In-situ measurements of whole-dish reflectivity for VERITAS
VERITAS阵列是一套四个成像大气切伦科夫望远镜（IACT），对能量超过80 GeV的伽马射线敏感。每个望远镜都以一个直径12米的镶嵌镜为基础，反射伽马射线引起的空气簇射的光，在由499个光电倍增管组成的像素化“照相机”上形成图像。图像亮度是伽马射线能量的主要度量，因此了解镜面反射率是很重要的。我们在这里描述一种方法，由MAGIC合作的成员开创，快速，定期地测量全碟反射率，以便可以监测镜子老化的影响。一个安装在碟形天线中心附近的CCD相机同时获取恒星的图像和它在一个由Spectralon（一种高反射材料）制成的目标上的反射图像，该目标放置在望远镜的焦点处。由CCD记录的它们的亮度的比率以及几何因子提供了具有很少系统误差的碟形反射率的估计。滤光轮与CCD相机一起部署，允许测量作为波长的函数的反射率。我们介绍了自2014年以来使用VERITAS望远镜获得的结果。
2021-01-07 astro-ph.IM
In-situ measurements of whole-dish reflectivity for VERITAS
VERITAS阵列是一组四个成像大气切伦科夫望远镜（IACT），对能量在85 GeV和30 TeV之间的伽马射线敏感。每个望远镜都以一个直径12米的镶嵌镜为基础，反射伽马射线引起的空气簇射的光，在由499个光电倍增管组成的像素化“照相机”上形成图像。图像亮度是伽马射线能量的主要度量，因此了解镜面反射率是很重要的。我们在这里描述一种方法，由MAGIC合作的成员开创，用于快速定期测量整盘反射率，以便监测老化的影响。一个安装在碟形天线中心附近的CCD相机同时获取目标恒星的图像和它在置于望远镜焦点处的高反射材料Spectralon目标上的反射图像。由CCD记录的它们的亮度的比率以及几何因子提供了具有很少系统误差的碟形反射率的估计。滤光轮放置在CCD相机的前面，允许测量作为波长的函数的反射率。我们介绍了2012年VERITAS望远镜获得的初步结果。
2013-07-31 astro-ph.IM
New 50-m-class single-dish telescope: Large Submillimeter Telescope (LST)
我们报告的计划，以建立一个50米级的单碟望远镜，大型亚毫米波望远镜（LST）。介绍了LST的概念设计和关键科学，以及它的暂定规格。该望远镜最适合在70- 420 GHz频率范围内进行广域成像和光谱调查，该频率范围跨越毫米和亚毫米波长的主要大气窗口，用于智利阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）站点等良好观测站点。我们还使用内部高精度表面，以高达1 THz的更高频率进行观测。为了校正表面的重力和热变形，需要进行主动表面控制，并且主动表面控制对于校正风载荷变形将是有用的。LST将促进新的发现空间，如具有连续谱线和谱线的宽场成像，以及时域科学的新发展。通过利用其与ALMA和其他望远镜的协同作用，LST将有助于天文学和天体物理学领域广泛主题的研究，例如，天体化学、银河系和星系中的恒星形成、通过Sunyaev-Zel'dovich效应的星系团演化、寻找瞬变现象，如在再电离时期产生的$γ$射线爆发反向冲击、对探测到的引力波源进行电磁跟踪，以及通过亚毫米甚长基线干涉测量法在超大质量黑洞附近检验广义相对论。
2017-07-24 astro-ph.IM
Offline Correction of Atmospheric Effects on Single-Dish Radio Spectroscopy
本文提出了一种方法来减轻大气效应（残留大气线）在单碟射电光谱的目标和参考位置之间的高度差所造成的。该方法是作为一个脚本开发的使用大气传输微波（ATM）库内置到通用天文软件应用程序（CASA）包。我们应用的方法与阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列的总功率阵列所采取的数据。剩余的大气（主要是O3）线的强度被抑制，通常，一个数量级的测试情况下。ATM模型的参数可以被优化，以尽量减少残留线，并在231.28 GHz的一个特定的O3线，一个最佳拟合模型参数的季节性依赖证明。该方法将在不久的将来作为CASA包中的一项任务提供。我们开发的大气去除方法可用于任何无线电/毫米/亚毫米天文台，以提高其光谱测量的质量。
2021-01-27 astro-ph.IM
Automated reduction of submillimetre single-dish heterodyne data from the James Clerk Maxwell Telescope using ORAC-DR
随着现代多探测器外差仪器的出现，它可以导致每分钟产生数千个光谱的观测，将这些数据减少为单个光谱不再可行。我们描述了自动化的数据减少过程中使用的生成基线的数据立方体外差数据在詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜。该系统可以自动检测光谱中的基线区域，并自动确定再网格化参数，所有这些都无需用户输入。此外，它可以检测和消除光谱遭受瞬态干扰效应或异常基线。该管道使用ORAC-DR管道环境编写为一组配方，其中算法代码使用Starlink软件包和基础设施。这里提出的算法可以应用到其他外差阵列仪器，并已被应用到历史JCMT外差仪器的数据。
2015-06-16 astro-ph.IM
Beam Measurements of the Tianlai Dish Radio Telescope using an Unmanned Aerial Vehicle
天线波束方向图的精确测量对于许多应用是非常重要的。虽然传统上这种测量通常在微波暗室或测试范围内进行，但使用无人驾驶飞行器进行测量具有许多优点：可以在现场对组装好的天线进行测量，从而反映出感兴趣的天线的实际特性，更重要的是，它可以用于不能使用消声室和测试范围操纵或容易测量的较大天线。本文报道了我们利用无人机对天来天线阵6米抛物面天线进行的射电天文测量实验。由于碟形天线的收集面积很小，使用天文源进行校准只能在非常有限的角度范围内确定天线波束方向图。详细介绍了实验装置、信号发射系统的组成、飞行轨迹的设计和数据处理过程。我们发现无人机测量的波束方向图在主瓣与天文源测量的结果吻合很好，但无人机测量可以扩展到第四旁瓣。各波瓣的位置和宽度的测量结果也与电磁场仿真结果吻合较好。这种基于无人机的波束方向图测量方法灵活、廉价，该技术也可应用于其他实验。
