An integrated optics beam combiner for the second generation VLTI instruments
最近几年，科学出版物开始利用近红外长基线干涉测量法产生的图像，这是一个有希望的开端。这项技术已经达到了技术成熟的水平，为许多需要毫角秒模型独立成像的天体物理学课题开辟了新的途径。甚大望远镜干涉仪（VLTI）正在配备能够将四至六台望远镜结合在一起的仪器。在VLTI第二代仪器重力和VSI的框架内，我们提出了一种新的光束组合概念，使用集成光学（IO）技术与一种新的ABCD样条纹编码方案。我们的目标是证明基于IO的组合在仪器设计和性能方面带来了相当大的优势。因此，我们的目标是给出一个完整的表征IO光束组合器，以建立其性能，并检查其符合成像仪器的规格。实验室测量是在H波段用一个专用的测试台。通过对光束合成器的输出量、仪器带宽、相位和闭合相位的分析，以及对色散的分析，对光束合成器进行了研究。对偏振特性进行了研究。我们获得了有竞争力的吞吐量，高和稳定的仪器对比度，稳定但非零的关闭阶段，我们归因于内部以及可校准的光程差。我们验证了一个新的静态和消色差相移IO功能接近标称值90度。所有这些观测显示有限的色度在H波段范围。我们的研究结果表明，这样的ABCD类光束组合器特别适合于实现孔径合成成像。这为扩展到所有近红外波长，特别是K波段开辟了道路。
2009-03-02 astro-ph.IM
GRAVITY: a four-telescope beam combiner instrument for the VLTI
重力是一个自适应光学辅助光束组合器的第二代VLTI仪器。该仪器将提供高精度窄角天体测量和天文K波段微弱天体的相位参考干涉成像。我们描述了将使用该仪器处理的广泛科学，突出了VLTI与重力相结合的独特能力。最突出的目标是观察银河系中心的大质量黑洞Sgr A* 的事件视界附近物质的高度相对论运动。我们提出的初步设计，满足以下要求，从关键的科学驱动程序：它包括一个集成光学，4望远镜，双馈光束组合器在低温容器中操作;近红外波前传感自适应光学;条纹跟踪的VLTI和一个新的计量概念的视野内的二次源。模拟结果表明，在有合适的相位参考源（mK = 10）的情况下，对于星等为mK = 15的源（如Sgr A*），在几分钟内进行10 μas的天体测量是可行的。使用相同的设置，成像mK = 18恒星源的干涉视场是可能的，假设一个完整的夜晚的观测和相应的紫外线覆盖的VLTI。
2010-07-09 astro-ph.IM
Heimdallr, Baldr and Solarstein: designing the next generation of VLTI instruments in the Asgard suite
本文介绍了欧洲南方天文台VLTI的下一代Asgard仪器套件中Heimdallr、Baldr、Solarstein三个核心模块的需求与设计，总结了相关系统设计的可推广见解并讨论了集成计划，以提升高角分辨率成像能力。
2024-03-11 astro-ph.IM
Study of the atmospheric refraction in a single mode instrument - Application to AMBER/VLTI
本文研究了大气折射对单模光纤仪器中光耦合效率的影响。我们显示的分析方法，使我们能够评估需要纠正的折射在J-和H-波段，同时观察8米单位望远镜。然后，我们开发了数值模拟，以进一步进行计算。对仪器特性的假设是AMBER（天文多波束组合器），甚大望远镜干涉测量模式（VLTI）的近红外焦波束组合器，但大多数结论可以推广到其他单模仪器。我们使用软件包caos（Code for Adaptive Optics Systems）来考虑经ESO系统MACAO（Multi-Application Curvature自适应光学）校正后的大气湍流效应。然后详细介绍了AMBER大气折射校正系统的光机研究与设计。结果表明，在某些天顶距z和光谱条件下，大气折射比大气湍流更显著：例如在J波段，当z大于30{ \circ }时。光学系统的研究表明，它可以实现所需的仪器性能方面的吞吐量在J-和H-波段。首次在距天顶30{ \circ }以上的J波段对一颗明亮的α-Cir星进行观测，清楚地显示了单模仪器控制大气折射的增益，验证了工作规律。
2009-02-12 astro-ph.IM
PIONIER: a 4-telescope visitor instrument at VLTI
PIONIER代表精密集成光学近红外成像实验。它使用集成光学组合器将甚大望远镜干涉仪（ESO，智利）的四个1.8米望远镜或四个8米单位望远镜组合在一起。该仪器已于2009年12月开始在IPAG集成，并于2010年10月在Paranal天文台投入使用。它提供了自2010年11月以来的科学观测。在本文中，我们详细的工具的概念，我们描述了标准的操作模式和数据减少策略。我们提出了典型的性能，并讨论如何提高他们。本文是基于在IPAG的集成过程中获得的实验室数据，以及在VLTI的调试过程中收集的天空数据。我们说明了PIONIER的成像能力的二进制deltaSco和HIP11231。PIONIER在H波段提供6个可见光和3个独立的闭合相位，采用宽带模式或低光谱色散（R=40），使用自然光（即非偏振）。在中等大气条件下（视宁度<1”，τ 0>3ms），用1.8米辅助望远镜观测时，色散模式下的极限星等为Hmag=7。我们证明了0.5度的精度上的关闭阶段。根据大气条件，校准的维生素E的精度范围为3%至15%。PIONIER已经作为VLTI的访客仪器安装并成功测试。它允许高角分辨率成像研究在前所未有的灵敏度水平。2011年3月4台8米单位望远镜的成功组合表明VLTI已经准备好进行4台望远镜的操作。
