MORESANE: MOdel REconstruction by Synthesis-ANalysis Estimators. A sparse deconvolution algorithm for radio interferometric imaging
（arXiv摘要）近年来，射电望远镜得到了巨大的发展，其能力也有了巨大的提高。这些系统要求设计更先进的技术，不仅用于运输、储存和处理新一代无线电干涉测量数据，而且用于恢复这些数据中所含的天体物理信息。在本文中，我们提出了一种新的无线电反卷积算法命名为MORESANE和它的应用程序完全真实的模拟数据的MeerKAT，SKA的前兆之一。该方法是针对野外观测中观测到的亮度微弱、形态复杂、可能隐藏在亮射电源的脏束旁瓣中的漫射天文源恢复的困难情况而设计的。MORESANE是一个贪婪算法，它结合了互补类型的稀疏恢复方法，以重建最合适的天空模型从观测到的无线电活动。一个合成的方法是用于重建的图像，其中的合成原子表示未知的来源是学习使用分析先验。我们将这种新的去卷积方法应用于对星系团和M31中HII区域的射电观测的完全真实的模拟。我们表明，MORESANE是能够有效地重建图像组成的各种来源的无线电干涉数据。与其他可用算法（包括多尺度CLEAN和Li等人（2011）和Carrillo等人（2012）最近提出的方法）的比较表明，MORESANE在总通量/表面亮度守恒和重建模型的保真度方面都提供了有竞争力的结果。MORESANE似乎特别适合于恢复扩散和扩展源，以及已知存在于星系团中的明亮和紧凑的射电源。
2014-12-17 astro-ph.IM
Revisiting the spread spectrum effect in radio interferometric imaging: a sparse variant of the w-projection algorithm
下一代射电干涉望远镜将呈现出非共面基线配置和宽视场，引起天空图像的w调制，这反过来又引起扩频效应。我们重新审视了这种影响对成像质量的影响，并研究了一种新的算法策略来处理图像重建过程中的相关算子。在以前的研究中，已经表明，由于扩频效应，在压缩感知的框架中的图像恢复得到了改善，其中w调制可以起到增加测量和稀疏化信号表示之间的不相干性的作用。为了计算效率的目的，进行理想化的实验，其中只考虑望远镜指向方向上的恒定基线分量w。我们将这种分析扩展到更现实的设置，其中w分量对于每个可见性测量都不同。首先，将不同的w-分量纳入成像算法是一项计算要求很高的任务。为此，我们提出了一个变体的W-投影算法，这是基于自适应稀疏化过程，并将其纳入压缩感知成像方法。这种稀疏矩阵的w-投影算法的变体是通用的，并适应每个内核的支持。因此，它适用于所有类型的方向依赖效应。其次，我们表明，对于具有不同w分量的w调制，与没有w调制（即w=0）的设置相比，重建质量得到了显着改善，达到了与恒定的最大w分量的质量相当的水平。这一发现证实，人们可能会寻求优化未来的望远镜配置，以促进大w-组件，从而提高扩频效果，从而提高图像重建的保真度。
2013-11-26 astro-ph.IM
PURIFYing real radio interferometric observations
下一代无线电干涉仪，如平方公里阵列（SKA），将通过其前所未有的灵敏度和分辨率彻底改变我们对宇宙的理解。然而，无线电干涉测量中的标准方法产生质量有限的重建干涉图像，并且它们对于大数据不可扩展。在这项工作中，我们应用和评估替代干涉重建方法，利用国家的最先进的稀疏图像重建算法的压缩感知，这已实现的PURIFY软件包。特别是，我们实现和应用最近的文章中提出的乘法器（P-ADMM）算法的近端交替方向法。我们将PURIFY应用于实际的干涉观测。对于所有观察结果，PURIFY的性能都优于标准CLEAN，在某些情况下，PURIFY在动态范围上提供了超过一个数量级的改进。最新版本的PURIFY，其中包括在这项工作中提出的发展，是公开的。
2017-02-22 astro-ph.IM
Flexible Spectro Interferometric modelling of OIFITS data with PMOIRED
尽管图像重建在解释OIFITS数据时变得越来越普遍，但u，v空间中的模型拟合通常仍然是解释数据的最佳方式，这要么是因为数据的稀疏性，要么是因为需要进行定量测量。PMOIRED是一个灵活的Python库，使用简单的几何模型可视化，操作和建模OIFITS数据。PMOIRED的优势在于它能够线性组合各种简单组件以创建复杂场景，同时链接，约束和添加先验以拟合参数。该代码还使网格搜索能够找到全局最小值，以及数据重新排序，以更好地评估不确定性。除了分析功能，任意的径向轮廓，方位角的变化或稀疏小波建模的频谱。
2022-07-22 astro-ph.IM
Superresolution Interferometric Imaging with Sparse Modeling Using Total Squared Variation --- Application to Imaging the Black Hole Shadow
我们提出了一种新的超分辨率成像技术的干涉使用稀疏建模，利用两个正则化项：$\ell_1$ -范数和一个新的功能命名为总平方变化（TSV）的亮度分布。TSV是总变差（TV）的边缘平滑变体，导致减小梯度平方和。首先，我们证明了我们的技术可以实现超分辨率的$\sim 30$ %相比，传统的清洁光束大小使用两个点源的合成观测。其次，我们提出了模拟观测的三个物理动机的静态模型的Sgr A* 的事件视界望远镜（EHT），以显示所提出的技术的性能更详细。我们发现，$\ell_1$ +TSV正则化优于$\ell_1$ +TV正则化与流行的各向同性TV项和Cotton-Schwab CLEAN算法，表明TSV是很好地匹配的天文图像，这往往是朦胧的预期物理特性。值得注意的是，在图像和梯度域中，最小化均方根误差的最佳波束尺寸是$\ell_1$ +TSV正则化的传统CLEAN波束尺寸的$\lesssim 10$ %，并且非卷积重建图像具有比波束卷积重建图像更小的误差。这表明对于$\ell_1$ +TSV正则化可能不需要干涉成像中的高斯卷积的传统后处理技术。我们还提出了一个特征提取方法来检测圆形特征的图像的黑洞阴影与圆形霍夫变换（CHT），并使用它来评估图像重建的性能。利用我们的成像技术和CHT，EHT可以约束黑洞阴影的半径与$\sim 10-20$ %的精度在目前的模拟Sgr A*。
2018-03-13 astro-ph.HE astro-ph.IM
Compressing radio interferometric visibility data into a probabilistic model using sparse Gaussian processes
Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), The University of Tokyo（东京大学宇宙物理数学研究所（WPI））；Center for Data-Driven Discovery, Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学数据驱动发现中心，Kavli IPMU（WPI），UTIAS）