2020-07-18 astro-ph.IM
DSA-10: A Prototype Array for Localizing Fast Radio Bursts
深天气阵列10碟原型是一种仪器，旨在检测和定位快速射电暴与角秒精度在实时。它部署在欧文斯谷射电天文台，由10个直径4.5米的碟形天线组成，配备250 MHz带宽的双极化接收机，中心频率为1.4 GHz。20个输入信号被数字化，现场可编程门阵列用于将数据转换到频域并通过以太网传输。一系列计算机服务器缓冲原始数据样本，并在所有输入的非相干和上执行快速射电暴的实时搜索。如果检测到脉冲，则将脉冲周围的原始数据写入磁盘以进行相干处理和成像。原型系统于2017年6月至2018年2月运行，进行漂移扫描搜索。来自蟹状星云脉冲星的巨大脉冲被用来测试探测和成像管道。10碟原型系统于2019年3月再次上线，并将在未来两年内逐步被新的DSA-110（110碟系统）取代，以提高灵敏度和定位精度。
2019-08-06 astro-ph.IM
A joint deconvolution algorithm to combine single dish and interferometer data for wideband multi-term and mosaic imaging
射电天文学中的成像通常是用单碟射电望远镜对天空的一个区域进行光栅扫描，或者用干涉仪对天空亮度的可见度函数进行采样。镶嵌观测是目前用干涉仪对大视场成像的标准，现在经常用这两种望远镜进行多频观测，以提高连续成像灵敏度和探测光谱结构。本文介绍了一种算法，结合宽带数据从这两种类型的望远镜在一个联合迭代重建方案，可适用于光谱立方体或宽带多项成像窄视场以及马赛克。我们的研究结果表明，有能力防止不稳定性和错误，通常出现时，宽带或联合镶嵌算法提出的空间和光谱结构，是不充分的单独采样的干涉仪。对于单碟和干涉仪数据中的可比噪声水平，预计该算法的数值行为类似于从单碟数据生成人工振动的想法。然而，我们讨论的实现方式在应用相对数据加权方案以匹配噪声水平同时保持通量准确性方面更简单且更灵活，适合标准迭代图像重建框架内，与宽视场和联合镶嵌网格化算法完全兼容，所述宽视场和联合镶嵌网格化算法应用特定于干涉仪数据的校正，并且可以被配置为使得能够进行光谱立方体和宽带多项反卷积，单凭数据。
2019-04-18 astro-ph.IM
Short Spacing Considerations for the ngVLA
下一代甚大天线阵项目将是射电天文学在灵敏度和分辨率方面的一个重大进步，有能力在100千兆赫（假设最大基线为300公里）达到2毫角秒的分辨率。对于空间尺度> 1角秒的科学，ngVLA项目应考虑使用大型单碟望远镜提供短间距数据。大型单碟望远镜是干涉仪的补充，对于提供因干涉测量而损失的空间尺度的灵敏度至关重要。假设目前的ngVLA（300 18米碟）的愿景，并通过研究可能的阵列配置，我认为，一个直径>= 45米的单一碟约20元接收器系统将很好地匹配到ngVLA映射观测。
2017-06-08 astro-ph.IM
Full Stokes polarimetric observations with a single-dish radio-telescope
对活动星系核中的线极化和圆极化的研究可以获得有关这些天体中磁场性质的详细信息。然而，特别是圆偏振（CP）的观测，单碟射电望远镜通常是困难的，因为预期的信号很弱。通常CP是由两个大数（LHC和RHC）的（小）差导出的;因此精确的校准是绝对必要的。我们的目的是提高校准精度，包括斯托克斯参数V在常见的单碟偏振测量，允许一个完整的斯托克斯研究下检查的源。一个详细的研究，到第二阶，穆勒矩阵元素的串扰组件方面，使我们能够达到研究圆偏振所需的精度。新的校准方法已应用于100米埃费尔斯堡射电望远镜在2.8、3.6、6和11厘米处对河外源进行定期试验观测时所取得的数据。相位和振幅中的D项随时间的变化非常稳定，并且已经证实了圆偏振的几个已知值。它示出，只要一个经典的接收机和一个乘法偏振计是可用的，建议的校准方案允许一个包括斯托克斯V在标准的单碟偏振观测作为两个本地圆形输出的差异。
2009-01-29 astro-ph.GA astro-ph.IM
A Fast Transient Backend to Detect FRBs with the Tianlai Dish Pathfinder Array
天籁碟形探路者天线阵是由16个6米碟形天线组成的射电干涉仪天线阵。原始数字后端积分时间为秒级，专为HI强度映射实验设计。增加了具有毫秒响应的新数字后端，使其能够在观测期间搜索快速射电暴（FRB）。本文描述了该后端的设计和校准，以及它的实时搜索流水线。它能够为每个线性偏振形成16个数字光束，覆盖19.6平方度的面积。搜索流水线能够实时地自动搜索、记录和分类FRB。在调试过程中，我们成功地捕获了PSR B0329+54和B2021+51的信号脉冲。
2022-10-07 astro-ph.IM
Radio astronomy in Africa: the case of Ghana
南非通过Hartebeesthoek射电天文台（HartRAO）在非洲射电天文学方面发挥了主导作用。它继续与目前的七碟MeerKAT前体阵列（KAT-7）一起取得进展，导致64碟MeerKAT和巨大的平方公里阵列（SKA），将用于变革射电天文学研究。加纳是SKA的非洲合作伙伴，在过去六年中一直接受南非的指导，不久将在射电天文学领域崭露头角。该国将很快拥有一个科学质量的32米碟形天线，它是由一个冗余的卫星通信天线改造而成的。最初，它将配备5 GHz和6.7 GHz接收器，随后将配备1.4 - 1.7 GHz接收器。该望远镜的设计目的是作为单碟观测台使用，并参加正在发展的非洲甚长基线干涉测量网络和欧洲甚长基线干涉测量网络。加纳被指定在可能的SKA第2阶段期间主办一个远程台站。该国位于赤道以北5度的位置使其具有独特的优势，可以看到整个银河系和几乎整个天空。在这篇文章中，我们介绍了加纳在射电天文学领域的情况，以及工程师和天文学家即将开展的科学/技术。
2015-04-06 astro-ph.IM
Project management of the Canadian Hydrogen Observatory and Radio-transient Detector
McGill University（麦吉尔大学）；National Research Council Canada（加拿大国家研究委员会）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（珀米特理论物理研究所）；University of Toronto（多伦多大学）