2011-09-09 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
Improving the astrometric performance of VLTI-PRIMA
2011年夏天，PRIMA天体测量的首次天空天体测量调试在明亮物体上实现了3 m“的10 "分离性能，距离K波段11等至13等微弱物体的50 UNF”~ 20 UNF“的系外行星要求相差几个数量级。这方面的贡献集中在升级和表征进行了自那时以来。天文测量从望远镜的Coudé焦点扩展到次镜，以减少基线不稳定性，提高天文测量性能。在进行这一扩展时，人们认识到恒星分离器反旋器的偏振延迟对天体测量计量和条纹传感器都有重大影响。这种延迟的局部补偿和对称基线上的操作允许新的天体测量调试。2013年10月，160 UNF“的天体测量性能得到改善，但仍低于要求。天体测量基线的不稳定性似乎仍然是主要因素。为筹备2014年1月举行的审查，制定了一项计划，以进一步改进PRIMA天体测量的天体测量和微弱目标性能。在天体测量方面，它涉及到内部纵向计量扩展到主空间，外部基线计量的设计和实施，以及天体测量内部条纹模式的发展。在微弱目标方面，计划对条纹传感器单元的性能进行研究，并开发AO系统（NAOMI）。在这次审查之后，ESO决定向2014年4月的STC提出一项建议，取消PRIMA，并将ESO的资源集中在确保Gravity和Matisse的成功上。该提案于2014年5月由STC推荐，并得到ESO的认可。
2014-07-02 astro-ph.IM
The 2nd Generation VLTI path to performance
第二代仪器的VLTI基础设施的升级现已完成，实验室的改造，以及在1.8米辅助望远镜（AT）和8米单位望远镜（UT）上安装恒星分离器。重力条纹跟踪器已经在AT上调试了整整一个学期，并首次看到了UT。CIAO红外波前传感器即将展示其相对于可见波前传感器MACAO的性能。正在对AT进行首次天体测量，并对UT进行天体测量鉴定。现在是重新审视2014年启动的VLTI性能路线图的好时机，该路线图旨在协调一致地推动干涉仪的发展，特别是其性能，以支持新一代仪器：重力和MATISSE。
2016-08-24 astro-ph.IM
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
Asgard/NOTT: L-band nulling interferometry at the VLTI I. Simulating the expected high-contrast performance
内容：NOTT（以前的Hi-5）是VLTI的一个新的高对比度L'波段（3.5-4.0 \textmu m）光束组合器，其雄心勃勃的目标是对附近恒星周围5质量分离的年轻巨型系外行星敏感。调零干涉仪在这些波长的性能受到来自背景的基本噪声和仪器噪声的贡献的影响。这促使开发端到端模拟来优化这些工具。目的：考虑到不同的噪声源及其相互关系，进行性能评估，并为当前和未来基础设施上的此类仪器的设计提供信息。方法：SCIFYsim是一个端到端的模拟器，用于单模滤波光束组合器，重点是调零干涉仪。它用于计算误差的协方差矩阵。然后使用基于似然比的统计检测测试来计算仪器的化合物检测限。结果如下：根据目前对波前校正系统性能的假设，误差主要由相关仪器误差控制，低至L波段6-7星等的恒星，超过此范围，望远镜和中继系统的热背景成为主要因素。结论：SCIFYsim适用于预测集成光学合束器在设计、调谐、操作和信号处理方面的一些挑战。发现这个早期版本的NOTT模拟与单位望远镜的检测极限是兼容的检测对比度高达$10^5$在L波段在5至80质量的分离明亮的恒星。
2022-11-17 astro-ph.IM
Optimized fringe sensors for the VLTI next generation instruments
上下文随着下一代地基成像干涉仪的到来，同时结合4到可能6个望远镜，也强烈需要新一代的条纹跟踪器能够同相这种阵列。这些仪器必须非常灵敏，并在迅速变化的观测条件下提供可靠的操作。目标。我们的目标是确定最佳的特点条纹传感器的概念与4或6望远镜。目前的检测器的限制迫使我们考虑同轴成对组合方案的基础上的解决方案。方法.我们独立研究了条纹传感过程的几个方面：1）如何测量相位和群延迟，以及2）如何组合望远镜，以确保在真实条件下精确和鲁棒的条纹跟踪。得益于分析开发和数值模拟，我们定义了最佳条纹传感器概念，并使用我们专用的端到端仿真工具sim2GFT计算了4望远镜的预期性能。结果我们首先表明，通过在几个步骤中获得的数据（即通过时间调制的光程差）测量的相位和群延迟是非常敏感的大气湍流，因此得出结论，它是更好地获得条纹位置与一组数据同时获得。随后，我们表明，在所有同轴成对计划，适度冗余的概念增加的灵敏度以及在各种大气或观测条件下的鲁棒性。合并所有这些结果，端到端的模拟表明，我们的4望远镜条纹传感器的概念是能够跟踪条纹至少90%的时间达到7.5和9.5的限制幅度分别为1.8和8.2米VLTI望远镜。
