DDOTI: the deca-degree optical transient imager
DDOTI将是一个宽视场机器人成像仪，由六个28厘米望远镜组成，主焦点CCD安装在一个共同的赤道架上。每台望远镜的视场为12平方度，像素为2角秒，在60秒内达到10-sigma极限星等，在暗时r = 18.7，亮时r = 18.0。六个的集合将提供约72平方度的瞬时视场。DDOTI几乎完全使用商业组件。第一个DDOTI将于2017年初安装在墨西哥下加利福尼亚州Sierra San Pedro Martír的Observatorio Astronómico Nacional。DDOTI的主要科学目标是定位与费米卫星上的GBM仪器探测到的伽马射线暴和引力波瞬变有关的光学瞬变。DDOTI还将用于活动星系核和YSO变率的研究，并确定热彗星的出现。与其他类似项目相比，DDOTI的主要优势是成本：一个DDOTI安装成本仅约50万美元。这使得有可能考虑建立一个全球性的DDOTI设施网络。这种地理多样性将提供更早的接入和更高的定位率。我们正在积极探索这一选择。
2016-06-02 astro-ph.IM
The Integral Field Spectrograph for the Gemini Planet Imager
双子座行星成像仪（Gemini Planet Imager，GPI）是一个复杂的光学系统，旨在直接探测年轻行星在其宿主恒星两角秒内的自我发射。采用先进的自适应光学系统和切趾日冕物质流抑制星光后，焦平面上主要的残余污染是大气散斑和光学表面散斑。由于散斑在本质上是衍射的，它们在场中的位置强烈地依赖于波长，而实际的伴星将保持固定的距离。通过比较同时拍摄的不同波长的多张图像，我们可以冻结散斑图案并提取行星光，增加一个数量级的对比度。为了实现20%的带通，足以执行散斑抑制，并观察整个两个角秒的视野在衍射极限采样，我们设计并建立了一个积分场光谱仪具有极低的波前误差，几乎没有色差。光谱仪是完全低温的，工作波长范围为1至2.4微米，有五个可选的过滤器。棱镜用于在主检测波段产生45的光谱分辨率并保持高通量。基于Keck的OSIRIS光谱仪，我们选择使用基于小透镜的光谱仪来实现约25 nm的均方根波前误差。超过36，000个光谱被同时拍摄，并重新组装成具有大约192x192空间元素的图像立方体，包含11到20个光谱通道。在双极化测量中，可以用沃拉斯顿棱镜代替主色散棱镜。光谱仪还具有用于对准和校准的光瞳观察模式。
2014-07-09 astro-ph.EP astro-ph.IM
IRDIS, the dual-band imager camera of SPHERE: testing the performances in laboratory
明年，第二代仪器SPHERE将在超大型天体（ESO）上开始科学运行。该仪器将专门用于通过直接成像技术搜索系外行星，并配备新一代极端自适应光学。在这张海报中，我们介绍了其中一种焦点仪器--红外双光束成像和光谱仪（IRDIS）的性能。所有结果都是在模拟Paranal观测条件的实验室试验中获得的。我们测试了几种配置，使用子系统的积分场光谱仪（IFS）并行和模拟长时间的日冕曝光的恒星，校准仪器鬼，检查性能的自适应光学系统和减少数据与财团管道。在距离中心恒星0.5角秒处，IRDIS可以达到2 \times 10^{-6}$的对比度。
2013-07-12 astro-ph.EP astro-ph.IM
An E-ELT Case Study: Colour-Magnitude Diagrams of an Old Galaxy in the Virgo Cluster