本文介绍加拿大氢天文台与射电瞬变探测器（CHORD）项目的管理框架，该项目为新型射电干涉仪，正推进首批子阵列建造，框架可应对固定预算时间线下的后勤挑战。
2026-09-02 astro-ph.IM
Primary Beam and Dish Surface Characterization at the Allen Telescope Array by Radio Holography
艾伦望远镜阵列（英语：Allen Telescope Array，ATA）是一个位于美国加利福尼亚州的厘米波干涉仪，由42个天线单元组成，天线直径为6米。我们使用双天线干涉术和无线电全息术来表征天线的光学精度。每台望远镜相对于平均值的畸变很小，均方根差为光束峰值的1%。全息术提供了盘照明图案的图像，允许表征建成的镜面。由于安装应力或太阳辐射，ATA碟形天线在2米长度范围内可能会出现毫米级的变形。实验RMS误差为0.7毫米，在夜间和3毫米，在最坏情况下的太阳照明。对于频率4、10和15 GHz，夜间值分别表示灵敏度损失1%、10%和20%。ATA的超宽带宽允许在0.5至11.2 GHz的连续范围内进行观测，未来的改造可能会将这一范围增加到15 GHz。光束图案显示出缓慢变化的聚焦频率依赖性。我们探测天线的光学增益和波束方向图的稳定性作为焦点和观测频率的函数，得出的结论是ATA可以产生高保真度的图像超过十年的同时观测频率。在白天，天线灵敏度和指向精度受到影响。我们发现，在频率大于5 GHz，白天观测大于5 GHz将遭受一些灵敏度损失，它可能是必要的，使天线指向校正1至2小时的基础上。
2012-10-31 astro-ph.IM
First Use of GPS Satellites for Beam Calibration of Radio Dish Telescopes
University of Melbourne（墨尔本大学）；McGill University（麦吉尔大学）；MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research（麻省理工学院卡弗里天体物理与空间研究所）
利用GPS卫星首次实现射电天线抛物面镜校准，通过高频次卫星观测提升校准精度，为射电天文应用提供新方法。
2025-12-28 astro-ph.IM
An Axi-Symmetric Segmented Composite SKA Dish Design: Performance and Production Analysis
提出了一种轴对称碟形天线作为下一代射电望远镜-平方公里阵列（SKA）天线反射器的概念。该反射器是基于使用新型热塑性复合材料（碳纤维增强）的背景下，望远镜的设计与宽带单像素饲料。该设计的基线代表直径为15米的100至1000个反射器天线的阵列，覆盖<1至10 GHz的频率。我们的研究的目的是在宽频带和仰角范围内结合现实的宽带馈源（如“十一天线”馈源）分析碟形天线的生产成本及其性能。所提出的初步模拟结果indicate的潜在的低成本和大规模生产的建议盘的概念，并表现出灵敏度相媲美的，目前认为偏置格里高利反射器天线具有相同的投影孔径面积。我们希望这种观察与馈源的选择无关，因为其他几种单像素宽带馈源（文献中已报道）具有类似的波束宽度和相位中心位置，两者都随频率而恒定。
2011-08-27 astro-ph.IM
Mechanical and Optical Design of the HIRAX Radio Telescope
氢强度和实时分析实验（HIRAX）是一个计划中的干涉射电望远镜阵列，最终将由1024个紧密包装的6米碟形天线组成，将部署在SKA南非站点。HIRAX将利用中性氢的21厘米超精细跃迁对南部天空的大部分进行调查，以测量重子声学振荡（BAO）。它将在400-800 MHz之间工作，分辨率为391 kHz，对应的红移范围为$0.8 < z < 2.5$，最小值$Δz/z$约为0.003。HIRAX的主要科学目标之一是通过测量在宇宙学显著范围内作为红移函数的BAO尺度来约束暗能量状态方程。实现这一目标的地方严格要求的机械和光学设计的HIRAX仪器，本文所述。这包括用于优化仪器的模拟，包括碟形焦比、接收器支撑机制和仪器布线。作为这些模拟的结果，抛物面焦比已被减小到0.23，以减少抛物面间串扰，馈源支撑机构已被重新设计为宽（35厘米直径）。中心柱，并且馈电设计已经被修改，以允许接收器的布线直接沿着馈电和碟形天线的对称轴线通过，以消除波束不对称并减小旁瓣幅度。来自这些全仪器模拟的光束也用于天体物理m模式分析管道，该管道用于评估宇宙学约束并确定由于阵列元件的物理非冗余而导致的潜在系统污染。这种端到端的仿真管道用于通知盘制造和组装规范，这将指导第一级HIRAX 256元件阵列的生产和构造。
2021-01-19 astro-ph.IM
The Five-Hundred-Meter Aperture Spherical Radio Telescope (FAST) Project
500米口径球面射电望远镜（FAST）是中国的一个大科学项目，旨在建造世界上最大的单碟射电望远镜。其创新的工程理念和设计为以最有效的方式实现巨大的单碟铺平了新的道路。FAST也代表了中国在建设平方公里阵列（SKA）的国际努力中的贡献。作为最灵敏的单碟射电望远镜，FAST将使天文学家能够启动许多科学目标，例如，测量银河系和其他星系中的中性氢，探测微弱的恒星，寻找第一颗闪亮的恒星，听取来自其他文明的可能信号等。FAST是一个阿雷西博型天线，有三个突出的方面：作为场地的岩溶洼地，它很大，可以容纳500米的望远镜，而且很深，允许天顶距达到40度;有源主反射器校正地面的球面像差，以实现全极化和宽频带，而不涉及复杂的馈电系统;由绳索和伺服机构驱动的轻型进给舱，加上并联机器人作为二次可调系统，实现高精度运动。在中国和世界天文学界的支持下，FAST的可行性研究已经进行了14年。项目时间为5.5年，从2011年3月开工算起，预计2016年首航。本文主要介绍FAST项目自2006年以来的最新进展。在本文中，FAST的子系统的描述在适度的细节，然后讨论的基本科学目标和早期的科学项目的例子。
2011-05-20 astro-ph.IM
The Mirror Alignment and Control System for CT5 of the H.E.S.S. experiment