2011-04-11 astro-ph.IM
The Planar Optics Phase Sensor: a study for the VLTI 2nd Generation Fringe Tracker
几年后，第二代甚大望远镜干涉仪（VLTI）将定期同时提供4至6台望远镜的观测。为了达到其最终性能，他们将需要一个能够实时测量随机变化的光程差的条纹传感器。LAOG（PI研究所），IAGL，OCA和GIPSA-Lab之间的合作向ESO提出了第二代条纹跟踪器的平面光学相位传感器概念。这一概念基于集成光学技术，使非常紧凑的干涉仪的概念自然提供单模空间滤波。它允许操作4和6望远镜通过测量条纹的位置由于光谱色散ABCD方法。我们在这里提出的主要分析，导致目前的概念，以及预期的天空性能和拟议的设计。
2010-08-25 astro-ph.IM
DESI Commissioning Instrument Metrology
暗能量光谱仪（DESI）正在建设中，它将利用重子声学振荡技术测量宇宙的膨胀历史。在实验期间，将测量超过14000平方度的3500万个星系和类星体的光谱。KPNO Mayall望远镜的新主焦点校正器将为5000个光纤定位器提供光线。这些光纤依次为10台宽带光谱仪提供信号。我们将描述调试仪表计量程序的方法和结果。该计划的主要目标是计算转换并进一步开发将光纤放置在目标位置的5um RMS内的系统。我们将使用调试仪器计量程序来测量调试仪器上的5个CCD和22个照明基准点的绝对三轴笛卡尔坐标。
2018-07-24 astro-ph.IM
L-band nulling interferometry at the VLTI with Asgard/Hi-5: status and plans
Hi-5是阿斯加德的L波段（3.5-4.0 $μ$ m）高对比度成像仪，这是一套为VLTI的游客焦点做准备的仪器。该系统是优化的高对比度和高灵敏度成像的衍射限制内的一个单一的UT/AT望远镜。它被设计为双Bracewell调零仪器，可产生光谱色散（R=20、400或2000）互补调零输出和同步光度输出，用于自校准目的。在本文中，我们提出了一个更新的项目，特别侧重于整体架构，光学机械设计的温暖和寒冷的光学，注入系统，和发展的光子光束组合器。关键科学项目是调查（i）雪线附近的年轻行星系统，预计大多数巨行星都将在那里形成，以及（ii）靠近宜居带的附近主序星，那里的系外黄道尘埃可能会阻碍探测类地行星。我们使用VLTI的新GRAVITY+规范和最新的行星形成模型，基于完整的端到端模拟，提供了预期仪器性能的更新。
2022-08-18 astro-ph.IM
GRAVITY: the VLTI 4-beam combiner for narrow-angle astrometry and interferometric imaging
重力是第二代甚大望远镜干涉仪仪器，用于精密窄角天体测量和近红外（NIR）干涉成像。它将提供10微弧秒量级的精确天体测量，以及几毫弧秒分辨率的成像能力，因此将彻底改变天体的动态测量。重力目前正处于其集成和测试的最后阶段，并将于2015年交付给VLT干涉仪（VLTI）。我们在这里提出的仪器，特别关注的组件，利用光纤：集成光学光束组合器，偏振旋转器，光纤差分延迟线，和计量。
2015-03-25 astro-ph.IM
P-REx II. Off-line Performance on VLTI/GRAVITY
对于灵敏的光学干涉测量，控制阵列中各个望远镜之间波前的光程差（OPD）的演变是至关重要的。一对望远镜之间的OPD是由差分光学特性，如大气折射，望远镜对准等引起的。这已经经典地使用条纹跟踪器进行测量，该跟踪器提供对活塞致动器的校正以考虑这种差异。一个辅助方法，被称为活塞重建实验（P-REx）已被开发出来，以测量OPD，或差分“活塞”的波前，引起的大气在每个望远镜。以前，这种方法的概述和结果从LBT自适应光学（AO）的数据为一个单一的望远镜孔径。P-REx现已离线应用于先前获得的VLT的重力CIAO波前传感数据，以估计六个VLTI基线的大气OPD。与VLTI重力条纹跟踪仪获得的OPD进行了比较。结果表明，VLTI和GRAVITY组合系统的望远镜和仪器噪声在大气湍流贡献中占主导地位。然而，模拟和对天空的P-REx数据之间的良好的协议表明，如果望远镜和仪器的噪音减少到大气活塞噪音水平，P-REx有可能减少OPD的活塞湍流的均方根高达10的一个因素的频率下降到1赫兹。在这种情况下，P-REx将有助于推动长基线干涉仪光学条纹跟踪的灵敏度极限。
2021-12-23 astro-ph.IM
Statistical characterization of polychromatic absolute and differential squared visibilities obtained from AMBER/VLTI instrument