在一个极大的望远镜（ELT）上的衍射限制成像仪的关键科学目标之一是在遥远的星系中单个恒星的分辨率下降到微弱的极限。本研究的目的是测试建议的能力的多共轭自适应光学（MCAO）辅助成像仪工作在衍射极限，在IJHK $_s$过滤器，在一个42米直径的ELT进行准确的恒星测光拥挤的图像中的类椭圆星系的距离的室女星系团。作为真实模拟的基础，我们使用了欧洲ELT项目的A阶段研究，包括MICADO成像仪（Davies & Genzel 2010）和MAORY MCAO模块（Diolaiti 2010）。我们将复杂的恒星群与望远镜和仪器性能预期进行卷积，以创建逼真的图像。然后，我们测试了目前可用的测光包STARFINDER和DAOPHOT处理模拟图像的能力。我们的研究结果表明，深色幅图（光度误差，$\pm$ 0.25，在I $\ge$ 27.2; H $\ge$ 25。和$_s\ge$ 24.6），在最大表面亮度为$μ_V \sim$ 17 mag/arcsec的$^2$时，在室女座距离上，是可行的（下降至M $_I > -4$和M $_H \sim$ M $_K > -6$），并且显著更深（测光误差，$\pm$ 0.25，I $\ge$ 29.3; H $\ge$ 26.6和K $_s\ge$ 26.2），$μ_V \sim$ 21 mag/arcsec $^2$（低至M $_I \ge -2$…
2011-05-18 astro-ph.IM
SmallSat Solar Axion and Activity X-ray Imager (SSAXI)
轴子是一种很有希望的暗物质候选者，也是解决量子色动力学（QCD）中强电荷宇称（CP）问题的一种方法。我们描述了一个新的小卫星太阳轴子和活动X射线成像仪（SSAXI）的任务概念，寻找太阳轴子或类轴子粒子（ALP），并监测整个太阳盘的太阳活动在一个很宽的动态范围。SSAXI的目标是明确地识别X射线转换从轴子在太阳磁场沿视线到太阳能核心，有效地成像太阳能核心。SSAXI还计划建立一个活动区、微耀斑和平静太阳区X射线活动的统计数据库，以了解日冕加热过程的起源。SSAXI采用小型轻量Wolter-I聚焦X射线光学器件（MiXO）和单片CMOS X射线传感器，封装紧凑。SSAXI的宽能量范围（0.5 - 6 keV）可以很容易地将轴子转换X射线的光谱与太阳活动的典型X射线光谱区分开，同时包含轴子转换X射线的主能量带（3 - 4.5 keV）。SSAXI的高角分辨率（30 arcsec HPD）和大视场（40 arcmin）将很容易解决3 arcmin宽的太阳核心上的增强X射线通量，同时完全覆盖整个太阳圆盘上的X射线活动。固有的耐辐射CMOS X射线传感器的快速读出功能可在宽的工作温度范围内实现具有宽动态范围的高分辨率光谱分析。SSAXI将在太阳同步轨道上运行一年，最好接近太阳极小期，以积累足够的X射线光子统计数据。
2019-09-06 astro-ph.IM
Optical design of diffraction-limited X-ray telescopes
具有微角秒（$μ$ as）角分辨率的天文成像能够促成突破性的科学发现。先前提出的作为X射线成像器设计的$μ$是具有有限有效收集面积的干涉仪。在这里，我们描述的X射线望远镜实现衍射限制的性能在一个宽的能量带大的有效面积，采用嵌套的外壳结构与掠入射镜，同时匹配的所有外壳之间的光程长度。我们提出了两个紧凑的嵌套壳沃尔特2型掠入射望远镜设计的衍射限制X射线成像：角分辨率为14 $μ$，在5 keV光子能量下有效面积为2.9 m $^2$的微弧秒望远镜设计（$λ$ =0.25 nm），和较小的毫角秒望远镜设计，分辨率为525 $μ$，在1 keV（$λ$ =1.24 nm）下的有效面积为645 cm $^2$。我们描述了如何在一个紧凑的反射镜组件中匹配所有外壳之间的光路长度，并研究色差和离轴像差。色差的结果，从全反射镜表面的外部，我们大大减轻其影响，稍微调整每个镜壳的路径长度。反射镜表面高度误差和衍射限制性能的对准要求是具有挑战性的，但可以说在未来几十年是可行的。由于衍射极限X射线望远镜的焦比非常大（$f/D$ ~10 $^5$），唯一重要的离轴像差是场曲，因此使用平面探测器实现1弧秒视场是可行的。探测器必须与反射镜组件一起编队飞行，但相对定位公差在数十至数百公里的距离上为1米的量级。虽然实现衍射极限X射线成像存在许多挑战，但我们没有发现任何根本障碍。