高能立体系统（H.E.S.S.）该实验室是伽马射线天文学最大的观测站之一。它由四个反射盘直径为12米的望远镜（CT 1至CT 4）和一个反射盘直径为28米的较新的大型望远镜（CT 5）组成。在CT5上安装了876个镜面，所有这些镜面都配备了计算机化系统进行对准。介绍了该望远镜反射镜准直与控制系统的设计和安装在望远镜上的硬件性能。此外，所实现的点扩散函数的望远镜在整个操作高度范围内，以及在一个较长的时间内的稳定性的调整。
2015-10-07 astro-ph.IM
An accurate and efficient algorithm for detection of radio bursts with an unknown dispersion measure, for single dish telescopes and interferometers
天文射电暴在穿越星际介质时会散开。为了最佳地检测频带内的短持续时间信号，我们必须精确地补偿脉冲色散，这是一项计算要求很高的任务。我们提出了快速色散测量变换（FDMT）算法，用于此类信号的最佳检测。该算法具有较低的理论复杂度：2NfNt + NtNdlog2（Nf），其中Nf，Nt和Nd分别是频点，时间点和色散测量点的个数.与以前建议的快速算法不同，我们的算法保留了蛮力解色散的敏感性。我们的测试表明，该算法，在标准的台式计算机上运行，并在一个高级编程语言中实现，已经比最先进的去分散代码运行在图形处理单元（GPU）的状态更快。我们还提出了一个变种的算法，可以有效地实现在GPU上。后一种算法的计算和数据传输要求与二维FFT相似，这表明在规划未来调查时，不相干去色散现在可以被认为是一个不存在的问题。我们进一步提出了一个快速算法的敏感的解色散脉冲短于通常允许的非相干解色散。在典型情况下，该算法比通过卷积的相干去色散快几个数量级。我们分析了无线电干涉仪搜索脉冲信号的计算复杂度。我们的结论是，使用我们建议的算法，最大限度地敏感的盲搜索这种脉冲是可行的，使用现有的设施。我们提供了这些算法在Python和MATLAB中的实现。
2014-11-19 astro-ph.IM
Data Combination: Interferometry and Single-dish Imaging in Radio Astronomy
现代干涉仪通常提供低至亚弧秒分辨率的射电天文图像。然而，干涉仪会滤除比最短基线采样的空间尺度更大的空间尺度，这影响了空间和光谱特征的测量。补充的单碟数据对于恢复具有这种扩展发射的空间分辨天文源的真实通量分布至关重要。在这项工作中，我们提供了一个突出的可用方法相结合的单碟和干涉观测的概述。我们测试每一个这些方法的框架中的CASA数据分析软件包的合成连续谱和观测光谱数据集。我们开发了一套新的评估工具，普遍适用于所有的射电天文数据组合的情况下。应用这些新的评估诊断，我们评估的方法的性能，并证明了显着改善的综合结果相比，纯粹的干涉减少。我们提供组合和评估脚本作为附加材料。我们的研究结果突出了使用数据组合的优势，以确保高质量的空间分辨率的对象的科学图像。
2023-03-03 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Skynet Algorithm for Single-Dish Radio Mapping I: Contaminant-Cleaning, Mapping, and Photometering Small-Scale Structures
我们提出了一个单碟映射算法与传统技术的一些优势。(1)我们的算法利用加权建模，而不是加权平均，信号测量之间的插值。这会平滑数据，但不会使数据模糊到仪器分辨率之外。依赖于加权平均模糊点源的技术有时高达40%。(2)我们的算法利用本地，而不是全球，建模分离天文信号从仪器和/或环境信号漂移沿望远镜的扫描。其他技术，如篮子编织，模型这种漂移与简单的功能形式（线性，二次等）。这限制了它们去除这些污染物的能力。(3)我们的算法利用类似的，本地建模技术，以分离天文信号的射频干扰（RFI），即使只有连续数据。(4)与其他技术不同，我们的算法不需要在处理之前在矩形网格上收集数据或重新网格化。(5)来自任何数量的观测的数据，无论是否重叠，都可以被附加在一起并一起处理。(6)可以为最终图像选择任何像素密度。我们提出了我们的算法，并使用模拟和真实数据进行评估。我们正在将其整合到天网机器人望远镜网络的图像处理库中，该网络包括跨越四大洲的光学望远镜，现在还包括位于西弗吉尼亚州的绿岸天文台的20米直径射电望远镜。天网为数百名专业用户提供服务，此外还有数万名各年龄段的学生。默认数据产品是动态生成的，但很快就可以在事后进行自定义。
2018-08-18 astro-ph.IM
The Effects of the Local Environment on a Compact Radio Interferometer I: Cross-coupling in the Tianlai Dish Pathfinder Array
本研究针对紧凑型射电干涉仪受局地环境产生的非天文相关信号干扰的问题，建立天线接收机噪声交叉耦合模型，应用于天籁碟形探路者阵列并结合观测验证，提出21 cm强度测绘仪器的交叉耦合水平要求。
2023-11-06 astro-ph.CO astro-ph.IM
Holographic Calibration of Phased Array Telescopes
在射电天文学中，全息术是一种常用的技术，用于创建碟形天线孔径中电场分布的图像。该图像用于检测反射器表面中的缺陷。类似地，全息术可以应用于相控阵望远镜，以测量单个天线的接收路径的复增益。本文提出了一种用全息技术标定相控阵望远镜数字波束形成器的方法。通过将该技术应用于平方公里阵列低频部分的原型台站之一工程开发阵列2的数据，证明了该技术的有效性。校准方法非常快速，需要的资源很少。与碟形天线的全息术不同，它在没有参考天线的情况下工作。我们证明了这种技术的效用，初始站调试和验证，以及例行站校准。
2021-03-23 astro-ph.IM
The Fluence and Distance Distributions of Fast Radio Bursts