在光学干涉测量中，通常假设可见度平方模服从高斯分布，并且相互独立。定量分析这些假设的相关性是很重要的，以帮助改善现有的和即将推出的多波长干涉仪的开发。分析绝对值和色差平方值的统计行为：分布规律、不同基线之间的相关性和互相关。我们使用的观测恒星校准器获得的AMBER仪器VLTI在不同的仪器和观测配置，从中我们提取逐帧的传递函数。然后系统地应用统计假设检验和诊断。对于绝对和微分平方维，并在所有的仪器和观测条件下，我们发现一个更好的适合学生分布比高斯，对数正态分布和柯西分布。我们发现并分析了大气扰动引起的明显的相关效应。差分平方维数允许相对于所选择的绝对平方维数保持更大比例的数据，并且因此受益于减少的时间分散，同时它们的分布被更清楚地表征。基于固定SNR值的标准的帧选择可能导致帧的有偏采样或过于严格的选择。
2014-05-14 astro-ph.IM physics.optics stat.AP
GRAVITY: metrology
重力是第二代VLTI仪器，同时结合了四个望远镜和两个物体的光。主要目标是获得天体测量的精确信息。除了正确测量的恒星相位，这需要的知识，仪器的微分相位，这必须在天文观测光学测量。这就是专用计量系统的目的。重力测量覆盖了从光束组合器到望远镜主镜光束中的参考点的整个光路，最大限度地减少了系统的不确定性，并提供了一个适当的天体测量基线。具有固定相位关系的两束激光束向后穿过整个光学链，在靠近瞳孔的任何平面上产生条纹图案。通过时间编码的相位信息，可以提取在任何点的通量测量与光电二极管。选择的参考点在典型半径处对瞳孔进行采样，消除了由于差分聚焦而导致的潜在系统学。我们提出了最终的设计和性能估计，这是按照重力的总体要求。
2012-09-12 astro-ph.IM
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
Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学、蔚蓝海岸天文台、法国国家科学研究中心、拉格朗日实验室）；Research School of Astronomy and Astrophysics, College of Science, Australian National University（澳大利亚国立大学理学院天文学与天体物理学家研究学院）；School of Physics and Astronomy, University of Exeter（埃克塞特大学物理与天文学院）；Institute of Astronomy, KU Leuven（鲁汶大学天文学研究所）；Space sciences, Technologies & Astrophysics Research (STAR) Institute, University of Liège（列日大学空间科学与技术天体物理研究（STAR）研究所）；Institute for Particle Physics and Astrophysics, ETH Zurich（苏黎世联邦理工学院粒子物理与天体物理研究所）；Department of Astronomy and Steward Observatory（天文学系及斯图尔德天文台）；Large Binocular Telescope Observatory（大型双筒望远镜天文台）；I. Physikalisches Institut, Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所）；European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere（欧洲南方天文台）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Konkoly Observatory（孔科利天文台）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Australian Astronomical Optics & School of Mathematical and Physical Sciences, Macquarie University（麦考瑞大学澳大利亚天文光学部及数学与物理科学学院）；Research Software Engineering, NUIT, Newcastle University（纽卡斯尔大学NUIT研究软件工程）
本文介绍VLTI上Asgard仪器套件（含HEIMDALLR、Baldr、BIFROST、NOTT）的集成进展，第一阶段已完成，旨在提升近红外高角分辨率与高对比度观测能力。
2026-09-28 astro-ph.IM
The path towards high-contrast imaging with the VLTI: the Hi-5 project
