Revisiting Hybrid Interferometry with Low-Frequency Radio Astronomy Arrays
无线电干涉测量法最常见的是设计相同的天线或天线阵列。相同的天线假设导致一个方便和有用的数学简化，导致标量问题。一个有趣的变体，这是一个“混合”干涉仪涉及两种设计。我们遇到这种低频天线/阵列原型使用均匀的低频阵列望远镜，如默奇森宽场阵列（MWA）的特性。在这项工作中，我们提出了一个干涉方程，适用于混合天线。所得方程涉及向量内积而不是标量乘法。我们讨论的物理解释和有用的应用程序，这一概念在该领域的灵敏度测量和校准的天线/阵列在测试中使用一个紧凑的校准源。
2017-05-23 astro-ph.IM
A new approach to multi-frequency synthesis in radio interferometry
提出了一种射电天文多频合成的新方法。该新技术使用贝叶斯推断技术，同时估计天空亮度和光谱指数。原则上，宽带观测的带宽可以充分利用灵敏度和分辨率，目前仅受光谱曲率等高阶效应的限制。采用这种新的方法，我们进一步提出了一个多频扩展的成像算法RESOLVE。在仿真中，这种新算法优于当前的多频成像技术，如MS-MF-CLEAN。
2014-01-19 astro-ph.IM
Antenna array characterization via radio interferometry observation of astronomical sources
我们提出了一个“低频”射电天文工程原型阵列，其特征在于在75-300 MHz的频率范围内的原位天线表征方法和结果。多个宇宙射电源的存在，特别是占主导地位的银河噪声，使得在这些频率的现场表征具有挑战性;然而，它将被证明，高质量的测量是可能的，通过无线电干涉测量技术。这种方法在射电天文学界是众所周知的，但在天线测量和无线通信界似乎不那么有名，尽管涉及天线视场中多个不期望源的测量挑战具有一些相似之处。我们讨论了这种方法和我们的结果，期望这一原则可能会在相关领域中找到更大的应用。
2015-01-20 astro-ph.IM
Using baseline-dependent window functions for data compression and field-of-interest shaping in radio interferometry
在无线电干涉测量中，观测到的振动本质上是以一定的时间和频率间隔采样的。现代干涉仪能够以非常高的时间和频率分辨率产生数据;对存储和计算成本的实际限制要求施加某种形式的数据压缩。传统的压缩形式是在较粗糙的时间和频率仓上对vibrations进行简单的平均。这有一个不希望的副作用：所得到的平均vibrations“去相关”，并根据基线长度和平均间隔不同。这转化为图像域中的非平凡签名，称为“拖尾”，其本身表现为朝向偏离中心的源的幅度衰减。随着现代和未来仪器中采用的视场的增加和/或基线的延长，数据速率和拖尾之间的权衡变得越来越不利。在这项工作中，我们研究替代方法，低损失的数据压缩。我们表明，平均的可见度数据可以被视为一种形式的卷积的矩形波串车样的窗口函数，并通过采用替代的基线依赖的窗口函数，一个更优化的干涉仪拖尾响应可能会引起。特别是，我们显示了在所选择的感兴趣的领域，更好的衰减感兴趣的领域以外的源的幅度响应。这种技术的主要成本是降低标称灵敏度，我们调查的拖尾与灵敏度的权衡，并表明，在某些制度下，可以实现一个有利的妥协。我们展示了这种技术的应用，模拟数据从卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）和欧洲甚长基线干涉测量网络（EVN）。
2016-07-14 astro-ph.IM
Intrinsic advantages of the w component and spherical imaging for wide-field radio interferometry
在干涉成像中考虑宽视场对下一代射电望远镜越来越重要。用于干涉成像的压缩感知技术最近已经扩展到广泛的领域，在它们自然存在的球坐标空间中恢复图像。我们回顾这些技术，突出：（一）如何有效的扩频现象，由于w分量引起的测量不相干性的增加，增强时去宽场;和（ii）稀疏性如何减少直接恢复图像的领域。这两个属性都用于提高重建图像的质量。
2011-08-26 astro-ph.IM
Non-linear Kalman filters for calibration in radio interferometry
我们提出了一种新的校准方案的基础上的非线性版本的卡尔曼滤波器，旨在估计出现在无线电干涉测量方程（RIME）的物理项。我们丰富了过滤器的结构与可调的数据表示模型，以及增强的测量模型的正则化。我们使用模拟表明，它可以正确地估计出现在RIME的物理效应。我们发现，这种方法是特别有用的，在最极端的情况下，如电离层和时钟效应同时存在。结合提供物理仪器效应的预期结构（预期的物理状态和动力学）的先验知识的能力，我们得到了一个相当便宜的算法，我们认为是强大的，特别是在低信噪比制度。潜在的使用过滤器和其他类似的方法可以代表无线电干涉测量的校准的改进，条件下，破坏vibrations的影响是理解和分析稳定的。递归算法特别适用于预校准和流式方式的天空模型估计。这可能对SKA型仪器有用，因为它们产生大量数据，在取平均值之前必须进行校准。
2014-03-26 astro-ph.IM
Optimal gridding and degridding in radio interferometry imaging