快速射电暴（英语：Fast radio burst，缩写FRB）是一种毫秒级的射电脉冲，起源于银河系外。除了两个之外，所有的FRB都是使用帕克斯盘发现的，帕克斯盘使用由其焦平面上的馈电喇叭阵列形成的多个波束。在本文中，我们表明，（i）多光束检测的优势，和（ii）不同的碟直径的检测率，可以用来推断指数$α$的累积注量分布函数（对数$N$ -对数$F$函数：$α=1.5$的非进化人口在欧几里德宇宙）。如果所有检测到的FRB都来自单个祖先群体，则来自帕克斯望远镜的多光束FRB检测率产生具有$90$ %置信度的约束$0.52<α<1.0$。在其他具有不同培养皿尺寸的设施中进行的试验将约束细化到$0.66<α<0.96$。我们的研究结果有利于FRB搜索与较小的盘子，因为对于$α<1$，在一个较小的盘子视野的增益比灵敏度的降低更重要。此外，我们的研究结果表明，（i）FRB不是标准的蜡烛，（ii）检测到的FRB的距离分布是朝着更大的距离加权。如果FRB是河外的，这些结果与宇宙学的人口是一致的，这将使FRB成为宇宙重子含量和几何形状的优秀探针。
2016-06-22 astro-ph.HE astro-ph.IM
LRP 2020 Whitepaper: The Canadian Hydrogen Observatory and Radio-transient Detector (CHORD)
加拿大氢天文台和无线电瞬态探测器（CHORD）是下一代射电望远镜，建议立即开始建造。CHORD是一个泛加拿大项目，旨在与加拿大氢强度测绘实验（CHIME）合作并在此基础上取得成功。这是一个超宽带、“大N、小D”望远镜，由一个512x6米碟形天线的中央阵列组成，由一对远距离的支腿站支持，每个支腿站都配备有CHIME样的圆柱体和64碟形天线阵列。CHORD将测量宇宙中一大片区域的物质分布，检测和定位数万个快速射电暴（FRB），并对基础物理进行尖端测量。
2019-11-05 astro-ph.IM
Low-cost, Low-loss, Ultra-wideband Compact Feed for Interferometric Radio Telescopes
本文为“大N小D”干涉射电望远镜开发了一种低成本、紧凑的超宽带馈源，采用超大后挡板改进Vivaldi和四脊喇叭天线设计，适配深反射面天线，在CHORD原型机仿真中实现了低于30 K的系统温度和0.4至0.6的口径效率。
2023-05-08 astro-ph.IM
Radio Frequency Interference from Radio Navigation Satellite Systems: simulations and comparison to MeerKAT single-dish data
本研究模拟1100-1350 MHz频段无线电导航卫星系统对单天线21cm实验的RFI污染，通过拟合MeerKAT L波段数据改进模型，发现污染淹没自功率谱但交叉相关仍可检测信号。
2024-04-27 astro-ph.CO astro-ph.IM
VLBI with SKAMPI, the SKA-Mid MPIfR dish demonstrator
University of the Witwatersrand（威特沃特斯兰德大学）
本文介绍了SKAMPI原型天线在S波段的VLBI模式早期结果，成功探测到干涉条纹并评估了其与EVN、LBA和VLBA的集成与成像性能。
2026-07-07 astro-ph.IM
Solar observations with single-dish INAF radio telescopes: continuum imaging in the 18-26 GHz range
我们提出了一个新的太阳射电成像系统，通过意大利国家天体物理研究所（INAF）的大型单碟望远镜的升级，而不是最初设想的太阳观测。在该项目的开发和早期科学阶段（2018-2020年），我们在18-26 GHz频段获得了大约170张整个太阳盘的地图，填补了这些频率太阳成像领域的观测空白。这些太阳图像的典型分辨率在0.7-2弧分范围内，亮温灵敏度<10 K。采用超新星遗迹Cas A作为通量参考的精确校准，为宁静太阳水平分量的估计和活动区通量测量提供了<3%的典型误差。作为该项目的第一个早期科学成果，我们提出了一个目录的无线电连续太阳成像观测与Medicina 32米和SRT 64米射电望远镜，包括活动区域的多波长识别，它们的亮度和光谱特性。将观测到的发射解释为热韧致辐射分量与旋磁可变发射相结合，为使用我们的系统对太阳进行长期监测铺平了道路。我们还讨论了太阳物理学（如色球网络动力学研究）和空间天气应用（如耀斑前兆研究）的有用成果。
2022-04-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
HIDE & SEEK: End-to-End Packages to Simulate and Process Radio Survey Data
随着几个大型单碟射电观测在未来十年内开始运作，大量的射电数据将变得可用，并为宇宙提供一个新的窗口。为了充分利用这些数据集的潜力，重要的是要了解与仪器和分析管道相关的系统效应。解决这个问题的一种常见方法是对整个系统进行前向建模-从硬件到数据产品的分析。为此，我们介绍了两个新开发的开源Python包：HI数据仿真器（HIDE）和信号提取和发射制图仪（SEEK），用于模拟和处理单碟无线电测量数据。HIDE对单碟射电望远镜的天文射电信号采集过程进行了前向建模，并输出了像素级的时间序列数据。SEEK处理时序数据，去除射频干扰（RFI）中的伪影，自动应用通量校准，并旨在恢复天文无线电信号。这两个软件包可以单独使用或一起使用，具体取决于应用。其模块化和灵活的性质使其易于适应其他仪器和数据集。我们描述了这两个软件包的基本架构，并详细研究了噪声和RFI建模在HIDE，以及在SEEK的增益校准和RFI缓解的实施。然后，我们应用HIDE & SEEK的前向模型的频率范围990 - 1260 MHz的基础上采取的数据在Bleien天文台的银河系调查。对于这次调查，我们期望覆盖70%的全天空，并在包括系统不确定性的最干净的通道中实现大约5 - 6的中值信噪比。然而，我们也指出了高RFI污染和基线去除的潜在挑战时，检查早期数据从Bleien天文台。
2017-01-13 astro-ph.IM
Single dish performance of KVN 21-m radio telescopes:Simultaneous observations at 22 and 43 GHz