高对比度能力的发展一直被认为是VLTI的首要任务之一。到目前为止，VLTI在近红外波段与PIONIER（H波段）和GRAVITY（K波段）的对比度通常达到几十个$^{-3}$。然而，北半球的调零干涉仪和非冗余孔径掩模实验已经证明，使用特定的光束组合和数据采集技术，至少几个$^{-4}$的对比度是可以达到的。在本文中，我们探讨了在VLTI上达到相似或更高对比度的可能性。在回顾了高对比度红外干涉测量的最新技术之后，我们讨论了使其他高对比度干涉测量仪器取得成功的关键特征（例如，集成光学、调零、闭合相位和统计数据减少），并提出了将VLTI的对比度提高至少一个数量级的可能途径。特别是，我们讨论了使用集成光学的可能性，证明在近红外，在热近红外（L和M波段，3-5 $μ$ m），一个甜蜜点图像和年轻的太阳系外行星系统的特点。最后，我们解决了高对比度VLTI成像仪器的科学案例，特别关注系外行星科学（年轻的系外行星，行星形成和系外黄道盘），恒星物理学（基本参数和多重性），和河外天体物理学（活动星系核和基本常数）。还简要讨论了其他潜在的未来仪器，如行星形成成像仪的协同作用和科学准备。
2018-05-25 astro-ph.EP astro-ph.IM
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
VLTI images of circumbinary disks around evolved stars
新一代VLTI仪器（GRAVITY、MATISSE）的目标是以高角分辨率生成常规干涉图像，以揭示不同物体的形态复杂性。然而，图像重建不是一个完全自动化的过程。在这里，我们专注于一个特定的科学案例，即复杂的circumbinary环境的一个子集的进化二进制，干涉成像提供了所需的空间分辨率，以解决直接circumbinary环境。事实上，许多主星处于后渐近巨星分支（post-AGB）阶段的双星都被环双星盘所包围。这些圆盘最初是从尘埃产生的红外过量推断出来的。在红外线的快照干涉观测证实了盘状形态，并揭示了高空间复杂性的排放，使用几何模型不能恢复，而不强烈的偏见。可以说，最令人信服的证据的盘状形状的环双星环境来自第一个干涉图像的这样一个系统（IRAS 08544 -4431）使用的PIONIER仪器在VLTI。该图像是使用SPARCO图像重建方法获得的，该方法能够减去图像组件的模型并仅重建其环境的图像。在IRAS 08544 -4431的情况下，模型涉及二进制，剩余信号的图像显示了几个意想不到的特征。然后，第二张图像揭示了HD 101584周围的一种不同但也复杂的拱星形态，ALMA对此进行了很好的研究。为了利用VLTI的成像能力来了解这些目标，我们在VLTI启动了一个大型项目，使用PIONIER和GRAVITY仪器对后AGB双星系统进行成像。
2020-12-14 astro-ph.IM astro-ph.SR
The GRAVITY metrology system: narrow-angle astrometry via phase-shifting interferometry
VLTI仪器GRAVITY将通过同时结合来自四个望远镜的两个物体的光来提供非常强大的天体测量。它将测量两个天体之间的角距，精度为10微弧秒。这对应于几纳米的目标之间的差分光程差（dOPD），并且干涉仪内的路径必须保持稳定到该水平。为此，新的计量系统的重力将监测内部dOPD的相移干涉法的手段。我们提出了四步相移的计量概念，重点是用于校准相移的方法。后者是基于一个相位阶跃不敏感的算法，明确地提取相位相比，其他的方法，是强烈限制的非线性的相移设备。该算法的主要约束是引入一个强大的椭圆拟合例程。通过这种方法，我们能够在实验室中测量相移，其典型精度为λ/2000或1纳米的计量波长。
2015-01-20 astro-ph.IM
Kalman-filter control schemes for fringe tracking. Development and application to VLTI/GRAVITY
当需要最佳利用仪器能力时，光学干涉仪条纹跟踪的实现是不可避免的。条纹跟踪允许连续的条纹观察，大大增加了干涉系统的灵敏度。除了大气路径长度差异的校正，一个体面的控制算法应该纠正仪器振动引入的干扰，并处理在光学列车中传播的其他错误。我们试图构建基于卡尔曼滤波器的控制方案。卡尔曼滤波是用于跟踪和校正对其执行观测的系统的最佳数据处理算法。作为一个直接的应用程序，控制方案的重力，未来的四望远镜近红外光束组合器的甚大望远镜干涉仪（VLTI）的设计。我们的研究基础上，最近的工作在自适应光学控制。该技术是描述扰动的条纹相位的先验模型。该模型使我们能够优化条纹的跟踪，因为它适合于普遍的扰动。由于该模型具有参数性质，因此需要包括参数识别。存在不同的可能性，以推广到四望远镜条纹跟踪是有用的重力。在双望远镜卡尔曼滤波控制算法的基础上，构造了一套适用于四望远镜条纹跟踪的两种控制算法。控制方案的设计考虑到通量问题和低信号基线。第一次模拟的条纹跟踪过程表明，所定义的计划满足重力的要求，并允许我们区分的性能。在未来的论文中，我们将比较经典的条纹跟踪我们的卡尔曼滤波器控制的性能。
2012-03-20 astro-ph.IM
Polarization analysis of the VLTI and GRAVITY
本研究构建了VLTI与GRAVITY的完整偏振模型，发布了配套校准Python包，验证了高精度偏振测量能力，明确偏振效应不限制偏振目标的天体测量观测。
2023-11-06 astro-ph.IM
High spectral-resolution interferometry down to 1 micron with Asgard/BIFROST at VLTI: Science drivers and project overview