2020-04-24 astro-ph.IM
Astronomical Sky Quality Near Eureka, in the Canadian High Arctic
极地环境研究实验室（PEARL）位于加拿大埃尔斯米尔岛尤里卡研究站附近610米高的山脊上，报告了夜间可见光天空亮度和透明度。北极星的光度测定在V波段获得的PEARL全天空成像仪（PASI）在两个冬天的支持标准气象测量和视觉估计的天空条件从海平面。这些数据表明，在研究期间，2008/09年10月至2009/10年3月，当太阳在地平线以下12度以上时，天顶附近的天空平均表面亮度为19.7 mag/square-arcsec，在没有月亮的天文黑暗期间达到20.7 mag/square-arcsec。天空没有厚厚的云层，86%的时间可用于天文学（灭绝<2等）。高达68%的时间是光谱的（<0.5等），被冰晶衰减，或清晰稳定的大气透明度。这些情况可以持续100多个小时。进一步的分析表明，在PEARL的冬季，48+/-3%的时间天空完全没有冰晶（真正的光度），附近海拔较高的位置可能会更好。
2011-12-13 astro-ph.IM
In-Flight Performance and Calibration of the LOng Range Reconnaissance Imager (LORRI) for the New Horizons Mission
长距离侦察成像仪（LORRI）是一种全色（360- 910 nm）、窄角（视场= 0.29度）、高空间分辨率（像素尺度= 1.02角秒）可见光成像仪，用于NASA的新视野（NH）任务，用于科学观测和光学导航。校准观测在NH于2006年1月19日发射后的几个月开始，并在整个任务期间每年重复进行。本文介绍了在飞行中的LORRI校准测量，并从我们的校准数据的分析得出的结果。LORRI自推出以来一直非常稳定，在灵敏度或光学性能方面没有可检测到的变化（在1%的水平）。通过在读出过程中采用CCD像素的4 × 4重新组合，特殊的航天器跟踪模式，30秒的曝光时间，以及大约100个图像的共同添加，LORRI可以检测到未分辨的目标，V = 22（SNR=5）。LORRI图像的瞬时动态范围为3500，结合曝光时间控制范围从0毫秒到64，967毫秒，以1毫秒为步长，支持对从木星到柯伊伯带深处的日心距离的行星目标进行高分辨率，高灵敏度成像，使各种科学调查成为可能。我们在这里描述如何将LORRI图像从原始（工程）单位转换为科学（校准）单位，用于解决和未解决的目标。我们还描述了各种仪器的文物，可能会影响一些观察情况下的LORRI图像的解释。
2020-01-10 astro-ph.EP 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
The Infrared Imaging Spectrograph (IRIS) for TMT: Data Reduction System
IRIS（红外成像光谱仪）是30米望远镜（TMT）的衍射限制第一光仪器，由近红外（0.84至2.4 $μ$ m）成像仪和积分场光谱仪（IFS）组成。IFS利用小透镜阵列和切片器进行空间采样，其将能够在100个不同模式下操作，包括从4毫角秒（mas）到50 mas的四个板尺度与大范围的滤波器和光栅的组合。成像仪的视场为34 $\times$ 34 arcsec $^{2}$，板刻度为4 mas，具有许多可选滤光片。我们提出了初步设计的数据简化系统（DRS）的IRIS，需要解决所有这些观测模式。减少IRIS数据将面临独特的挑战，因为它将在观测序列期间提供成像和光谱数据的实时减少和分析，以及先进的后处理算法。DRS将支持IRIS的三种基本操作模式：减少来自成像器、小透镜IFS和切片器IFS的数据。DRS将使用Python编写，利用可用的开源天文软件包。除了实时数据简化，DRS还将利用实时可视化工具，为天文学家提供目标获取和数据质量的最新评估。quicklook套件将包括用于1D、2D和3D原始图像和缩小图像的可视化工具。我们讨论了DRS和可视化工具的总体要求，以及必要的校准数据，以实现最佳的数据质量，以便在所有宇宙距离尺度上利用科学案例。