在射电干涉成像中，为了将可见度值转换成均匀采样的网格点，需要将可见度值与选定的网格函数进行卷积。在这里，我们提出了一个参数化的家庭的“最小失配网格函数”，最大限度地减少一个上限的DFT和FFT脏图像之间的差异，一个给定的网格支持宽度和图像裁剪比。当与具有类似参数的广泛使用的球形函数相比时，这些提供了比可用脏图好100倍以上的混叠抑制和RMS失配减少。我们讨论如何适当的参数选择和制表这些功能允许准确性，计算成本和存储大小之间的平衡。虽然可以将网格化或去网格化过程中引入的误差减少到机器精度的水平，但与CASA所实现的精度相当的精度仅需要具有300个条目和支持宽度为3的查找表，从而允许针对给定性能大大降低计算成本。
2019-10-20 astro-ph.IM
Validation Solutions to the Full-Sky Radio Interferometry Measurement Equation for Diffuse Emission
低频无线电观测站正在达到前所未有的灵敏度，以探测来自宇宙黎明的21厘米信号。需要高精度，因为预期的信号被前景污染所淹没，主要来自所谓的漫射发射-一种由银河系同步辐射和射电星系组成的非定域辉光。通过详细的模拟可以更好地理解这种扩散发射对观测的影响，这些模拟评估了给定仪器和天空模型的无线电干涉测量方程（RIME）。评估RIME涉及在整个天空上进行积分，这对于点源来说是自然离散的，但对于漫反射辐射来说必须近似。积分方案的选择可能会引入误差，必须理解这些误差，并将其与所研究的仪器效应隔离开来。在本文中，我们提出了几个解析定义的模式，非偏振漫射天空发射的RIME积分是可管理的，产生封闭形式或系列的能见度函数。我们通过将这些RIME解决方案与模拟数据进行比较来证明它们的有效性，并表明剩余的差异表现为不同的天空分辨率和基线方向和长度。
2021-12-21 astro-ph.IM
A 2-20 GHz Analog Lag-Correlator for Radio Interferometry
本文介绍了一个用于天文干涉测量的2-20 GHz连续带模拟滞后关联函数的设计和测试。关联函数已被设计为未来使用的原型单基线干涉仪在185-275 GHz的操作。该设计采用宽带威尔金森分压器树，在氧化铝基板上实现集成薄膜电阻，以及定制的宽带InGaP/GaAs吉尔伯特单元乘法器。原型关联函数已经过充分的实验室测试，连同必要的读出电子采集的输出信号。这些测量的结果表明，关联函数的响应在整个频带内表现良好。噪声行为的调查也表明，该系统的信号噪声不受关联函数性能的限制。
2011-12-08 astro-ph.IM
Increasing the sensitivity of stellar intensity interferometry with optical telescopes: First laboratory test of spectral multiplexing
本研究通过五通道光谱复用技术初步测试了混沌光源的强度关联，证实信噪比提升与理论一致，旨在证明该技术可扩展并提升光学望远镜恒星强度干涉术的灵敏度。
2024-11-13 astro-ph.IM
Baseline-dependent sampling and windowing for radio interferometry: data compression, field-of-interest shaping and outer field suppression
传统的无线电干涉测量仪通过在恒定的离散时间-频率间隔上对信号进行平均来产生真实$uv$分布的规则网格样本。然后，这种规则采样和平均转换为$uv$空间中的不规则网格化样本，并导致幅度和相位相干性的基线长度相关损失，这取决于与图像相位中心的距离。该效应通常被称为$uv$空间中的“去相关”，其在源域中等同于“拖尾”。这项工作讨论并实现了一个规则的网格采样计划，在$uv$空间（基线依赖采样）和窗口，允许数据压缩，字段的兴趣整形和源抑制。基线依赖采样要求时频空间中的不规则网格采样，即时频间隔变得依赖于基线。分析模型和模拟表明，去相关保持恒定的所有基线时，应用基线依赖的采样和窗口。使用MeerKAT望远镜和欧洲甚长基线干涉测量网络的模拟表明，数据压缩，感兴趣的领域成形和外部感兴趣的领域抑制。
2018-03-07 astro-ph.IM
Radio & Optical Interferometry: Basic Observing Techniques and Data Analysis
天文学家通常需要尽可能高的角分辨率，但衍射的模糊效应对任何一台望远镜的图像质量都有根本的限制。干涉测量法允许在广泛分离的望远镜处收集的光被组合，以便合成比单个望远镜大得多的孔径，从而以数量级提高角分辨率。射电和毫米波天文学家依靠干涉测量法来获得与传统可见光和红外望远镜相当的图像质量。可见光和红外波长的干涉仪的角分辨率可达毫角秒以下，从而在成像恒星表面和星周环境方面开辟了独特的研究领域。本章回顾了干涉测量的基本原理，重点介绍了射电和光学观测的共同特点。虽然许多技术对于所有波长的干涉仪都是通用的，但确定了关键的差异，这将有助于新从业者避免不必要的混乱和常见的陷阱。根据科学波长、角分辨率和所需视场，描述了编写观测建议和规划观测所必需的概念。大气层和电离层湍流会大大降低干涉条纹的稳定性，从而降低最长基线观测的质量。这种不稳定性是一个持续的挑战，相位参考和相位闭合的基本技术已经开发出来，以处理它们。大型观测数据集的合成成像已成为射电天文台的常规和简单的过程，但对于光学设施仍然具有挑战性。在这种情况下，常用的图像重建算法CLEAN和MEM。最后，作为附录，对现有设施作了简要概述。
2012-01-13 astro-ph.IM