针对下一代射电干涉仪数据量巨大的问题，提出用稀疏高斯过程建模可见性，存储紧凑概率模型。经模拟ALMA观测验证，该方法压缩率高，能利用相关性提信噪比，还可预测、更新及过滤异常值，助力任意视场和分辨率成像。
2026-07-20 astro-ph.GA astro-ph.IM
Interferometric radio transient reconstruction in compressed sensing framework
由干涉数据合成孔径成像是一个众所周知的，但却是一个强不适定的逆问题。强和弱的射电源可以明确地成像使用时间和频率积分，以收集更多的天空傅立叶样本。然而，这些成像器假设一个稳定的天空和问题的复杂性增加时，瞬态无线电源也存在于数据中。希望在瞬态成像的背景下，空间和时间信息是可分离的，这使得能够扩展适合稳定天空的成像器。我们引入独立的空间和时间小波字典稀疏表示在空间域和时间域的瞬态。这些字典介入一个新的重建方法开发的压缩感知（CS）的框架，并使用原始-对偶分裂算法。在不同噪声条件下的初步试验表明，这种新的“时间捷变”（或2D-1D）方法在检测和重建瞬态时间依赖性方面是有效的。
2015-12-21 astro-ph.IM
Expected performance of interferometric air-shower measurements with radio antennas
广泛的空气簇射的无线电发射的干涉测量允许重建宇宙射线的属性。最近的一项模拟研究与理想化的探测器承诺测量的淋浴最大值$X_\mathrm{max}$的深度，精度优于10 $\,$ g $\,$ cm $^{-2}$。在这方面的贡献，我们评估潜在的干涉$X_\mathrm{max}$测量（模拟）倾斜的空气淋浴与现实的尺寸，稀疏的天线阵列。我们占个别天线之间的不完美的时间同步，并详细研究其相互依赖的天线密度。我们发现天线的多重性（每个事件）和最大可接受的不准确性在个别天线的时间同步之间的强相关性。从这一结果，可以得出的先决条件，为应用干涉测量的天线阵列的设计。对于在30 $\,$ MHz至80 $\,$ MHz的常用频带内以精确到1 $\,$ ns的时间同步记录的数据，需要$\gtrsim 50$的天线多重性来实现具有20 $\,$ g $\,$ cm $^{-2}$的精确度的$X_\mathrm{max}$重建。这种多样性是通过测量具有天顶距$θ\geq 77.5^\circ$的倾斜空气簇射和1 $\,$ km间隔的天线阵列来实现的，而具有天顶距$θ\leq 40^\circ$的垂直空气簇射需要低于100 $\,$ m的天线间隔。此外，我们发现在$X_\mathrm{max}$分辨率应用干涉重建测量在更高的频率，即，高达几百MHz。
2021-10-11 astro-ph.IM
UVMULTIFIT: A versatile tool for fitting astronomical radio interferometric data
天文干涉数据的分析通常是对干涉仪的点扩散函数（PSF）进行反卷积后得到的图像进行的。该策略可以被理解（特别是对于稀疏阵列的情况）为将模型拟合到模型，因为去卷积图像已经是实际数据的非唯一模型表示（即，的vitamins）。实际上，干涉图像可能受到可见度网格化、加权方案（例如，自然对均匀），以及（非线性）去卷积算法的细节。将模型拟合到直接干涉观测值（即，在简单的（分析的）天空强度分布的情况下是优选的。在本文中，我们提出了UVMULTIFIT，一个多功能的库，用于拟合可见性数据，在基于Python的框架中实现。我们的软件目前基于CASA包，但可以很容易地适应其他分析包，只要它们有Python API。我们已经用合成数据和实际观测数据测试了该软件。在某些情况下（例如，尺寸小于干涉仪的衍射极限的源），拟合到干涉仪的结果（例如，附近源的光谱）远优于仅从去卷积图像的分析获得的输出。UVMULTIFIT是现有任务的一个强大的改进，从能见度数据中提取最大量的信息，特别是在接近干涉测量观测的灵敏度/分辨率极限的情况下。
2014-02-17 astro-ph.IM
Uncertainty quantification for radio interferometric imaging: I. proximal MCMC methods
不确定性量化是无线电干涉成像中一个关键的缺失部分，随着无线电干涉测量的大数据时代的到来，它只会变得越来越重要。由于无线电干涉成像需要解决一个高维的，不适定的逆问题，不确定性量化是困难的，但也是至关重要的无线电观测的准确的科学解释。执行贝叶斯推断的统计采样方法，如马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）采样，原则上可以恢复图像的完整后验分布，然后可以量化不确定性。然而，传统的高维采样方法通常限于平滑（例如高斯）先验，不能与稀疏促进先验一起使用。稀疏先验，压缩感知理论的动机，已被证明是非常有效的无线电干涉成像。在这篇文章中，近端MCMC方法开发的无线电干涉成像，利用近端演算支持非差分先验，如稀疏先验，在贝叶斯框架。此外，三种策略，以量化的不确定性，使用恢复后的分布开发：（i）本地（像素）可信区间，为每个单独的像素提供误差条;（ii）最高后验密度可信区域;和（iii）假设检验的图像结构。这些形式的不确定性量化提供了丰富的信息，用于以统计稳健的方式分析无线电干涉观测。
2018-09-11 astro-ph.IM cs.IT math.IT
Principles of image reconstruction in optical interferometry: tutorial
本文对干涉测量数据的图象重建问题作了一般性的介绍。给出了干涉观测量的一个简单模型，并讨论了稀疏傅立叶数据所引起的问题。各种正则化的效果进行了描述。在所提出的一般框架，大多数现有的算法可以理解。对于天文学家来说，这样的理解不仅对于选择和使用算法至关重要，而且对于确保正确解释结果图像也至关重要。
2017-08-28 astro-ph.IM
Expected performance of air-shower measurements with the radio-interferometric technique
利用射电天线阵列进行干涉测量是天文学中一种强大且广泛使用的技术。最近，这项技术已被重新用于重建广泛的空气淋浴[1]。这种无线电干涉技术利用了数十亿次级簇射粒子发射的无线电发射的相干性来重建簇射参数，特别是簇射轴和簇射最大值$X_\mathrm{max}$的深度。先前用理想化检测器在模拟上证明的准确性是非常有希望的。在这篇文章中，我们评估的潜力，干涉$X_\mathrm{max}$测量使用（模拟）倾斜的空气淋浴稀疏的天线阵列在现实条件下。要确定的无线电干涉技术与各种天线阵列的应用的先决条件，在天线之间的时间同步和它的相互依赖性与天线密度的不准确性的影响进行了详细研究。我们发现天线多重性（每个事件）和最大可接受的时间抖动之间有很强的相关性，即，时间同步不准确。对于在30至80 MHz的常用频带中以精确到1 ns内的时间同步记录的数据，需要$> 50$的天线多重性以实现$σ_{X_\mathrm{max}} \lesssim 20$ g cm $^{-2}$的$X_\mathrm{max}$分辨率。对于以2 ns精度记录的数据，已经需要$\gtrsim 200$天线来实现该$X_\mathrm{max}$分辨率。此外，我们发现从在更高的观测频率下模拟的数据重建$X_\mathrm{max}$没有优势，即，高达几百MHz。最后，我们提供了一个概括我们的结果从非常倾斜的空气淋浴垂直的几何形状…
