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
VLTI status update: a decade of operations and beyond
我们介绍了欧洲南方天文台的甚大望远镜干涉仪（VLTI）的最新更新。VLTI的业务有很大的改善，在过去的几年中：减少执行时间，更好地提供望远镜配置;改进琥珀色限制幅度;研究偏振效应和控制单模光纤;条纹跟踪实时数据等，我们提出了一些这些改进，也量化的业务改进使用的性能指标。我们利用运营的第一个十年的机会，对VLTI社区进行了定量和定性分析。最后，我们简要介绍了第二代仪器重力和MATISSE的到来的准备工作。
2014-07-11 astro-ph.IM
ESO User Support and Observation Preparation for VLTI Science Operations
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
从用户视角介绍VLTI观测能力增强及相关工具进展，如关键升级、第二阶段工具功能等，总结观测统计与调度考虑，展示新教程，提及存档数据流和社区参与，还给出未来干涉测量设施操作经验教训。
2026-07-17 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
Towards an Extended VLTI: Turbulence Characterization for Kilometer-Scale Optical Links at Paranal
Aix Marseille Univ, CNRS, CNES, LAM（艾克斯马赛大学）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Pontificia Universidad Católica de Valparaíso（天主教瓦尔帕莱索大学）；DOTA, ONERA, Université Paris Saclay（巴黎萨克雷大学）；Apical Technologies（阿皮卡尔科技公司）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所）
该研究针对VLTI向千米级基线扩展的需求，提出带AO预补偿的自由空间传输方案，计划通过专用湍流监测实验表征帕瑞纳千米级水平湍流，为扩展VLTI奠定基础。
2026-07-30 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
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
Towards a Better Understanding of OPD Limitations for Higher Sensitivity and Contrast at the VLTI
在甚大望远镜干涉仪（VLTI）中精确控制光程差（OPD）对于我们银河系中心黑洞的表征至关重要-导致2020年诺贝尔物理学奖。现在有显着的努力，以推动这些OPD的限制，甚至进一步，特别是实现100 nm的OPD RMS的8米单位望远镜（UT的），以允许更高的对比度和灵敏度在VLTI。这项工作计算了VLTI的理论大气OPD极限为5 nm和15 nm RMS，当在良好的大气条件下使用明亮的目标时，UT和1.8m辅助望远镜（AT）的电流水平分别为200 nm和100 nm RMS。我们发现实验证据的$f^{-17/3}$幂律理论上预测的效果望远镜过滤的情况下，目前没有观察到的UT的AT。拟合一系列的振动镜模型作为阻尼谐振子，我们能够模拟的UT OPD PSD的重力条纹跟踪器的$<1nm/\sqrt{Hz}$ RMSE高达100 Hz，这可以充分解释一个隐藏的$f^{-17/3}$幂律UT。在60- 90 Hz和40- 50 Hz范围内的振动频率被发现通常主导重力的闭环OPD残差。将加速度计与重力数据进行交叉关联，发现40- 50 Hz范围内的强贡献来自M1-M3反射镜，而来自60- 100 Hz贡献的大部分功率可能来自M4-M10之间。根据振动镜模型，表明对于特定基线（具有OPD $\sim$ 200 nm RMS）实现低于100 nm的OPD RMS需要去除几乎所有低于100 Hz的振动…
2022-09-17 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
VLTI Unit Telescope coudé train vibration control upgrade for GRAVITY+
针对 GRAVITY 条纹跟踪器受折轴光路机械振动导致的高频 OPD 限制，研究在 GRAVITY+ 中为全部反射镜加装加速度计并通过主延迟线实时补偿，验证了其对 40–200 Hz 振动峰值的抑制效果。
2024-07-24 astro-ph.IM
ngVLTI: Cost and Feasibility of a Four-Telescope VLTI Expansion for Milliarcsecond-Scale Imaging
Laboratoire d’Instrumentation et de Recherche en Astrophysique, Observatoire de Paris, PSL University, CNRS, Sorbonne Université, Université Paris Cité（巴黎天文台，PSL大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎西岱大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Université Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学，法国国家科学研究中心，IPAG实验室）
研究评估通过增加四台8米级单元望远镜扩展VLTI（即ngVLTI）的成本与可行性，其能提供密集uv覆盖实现毫角秒成像及光谱成像立方体。介绍了紧凑望远镜概念、光学设计等，估算每台望远镜成本约8000万欧元，升级具成本竞争力且技术可行。
2026-07-15 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
GRAVITY: the Calibration Unit
本文介绍了VLTI第二代仪器重力的一个新的子系统的设计和特性：校准单元。校准单元提供测试和校准光束组合器仪器的所有功能：它在四个光束上创建两个人造星，并使用内部计量处理四个延迟线。它还包括用于倾斜和瞳孔引导系统的人造星，以及四个计量拾取二极管，用于测试和校准相应的子系统。校准单元还托管参考目标以将重力与VLTI对准，并且托管安全快门以避免计量光在VLTI-lab中传播。我们提出了这些不同的子单元的表征和验证的结果。
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
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
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