Planetary Radio Interferometry and Doppler Experiment (PRIDE) technique: A test case of the Mars Express Phobos fly-by
欧洲航天局的火星快车号航天器对火星卫星火卫一进行了有史以来最接近的绕飞，这为提高和测试行星无线电干涉测量和多普勒实验技术以研究行星-卫星系统提供了一个独特的机会。这项工作的目的是演示一种利用火星快车航天器对行星航天器进行高精度定位和多普勒测量的技术。该技术将用于各种行星飞行任务中的行星无线电干涉测量和多普勒实验框架，特别是在绕飞模式中。提出了一种基于多普勒和相位参考甚长基线干涉测量技术的航天器跟踪数据处理新方法。平均而言，我们实现了径向三向多普勒估计的mHz精度（10秒积分时间时为30 μm/s）和横向位置测量的亚纳弧度精度，在线性测量中（距离为1.4 AU）对应于~50 m。
2016-06-19 astro-ph.IM
Planetary Radio Interferometry and Doppler Experiment (PRIDE) Technique: a Test Case of the Mars Express Phobos Fly-by. 2. Doppler tracking: Formulation of observed and computed values, and noise budget
上下文深空跟踪网络获得的闭环多普勒数据（例如，NASA的DSN和ESA的Estrack）通常用于导航和科学应用。通过“阴影跟踪”航天器信号，参与行星无线电干涉测量和多普勒实验的地面射电望远镜可在专用深空跟踪设施仅以闭环模式运行时提供开环多普勒跟踪数据。目的。我们详细解释了数据处理管道，讨论了该技术的能力及其在行星科学中的潜在应用。方法.我们提供了制定的观测值和计算值的多普勒数据在PRIDE跟踪的航天器，并证明了质量的结果，作为一个测试案例的实验与欧空局的火星快车航天器。结果我们发现，多普勒残差和相应的噪声预算的开环多普勒探测与PRIDE站相比，闭环多普勒探测与专用深空跟踪设施。
2017-09-11 astro-ph.IM
Advanced Gain Calibration Techniques in Radio Interferometry
在本讲座中，我们将介绍一些先进的增益校准技术。特别地，自校准是在所有波长下的干涉成像中的重要工具。它允许观测者确定并消除正常校准后数据中残留的残余相位和幅度误差，同时产生目标源的更准确和更灵敏的图像。我们描述了自校准的基本技术，并试图消除一些常见的误解。我们继续给出了一系列有用的提示，并提供了连续，谱线，和马赛克自校准的例子，使用ALMA数据。我们还讨论了快速切换和辐射相位校正以及先进的相位传递技术，可以成为有利的，甚至是必要的，在高频率的密度足够明亮的相位校准变得稀疏。
2018-05-14 astro-ph.IM
A graphical tool for demonstrating the techniques of radio interferometry
我们提出了一个图形界面，旨在展示的技术，射电干涉望远镜，如ALMA，电子梅林，JVLA和SKA，在向公众开放的方式使用。干涉测量是天文学家使用的一种观测技术，用于将来自几个到几十个到几百个单独的小型天线的信号组合起来，以获得无线电和毫米波长的高分辨率图像。这个图形界面演示了天线的数量，它们之间的相对位置以及地球的旋转如何使天文学家能够在长波长下创建高度详细的图像。
2012-11-01 astro-ph.IM physics.ed-ph
Sparsity Averaging Reweighted Analysis (SARA): a novel algorithm for radio-interferometric imaging
提出了一种新的射电干涉测量图像重建算法。与不完整的傅立叶采样识别的能见度测量的不适定的反问题是正则化的平均信号稀疏性的假设在多个小波基的表示。该算法定义在凸优化的通用框架中，被称为稀疏平均加权分析（SARA）。我们通过仿真表明，所提出的方法优于国家的最先进的成像方法在该领域，这是基于信号稀疏的假设，在一个单一的基础上。
2012-07-30 astro-ph.IM
Multi-frequency image reconstruction for radio interferometry. A regularized inverse problem approach
本文描述了一种用于射电干涉测量中宽带成像的“空谱”反卷积算法。与现有的多频重建算法相比，该方法不依赖于天空亮度谱分布模型。这种非参数方法对于新一代的低频射电望远镜特别有意义。所提出的解决方案将重建问题形式化为具有空间和谱正则化的凸优化问题。这种方法的效率已经被证明为窄带图像重建和目前的贡献可以被认为是其扩展到多频的情况下。由于频带的数量乘以反问题的大小，特别注意的是致力于迭代大规模优化算法的推导。结果表明，该方法的主要计算瓶颈，这是在一个线性系统的分辨率，可以有效地克服一个完全并行的实施w.r.t.频率，其中每个处理器重建窄带图像。所有其他优化步骤都非常快。Julia中算法的并行实现可在www.example.com上公开获得。初步的仿真结果表明，该方法的性能和重建复杂的空间光谱结构的能力。
2016-02-28 astro-ph.IM
Accelerating the CLEAN algorithm of radio interferometry with convex optimization
Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）
通过凸优化加速CLEAN算法的主要循环，提升其收敛速度和残差减少效果，同时保持算法的高效与稳健性。