我们报告同时多频观测性能在22和43 GHz的21米形卡塞格伦射电望远镜的韩国VLBI网络（KVN）。KVN是韩国第一个毫米级VLBI网络，最大基线长度为480公里。它目前工作在22和43 GHz，并计划在22，43，86和129 GHz四个频段工作。KVN独特的准光学特性使其能够在22和43 GHz的有效波束过滤和精确天线波束对准的基础上进行同时多频观测。我们发现在天线的所有指向方向上，波束的偏移都在<5弧秒之内。在22和43 GHz的双极化、冷却HEMT接收器导致在21.25-23.25 GHz的接收器噪声温度小于40 K和在42.11-44.11 GHz的接收器噪声温度小于80 K。所有天线的方位角和仰角指向精度均为3角秒。KVNYS、KVNUS和KVNTN三种KVN天线的实测孔径效率分别为65%（K）/67%（Q）、62%（K）/59%（Q）和66%（K）/60%（Q）。KVNYS、KVNUS和KVNTN的主光束效率分别为50%（K）/52%（Q）、48%（K）/50%（Q）和50%（K）/47%（Q）。KVNYS、KVNUS和KVNTN的Moon效率分别为77%（K）/90%（Q）、74%（K）/79%（Q）和80%（K）/86%（Q）。对于仰角> 20度，孔径效率的仰角依赖性相当平坦。
2011-10-18 astro-ph.IM
Yebes 40 m radio telescope and the broad band NANOCOSMOS receivers at 7 mm and 3 mm for line surveys
Yebes 40米射电望远镜是Yebes天文台的主要和最大的观测仪器，自2010年以来一直致力于甚长基线干涉测量（VLBI）和单碟观测。它在大多数情况下以不连续的窄窗口覆盖2GHz到90 GHz的频带，以满足欧洲VLBI网（EVN）和全球毫米波VLBI阵列（GMVA）的需要。Nanocosmos项目是一项由欧盟资助的协同赠款，它为增加瞬时频率覆盖范围提供了可能性，以便在单碟模式下通过单调谐观察许多分子跃迁。这减少了观测时间，并最大限度地提高了望远镜的输出。我们提出了最近安装的31.5-50 GHz（Q波段）和72-90.5 GHz（W波段）接收器的技术规格，以及望远镜在这些频率范围内的主要特性。我们已经观察到IRC+10216，CRL 2688和CRL 618，其中含有丰富的分子化学，以证明新仪器在单碟模式下进行光谱观测的能力。结果表明，该望远镜在Q波段具有很高的灵敏度。IRC+10126的频谱提供了该波段中该源从未见过的信噪比。另一方面，在W波段由朝向CRL 618的连续通量归一化的频谱表明，40米射电望远镜产生的结果与IRAM 30米射电望远镜相当，尽管灵敏度较小。新的接收器实现了Nanocosmos的主要目标之一，并打开了以前所未有的灵敏度研究不同天体物理介质光谱的可能性。
2020-10-30 astro-ph.IM
Overview of the Canadian Hydrogen Observatory and Radio Transient Detector (CHORD) Project
West Virginia University（西弗吉尼亚大学）；University of Calgary（卡尔加里大学）；McGill University（麦吉尔大学）；INAF – Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文研究所）；Rhodes University（罗德斯大学）；South African Radio Astronomy Observatory（南非射电天文台）；Queen’s University（女王大学）；University of British Columbia, Okanagan Campus（不列颠哥伦比亚大学奥肯那根校区）；Dunlap Institute for Astronomy & Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学邓普天文学与天体物理学研究所）；David A. Dunlap Department of Astronomy & Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学大卫·A·邓普克天文学与天体物理学系）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内库克天文学研究所）；ASTRON, Netherlands Institute for Radio Astronomy（荷兰射电天文研究所ASTRON）
介绍加拿大氢观测站和射电瞬变探测器（CHORD）项目，其采用特定阵列架构，用于多项射电天文研究。吸取CHIME经验，强调波束控制与响应稳定性，已用工程阵列评估性能，探路者阵列在调试，完整阵列2028年投入使用。
2026-07-13 astro-ph.IM
The Atacama Large Aperture Submillimeter Telescope (AtLAST)
亚毫米天空是探索宇宙结构和内部结构的独特窗口。从尘埃亚毫米星系的发现，到原恒星盘的环状性质，我们对宇宙中物体的形成，破坏和演化的理解需要对亚毫米天空进行全面的观察。当前一代的单碟亚毫米级设备已经显示出发现的潜力，而干涉仪则提供了更精细细节的高分辨率视图。然而，我们对大尺度结构的理解和我们对这些干涉仪的充分利用，现在受到了我们在更大尺度下对宇宙的亚毫米级看法的有限灵敏度的阻碍。因此，现在是时候开始规划下一代亚毫米单碟设备了，以这些革命为基础，我们对亚毫米天空的理解。在这里，我们提出的情况下，阿塔卡马大孔径亚毫米望远镜（AtLAST），一个50米级单碟望远镜的概念。我们设想AtLAST作为一个设施，作为一个国际合作伙伴，与一套仪器，以提供许多Astro2020科学白皮书中描述的变革性科学。AtLAST是一个50米长的望远镜，具有高通量和1个$^\circ$ FoV，配备了全套先进仪器，包括高度复用的高分辨率光谱仪、连续谱相机和积分场单元，其测绘速度将比任何现有或计划中的设施快数千倍。它将在遥远的宇宙中达到低于$L_*$的混乱极限，并在银河系中心的距离上解决低质量的原恒星核心，为整个光谱中即将到来的设施提供协同作用。AtLAST位于阿塔卡马高原，观测其他天文台无法获得的频率，它将使人们对前所未有深度的亚毫米宇宙有一个全新的认识。
2019-07-10 astro-ph.IM
A new approach for short-spacing correction of radio interferometric data sets
短间距问题描述了无线电干涉阵列固有的无法测量与扩展源相关的漫射发射的积分通量和结构。新的干涉仪阵列，如SKA，需要解决方案，以有效地结合干涉仪和单碟数据。我们提出了一种新的和开源的方法，用于合并单盘和清洁的干涉数据集，需要最少的数据操作，同时提供刚性通量确定和全高角分辨率。我们的方法结合了单碟和清洁的干涉数据在图像域。这种方法是测试银河系和河外HI数据集。此外，我们的结果提供了一个定量比较常用的方法。此外，对于NGC4214和NGC5055的干涉数据集，我们研究了不同成像参数的影响以及它们对NGC4214的组合的影响。该方法不需要原始数据（vibration）或任何额外的特殊信息，例如天线方向图。这是有利的，特别是鉴于即将到来的无线电调查与异构天线设计。