2021-02-26 astro-ph.IM
Compressed sensing for radio interferometric imaging: review and future direction
射电干涉测量是一种强大的天文成像技术。压缩感知（CS）理论近年来已被应用于从射电干涉望远镜的测量恢复图像的不适定逆问题。我们回顾新的CS无线电干涉成像技术，无论是在收购和重建的水平，并讨论其优越的性能相对于传统的方法。为了保持尽可能接近CS理论，这些技术必须考虑理想化的干涉配置。为了实现这些新技术提供的真实的无线电干涉观测质量的提高，他们的扩展到现实的干涉配置现在是相当重要的。我们还绘制了实现这一目标所需的未来研究方向。
2011-10-27 astro-ph.IM
Interferometric Image Reconstruction using Closure Invariants and Machine Learning
提出利用机器学习模型基于干涉测量闭合不变量进行天体形态分类与参数估计，以辅助Event Horizon Telescope等挑战条件下的干涉成像重建。
2024-08-25 astro-ph.IM
Stellar Intensity Interferometric Capabilities of IACT Arrays
对附近主序星和双星系统的亚毫弧秒成像可以提供恒星现象的关键信息，如旋转变形，吸积效应和星点（太阳黑子）周期的普遍性。在光波段（U/V）实现这种分辨率水平需要使用具有千米级基线间隔的稀疏干涉望远镜阵列。目前的地面VHE伽马射线观测站，如VERITAS、HESS和MAGIC，采用直径> 10 m的光学成像大气切伦科夫望远镜（IACT）阵列，望远镜间距>80 m，因此非常适合使用Hanbury Brown和Twiss（HBT）干涉测量法在U/V波段进行亚毫角秒天文成像[1，2]。我们描述了仪器的发展，用于增强IACT阵列进行恒星强度干涉（SII）成像。使用伪随机和热（黑体）光进行实验室测试，以证明高速（250 MHz）数字化电子设备在长时间（数分钟至数小时）内连续记录光子强度的能力，并验证使用离线软件相关性来计算相干度的平方。然后，我们使用作为干涉观测填充傅立叶倒易图像平面，并应用标准的反演技术，以恢复原始的2-D源图像。廉价的基于光纤的亚纳秒多箱（白兔[3]）同步定时的商业可用性使得SII能够扩展到大于10 km的基线，理论上允许分辨率<100 $μ$弧秒的U/V波段成像。本文介绍了VERITAS IACT天文台阵列（亚利桑那州阿马多）和未来CTA IACT天文台（西班牙加那利群岛和智利帕拉纳尔）的实用SII仪器的典型设计。
2017-09-12 astro-ph.IM
Compressed sensing reconstruction of a string signal from interferometric observations of the cosmic microwave background
我们提出了一个算法重建的信号诱导宇宙弦的宇宙微波背景（CMB），从无线电干涉数据在弧分分辨率。无线电干涉测量提供了弦信号的不完整和有噪声的傅立叶测量，由于Kaiser-Stebbins（KS）效应，弦信号表现出稀疏或可压缩的梯度幅度。在这种情况下，压缩感知的通用框架自然适用于解决相应的逆问题。我们的算法特别利用了现实模拟的基础上拟合的信号的先验统计分布的模型。增强的性能相对于标准的CLEAN算法证明了在噪声条件下，包括初级和次级CMB各向异性的模拟观测。
2009-11-20 astro-ph.CO astro-ph.IM
Compressed sensing for wide-field radio interferometric imaging
对于下一代射电干涉望远镜来说，在干涉成像中考虑宽视场（WFOV）是至关重要的，否则重建图像的保真度将受到很大影响。我们将干涉成像的压缩传感技术扩展到WFOV，并在它们自然存在的球坐标空间中恢复图像，消除任何失真投影。最近由作者之一强调的扩频现象的有效性在WFOV时得到增强，而稀疏性则通过直接在球体上恢复图像来提高。这两个属性的作用，以提高重建的干涉图像的质量。我们量化的压缩感知重建技术的性能，通过模拟，突出了优越的重建质量直接恢复干涉图像的球体，而不是平面。
2010-12-16 astro-ph.IM
A distributed resource-adaptive implementation of the widefield radio-interferometric measurement model for scalable image formation
Heriot-Watt University, Institute of Sensors, Signal, and Systems（赫瑞-瓦特大学，传感器、信号与系统研究所）
针对宽场射电干涉成像中测量模型计算复杂度高的问题，提出一种混合w-stacking/w-projection的分布式资源自适应实现，通过自动设置w-bin数量最小化计算成本，并引入数据降维和内存控制的分块策略，实现可扩展成像。
2026-05-25 astro-ph.IM
Super-resolution imaging with radio interferometer using sparse modeling
本文提出了一种利用稀疏建模的射电干涉仪获取超分辨率图像的新方法。在标准的无线电干涉测量中，（$u$，$v$）的采样经常是不完整的，因此从观察到的可见光获得图像成为欠定问题，并且所谓的“补零”技术经常用于填充（$u$，$v$）平面中的未采样网格，导致有限波束尺寸以及众多旁瓣导致图像劣化。在本文中，我们表明，直接解决这样一个欠定问题的基础上稀疏建模（本文LASSO）避免了上述问题所引入的零填充，导致超分辨率图像中的结构比标准光束尺寸（衍射极限）可以重现。我们提出的干涉成像的一维和二维模拟的结果，并讨论其影响的超分辨率成像，特别是专注于成像的黑洞阴影毫米VLBI。
2014-07-09 astro-ph.IM
Principal-Component Interferometric Modeling (PRIMO), an Algorithm for EHT Data I: Reconstructing Images from Simulated EHT Observations