2025-11-21 astro-ph.IM
Polarization-based online interference mitigation in radio interferometry
减轻射频干扰（RFI）对于向天文学家提供科学准备的无线电干涉数据至关重要。在本文中，使用双极化无线电干涉仪，我们提出了使用后相关干扰信号的极化信息来检测和抑制它们。我们使用极化信号的方向统计作为检测标准，并制定了分布式，宽带频谱感知问题。使用共识优化，我们以在线方式解决这个问题，处理小批量数据。我们提出了广泛的仿真结果的基础上，证明我们的方法的可行性。
2020-07-23 astro-ph.IM stat.AP
Bayesian Imaging for Radio Interferometry with Score-Based Priors
Université de Montréal（蒙特利尔大学）；Ciela Institute（谢拉研究所）；Mila（米拉研究所）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；Flatiron Institute（熨斗研究所）；The Alan Turing Institute（艾伦·图灵研究所）；Trottier Space Institute（特罗蒂尔空间研究所）；Perimeter Institute（圆周理论物理研究所）
本文提出利用星系光学图像导出的分数先验对DSHARP射电干涉数据进行贝叶斯成像，在存在先验偏差的情况下仍能生成合理后验样本，且性能与现有算法相当。
2023-11-29 astro-ph.IM cs.CV
Optimal Arrays for Compressed Sensing in Snapshot-Mode Radio Interferometry
射电干涉测量一直面临着傅立叶平面不完全采样的问题。一个可能的补救措施可以在压缩传感（CS）的有前途的新理论中找到，该理论允许在给定的测量条件下从亚奈奎斯特采样中准确地恢复稀疏信号。我们提供了一个介绍性的评估CS在快照模式无线电干涉测量的最佳阵列，使用正交匹配追踪（OMP），广泛使用的CS恢复算法在某些方面类似于CLEAN。我们专注于集中压缩（具体来说，高斯）阵列与均匀阵列，以及随机化与确定性阵列，如VLA的原则。CS理论基于信号的$a)$稀疏表示和低相干性的$b)$测量矩阵。我们计算了一个相关的量，互相关（MC），作为阵列的适用性OMP的基础上恢复误差界的理论指标（Donoho等。点对象和扩展对象的OMP重建也是从模拟的不完整数据运行的。通过1）自然像素表示和2）块离散余弦变换（BDCT）的表示，最佳阵列被认为是用于对象恢复。我们发现，重建的像素表示执行最好的均匀随机阵列，而重建的BDCT表示执行最好的正常随机阵列。VLA的轻微随机化也极大地改善了基于像素的CS。在像素基础上，CS的阵列设计反映了小数量天线的阵列设计的已知原理，即随机性和均匀分布。不同的结果与BDCT，但是，强调研究稀疏基地如何影响阵列设计之前CS可以优化的重要性。
2015-12-19 astro-ph.IM
RFI Identification Based On Deep-Learning]{A Robust RFI Identification For Radio Interferometry based on a Convolutional Neural Network
平方公里阵列（SKA）等新一代射电干涉仪的快速发展为天文研究开辟了前所未有的机遇。然而，来自通信技术和其他人类活动的人为射频干扰（RFI）严重影响了观测数据的保真度。这也大大降低了望远镜的灵敏度。提出了一种基于机器学习方法的鲁棒卷积神经网络（CNN）模型来识别RFI。我们将RFI叠加在SKA 1-LOW的模拟数据上，构建了三个可见性函数数据集。一个数据集用于建模，另外两个用于验证模型的可用性。实验结果表明，该方法的曲线下面积（AUC）达到0.93，具有较好的准确度和精密度。然后，我们通过识别LOFAR和MeerKAT实际观测数据中的RFI进一步研究了模型的有效性。结果表明，该模型具有较好的性能。整体效果与AOFlagger软件相当，在某些情况下比现有方法有所改进。
2022-03-01 astro-ph.IM
Golden Spiral Interferometry for Radio Astronomy. A proposal
本文提出将黄金螺旋分布用于射电干涉测量，证明其相比线性或圆形分布可将分辨率提升最高八倍，并有望改善灵敏度和望远镜分布均匀性。
2024-09-01 astro-ph.GA astro-ph.IM
Efficient wide-field radio interferometry response
射电干涉仪并不直接测量天空亮度分布，而是对其进行修正的傅里叶变换。因此，成像算法需要线性测量算子及其伴随算子的计算表示，而与所选成像算法无关。在本文中，我们提出了一个C++实现的无线电干涉测量算子的宽场测量，它是基于“改进的$w$叠加”。它可以提供高精度（下至$\approx 10^{-12}$），基于新的网格化内核，其允许较小的内核支持以获得给定的精度，动态地选择内核、内核支持和过采样因子以获得最大性能，使用分段多项式近似以进行网格化内核的廉价评估，以高速缓存友好的顺序对待虚拟机，使用显式向量化（如果可用），并带有并行化方案，该方案在伴随方向上也可以很好地扩展（这是许多先前实现的问题）。该实现具有小的内存占用，因为临时内部数据结构比相应的输入和输出数据小得多，允许在内存中处理需要从磁盘读取或分布在多个计算节点上的数据集。
2021-01-28 astro-ph.IM