我们目前的科学案例和仪器设计考虑的BIFROST仪器，将打开短波长（Y/J/H波段），高光谱色散（高达R=25,000）窗口的VLT干涉仪。BIFROST将成为Asgard仪器套件的一部分，并为研究恒星演化早期/晚期阶段的吸积和质量损失过程，探测年轻恒星周围的吸积原行星，以及探测直接成像行星系统和多恒星系统中的自旋轨道对准提供强大的场所。我们对GAIA双星的调查旨在提供一千颗恒星的质量和精确年龄，为改进恒星演化模型和银河系考古学提供遗留数据集。BIFROST将能够在0.025-1”的分离范围内对系外行星进行离轴光谱分析，从而能够对ELT和JWST探测到的系外行星进行高信噪比、高光谱分辨率的跟踪。我们给出了该项目的最新状态，概述了我们的关键技术选择，并讨论了与拟议的Asgard仪器套件中的其他仪器的协同作用。
2022-08-09 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
MATISSE, the VLTI mid-infrared imaging spectro-interferometer
背景：光学干涉测量正处于关键的发展阶段。ESO的VLTI为一般天文观测者建立了一个稳定、强大的长基线干涉测量基础设施。目前的第二代仪器提供了更宽的波长覆盖范围和更好的性能。它们的灵敏度和测量精度使数据和图像具有高可靠性。目的：我们开发了MATISSE，多光谱中红外光谱实验，以获得宽光谱域的高分辨率成像，并探索以下主题：恒星活动和质量损失;年轻恒星周围气体和尘埃盘中的行星形成和演化;活动星系核中超大质量黑洞周围的吸积过程。方法：该仪器是一个光谱干涉成像仪，覆盖三个大气波段（L，M，N）从2.8到13.0 μ，结合四个光束从VLTI的望远镜。它的概念，相关的观测程序，数据处理和校准方法是30年仪器研究的产物。该仪器利用多轴光束组合，提供光谱分散的条纹。该信号在几个光谱分辨率下提供以下量：光度通量、相干通量、可见光、闭合相位、波长微分可见光和相位以及孔径合成成像。结果：我们提供了一个概述的仪器的物理原理及其功能，所提供的信号的特性，观察模式和它们的性能限制的描述。数据和重建图像的集合说明了第一次获得的关键观测结果。结论：该仪器自2018年以来一直在智利ESO的Cerro Paranal运行，并自2019年4月起向国际社会开放供科学使用。目前，第一批科学成果正在发表。
2022-03-02 astro-ph.IM
NAOMI: the adaptive optics system of the Auxiliary Telescopes of the VLTI
超大望远镜干涉仪的1.8米辅助望远镜的倾斜稳定系统从来没有为稳健的条纹跟踪设计过尺寸，除非大气视宁度条件非常好。提高望远镜的波前校正水平有望改善仪器单模光纤的耦合，即使在退化条件下也能实现稳健的条纹跟踪。我们部署了一个新的自适应光学模块的干涉（NAOMI）的辅助望远镜。我们提出了它的设计，性能和效果的观察，进行了干涉仪器。
2019-08-19 astro-ph.IM
Asgard/NOTT: L-band nulling interferometry at the VLTI. II. Warm optical design and injection system
本文介绍了VLTI新型仪器Asgard/NOTT的暖光学与注入系统设计，通过高效耦合光子束合束器并平衡光束的强度、相位与偏振，实现了低于6.4%的吞吐量损失和约2×10^-3的零点深度，为L波段系外行星零差干涉测量提供了关键技术方案。
2024-02-14 astro-ph.IM
MATISSE: specifications and expected performances
MATISSE（多光谱中红外光谱实验）是欧洲南方天文台VLTI的下一代光谱干涉仪，在光谱带L，M和N中运行，并结合了来自单元和辅助望远镜的四个光束。MATISSE现已完全集成在尼斯（法国）的蓝色海岸天文台，最近已进入实验室测试阶段。本文总结了描述MATISSE信号和相关噪声源的方程。然后，考虑到仪器和VLTI基础设施的当前特性，包括传输和对比度退化预算，对仪器的规格和预期性能进行评估。此外，我们提出了不同的MATISSE仿真工具，将提供给未来的用户。
2016-08-08 astro-ph.IM
The interferometric baselines and GRAVITY astrometric error budget
GRAVITY是VLTI的新一代束流组合仪器。它的目标是在相隔几个角秒的天体之间达到微秒的天体测量精度。天体测量的这种$10^6$精度是仪器最重要的挑战，在仪器的技术设计期间，仔细的误差预算是至关重要的。在这张海报中，我们将重点关注基线引起的误差，这是更大误差预算的一部分。
2014-07-16 astro-ph.IM
GRAVITY+ Wavefront Sensors: High-Contrast, Laser Guide Star, Adaptive Optics systems for the VLTI
本研究介绍了GRAVITY+项目中用于VLTI 8米级望远镜的GPAO波前传感器单元，其含NGS与LGS两个模块，可提升干涉测量性能并首次在VLTI实现LGS全天覆盖，同时概述了集成表征后的系统情况。
2024-09-13 astro-ph.IM astro-ph.SR