事件视界望远镜（EHT）的稀疏干涉覆盖对黑洞图像的重建和模型拟合提出了重大挑战。PRIMO是一种新的基于主成分分析的图像重建算法，它使用高保真广义相对论，低光度吸积流的磁流体动力学模拟的结果作为训练集。这允许重建既与干涉测量数据一致又存在于模拟所跨越的图像空间中的图像。PRIMO遵循蒙特卡罗马尔可夫链，以拟合来自模拟图像集合的主成分的线性组合到干涉测量数据。我们表明，PRIMO可以有效地和准确地重建合成EHT数据集的几个模拟图像，即使当模拟参数是显着不同的图像集成，用于生成的主成分。所得到的重建实现的分辨率是一致的阵列的性能，并不引入显着的偏差，如发射环的直径的图像特征。
2022-12-16 astro-ph.HE astro-ph.IM
A fast and exact $w$-stacking and $w$-projection hybrid algorithm for wide-field interferometric imaging
标准的宽视场成像技术，$w$投影，允许校正宽视场的非共面无线电干涉阵列。然而，由于高分辨率所需的计算量以及来自当前干涉仪的大量的vibrations，计算每个测量的精确校正是不可能的。这些校正所需的精度和计算成本是下一代无线电干涉仪（如平方公里阵列）面临的最大未解决的挑战之一。我们表明，可以执行相同的计算与径向对称的$w$投影内核，其中我们使用一维自适应正交计算所得的汉克尔变换，减少了几个数量级的内核生成所需的计算，同时保持精度。我们确认，径向$w$投影内核是准确的，约1%，通过成像的零间距与添加$w$ -长期。我们证明了我们的径向对称$w$投影内核通过稀疏图像重建的潜力，使用软件包PURIFY。提出了一种分布式的$w$ -叠加和$w$ -投影混合算法。我们应用该算法单独校正非共面效应在1750万个视场超过$25$的$25$度的视野MWA观察图像重建。这种级别的准确性和可伸缩性对于标准的$w$投影核生成方法是不可能的。这表明我们可以扩展到具有大图像尺寸的大量测量，同时仍然保持速度和精度。
2019-02-14 astro-ph.IM
Tensor optimisation for optical-interferometric imaging
光干涉测量中的图像恢复是一个由不完全功率谱和双谱测量引起的不适定非线性逆问题。我们将这个非线性问题重新表述为一个线性问题，用于超对称秩1阶3张量，该张量由表示图像的向量与其自身的张量积形成。一方面，我们提出了一种线性凸方法来恢复具有内建超对称性的张量，并通过低秩约束的核范数松弛来正则化反问题。另一方面，我们还研究了一个非线性非凸方法，内置秩-1约束，但超对称性是放松的，制定的问题的张量积的3个向量。在第二种方法中，只有线性凸最小化子问题是如何解决的，交替和迭代的3个向量。我们提供了一个比较分析，这两种新的方法，通过数值模拟小尺寸的图像。
2013-10-18 astro-ph.IM
New-generation Maximum Entropy Method (ngMEM): a Lagrangian-based algorithm for dynamic reconstruction of interferometric data
本文提出ngMEM，通过非凸优化与原始-对偶Newton策略实现VLBI干涉数据的观测内动态成像，并以新指标验证其相较成熟方法的显著重建提升。
2024-01-18 astro-ph.IM
$w$-stacking $w$-projection hybrid algorithm for wide-field interferometric imaging: implementation details and improvements
我们提出了一个最近开发的$w$堆叠$w$投影混合算法用于重建宽视场干涉图像的实施策略的详细讨论。特别是，我们讨论了用于部署算法有效地通过使用一个消息传递接口（MPI）$k$ -手段聚类技术，以实现高效的建设和应用程序的非共面效应的超级计算机上的方法。此外，我们表明，共轭对称的使用增加了算法的性能成像干涉观测的天炉座A从默奇森宽场阵列（MWA）。我们使用50个节点的计算集群进行精确的非共面宽场校正的1.266亿vibrium。构建$w$ -投影内核仅需15分钟，这表明该实现既快速又高效。
2019-03-13 astro-ph.IM
Interferometric Imaging Directly with Closure Phases and Closure Amplitudes
干涉成像现在可以达到10微弧秒的角分辨率，探测单台望远镜无法达到的尺度。传统的合成成像方法需要校准的干涉仪，然而，干涉校准是具有挑战性的，特别是在高频率。然而，大多数研究在“自校准”过程之后仅呈现其数据的单个图像，这是一个迭代过程，其中初始图像和校准假设可以显著影响最终图像。我们提出了一种有效的干涉成像直接使用封闭振幅和封闭相位，这是免疫站为基础的校准误差的方法。仅闭合成像提供尽可能不明确的结果，并允许独立于单独的幅度和相位自校准重建图像。虽然仅闭合成像消除了一些图像信息（例如，总图像通量密度和图像质心），可以通过少量的附加约束来恢复该信息。我们证明，关闭只有成像可以产生高保真度的结果，即使是稀疏的阵列，如事件视界望远镜，所得到的图像是独立的系统振幅误差的水平。我们将闭合成像应用于VLBA和ALMA数据，并表明它能够匹配或超过这些数据集的传统自校准和CLEAN性能。
2018-03-19 astro-ph.HE astro-ph.IM
Radio Interferometric Calibration via Ordered-Subsets Algorithms: OS-LS and OS-SAGE calibrations
本工作的主要目标是加速无线电干涉校准中的最大似然（ML）估计过程。我们介绍了OS-LS和OS-SAGE无线电干涉校准方法，作为有序子集（OS）方法与最小二乘（LS）和空间交替广义期望最大化（SAGE）校准技术的组合，分别。OS算法加快了ML估计，并实现了与非OS方法获得的解几乎相同的精度水平。我们将OS-LS和OS-SAGE校准方法应用于模拟观测，并表明这些方法相对于传统的LS和SAGE技术具有更高的收敛速度。此外，所获得的结果表明，OS-SAGE校准技术具有优越的性能相比，OS-LS校准方法的意义上实现更准确的结果，同时具有显着更少的计算成本。
2013-06-29 astro-ph.IM
Clustered Radio Interferometric Calibration
本文介绍了一种修正的无线电干涉校准源低于噪声水平。其主要思想是利用较强源的测量信号的信息作为插入准则来求解较弱源。为了这个目的，我们构建了一些源集群，与质心主要靠近最强的源，假设属于一个单一的集群的源的信号被损坏几乎相同的错误。由于聚类的这一特性，每个聚类被校准为单个源，同时使用其源的所有相干性。将每个聚类的解分配给该聚类的所有源。一个说明性的例子揭示了这种校准相比，非聚类校准的优越性。
2011-05-31 astro-ph.IM
Online radio interferometric imaging: assimilating and discarding visibilities on arrival