High-Performance Image Synthesis for Radio Interferometry
射电干涉仪间接测量天球上空的强度分布。由于测量是在不规则采样的傅立叶平面上进行的，因此从干涉测量合成强度图像需要大量的处理。此外，还有一些扭曲现象必须加以纠正。本论文开发了一种新的高性能射电干涉测量图像合成工具（成像工具）。该成像工具采用C++和CUDA实现，通过图形处理单元（GPU）实现了前所未有的性能。成像工具分为几个组件，后端处理数值计算在新的框架中进行了概括。一个称为压缩的新功能任意地增加了已经非常高效的基于GPU的w投影算法的实现的性能。压缩利用过采样卷积函数和基线轨迹的行为。基于CPU的组件为GPU准备数据，GPU是多线程的，以确保最大限度地使用现代多核CPU。只有当系统中的所有硬件组件都并行工作时，才能实现最佳性能。映像工具的设计使磁盘I/O以及CPU和GPU上的工作同时完成。测试用例表明，该成像工具执行速度比另一个基于CPU的通用成像工具快近100 $\times$。不幸的是，该工具在使用中受到限制，因为反卷积和A-投影尚未得到支持。它还受到GPU内存的限制。未来的工作将实现反卷积和A-投影，同时找到克服记忆限制的方法。
2014-03-17 astro-ph.IM
Very Long Baseline Interferometry Experiment on Giant Radio Pulses of Crab Pulsar toward Fast Radio Burst Detection
本文报道了一个对蟹状星云脉冲星射电1.4 ~ 1.7 GHz巨射电脉冲进行甚长基线干涉测量（VLBI）的实验，以演示一种寻找快速射电暴（FRB）的VLBI技术。我们于2014年7月26日使用日本VLBI网络的鹿岛34米和Usuda 64米射电望远镜进行了实验，基线约为200公里。在大约1小时的观测中，我们可以通过高时间分辨率VLBI探测到35个GP。此外，我们确定的分散措施（DM）为56.7585 +/- 0.0025的基础上，平均DM的VLBI检测到的35个GP。我们证实，使用我们的技术检测GPS的灵敏度优于使用相同的望远镜的单碟模式检测。
2016-05-24 astro-ph.HE astro-ph.IM
Results and plans to apply interferometry to air shower observations at the Pierre Auger Observatory
本研究基于皮埃尔·俄歇天文台AERA的观测数据，首次将干涉测量法应用于数千次倾斜空气簇射观测以重建簇射参数，并介绍了为AugerPrime升级的新射电探测器启用干涉测量法的相关计划。
2025-09-05 astro-ph.HE astro-ph.IM
Calibration artefacts in radio interferometry. I. Ghost sources in WSRT data
这项工作研究了一类特殊的人工制品，或鬼源，在无线电干涉图像。韦斯特博克综合射电望远镜（Westerbork Synthesis Radio Telescope，WSRT）的早期观测（和模拟）表明，这些都是由于不完整的天空模型校准造成的。一个理论框架的推导，验证了这一建议，并提供了在两个源的情况下，鬼形成的预测。预测被发现准确地匹配模拟的结果，并定性地再现了以前在观测数据中看到的鬼。该理论还提供了许多以前令人困惑的功能，这些文物（规则的几何形状，PSF样旁瓣，似乎独立于模型通量）的解释，并表明，所观察到的现象影响未建模的源通量抑制是由于相同的机制。我们证明，这种鬼形成机制是校准的一个基本特征，并表现出特别强大的和本地化的签名，由于阵列冗余。在某种程度上，这种机制将影响所有的观测（包括那些非冗余阵列），但在大多数情况下，鬼仍然隐藏在噪音或其他仪器伪影掩盖。这种错误对未来的深层观测的影响进行了讨论。
2014-02-06 astro-ph.IM
A Python-Based Peeling Framework for Radio Interferometry: Application to uGMRT 650MHz Imaging
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Nanjing University（南京大学）；National Radio Astronomy Observatory, NRAO（美国国家射电天文台）；University of Cape Town（开普敦大学）；University of the Western Cape（西开普大学）
本文提出基于Python的射电干涉去皮框架，用于解决方向依赖性校准问题，提升成像质量和弱源探测能力，适用于uGMRT 650MHz数据。
2026-05-15 astro-ph.IM
Image Reconstruction in Optical Interferometry
本教程介绍了从干涉数据的图像重建的问题，特别侧重于在光学（可见光/红外）波长遇到的具体问题。在反问题方法的一般框架下，介绍了从干涉数据重建图像的挑战性问题。这个框架，然后用来描述现有的图像重建算法在无线电干涉测量和新的方法，专门开发的光学干涉测量。
2009-09-12 astro-ph.IM
Deep Learning-based Imaging in Radio Interferometry
针对射电干涉成像中的伪影问题，提出基于卷积神经网络的深度学习重建方法，利用残差块架构快速生成可重复图像，在模拟数据上验证了角度和大小重建良好，并展望了含不确定性估计的进阶方案。
2022-03-22 astro-ph.IM