Focal Plate Structure Alignment of the Dark Energy Spectroscopic Instrument
暗能量光谱仪（DESI）正在建设中，它将利用重子声学振荡（BAO）技术测量宇宙的膨胀历史。在实验期间，将测量$14000 \,\text{deg}^2$上空3500万个星系和类星体的光谱。KPNO Mayall望远镜的一个新的主焦点校正器将向5000个机器人定位的光纤提供光线。这些光纤依次为10台宽带光谱仪提供信号。焦板结构主要由一个焦板环（FPR）和十个焦板瓣（FPP）组成，正确对准焦板结构对于确保焦平面中的光损失最小至关重要。基于坐标测量机（CMM）计量学的对准方法需要对瓣和环的关键尺寸进行全面表征，所有这些尺寸都经过100%检查。计量数据不仅用于质量保证（QA），而且通过几何变换的仔细建模，为集成附件（如量块、垫片和垫片）的初始选择提供了信息。在CMM上再次检查集成焦板结构，并根据更新的焦板计量数据调整每个瓣，直到所有基准非常接近标称位置，并且光学吞吐量几乎达到理论上最佳的可能值。本文介绍了我们的计量和对准方法和12个正式DESI瓣的完整结果。经间接测量，12个生产瓣片的6168个定位器孔的对准总RMS光通量为$99.88 \pm 0.12 \%$，远高于99.5%的项目要求。成功的校准充分证明了我们基于CMM计量方法的数据、可重复性和微米级精度的丰富性。
2019-08-19 astro-ph.IM
Kernel-nulling for a robust direct interferometric detection of extrasolar planets
将长基线干涉测量的分辨能力与高动态范围的调零能力结合起来，仍然是能够直接探测太阳系外行星系统最内部区域结构存在的唯一技术。最终，任何零器架构的性能都受到轴上恒星的部分分辨率的限制，零器试图抵消其光线。然而，从地面上看，零的有效性能主要是由残留的时变仪器相位和背景误差，使仪器离开零。我们的工作研究对仪器相位的鲁棒性。我们引入了一个修改后的零器架构，使信息的提取，是强大的活塞偏移。我们的方法概括了核的概念，现在适用于修改后的零器的输出，使他们强大的二阶光瞳相位误差。我们提出的一般方法来确定这些内核输出，并强调这种新方法的好处。我们提出了VIKING的属性：VLTI红外内核置零，在Hi-5框架内的4-UT VLTI基础设施，利用所提出的架构的仪器概念，产生三个自校准置零输出。通过一个边缘跟踪器，将使活塞漂移下降到50纳米，这台仪器将能够直接检测到十几个太阳系外行星，迄今为止只通过径向速度检测，以及许多热凌日行星和大量非常年轻的系外行星。
2018-08-24 astro-ph.IM
SIMTERFERE: An optical interferometry simulator for quantifying the coherent flux stability of VLTI/GRAVITY+. Reaching per mill stability: Application to exoplanet spectroscopy
Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Fakultät für Physik und Astronomie, Universität Heidelberg（海德堡大学物理与天文学学院）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；I. Physikalisches Institut, Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所）
本文通过七小时观测β Pictoris星，开发SIMTERFERE模拟工具，量化GRAVITY+的短期和长期稳定性，发现约10%的通量变化主要由光纤耦合变化引起，通过多项式校正可有效消除，剩余约1%变化为telluric来源，可校正至0.1%精度。
2026-03-16 astro-ph.EP astro-ph.IM
Mid-IR Water-Vapor Seeing: Implications for ELT/METIS High-Contrast Imaging from VLTI Data
Indian Institute of Technology Kanpur（坎普尔印度理工学院）；Université de Liège（列日大学）；Australian National University（澳大利亚国立大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Leiden University（莱顿大学）；Macquarie University（麦考瑞大学）
该研究基于VLTI数据量化中红外水汽诱导的波前误差，明确可降水汽是关键影响因素，给出ELT尺度下的波前误差值，为METIS等中红外高对比度成像仪器提供了大气水汽效应的评估与缓解框架。
2026-10-14 astro-ph.EP astro-ph.IM
Phase-Retrieval-Based Wavefront Metrology for High Contrast Coronagraphy