新一代射电干涉（RI）望远镜，如平方公里阵列（SKA），将获得大量数据，并将射电天文学过渡到大数据时代。由RI望远镜获得的原始vibrium成像的不适定逆问题将变得更加具有计算挑战性，特别是在数据存储和计算成本方面。当前的RI成像方法，例如CLEAN、其变体和压缩传感方法（稀疏正则化），已经产生了出色的重建保真度。然而，在某些情况下，将这些方法扩展到大数据仍然很困难，如果不是不可能的话。RI成像中的所有最先进的方法都缺乏处理数据流的能力，因为它们是在数据观察阶段获得的。这种方法被称为在线处理方法。我们提出了一个在线稀疏正则化方法RI成像。图像重建与数据采集同时进行，其中观察到的病毒在到达时被同化到重建图像中，然后被丢弃。由于Vibrations是在线处理的，因此良好的重建比标准（离线）方法快得多，后者在数据采集阶段完成之前无法开始。此外，在线方法提供了额外的计算节省，最重要的是，大大降低了数据存储要求。从理论上讲，重建的图像是相同的保真度恢复的等效离线的方法，在实践中，非常相似的重建保真度实现。我们预计在线成像技术，如本文所提出的，将是至关重要的缩放RI成像新兴的射电天文学大数据时代。
2017-12-12 astro-ph.IM cs.IT math.IT
PURIFY: a new algorithmic framework for next-generation radio-interferometric imaging
在最近的工作中，压缩传感（CS）和凸优化技术已被应用到无线电干涉成像显示出潜在的优于国家的最先进的成像算法在该领域。我们回顾了我们的最新贡献，它利用凸优化的多功能性来处理现实的连续vibration，并提供了一个高度并行化的结构，为显着加速重建和高维数据的可扩展性铺平了道路。在新的软件PURIFY（测试版）中推广的新算法结构依赖于乘法器的错误方向方法（SDMM）。各种稀疏先验的性能进行评估，通过模拟在连续的可见性设置，确认我们最近的平均稀疏性方法SARA的优越性。
2014-06-02 astro-ph.IM
Adaptive Weighting in Radio Interferometric Imaging
无线电干涉仪观测天空的傅立叶空间，其位置由阵列几何形状决定。在通过傅里叶变换构造实空间图像之前，对数据进行加权以提高重建质量。计算权值的两个准则是最大化灵敏度和最小化点扩散函数（PSF）旁瓣电平。本文提出了一种适用于超深成像实验的加权方案。建议的加权方案是用来最大限度地提高灵敏度，同时最大限度地减少跨频率和多个历元的PSF旁瓣变化。我们给出的仿真结果表明，所提出的方案相比，常用的加权方案在实现这些目标的优越性。
2014-07-23 astro-ph.IM
Universal Interferometric Signatures of a Black Hole's Photon Ring
事件视界望远镜拍摄的M87星系中的超大质量黑洞的图像被一个明亮的、未被分辨的环所主导。广义相对论预测，在这幅图像中隐藏着一个薄的“光子环”，它由无限序列的自相似子环组成，这些子环由围绕黑洞的光子轨道数量索引。子环接近黑洞“阴影”的边缘，随着轨道数的增加，子环呈指数级变窄但变弱，高阶子环的贡献似乎可以忽略不计。在这里，我们表明，这些子环产生强大的和普遍的签名长干涉基线。这些特征提供了精确测量黑洞质量和自旋的可能性，以及广义相对论的测试，只使用稀疏的干涉阵列。
2020-03-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Selective Dynamical Imaging of Interferometric Data
本研究针对EHT稀疏(u,v)覆盖难以分辨时变源的问题，提出基于基线各向同性与密度的覆盖质量度量，经合成数据验证后为2017年Sgr A*数据集成像提供建议。
2024-09-12 astro-ph.IM
Markov Chains for Horizons (MARCH). I. Identifying Biases in Fitting Theoretical Models to Event Horizon Telescope Observations
本文介绍一种新的并行回火马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）算法，用于拟合黑洞视界尺度图像的理论模型和事件视界望远镜（EHT）的干涉数据。该算法实现了数据中的噪声分布的形式，这些形式对于所有信噪比都是准确的。除了可并行化之外，该算法还针对高性能进行了优化，在单个处理器上在20秒内实现了100万个MCMC链步骤。我们使用基于分析以及广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模型图像生成的2017年M87 EHT覆盖范围的合成数据，以探索拟合模型的几个潜在偏差来源稀疏干涉数据。我们证明了非常少的数据点，位于附近的显着特征的干涉数据施加不成比例的影响推断模型参数。我们还表明，EHT基线的首选方向在模型图像的方向的推断中引入了显着的偏差。最后，我们讨论的战略，帮助确定这种偏见的存在和严重程度在现实的应用程序。
2020-05-19 astro-ph.IM
The 2012 Interferometric Imaging Beauty Contest
我们介绍第五届干涉成像选美大赛的结果。比赛包括对来自模型源并以OIFITS格式分发的测试数据集进行盲成像。CHARA/MIRC-6 T的两种成像方案可用于重建：金牛座T盘成像和斑点红超巨星成像。这次有八个不同的团队参加比赛：Monnier使用软件包MACIM; Hofmann，Schertl和Weigelt使用IRS; Thiébaut和Soulez使用MiRA ; Young使用BSMEM; Mary和Vannier使用MIROIRS; Millour和Vannier使用独立的BSMEM和MiRA条目; Rengaswamy使用原始方法; Elias使用射电天文学软件包CASA。介绍了竞赛模型图像、参赛数据和规则，以及每种方法的图像重建结果。讨论了这些结果以及每种算法的优点和局限性。
2012-08-01 astro-ph.IM
Fine-grained Distributed Averaging for Large-scale Radio Interferometric Measurement Sets
平方公里阵列（SKA）将是世界上最大的射电望远镜，最终收集面积超过1平方公里。然而，在其数据处理方面存在巨大挑战。利用现代分布式计算技术解决SKA中的海量数据处理问题是最重要的挑战之一。本文基于Dask分布计算框架，以可见性函数积分处理为例，采用多级并行的方法实现时间和通道上的分布式平均。Dask Array用于实现超大型矩阵或具有支持并行性的数组。为了最大限度地利用内存，我们进一步利用Dask提供的数据并行性，智能地将计算负载分布在计算机代理网络中，并具有内置的容错机制。所提出的模式的有效性也得到了验证，通过使用通用天文软件应用程序（CASA），其中我们分析了从不同分辨率的vitrium重建的图像上的拖尾效应。
2020-09-24 astro-ph.IM
High Dynamic-Range Radio-Interferometric Images at 327 MHz