A multi-scale multi-frequency deconvolution algorithm for synthesis imaging in radio interferometry
目的：我们描述了MS-MFS，一个多尺度多频率反卷积算法的宽带合成成像，并提出成像结果，说明了该算法的能力和条件下，它是可行的，并给出准确的结果。研究方法：MS-MFS算法将宽波段天空亮度分布建模为空间和光谱基函数的线性组合，并通过将线性最小二乘方法与迭代$χ^2$最小化相结合来执行图像重建。该方法扩展和结合了MS-CLEAN和MF-CLEAN算法分别用于多尺度和多频率反褶积的思想，并可与现有的宽视场成像算法结合使用。我们还讨论了一个更简单的混合光谱线和连续成像方法，并指出它可能足够的情况。结果如下：我们表明，通过模拟和应用程序的多频VLA数据和宽带EVLA数据，它是可能的，以重建空间和光谱结构的紧凑和扩展的发射在连续灵敏度水平，并在角分辨率允许的最高采样频率。
2011-06-14 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
Antennas and Receivers in Radio Interferometry
主天线单元和接收机是综合望远镜中最重要的两个部件。它们共同负责在方向和频率上锁定天文源，捕获其辐射，并将其转换为适合数字化和相关的信号。天线和接收器的属性和性能可以以许多基本方式影响合成图像的质量。在这个讲座中，他们最相关的设计和性能参数进行审查，重点放在目前的ALMA和VLA系统。我们详细讨论了主光束的形状和孔径效率的组成部分，我们提出了全息，指向和伺服控制的基础知识。在接收机方面，我们概述了放大器和混频器在低温前端和室温后端信号路径中的使用，还描述了精密本振（LO）、锁相环（PLL）和LO调制技术的基本特性。我们提供了一个示范的方法，在ALMA观测测量接收机和系统的灵敏度作为频率的函数。最后，对辐射计方程进行了简单的推导和数值模拟。
2016-09-29 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
An Unsupervised Learning Method for Radio Interferometry Deconvolution
本文提出一种结合压缩感知与深度字典的无监督学习方法，通过多分辨率过完备卷积字典实现稀疏表示，用于射电干涉反卷积，其动态范围比MS-CLEAN高45至100倍。
2025-05-08 astro-ph.IM
High accuracy wide field imaging method in radio interferometry
本研究针对射电干涉宽视场成像需求，基于W-stacking方法提出三方向最小失配最优网格化的新算法，可实现更高成像精度，且在同等精度下能显著降低计算成本。
2021-12-07 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
Calibration artefacts in radio interferometry. III. Phase-only calibration and primary beam correction
这是我们研究校准伪影的系列论文中的第三部分。当我们使用不完整的模型进行校准时，会产生校准伪影（也称为重影或虚假源）。在本系列的前两篇论文中，我们开发了一个数学框架，使我们能够研究重影机制本身。第二篇论文的一个有趣的伴随现象是，鬼魂是对称成对出现的。这可能解释了伪对称化。虚假对称是指虚假源（消重影）的出现对称地与模型化源周围的未模型化源相对。前两篇论文中的分析表明，消重影通常非常微弱，特别是当使用大量天线时。这表明，假对称化将主要发生在几乎不可检测的通量水平。在本文中，我们表明，仅相位校准产生的反鬼是$N$倍（其中$N$表示阵列中的天线数量）作为一个由相位和幅度校准产生的明亮，这已经明亮的鬼可以进一步放大的主要波束校正。
2016-07-18 astro-ph.IM
Scintillation noise in widefield radio interferometry
在本文中，我们认为随机相位波动波传播过程中施加通过湍流等离子体（如电离层）作为一个源的额外的噪声干涉vibrium。通过计算随机等离子体的菲涅耳衍射的统计量，我们推导出宽视场情况下（FOV $\sim10$ deg）的可见性方差的表达式，并提供了一个直观的理解。对于典型的电离层条件（在$150$ MHz的衍射尺度$\sim 5-20$公里），我们表明，由此产生的电离层“闪烁噪声”可以是在低频（$ν\lesssim 200$ MHz）的不确定性的主要来源。因此，低频宽场无线电干涉仪在其灵敏度分析中必须考虑到这种不确定性来源。我们还讨论了闪烁噪声的空间，时间和光谱相干特性，这些特性决定了其在深度积分中的大小，并影响了通过校准或滤波缓解闪烁噪声的前景。
2015-12-01 astro-ph.CO astro-ph.IM
Uncertainty quantification for fast reconstruction methods using augmented equivariant bootstrap: Application to radio interferometry
IRFU, CEA, Université Paris-Saclay（法国原子能和替代能源委员会 IRFU，巴黎萨克雷大学）；LTCI, Télécom Paris, Institut Polytechnique de Paris（巴黎电信学院 LTCI，巴黎综合理工学院）