2017-09-27 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Tianlai Dish Pathfinder Array: design, operation and performance of a prototype transit radio interferometer
天籁碟形探路者天线阵是一个射电干涉仪，旨在检验再电离后宇宙21厘米强度测绘技术，作为测量大尺度宇宙结构的手段。它以恒定的速度对天空进行漂移扫描。我们描述了该仪器的设计，校准，噪声水平和稳定性，基于对截至2019年10月的6，200小时天空观测的约$\sim 5 \%$的分析。使用无人机和明亮源的过境确定光束图案是一致的，并与电磁模拟兼容。结合所有的基线，我们在明亮的光源周围绘制地图，并显示阵列的行为与预期一致。在不同的赤纬几百小时的观测已被用来研究阵列的几何形状和指向缺陷，以及仪器的噪声行为。我们表明，系统的温度是低于80 K的大多数馈电天线，和噪声波动减少预期的积分时间，至少高达几百秒。对北天极10个夜晚观测的长积分进行分析，得到振幅为20-30 mK的射电信号，这与$1 ~\mathrm{MHz} \times 1~ \mathrm{min}$装仓时$<10\,$ mK精度的NCP射电天空的预期信号一致。对光谱进行高通滤波以去除平滑光谱信号，在$0.5\,$ mK水平产生与零信号一致的残差。
2021-06-27 astro-ph.CO astro-ph.IM
The self-cohering tied-array
大型射电天文学多元件干涉仪经常被用作捆绑阵列模式中的单碟，当来自单独天线的信号被添加时。波在湍流大气中传播时产生的相移会显著减小等效单碟的有效面积。我的目标是估计电离层和对流层的无线电干涉仪工作在捆绑阵列模式的有效性的影响。有效面积的统计估计计算和幂律湍流大气不规则性已被使用。提出了一种利用最优化技术进行捆绑阵列校准的简单方法。相位误差的影响的有效性的捆绑阵列的低频和高频。计算机仿真验证了该算法的有效性。
2010-08-16 astro-ph.IM
Drone Beam Mapping of the TONE Radio Dish Array
本研究开发了集成宽带开关校准源的400-800 MHz无人机射电校准系统，首次完成TONE阵列交叉极化波束等二维测量，揭示天线波束结构，为21厘米宇宙学望远镜校准提供新途径。
2025-10-29 astro-ph.CO astro-ph.IM
Localising fast radio bursts and other transients using interferometric arrays
最近发现了一批新的发射快速而明亮的瞬变射电暴的源。所观察到的FRB的大分散测量值表明银河系外的起源和它们的位置和距离的准确测定将提供一个独特的机会来研究IGM的磁离子特性。到目前为止，FRB都是使用配备有多像素阵列的大型器皿发现的。虽然大型单碟非常适合于发现瞬态源，但它们在提供准确定位方面很差。用相关干涉仪阵列制作的天空2D快照图像可以同时提供许多紧凑射电源的精确定位。然而，检测FRB所需的时间分辨率和实时检测它们的期望使得这在当前是不切实际的。在波束形成方法中，产生许多窄的捆绑阵列波束，可以结合单个碟和干涉仪的优点。我们提出了一个新的非成像方法，利用额外的光谱和比较空间信息，从多个重叠的TAB估计瞬态源的位置与角秒精度几乎实时的概念验证分析。我们表明，这种方法可以适用于各种干涉配置，包括LOFAR和MeerKAT，估计的角位置可能足以识别宿主星系，而无需参考其他同步或后续观测。用这种方法，许多瞬态源可以定位到TAB的HPBW的一小部分，在MeerKAT的情况下，足以将源定位到角秒精度。在位置不太精确的情况下，我们仍然可以显着减少需要搜索其他波长和潜在宿主星系的相关发射的区域。
2015-02-26 astro-ph.IM
The Optical System for the Large Size Telescope of the Cherenkov Telescope Array
切伦科夫望远镜阵列（CTA）的大尺寸望远镜（LST）被设计为达到20 GeV的阈值能量。LST光学系统由一个直径为23 m、焦距为28 m的抛物面主镜组成。反射器盘被分割成198个六边形，1.51米的平面到平面镜。考虑到机械结构的阴影，总有效反射面积约为368 m $^2$。镜子具有夹层结构，由2.7 mm厚的玻璃板、60 mm厚的铝蜂窝和背面的另一玻璃板组成，并且具有约47 kg的总重量。使用溅射沉积技术施加5层涂层来产生镜面，并且镜面在峰值处达到$\sim$ 94%的反射率。在操作期间，通过使用致动器、CMOS相机和参考激光器的主动反射镜控制系统来主动对准反射镜小面。每个镜面都带有一个CMOS相机，它测量望远镜相机目标上光轴参考激光的光斑位置。每个镜面的两个驱动器和万向节通过专门设计的接口板分别固定到碟形空间框架的三个相邻关节。
2015-08-30 astro-ph.IM
HI observations of three compact high-velocity clouds around the Milky Way
我们对三个致密高速云（CHVC）进行了深度HI观测。主要目标是研究它们的扩散暖气体和致密冷核。我们使用低分辨率和高分辨率的数据与100米Effelsberg望远镜和Westerbork综合射电望远镜（WSRT）。由于单碟望远镜缺乏足够的角分辨率，而干涉仪错过了很大一部分扩散气体，因此这种组合对于研究云的形态特性至关重要。在这里，单碟和干涉仪数据在图像域中与新的组合流水线组合。这种结合使得人们可以非常详细地研究云与周围环境之间的相互作用。单碟和射电干涉仪总通量密度之间的明显差异表明，CHVC包含相当数量的低亮度温度的扩散气体。高斯分解表明，云主要由温暖的气体组成。
2014-02-13 astro-ph.GA astro-ph.IM
Optimization of Radio Array Telescopes to Search for Fast RadioBursts