我们讨论了使用参数相位不同的相位恢复作为一种原位高保真波前测量方法来表征和优化的高对比度日冕仪的透射波前。我们应用我们的方法来校正的HiCAT（高对比度成像仪的复杂孔径望远镜）日冕实验台的透射波前。这种校正需要一系列的校准步骤，我们描述。校正将系统波前从16 nm RMS改善到3.0 nm RMS。
2019-03-05 astro-ph.IM
Spitzer + VLTI-GRAVITY Measure the Lens Mass of a Nearby Microlensing Event
我们报告了附近微透镜事件TCP J 05074264 +2447555的透镜质量和距离测量。我们测量的微透镜视差矢量$π_{\rm E}$使用斯皮策和地面光变曲线的透镜源相对自行的方向上的约束来自甚大望远镜干涉仪（VLTI）的重力观测。结合这个$π_{\rm E}$的确定与角爱因斯坦半径$θ_{\rm E}$测量VLTI重力观测，我们发现，该透镜是一个恒星的质量$M_{\rm L} = 0.495 \pm 0.063~M_{\odot}$在距离$D_{\rm L} = 429 \pm 21~{\rm pc}$。我们发现混合光基本上都来自透镜。透镜-光源的自行是$μ_{\rm rel,hel} = 26.55 \pm 0.36~{\rm mas\,yr^{-1}}$，因此使用目前可用的自适应光学（AO）仪器，透镜和光源可以在2021年解决。这是第一个通过干涉测量+卫星视差观测明确测量透镜质量的微透镜事件，这为恒星质量黑洞等孤立物体的质量测量打开了一个新的窗口。
2019-11-29 astro-ph.IM astro-ph.SR
Asgard/NOTT: L-band nulling interferometry at the VLTI -- III. The mid-infrared integrated optics beam combiner for NOTT
I. Physikalisches Institut der Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所）；Department of Physics & Astronomy, University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校物理与天文学系）；Institute of Astronomy, KU Leuven（鲁汶大学天体物理研究所）
本文介绍了NOTT仪器中使用的中红外集成光束组合器，用于在VLTI上通过L波段消光干涉测量研究水雪线附近的高温尘埃和年轻木星类行星，展示了其性能和应用前景。
2025-11-24 astro-ph.IM
GRAVITY faint: reducing noise sources in GRAVITY$^+$ with a fast metrology attenuation system
随着从GRAVITY升级到GRAVITY $^+$，该仪器将发展成为一个全天空的干涉仪，可以观测微弱的目标，如高红移活动星系核。观察最微弱的目标需要尽可能减少重力中的噪音源。主要的噪声源，尤其是在光谱的蓝色部分中，是测量激光到检测器上的反向散射。为了减少这种噪声，我们引入了两种新的计量模式。通过对硬件的微小改动和软件的调整，我们可以在观察期间调暗计量激光，而不会丢失相位参考。对于单光束目标，我们甚至可以关闭计量激光器，以获得探测器上的最大SNR。这些变化导致SNR改善超过整个频谱上平均的2倍，并且在当前由激光噪声主导的频谱部分中高达8倍。
2022-09-12 astro-ph.IM
Mid-infrared interferometry with K band fringe-tracking I. The VLTI MIDI+FSU experiment
内容：湍流大气引起大气活塞变化，导致干涉仪光程差的快速变化，这导致相关通量损失。这导致相关通量测量的灵敏度和准确度降低。目的：为了稳定中红外干涉仪（MID-infrared Interferometric Instrument，NIF）中的N波段干涉信号，我们使用了VLTI的PRIMA（Phase-Referenced Imaging and Micro-arcsecond Astrometry，相位参考成像和微弧秒天体测量）装置中的一个工作在K波段的外部条纹跟踪器FSU-A（fringe sensor unit）。我们目前的测量获得使用新委托和公开提供的FSU +FSU-A模式。的条纹跟踪性能和由此产生的增益在N波段的第一表征。此外，我们证明了使用FSU-A测量在K波段的Vibrations的可能性。研究方法：我们分析了FSU-A条纹跟踪数据的43个单独的观测，涵盖不同的基线和对象K波段的条纹跟踪性能的幅度。N波段群延迟和相位延迟值可以通过计算FSU-A资料中水汽柱密度微分的相对变化来预测。K波段的能见度测量是使用FSU-A的扫描模式进行的。结果如下：使用FSU-A K波段群延迟和相位延迟测量，我们能够以小于1微米的残差高精度预测相应的N波段值。这允许分别对微弱的或分辨的N波段目标的干涉条纹进行相干积分。使用该方法，我们可以使用AT和UT分别将E2的相关通量的检测限降低到0.5 …
2014-06-20 astro-ph.IM astro-ph.SR