使用孔径合成望远镜进行射电天文成像需要对点扩散函数进行反卷积，并校准仪器特性（初级射束）和前景（电离层/大气层）效应。这些效应随时间变化，并且在整个视场中变化，从而导致方向相关（DD）的时变增益。在实际情况下，初级光束将偏离理论估计，如果不进行校正，其水平将限制图像的动态范围。电离层电子密度的变化引起源的时变折射和位置变折射。在低频率和足够高的动态范围下，这也将使图像散焦，产生误差图案，该误差图案由于合成望远镜的色差而随位置以及频率变化。这种残留旁瓣的叠加可能导致伪频谱信号。基于实地的电离层校准以及对强源的“剥离”校准导致图像具有更高的动态范围和更低的虚假信号，但将受到必要的短时间尺度上的灵敏度的限制。结果是改进的图像，尽管仍存在一些伪影。
2011-11-23 astro-ph.IM
Optimal transport regularized dynamic radio interferometric reconstruction
University of Cambridge（剑桥大学）；Kavli Institute for Cosmology, University of Cambridge（卡弗里宇宙学研究所）；Yale University（耶鲁大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Instituto de Astrofísica de Andalucía-CSIC（安达卢西亚天体物理研究所）；Mizusawa VLBI Observatory, National Astronomical Observatory of Japan（水泽VLBI观测站）；The Institute of Statistical Mathematics（数理统计学研究所）；The Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（综合研究大学院大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Heriot-Watt University（赫瑞瓦特大学）；Massachusetts Institute of Technology Haystack Observatory（麻省理工学院海斯塔克天文台）
该研究在正则化最大似然框架内，提出用最优传输距离作为正则化项，改进射电干涉数据的动态视频重建，经EHT对SgrA*的VLBI观测测试，其动态重建效果优于无该正则化的方法。
2026-08-28 astro-ph.IM
Deep Radio Interferometric Imaging with POLISH: DSA-2000 and weak lensing
射电干涉测量使天文学家能够探测通常无法用单碟仪器探测的小空间尺度。然而，从干涉仪中恢复无线电天空是天文学家已经研究了半个世纪的不适定解卷积问题。更具挑战性的是实现低于阵列衍射极限的分辨率，称为超分辨率成像。为此，我们已经开发了一种新的基于学习的无线电干涉成像方法，利用单图像超分辨率（SISR）和反卷积的经典计算机视觉问题的最新进展。我们已经开发并训练了一个高动态范围的残差神经网络来学习脏图像和真实无线电天空之间的映射。与传统的CLEAN算法相比，我们称这个过程为POLISH。像POLISH这样基于学习的方法的前馈性质对于分析即将到来的Deep Synoptic Array（DSA-2000）的数据至关重要。我们表明，POLISH实现超分辨率，我们证明了它的能力去卷积从甚大阵列（VLA）的实际观测。DSA-2000的超分辨率将使我们能够测量数亿个恒星形成射电星系（SFG）的形状和方向，使其成为一个强大的宇宙学弱透镜调查和探测暗能量。我们预测它的能力，以限制透镜功率谱，发现它将是补充下一代光学调查，如欧几里得。
2022-05-06 astro-ph.CO astro-ph.IM
Distributed and parallel sparse convex optimization for radio interferometry with PURIFY
下一代射电干涉望远镜正在进入一个拥有超大数据集的大数据时代。虽然这些望远镜可以比以前更高的灵敏度和分辨率观察天空，但需要克服图像重建中的计算挑战，以实现即将到来的望远镜的潜力。稀疏图像重建和凸优化技术中的新方法（参见压缩感测）已经显示出产生比传统方法更高保真的模拟和真实观察的重建。本文介绍了用于执行稀疏图像重建的分布式和并行算法和实现，以及对大数据实现这些算法非常重要的重要实际考虑因素。我们基准的算法，表明它们是相当快的串行等价物。然后，我们对网格内核进行预采样，将分布式算法扩展到更大的数据大小，显示了25到100个节点上的1 Gb到2.4 Tb数据集的应用时间，最多可达500亿个vibrium，并发现分布式算法的运行时间范围从每次迭代100毫秒到3分钟。这项工作提出了一个重要的一步，在计算上可扩展的和有效的算法和实现，需要从下一代无线电干涉仪，如SKA的扩展和紧凑的源的图像观测工作。这些算法在最新版本的SOPT（https：//github.com/astro-informatics/sopt）和PURIFY（https：//github.com/astro-informatics/purify）软件包{（Versions3.1.0）}中实现，这些软件包与本文一起发布。
2019-12-13 astro-ph.IM
PURIFY: a new approach to radio-interferometric imaging
在最近的一系列文章中，作者在压缩感知的框架内推广了用于无线电干涉成像的凸优化算法，该算法利用稀疏正则化先验来解决相关的逆问题，并定义了图像重建的最小化问题。这种方法在理论上和通过模拟在一个简单的离散能见度设置，有可能大大优于清洁及其演变。在这项工作中，我们利用凸优化在解决最小化问题中的多功能性来处理现实的连续vibration，并提供一个高度并行化的结构，为显着加速重建和高维数据的可扩展性铺平了道路。新的算法结构，促进依赖于乘法器（SDMM）的错误方向的方法，并与当前的主要-次要循环结构的CLEAN及其演变，特别是不能处理国家的最先进的最小化问题的审议中，既不是正则项，也不是数据项是可微函数。我们发布了一个用C编写的基于SDMM的成像软件的测试版，名为PURIFY（http：//basp-group.github.io/purify/），它可以处理各种稀疏先验，包括我们最近的平均稀疏方法SARA。我们通过在连续可见性设置中的模拟来评估不同先验的性能，证实了SARA的优越性。
2014-02-02 astro-ph.IM
DoG-HiT: A novel VLBI Multiscale Imaging Approach