2016-08-04 astro-ph.IM
New optical telescope projects at Devasthal Observatory
Devasthal位于喜马拉雅山的Kumaun地区，正在成为非洲大陆最好的光学天文学站点之一。该地点记录的地面大气视宁度最小值为0.6弧秒，中值为1.1弧秒。目前，一个1.3米的快速（f/4）宽视场（66弧分）光学望远镜正在该地点运行。在不久的将来，与比利时和加拿大合作的4米液体镜望远镜和与比利时合作的3.6米光学望远镜预计将于2013年安装。这些望远镜将由Aryabhatta观测科学研究所运营。3.6米望远镜上的第一批仪器将是内部设计和组装的微弱物体光谱仪和相机。第二代仪器将包括大视场光学成像仪、高分辨率光学光谱仪、积分场单元和光学近红外光谱仪。1.3米望远镜主要用于宽视场测光成像，而液体镜望远镜将看到一个时间限制的操作，在银道面成像半度宽的条带。现场将有一个镀铝厂，为尺寸达3.7米的镜子镀膜。Devasthal天文台及其在主要天文台之间的地理重要性使得它对于需要从地面观测站连续监测可变和瞬态物体的时间紧迫的观测非常重要。介绍了该望远镜的场地特点、扩建计划和现有望远镜的初步结果。
2013-04-09 astro-ph.IM
Probing the physics of the solar atmosphere with the Multi-slit Solar Explorer (MUSE): I. Coronal Heating
多缝太阳探测器（英语：Multi-slit Solar Explorer，简称MUSE）是美国国家航空航天局（NASA）提出的一项MIDEX任务，目前处于A阶段，由一个多缝EUV摄谱仪（位于171 A、284 A和108 A附近的三个窄光谱带）和一个EUV背景成像仪（位于195 A和304 A附近的两个窄通带）组成。由于其创新的多缝设计，MUSE将以高空间分辨率（<0.5弧秒）和时间分辨率（低至~ 0.5秒）提供前所未有的日冕光谱和成像诊断。通过获得4条明亮的EUV谱线的光谱，（Fe IX 171 A，Fe XV 284 A，Fe XIX-Fe XXI 108 A）同时覆盖了37个狭缝的过渡区和日冕温度，MUSE将首次能够“冻结”（节奏短至10秒）用分光光栅显示动态日冕等离子体在大范围尺度上的演化：从能量释放的空间尺度（~0.5弧秒）到大尺度的经常活跃的区域尺度（170弧秒x170弧秒）的大气响应。我们使用先进的数值模拟来展示MUSE将如何在时空尺度（~0.5 arcsec，~20秒）和大视场上约束太阳大气的属性，在这些大视场上，驱动日冕加热，太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）的物理过程的各种最先进的模型做出了区分和可检验的预测。我们描述了MUSE，单缝，高分辨率Solar-C EUVST摄谱仪和地面观测站（DKIST等）之间的协同作用如何解决太阳大气层的供能问题，以及MUSE由于所…
2021-06-29 astro-ph.IM astro-ph.SR
Phase A Science Case for MAVIS -- The Multi-conjugate Adaptive-optics Visible Imager-Spectrograph for the VLT Adaptive Optics Facility