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
GRAVITY: beam stabilization and light injection subsystems
我们目前的第二代VLTI仪器重力光束稳定和光注入子系统的设计结果。为了提供微弧秒天体测量，重力要求VLTI光学训练具有前所未有的稳定性。为了满足天体测量的要求，我们开发了一个专用的“激光引导系统”，校正纵向和横向瞳孔位置以及图像抖动。用于校正的致动器由位于重力低温恒温器中的四个“光纤耦合器”单元提供。每个光纤耦合器拾取一个望远镜的光并稳定光束。此外，每个单元提供场去旋转、偏振分析以及大气活塞校正。采用一种新颖的屋脊棱镜设计，在不改变光路的情况下，实现了轴上和离轴条纹的跟踪，最后将稳定后的光束通过抛物柱面镜以最小的损耗注入单模光纤。我们目前的实验室结果的第一个指导，以及第一光纤耦合器的原型闭环性能和光学质量。基于实验结果，我们讨论了系统的天空性能和重力灵敏度的影响。
2012-12-20 astro-ph.IM
Simultaneous Water Vapor and Dry Air Optical Path Length Measurements and Compensation with the Large Binocular Telescope Interferometer
大型双目望远镜干涉仪使用近红外相机测量两个AO校正孔径之间的光程长度变化，并为其所有科学通道提供高角分辨率观测（1.5-13 $μ$ m）。然而，存在对大气湍流的波长依赖分量，当在与条纹感测相机的波长不同的波长处进行观察时，该波长依赖分量可引入光程长度误差。特别是水蒸气是高度分散的，它的影响必须考虑到高精度的红外干涉观测，如前所述的VLTI/VLBI或凯克干涉仪零。在本文中，我们描述了新的传感方法，已开发的LBT测量和监测的光路长度波动，由于干燥的空气和水蒸气分别。在回顾了干空气看到补偿系统的当前性能后，我们提出了同时H，K和N波段的观测结果，说明了我们的前馈方法的可行性，以稳定的LBTI零器看到的路径长度波动。
2016-07-29 astro-ph.IM
The fiber coupler and beam stabilization system of the GRAVITY interferometer
我们介绍了安装和全面运作的光束稳定和光纤注入子系统，为第二代VLTI仪器GRAVITY提供支持。干涉仪重力要求VLTI光学训练具有前所未有的稳定性，以实现微弧秒天体测量。为此，重力包含四个光纤耦合器单元，每个望远镜一个。每个单元都配备了致动器，以稳定望远镜光束的倾斜和横向瞳孔位移，旋转场，调整偏振和补偿大气活塞。一个特殊的屋顶棱镜提供了可能性的轴上以及离轴条纹跟踪，而不改变光学训练。我们描述的组装，集成和调整，以及由此产生的光学质量和性能的各个单位。最后，我们提出了在实验室中的最终系统实现的倾斜和瞳孔跟踪的闭环性能。
2014-12-04 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
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
The mid-infrared spectrum of $β$ Pictoris b. First VLTI/MATISSE interferometric observations of an exoplanet
利用MATISSE首次获得β Pictoris b中红外光谱，发现其大气中H2O和CO的宽吸收特征，并确定其碳氧比。
2025-12-09 astro-ph.EP astro-ph.IM
Hierarchical fringe tracker to co-phase and coherence very large optical interferometers
VLTI及其第二代仪器MATISSE和GRAVITY的全部科学潜力需要UTs的条纹跟踪高达K>14，AT的条纹跟踪高达K>10。重力条纹跟踪器（FT）将被限制为K~10.5（UT）和K~7.5（AT），这是由于基本概念上的原因：每个望远镜的通量分布在3个同相对中，然后分布在5个光谱通道中进行相干。为了克服这一限制，我们提出了一个新的FT概念，称为分层条纹跟踪器（HFT），同相的孔径对的所有通量从两个孔径和只有一个光谱通道。当对是同相的，大部分的通量被传输，好像它是由一个独特的单模光束产生，然后用于同相对对，然后对组。在更深的层次上，通量被用于优化的色散条纹装置中用于相干。在VLTI上，这样的系统允许在重力FT上获得大约3个量级的增益。对于具有更多孔径的干涉仪，如CHARA（6个望远镜）或未来的行星形成成像仪（12至20个望远镜），HFT将更具决定性，因为其性能不会随着孔径的数量而下降。它将允许建立一个具有16个直径小于2米的孔径的相干震级H~10的PFI。我们提出的HFT概念，其可行性论证的第一步，从计算机模拟和光学设计的4望远镜HFT原型。
2016-10-26 astro-ph.IM
An overview of the mid-infrared spectro-interferometer MATISSE: science, concept, and current status
MATISSE是第二代中红外光谱仪和成像仪，用于帕拉纳尔的甚大望远镜干涉仪（VLTI）。这一新的干涉仪将在各种基础研究领域开辟新的途径，从而取得重大进展：研究年轻恒星周围的行星盘形成区域，了解影响演化恒星的表面结构和质量损失现象，探测活动星系核中黑洞的环境。作为第一个突破，MATISSE将通过提供除了N波段之外的L和M波段来扩大当前光学干涉仪的光谱域。这将打开一个宽的波长域，范围从2.8到13微米，探索小到3质量（L带）/ 10质量（N带）的角度尺度。作为第二个突破，MATISSE将允许中红外成像-闭合相位孔径合成成像-使用VLTI的多达四个单位望远镜（UT）或辅助望远镜（AT）。此外，MATISSE将提供R ~ 30至R ~ 5000的光谱分辨率范围。在这里，我们提出了一个主要的科学目标，原行星盘的研究，推动了仪器的设计，并激发了几个VLTI升级（GRA 4 MAT和NAOMI）。我们介绍了MATISSE的物理概念，包括对探测器上的信号的描述和对预期性能的评估。我们还讨论了MATISSE仪器的现状，该仪器正在进入测试阶段，以及未来两年的预期时间表，这将导致帕拉纳的第一盏灯。
2016-08-08 astro-ph.IM
Kilometer-baseline interferometry: science drivers for the next generation instrument
本研究指出GRAVITY+推动红外干涉测量实现灵敏度突破，为将VLTI扩展为1-10千米基线的设施奠定基础，下一代仪器可实现红外微角秒成像，为观测天文学提供独特窗口。
2024-10-29 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.IM
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
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