从甚长基线干涉测量（VLBI）数据重建图像与稀疏采样的傅立叶域（紫外覆盖）构成一个不适定的反卷积问题。它需要应用鲁棒算法，最大限度地提高从所有采样空间尺度中提取的信息，并最大限度地减少未采样尺度对图像质量的影响。本文提出了一种新的多尺度小波反卷积算法DoG-HiT，该算法将高斯小波差分（DoG）和硬图像阈值（HiT）相结合，用于稀疏采样的干涉数据的成像。基于DoG-HiT，我们提出了一个多步成像流水线的干涉数据分析。DoG-HiT通过采用灵活的DoG小波字典将压缩感知方法应用于成像，该小波字典被设计为平滑地适应UV覆盖。它使用封闭属性作为数据的保真度条款，只有最初和执行非凸，非光滑的优化，通过一个振幅守恒和总流量守恒的硬阈值分裂。DoG-HiT计算多分辨率支持作为副产品。最终的重建是通过自校准循环和成像与振幅和相位信息的多分辨率支持只适用于细化。我们证明了DoG-HiT的稳定性，并将其性能与使用合成数据的CLEAN和正则化最大似然（RML）方法进行的图像重建进行了基准测试。比较表明，DoG-HiT与RML重建实现的超分辨率相匹配，并超过了CLEAN实现的对扩展发射的灵敏度。应用正则化极大似然方法配备灵活的多尺度小波字典成像的干涉数据匹配的性能，最先进的凸优化成像算法，需要较少的先验和用户定义的约束。
2022-06-19 astro-ph.GA astro-ph.IM
Hierarchical Interferometric Bayesian Imaging
HIBI通过分层贝叶斯方法实现图像重建和不确定性量化，应用于EHT数据并提高黑洞阴影等特征的测量精度。
2025-11-21 astro-ph.HE astro-ph.IM
SIFARI: Self-Supervised Interferometric Fitting for Astronomical Radio Imaging
Rice University（莱斯大学）；Rice Space Institute（莱斯空间研究所）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；NSF-Simons AI Institute for Cosmic Origins（NSF-西蒙斯宇宙起源人工智能研究所）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）
SIFARI是一种自监督神经网络方法，直接拟合可见度函数以重建射电干涉图像，无需外部训练集，在合成ALMA测试和PDS 70观测中均优于CLEAN，并支持自校准。
2026-09-30 astro-ph.EP astro-ph.IM cs.LG
Faraday Tomography with Sparse Modeling
Faraday层析成像（或旋转测量合成）是将线偏振光谱转换为Faraday色散函数的过程，它为我们提供了沿视线方向的磁离子介质的独特信息。法拉第层析成像的数学公式类似于无线电干涉测量的偏振成像，其中许多新方法已被积极开发并显示出优于标准CLEAN方法。本文提出了一种用于法拉第层析成像的稀疏重建技术。该技术正在开发用于干涉成像，并且利用计算上较便宜的凸正则化函数，诸如$\ell_1$ -范数和全变差（TV）或全平方变差（TSV）。所提出的技术解决了凸优化，因此其解是唯一确定的，而不管给定的正则化参数的初始条件，可以通过数据本身进行优化。使用湍流星系磁化等离子体的物理激励模型，我们证明了所提出的技术优于RM-CLEAN，并提供更高保真的重建。该技术将是一个强有力的工具，在宽带偏振与平方公里阵列（SKA）及其前身。
2018-11-29 astro-ph.GA astro-ph.IM
Reconstructing Video from Interferometric Measurements of Time-Varying Sources
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）；Massachusetts General Hospital（麻省总医院）；Radboud University（拉德堡德大学）；Google Research（谷歌研究院）
甚长基线干涉测量（VLBI）技术使得恢复具有极高角分辨率的天文源图像成为可能。最近，事件视界望远镜（EHT）已经将VLBI扩展到短毫米波长，目标是实现足以成像附近超大质量黑洞事件视界的角分辨率。VLBI通过一组稀疏的空间频率提供与源图像相关的测量。然后，通过对底层图像进行假设，可以从这些测量中恢复图像。传统成像方法所做的最重要的假设之一是，在夜间观察的过程中，图像是静态的。然而，对于快速演化的源，如银河系中心的超大质量黑洞（Sgr A*）被EHT瞄准，这一假设被违反，这些传统的成像方法失败。在这项工作中，我们提出了一种新的方法来模拟VLBI测量，使我们能够恢复的外观和动态的一个不断发展的来源，通过重建一个视频，而不是一个静态图像。通过使用高斯马尔可夫模型对VLBI测量进行建模，我们能够及时传播观测信息以重建视频，同时了解源发射区域的动态。我们证明了我们提出的期望最大化（EM）算法，StarWarps，现实的合成观测黑洞，并显示它如何大大改善结果相比，传统的成像算法。此外，我们展示了StarWarps的真实VLBI数据的M87喷气从VLBA。
2018-02-01 astro-ph.IM cs.CV
Super-resolution Imaging of the Protoplanetary Disk HD 142527 Using Sparse Modeling
近年来，随着对超分辨率成像精度的不断提高，新的成像技术得到了广泛的发展，这将大大改善对原行星盘的干涉观测。在这项研究中，稀疏建模（SpM）首次应用于观测数据集所采取的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）。本研究中使用的两个数据集是在波段7（330 GHz）使用不同的阵列配置独立采集的，目标是HD 142527周围的原行星盘;一个是较短基线阵列配置（~ 430 m），另一个是较长基线阵列配置（~ 1570 m）。从两个数据集重建的图像分辨率相差约3倍。我们确认，以前已知的磁盘结构出现在由SpM和CLEAN在标准光束尺寸产生的图像上。使用SpM从较短基线数据重建的图像与使用CLEAN从较长基线数据获得的图像相匹配，从而实现超分辨率图像，从该超分辨率图像可以再现比光束尺寸更精细的结构。我们的研究结果表明，在SpM成像技术的持续密集的发展是有益的ALMA成像。
2020-04-23 astro-ph.EP astro-ph.IM
Conditional Image Diffusion with Interferometric Closure Invariants: Independent EHT Imaging of Centaurus~A and 3C~279
Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation (CSIRO)（联邦科学与工业研究组织）
利用闭合不变量的生成深度学习方法实现EHT对Centaurus~A和3C~279的独立高分辨率成像，避免校准误差并提供稳健的结构分析。
2026-02-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Super-resolution Full Polarimetric Imaging for Radio Interferometry with Sparse Modeling