我们提出了一个阶段的多共轭自适应光学可见光成像光谱仪（MAVIS）的科学情况下，计划的自适应光学设施（AOF）的甚大望远镜（VLT）。MAVIS是一种通用仪器，用于利用未来十年内在地球或空间上可获得的任何单一光学望远镜的最高可能角分辨率，其灵敏度相当于（或优于）大孔径设施。MAVIS除了AOF的可变形次镜之外还使用了两个可变形镜，在相对较大的科学领域（30弧秒）提供了>10%的平均V波段Strehl比（目标>15%）。这相当于在550 nm处的分辨率<20 mas-与下一代超大望远镜的K波段衍射极限相当，使MAVIS成为未来红外优化设施（如JWST和ELT）的真正光学对应物。此外，MAVIS将为高阶AO系统提供前所未有的天空覆盖范围，可以访问银河极点至少50%的天空，使MAVIS成为真正的通用设施仪器。因此，MAVIS将拥有一个奈奎斯特采样成像仪（30 x30 arcsec场）和一个强大的积分场摄谱仪，具有跨越370- 1000 nm的多种空间和光谱模式。这个科学案例介绍了一组从MAVIS白皮书（www.mavis-ao.org/whitepapers）中提取的主题相关的科学案例，这些案例被选择来说明最近MAVIS A阶段研究产生的仪器的驱动要求。
2020-10-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
SimCADO - an instrument data simulator package for MICADO at the E-ELT
MICADO将是欧洲极大望远镜（E-ELT）的第一个光宽视场成像仪，并将在约53弧秒的视场内提供衍射限制成像（1.2毫米处的7 mas）。为了支持各种联盟活动，我们开发了SimCADO的第一个版本：MICADO的仪器模拟器。SimCADO使用为每个单独的联盟内部工作包进行的详细模拟工作的结果，以生成从光源到检测器读出的光路模型。因此，SimCADO是一个工具，为科学和仪器开发团队提供科学背景，他们最终负责MICADO仪器的最终设计和未来功能。在这里，我们将概述SimCADO的内部工作原理，并概述我们对其进一步发展的计划。
2016-09-06 astro-ph.IM
An Image Reconstruction Method for the X-ray Telescope System with an Angular Resolution Booster
提出了一种基于前田等人提出的角分辨率增强器的X射线望远镜系统的图像重建方法。（2018年）。该系统由位于X射线反射镜和离焦二维成像仪前的双重多重网格掩模组成。因为所获得的图像是离焦的，所以假设包括附加的图像重建过程。我们的图像重建方法是一个传统的Richardson-Lucy算法的扩展与两个正则化条款，一个稀疏和其他的平滑。这种组合对于天文成像是期望的，因为天文物体具有从点源、漫射源到它们的混合物的各种形状。系统的性能与点源和扩散X射线源，如Cas A和蟹状星云的模拟数据证明。成像分辨率由未加增强器时的几角分提高到加增强器后的几角秒。通过实验证明，采用该图像重建方法的角分辨率提高器是可行的。
2018-11-21 astro-ph.IM
FRIDA: diffraction-limited imaging and integral-field spectroscopy for the GTC
FRIDA是一个衍射限制成像仪和积分场光谱仪，正在为加那利大望远镜的自适应光学聚焦而建造。在成像模式下，FRIDA将提供0.010、0.020和0.040角秒/像素的标度，在IFS模式下，光谱分辨率为1500、4000和30，000。FRIDA正在开始系统集成，计划于2017年底在实验室完成完全集成的系统测试，并在此后不久交付给GTC。在这篇文章中，我们提出了一个总结，其设计，制造，目前的状况和潜在的科学应用。
2016-05-31 astro-ph.IM
BTFI2: a simple, light and compact Fabry-Perot instrument for the SOAR telescope