针对射电干涉成像中快速重建方法缺乏可信、可扩展不确定性量化的问题，本文提出基于保形化射电增强等变自举的无监督方法，并利用超快展开算法获得更可靠的不确定性估计。
2024-12-02 astro-ph.IM cs.LG
Capabilities and prospects of the East Asia Very Long Baseline Interferometry Network
甚长基线干涉测量（VLBI）技术提供的角分辨率优于其他波长的任何其他仪器，使射电源高分辨率成像和高精度天体测量的独特科学应用成为可能。东亚VLBI网络（EAVN）是东亚地区的一个合作项目。EAVN目前由21个望远镜组成，具有不同的设备配置和频率设置，允许为特定的科学项目提供灵活的子阵列。EAVN在22 GHz时提供最高分辨率0.5 mas，可以对活动星系核中的喷流进行精细成像，对脉泽和微扰星进行高精度天体测量，并对航天器进行精确定位。即将投入使用的500米口径球面射电望远镜（FAST）将开启EAVN的新时代。这个最先进的VLBI阵列还为蓬勃发展的亚洲天文学界提供了便捷的访问和重要的培训。本文综述了EAVN的现状、能力和前景。
2018-02-04 astro-ph.IM
Radio interferometry applied to the observation of cosmic-ray induced extensive air showers
我们开发了一种射电干涉技术，用于观测宇宙粒子引发的大范围空气簇射。在这个证明的原则研究中，我们表明，广泛的空气淋浴的属性可以得到高精度的一个简单的方式。当不同的接收器之间的时间同步低于$\sim$ 1纳秒，可以实现，方向重建分辨率的$< 0.2^\circ$和分辨率上的簇射最大值的深度$<10$ g/cm $^2$获得在整个参数范围内的研究，甚至更高的精度为倾斜的传入方向。此外，通过将所开发的方法应用于密集的无线电天线阵列，可以显着降低无线电检测大范围空气阵雨的能量阈值。所提出的方法可以被纳入操作和未来的宇宙粒子观测站，其高精度，它有可能在解开超高能宇宙粒子通量的组成发挥关键作用。
2022-01-10 astro-ph.HE astro-ph.IM
A Radio Detection Survey of Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies using Very-Long-Baseline Interferometry at 22 GHz
我们进行了高灵敏度的无线电探测调查的40个窄线塞弗特1（NLS 1）星系使用甚长基线干涉测量（VLBI）在22 GHz的相位参考长时间积分和使用新开发的记录器的数据速率为8 Gbps，这是一个候选人的下一代VLBI数据记录系统的日本VLBI网络。基线灵敏度通常为几mJy。观测结果表明，我们的无线电选择的NLS 1样本的检测率为12/40;在检测到的12个NLS 1中，有11个在超大阵通量密度和VLBI检测的基础上显示出1.4和22 GHz之间的反向无线电频谱。这些高的分数表明，一个紧凑的无线电核心与高亮度温度经常与NLS 1核。另一方面，至少有一半的样品表明明显陡峭的光谱，即使与有限的VLBI灵敏度。倒谱和陡谱射电源都包含在NLS 1总体中。
2016-03-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
BAORadio: A digital pipeline for radio interferometry and 21 cm mapping of large scale structures
通过氢原子的21 cm射电发射来绘制宇宙中物质分布的3D地图HI是光学测量的补充方法，用于研究大尺度结构，特别是用于测量到红移z < 3的BAO（重子声学振荡）尺度，从而限制暗能量参数。我们提出了一种新的方法来映射HI质量分布在无线电的三维，而不检测或识别单个紧凑的源。这种方法需要具有大瞬时带宽（> 100 MHz）和高灵敏度的仪器，而相当适度的角分辨率（~ 10 arcmin）应该是足够的。这些要求可以通过在大的主反射器的焦平面中的密集干涉阵列或相控阵列（FPA）来满足，其表示具有覆盖20至100平方度视场的几百个同时光束的几千平方米的总收集面积。我们描述了一个电子和数据处理系统的数字无线电干涉测量和波束形成适合于这样的仪器与几百个接收器元件的发展和资格。
2012-09-14 astro-ph.CO astro-ph.IM
Imaging swiFTly: streaming widefield Fourier Transforms for large-scale interferometry
本文提出一种可扩展的分布式成像算法框架，通过平滑窗口函数隔离空间频率与图像空间影响，实现大规模干涉测量中傅里叶变换的流式处理，降低内存负载并提升计算效率，优于三次方复杂度缩放，适用于平方公里阵列等大型望远镜。
2024-05-27 astro-ph.IM
All-Sky Imaging with Vector Sensor Interferometry
针对10 MHz以下射电天文观测因电离层干扰和灵敏度需求难以开展的问题，提出用矢量传感器天线构建低频阵列，其干涉测量费希尔信息为三联极的四倍，并通过模拟验证球谐成像技术的有效性。
2025-08-25 astro-ph.IM
Deep wideband single pointings and mosaics in radio interferometry - How accurately do we reconstruct intensities and spectral indices of faint sources?