我们提出了一种新的技术，无线电干涉测量获得超分辨率全偏振图像的所有四个斯托克斯参数使用稀疏建模。该方法利用亮度分布的$\ell _1$ -范数和全变分（TV）两个正则化函数，从相应的全复Stokes维中重构每个Stokes参数下的图像。作为这一技术的一个应用，我们利用事件视界望远镜（EHT）对两个M87物理模型进行了模拟线偏振观测。我们确认，$\ell _1$ +TV正则化可以实现$\sim 25-30$ \%的衍射极限$λ/D_{\rm max}$的最佳分辨率，这是一个无线电干涉仪的总强度（即斯托克斯$I$）和线性偏振（即斯托克斯$Q$和$U$）的标称空间分辨率。这种最佳分辨率优于从广泛使用的Cotton-Schwab CLEAN算法或单独使用$\ell _1$或TV正则化获得的分辨率。此外，我们发现，$\ell _1$ +TV正则化可以实现更好的图像保真度在线性偏振比其他技术在很宽的空间尺度范围内，不仅在超分辨率制度，而且在尺度大于衍射极限。我们的研究结果清楚地表明，稀疏重建是一个有用的选择高保真全极化干涉成像。
2017-03-03 astro-ph.HE astro-ph.IM
Swarm intelligence for full Stokes dynamic imaging reconstruction of interferometric data
针对VLBI成像不适定逆问题，提出无需空间网格化的多目标粒子群优化算法，可同时实现静态和动态全斯托克斯偏振成像，无需参数搜索且不受像素数限制。
2024-05-06 astro-ph.GA astro-ph.IM math.OC
A multi-pixel beamformer using an interferometric array and its application towards localisations of newly discovered pulsars
我们已经开发了一种多像素波束形成器技术，它可以用于提高使用干涉阵列研究雷达的能力。使用巨型米波射电望远镜（GMRT），我们说明了这种有效的技术，它结合了增强的灵敏度的相干阵列波束形成器的宽视场的非相干阵列波束形成器的应用。利用记录的基带数据实现了多像素波束形成算法。通过本文中描述的多像素化的优化，现在可以实时形成16个定向光束。我们讨论了这种技术的一个特殊应用，在那里我们使用连续成像，然后使用多像素波束形成器，以获得新发现的毫秒星的精确位置与GMRT。通过单次观测测量的精确位置使得能够使用相干阵列波束形成器进行高灵敏度的后续研究，并在较高的射频和其他波长下进行快速跟踪。通常，这样精确的位置只能从长期的脉冲星计时计划中获得。多像素波束形成器技术也可用于在扩展的超新星遗迹中进行高灵敏度有针对性的脉冲星搜索。此外，该方法可以为使用多元阵的大规模脉冲星调查提供最佳性能。
2012-09-18 astro-ph.IM astro-ph.SR
Principal Component Analysis as a Tool for Characterizing Black Hole Images and Variability
我们探讨使用主成分分析（PCA）来表征高保真度模拟和干涉测量观测的毫米辐射，起源于附近的地平线吸积黑洞。我们从数学上表明，从PCA应用到在空间域中的图像的合奏的特征图像的傅里叶变换是相同的PCA的特征向量应用到合奏的傅里叶变换的图像，这表明，这种方法可以适用于建模的稀疏干涉傅里叶-维尤产生的阵列，如事件视界望远镜（EHT）。我们还表明，在空间域中的模拟本身可以compensate表示PCA派生的基础上的特征图像允许变量观测和时间相关的模型之间的详细比较，以及检测异常值或罕见的事件在一个时间序列的图像。此外，我们证明了PCA特征值的频谱是结构的功率谱的诊断，因此，在模拟和观察到的图像中的基本物理过程。
2018-04-16 astro-ph.HE astro-ph.IM
Uncertainty quantification for radio interferometric imaging: II. MAP estimation
不确定性量化是无线电干涉成像中一个关键的缺失部分，随着无线电干涉测量的大数据时代的到来，它只会变得越来越重要。执行贝叶斯推断的统计采样方法，如马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）采样，原则上可以恢复图像的完整后验分布，然后可以量化不确定性。然而，对于大规模的数据大小，如平方公里阵列（SKA）所预期的数据大小，由于其固有的计算成本，即使不是不可能应用任何MCMC技术，也将是困难的。我们制定贝叶斯推断问题与稀疏促进先验（压缩感知的动机），我们恢复最大后验（MAP）点估计的无线电干涉图像的凸优化。利用概率集中理论的最新发展，我们通过后处理恢复MAP估计来量化不确定性。提出了三种量化不确定性的策略：（i）最高后验密度可信区域;（ii）局部可信区间（cf.误差条）;以及（iii）图像结构的假设检验。这些形式的不确定性量化提供了丰富的信息，用于以统计稳健的方式分析无线电干涉观测。我们的MAP为基础的方法是大约$10^5$倍的计算速度比国家的最先进的MCMC方法，此外，支持高度分布式和并行算法结构。我们基于MAP的技术首次为无线电干涉成像提供了一种量化不确定性的方法，以获得真实的数据量和实际用途，并可扩展到射电天文学的新兴大数据时代。
2018-09-11 astro-ph.IM cs.IT math.IT
NeuralDMD: Interpretable Neural Representation of Dynamics from Sparse and Noisy Measurements
University of Toronto（多伦多大学）；NVIDIA Corporation（NVIDIA公司）
NeuralDMD是结合神经隐式表示与DMD的可解释未训练重建框架，可从稀疏含噪测量中直接重建预测时空动力学，在天气、黑洞观测等任务上优于基线，线性场景下稳定，非线性场景仍有应用潜力。
2026-10-19 astro-ph.IM cs.CV cs.LG
POLISH'ing the Sky: Wide-Field and High-Dynamic Range Interferometric Image Reconstruction with Application to Strong Lens Discovery
Department of Computing and Mathematical Sciences, California Institute of Technology (Caltech), Pasadena, CA, USA（计算与数学科学系，加州理工学院（Caltech），帕萨迪纳，CA，美国）；Center for Astrophysics ∣ \mid Harvard & Smithsonian, Cambridge, MA, USA（天体物理中心，哈佛与史密松尼天体物理研究中心，剑桥，MA，美国）
本文提出改进的POLISH框架，通过补丁训练和非线性强度变换实现宽视场和高动态范围的干涉成像，提升强引力透镜发现的重建质量与鲁棒性。
2026-03-10 astro-ph.IM cs.CV eess.IV