我们提出了一个新的法布里-珀罗仪器的概念，称为BTFI-2，这是基于另一个巴西仪器的SOAR望远镜，巴西可调滤波成像仪（BTFI）的设计。BTFI-2被设计安装在智利Cerro Pachón的SOAR望远镜上的SOAR自适应模块设施的访问端口上。该光学法布里-珀罗仪器的视场为3 x 3弧分，每像素0.12弧秒，光谱分辨率为4500和12000，在H-α下，由两个可用的ICOS法布里-珀罗设备决定。在需要大面积空间分辨率的情况下，该仪器将是研究正常、相互作用和活动星系中心以及星系间介质的唯一仪器。BTFI-2将结合之前两种仪器（SAM-FP和BTFI）的最佳功能：它将使用电子倍增探测器进行低速度和快速扫描，它将有可能使用新的法布里-佩罗标准具，该标准具提供一系列分辨率，并且它足够轻，可以连接到SAM上工作，因此输出数据立方体将经过GLAO校正。
2018-08-27 astro-ph.IM
Optical performance of the JWST MIRI flight model: characterization of the point spread function at high-resolution
中红外线仪器（MIRI）是詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）上的四个仪器之一，提供5-28微米波段的成像，日冕照相和光谱学。为了验证该仪器的光学性能，CEA在低温和红外条件下对中红外成像仪（MIRIM）的飞行模型（FM）进行了广泛的测试。本文报道了在成像的最短工作波长5.6微米处的点扩散函数（PSF）测量。在5.6微米处，PSF不是奈奎斯特采样的，因此我们使用原始技术，该技术将微扫描测量策略与反卷积算法相结合，以获得过分辨的MIRIM PSF。微扫描包括在焦平面上的点源的子像素扫描。一个数据反演方法被用来重建PSF的图像是过解决的一个因素7相比，MIRI的原生分辨率。我们表明，高分辨率的PSF的半高宽比Zemax模拟得到的宽5-10%。主要原因被确定为M4反射镜的倾斜超出规格。修正后，进行了两个额外的测试活动，我们表明，PSF的形状符合预期。与模拟结果一致，PSF的半高宽为0.18-0.20 arcsec。在整个视场内，总环绕能量的56.1-59.2%（归一化为5弧秒半径）包含在第一暗艾里环内。在较长的波长（7.7-25.5微米），这个百分比是57- 68%。因此，MIRIM符合光学质量要求。MIRIM PSF的这种表征以及这里提出的去卷积方法，不仅对于光学质量的验证和MIRI校准，而且对于科学应用都特别重要。
2010-06-29 astro-ph.IM
Optimal Differential Astrometry for Multiconjugate Adaptive Optics. I. Astrometric Distortion Mapping using On-sky GeMS Observations of NGC 6723
极大望远镜和三十米望远镜将使用最先进的多共轭自适应光学（MCAO）系统，以获得其孔径所能提供的全部D4优势。然而，为了充分发挥这些设施在天空科学中的天体测量潜力，需要了解这些系统的任何残余天体测量失真，并找到测量和消除它们的方法。在这项工作中，我们使用双子座多共轭自适应光学系统（GeMS）的NGC 6723的核心的观测，以更好地了解在天空中的天体测量性能的MCAO。我们开发了新的方法来测量观测系统的天文畸变场，该方法以尽可能高的空间分辨率探测畸变。我们还描述了检查的方法的天体测量失真的时变和静态组件。当应用于GeMS Gemini South自适应光学成像仪（GSAOI）数据时，我们能够看到子像素级的场旋转器的效果，并且我们能够根据经验推导出由于GeMS-GSAOI的光学设计而导致的失真。我们认为，由此产生的失真地图是一个有价值的工具，以测量和监测未来仪器的天空天体测量性能。我们的整体天体测量管道产生高质量的自行，每年的不确定性下限为45 uas。我们在12000颗恒星的基础上测量了NGC 6723从10弧秒到1弧分的自行色散剖面。我们还制作了一个高质量的光学-近红外色星等图，它清楚地显示了这个星系团的极端水平分支和主序星膝。
2022-03-23 astro-ph.GA astro-ph.IM