目前正在设计许多深宽波段宽场无线电干涉测量，以准确测量微弱源群的强度、光谱指数和偏振特性。在本文中，我们比较了各种宽带成像方法来评估的准确性，接近混淆极限的源的强度和光谱指数可以重建。我们模拟了一个宽带单指向（C阵列，L波段（1- 2 GHz））和46指向马赛克（D阵列，C波段（4- 8 GHz））JVLA观测使用现实的亮度分布范围从$1μ$ Jy到$100m$ Jy和时间，频率，偏振和方向相关的仪器效应。这些比较的主要结果是：（a）即使在没有模拟噪声的情况下，对于较弱的源，重建强度和光谱指数的误差也较大;（b）对于联合重建方法（例如MT-MFS）以及A投影，误差系统性地较低，以进行精确的初级光束校正;以及（c）使用MT-MFS进行图像重建消除了Clean偏差（否则会存在）。辅助测试包括数据划分方法缺陷的解决方案（例如，使用掩模去除干净的偏差和混合方法去除未去卷积源的旁瓣），不在像素中心的源的影响以及软件实现中各种其他数值近似的后果。本文还演示了详细的水平，必须这样的模拟，以反映现实，使人们能够系统地确定观察到的每一个趋势的具体原因，并估计科学的防御成像性能指标和相关的算法/分析程序的计算复杂性。
2016-05-24 astro-ph.IM
Performance evaluation of baseline-dependent averaging based onfull-scale SKA1-LOW simulation
平方公里阵列（SKA）是世界上正在建设的最大的射电干涉仪。其巨大的可见度数据量对科学数据处理器（SDP）的后续处理提出了相当大的挑战。基线相关平均（BDA）是根据射电干涉仪的基线分布来减少能见度数据量的一种方法，已成为SKA SDP发展的一个重点。本文基于射电天文模拟、定标和成像库（RASCIL），开发并实现了一个功能齐全的BDA模块。然后用基于全尺寸SKA 1-LOW配置的RASCIL进行模拟观测。基于模拟数据对BDA的性能进行了系统的研究和评价。实验结果表明，对于不同的时间间隔（$Δt_{max}$），能见度数据量减少了50%~ 85%。此外，不同的$Δt_{max}$对成像质量有显著影响。$Δt_{max}$越小，成像质量的劣化越小。
2022-02-19 astro-ph.IM
SETI surveys of the nearby and distant universe employing wide-field radio interferometry techniques
长基线无线电干涉仪可以为未来的SETI搜索提供一些有趣的机会。已知的优点（与单碟或波束形成阵列相比）包括由于干涉仪对RFI的自然抑制而大幅减少误报。本文提出了其他优点-在阵列中的多个干涉仪基线的存在提供了一个重要的冗余和额外的信心（验证）在微弱和潜在的瞬态信号的检测水平。SETI对高时间和频率分辨率的要求与宽场VLBI技术很好地匹配，该技术允许同时分析视场内数千个潜在的SETI目标。在图像平面中搜索SETI信号有一个重要的优点，即信号在天空中的位置可能在短时间尺度上是不变的-这是一个有用的约束，当几乎所有其他东西都可能发生变化时（例如由于多普勒加速度引起的频率漂移）。使用档案数据，我们演示了如何VLBI可以用来进行SETI搜索。我们瞄准视场内的两个目标-一个星系恒星和一个红移为0.14的星系。我们对来自两个SETI目标的任何SETI信号设定了粗略的上限，并指出，虽然与银河系相关的EERP与卡尔达舍夫2型文明的能量资源相当，但具有出色前向增益的分布式相干发射机阵列可以将其降低到更适度的水平。因此，我们认为，有针对性的观测河外来源也可能值得干涉仪调查。本文还讨论了用VLBI研究已确认的SETI信号的精确位置和运动。
2018-10-16 astro-ph.IM
Comparison of classical and Bayesian imaging in radio interferometry
CLEAN是无线电干涉测量中常用的成像算法，但它有许多缺点：在其基本版本中，它没有漫射通量的概念，并且将CLEAN分量与CLEAN波束卷积的常见做法消除了超分辨率的可能性;它不输出不确定性信息;它产生具有非物理负通量区域的图像;并且其结果高度依赖于所谓的加权方案以及任何人对引导成像的CLEAN掩模的选择。在这里，我们提出了贝叶斯成像算法解决，解决了上述问题，自然导致超分辨率。我们对天鹅座~A进行了四个不同频率的VLA观测，并利用单尺度CLEAN、多尺度CLEAN和分辨成像。除了天空亮度分布解析估计的噪声预算，贝叶斯等效的加权方案的基线相关的校正函数。我们报告的噪声校正系数在0.4和429之间。通过解析实现的增强是以更高的计算工作量为代价的。
2021-01-25 astro-ph.IM stat.AP
Energy and polarization based on-line interference mitigation in radio interferometry
ASTRON, The Netherlands Institute for Radio Astronomy（荷兰射电天文研究所）
针对射电干涉测量中的射频干扰问题，提出一种基于能量和极化对齐的在线实时干扰缓解方案，利用单精度和半精度浮点运算提升计算效率，适用于GPU加速部署，并通过真实数据验证了其有效性。
2025-05-28 astro-ph.IM cs.AI
Demonstrating the Principles of Aperture Synthesis with TableTop Laboratory Exercises
由于时间限制和学生数学水平的限制，许多本科射电天文课程无法对孔径综合进行详细的处理。我们已经采取了实验室为基础的方法来教学无线电干涉测量使用一套大学水平，桌面练习。这些都是用甚小射电望远镜（VSRT）进行的，这是一种在Haystack天文台开发的干涉仪，使用卫星电视电子设备作为探测器，紧凑型荧光灯泡作为微波信号源。VSRT在这些实验室中提供的实践经验使学生能够获得无线电干涉测量和孔径合成的概念理解，而无需传统上要求的严格数学背景。使用用户友好的数据分析Java软件包VSRTI\_Plotter.jar可快速轻松地处理数据。该软件也可以在没有设备的情况下作为交互式计算机活动使用，以演示干涉仪对各种表面亮度分布的响应。学生们还将熟悉傅立叶变换，并使用另一个Java软件包，交互式傅立叶变换工具（TIFT），了解干涉测量中的傅立叶关系。我们已经成功地使用这些工具在我们的射电天文学课程在联合学院多个产品
2018-07-10 astro-ph.IM
