究的影响的无线电天空的通量分布和天线位置偏移的影响复杂的校准解决方案。我们发现，位置偏移引入到校准解决方案的相位分量的偏差。这种相位偏差随着明亮射电源和指向中心之间的距离以及这些源的通量密度而增加。这对于EoR场1和2的MWA观测的冗余校准是潜在的问题。然而，EoR字段0缺少这样的源。我们还比较了模拟与理论估计的偏差和不确定性，在天空模型为基础的校准不完整的天空模型的冗余天线瓦在MWA。我们的研究结果表明，冗余校准优于基于天空的校准，由于MWA天线瓦片的高位置精度。
2018-10-26 astro-ph.IM
Technical Noise, Data Quality, and Calibration Requirements for Next-Generation Gravitational-Wave Science
本文评估下一代地基引力波探测器在技术噪声、数据质量和校准方面的要求，并聚焦 Cosmic Explorer，指出需加强研发以释放其全部科学潜力。
2024-04-07 astro-ph.IM gr-qc
Direction-dependent calibration with image-domain gridding
Netherlands Institute for Radio Astronomy (ASTRON)（荷兰射电天文研究所）；University of Hamburg（汉堡大学）
本文提出利用图像域栅格化方法改进方向依赖校准，通过傅里叶空间中的子栅格基函数消除离散方向校准的阶梯状误差，提升图像质量。
2026-02-05 astro-ph.IM
The Advanced Virgo Photon Calibrators
随着LIGO、Virgo和KAGRA探测器灵敏度的提高，干涉仪输出的校准变得越来越重要，并可能影响科学结果。对于O3观测，Virgo首次使用光子校准器（PCal）来校准干涉仪，使用调制的辅助激光束照射在Advanced Virgo端镜上的辐射压力。这些光学设备也用于LIGO，现在是全球引力波探测器网络的校准参考。LIGO和Virgo PCal的相互校准基于称为黄金标准的相同绝对参考，可以消除使用PCal的Virgo校准中存在的3.92%的系统偏差。先进处女座的端镜（NE和WE）的PCal引起的位移的不确定性预算估计为1.36%的O3a和1.40%的NE PCal（分别）。O3b的WE PCal为1.74%。这种不确定性是Advanced Virgo全球校准的限制因素。预计在下一次观测运行中，该值将降至1%以下。
2021-01-29 astro-ph.IM gr-qc
Performance Analysis of Distributed Radio Interferometric Calibration
基于一致性优化的分布式定标是一种计算效率高的方法，可用于LOFAR和SKA等大型射电干涉仪的定标。在天空中沿多个方向进行校准并去除明亮的前景信号是无线电干涉测量中许多科学案例的关键步骤。残差数据包含具有巨大科学意义的微弱信号，特别令人关注的是校准中使用的不完整天空模型对残差的影响。为了研究这一点，我们考虑输入未校准数据和输出残差数据之间的映射。我们推导出的输入和输出的概率密度函数，可用于研究校准的性能之间的解析关系。
2021-10-28 astro-ph.IM cs.DC
Instrumentation for Radio Interferometers with Antennas on a Regular Grid
在过去的二十年中，人们对低频射电天文学的兴趣的复苏，21厘米层析成像的时代的再电离，引起了一类新的无线电干涉仪与$N \gg 100$天线。不需要低温冷却的低噪声接收器的可用性降低了天线的成本，使得用许多小型天线而不是大型碟形结构来构建灵敏度变得负担得起。然而，由校准和成像所需的可见度产品的$\mathcal{O}(N^2)$缩放确定的这种无线电阵列的计算和存储成本与阵列本身的成本成比例，并推高了射电望远镜的总成本。当阵列中的天线建立在规则网格上时，可以利用基于阵列的空间傅立叶变换的直接成像方法来避免计算驱动不利缩放的中间可见度矩阵。然而，这样的方法依赖于校准天线电压的可用性，其本身在不使用可见度矩阵的情况下难以获得。在这篇论文中，我探讨了两个实时校准策略，可以操作的可见性矩阵的子集，这可以计算不妥协的$\mathcal{O}(N\log{N})$缩放的直接成像系统。对于更一般的射电干涉仪布局，可以使用带条纹停止的基线相关平均来降低可见度产品的数据速率。本文介绍了为氢时代再电离阵列（HERA）建立的信号处理流水线，该流水线实现了条纹停止和基线相关平均，将数据速率从近1Tbps降低到15Gbps。
2022-08-08 astro-ph.CO astro-ph.IM
Polca SARA - Full polarization, direction-dependent calibration and sparse imaging for radio interferometry
新一代射电干涉仪的设想是从相应的欠采样傅立叶域测量中产生高质量、高动态范围的观测天空斯托克斯图像。在实践中，这些测量被琼斯矩阵很好地表示的仪器和大气影响所污染，并且最经常随着观测方向和时间而变化。这些效应通常是未知的，它们是实现所需成像性能的限制因素，因此，它们的校准至关重要。为了解决这个问题，我们开发了一个全球性的算法，名为Polca SARA，旨在执行全极化，方向相关的校准和稀疏成像，采用非凸优化技术。与现有的方法相比，所提出的方法提供了全局收敛的保证和灵活性，将复杂的先验规则化的成像以及校准问题。因此，我们采用了偏振成像的具体方法，强制执行物理偏振约束以及稀疏性之前所寻求的图像。我们进行了广泛的模拟研究所提出的算法。虽然表明基于偏振约束的成像的优越性能，所获得的结果也突出了校准的重要性，方向相关的影响，以及非对角项（表示偏振泄漏）在相关的琼斯矩阵，不包括其中的成像质量恶化。
2019-04-01 astro-ph.IM