我们目前预计快速射电暴检测率进行调查，使用一套假设的密集阵列望远镜。这种调查的成本效率下降的速度至少与调查频率的平方反比一样快。在0至25 $\rm{m^2}$的范围内存在最佳阵列元件有效面积。如果FRB积分源计数与注量$α= d ~ln R/d ~ln F > -1$的幂律指数，则最具成本效益的望远镜布局使用单独的偶极子元件，这提供了全天视场。如果$α<-1$培养皿阵列更具成本效益。
2020-01-17 astro-ph.IM
The latest on Apertif
我们描述了一个相控阵馈电（PAF）系统，称为天线，这将安装在韦斯特博克综合射电望远镜（WSRT）。目标是在1.0 ~ 1.7 GHz的频率范围内，将WSRT 8 ° ^[2]的瞬时视场和观测带宽提高到300 MHz，并具有高光谱分辨率。该系统将把WSRT变成一个有效的巡天望远镜，其科学应用范围从对北方天空的HI和OH发射和偏振连续谱的深度调查到对日冕和瞬变的有效搜索。我们目前获得的结果与原型PAF安装在WSRT碟之一。这些结果表明，在分米波长的PAF具有优异的性能，即使是在天空中的单个波束，它们也优于单馈无线电碟形天线。PAF使射电望远镜成为非常有效的测量仪器。目前，该项目已获得充分资助，并邀请社区表达他们对使用该项目的兴趣（http：www.astron.nl/radio-observatory/call-expressions-interest-apertif-surveys）
2010-07-29 astro-ph.IM
SPARKESX: Single-dish PARKES data sets for finding the uneXpected -- A data challenge
新的天体类别常常是偶然发现的。最近的高时间分辨率射电望远镜巡天所产生的巨大数据量意味着发现需要有效的算法。这种算法通常被调整以检测特定的已知源。因此，现有的数据集可能包含未知的天文来源，除非开发出可以检测更多样化信号的算法，否则这些来源将无法被检测到。我们提出了单碟PARKES数据的挑战，寻找uneExpected（SPARKESX），汇编真实和模拟的高时间分辨率的意见。SPARKESX由帕克斯“Murriyang”射电望远镜的三次模拟巡天组成。每一次调查都产生了广泛的模拟和注入的预期信号（如射电暴、快速射电暴）、特征不佳的信号（可能的耀斑星特征）和未知的未知数。这项挑战的目标是帮助开发可以检测各种源类型的新算法。我们展示了如何成功的一个典型的管道的基础上的标准脉冲星搜索软件，PRESTO，是在寻找注入的信号。该数据集可在https://doi.org/10.25919/fd4f-0g20上公开获得。
2022-09-07 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
V-FASTR: The VLBA Fast Radio Transients Experiment
最近用单碟射电望远镜发现了分散的非周期性脉冲无线电信号，这引发了人们对探索快速瞬变无线电信号相对未知空间的极大兴趣。在这里，我们描述了V-FASTR，一个实验，使用甚长基线阵列（VLBA）进行快速瞬态无线电信号的盲搜索。该实验完全以一种并行模式运行，同时进行正常的VLBA观测和操作。这是由于用于处理VLBA数据的DiFX软件相关器的功能和灵活性。使用VLBA进行这种类型的实验比单碟实验具有显着的优势，包括更大的视野，能够轻松区分本地射频干扰和真实信号，以及将天空中检测到的事件定位到毫弧秒精度的可能性。我们描述了我们的软件管道，它接受短积分（~ms）光谱仪数据从每个天线在实时相关，并执行一个不相干的去色散分别为每个天线，在一个范围内的试验色散措施。去分散的数据由复杂的检测器处理，并记录候选事件。在关联结束时，存储事件发生时的原始数据的小片段以供进一步分析。我们提出了我们的事件检测管道的一些测试观测的恒星B 0329 +54和B 0531 +21（螃蟹脉冲星）的结果。
2011-05-25 astro-ph.IM
Development of the optical system for the SST-1M telescope of the Cherenkov Telescope Array observatory
Davies-Cotton小型望远镜（SST-1 M）的原型是由波兰和瑞士的一个研究所联合体设计和开发的，并建议用于切伦科夫望远镜阵列（CTA）天文台。光学系统的主要目的是将大气中广泛的空气簇射发射的切伦科夫光聚焦到焦平面探测器上。该系统的主要组成部分是一个由18个六边形反射镜组成的碟形，总有效收集面积为6.47平方米（包括阴影和估计的反射镜反射率）。考虑到切伦科夫光传播的分析并基于光学模拟来选择这样的解决方案。通过反射镜对准系统和与望远镜结构的均衡界面来确保碟形天线的适当曲率和稳定性。在这里，我们提出的光学子系统的设计连同其组件的性能测量。
2015-08-27 astro-ph.IM
21 cm Power Spectrum Analysis of North Celestial Pole Observations with the Tianlai Dish Pathfinder Array
National Astronomical Observatories, CAS（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Northeastern University（东北大学）
利用北天极区域的观测数据，研究TDPA阵列在post-reionization宇宙中21厘米强度测绘技术，通过改进的数据分析框架验证了大规模宇宙结构测量方法。
2026-04-14 astro-ph.CO astro-ph.IM
Beam calibration of radio telescopes with drones
我们提出了一个多频远场波束图的5米碟望远镜在布莱恩天文台使用商用无人机测量。我们描述了在这个实验中使用的六旋翼无人机，飞行模式的设计，和数据分析方案。这是第一次应用这种校准方法在远场单碟射电望远镜。高信噪比数据使我们能够以高精度将波束图扩展到至少第4个旁瓣。所得的2D光束图案与来自一个更传统的校准方法，使用天文校准源。我们讨论了这种方法的优点相比，其他光束校准方法。我们的研究结果表明，这种基于无人机的技术对于正在进行的和未来的无线电实验非常有前途，其中光束模式的知识是获得高精度宇宙学和天文学测量的关键。
2015-11-08 astro-ph.CO astro-ph.IM
Strategies for Maximizing Detection Rate in Radio SETI
搜寻地外文明（SETI）是一项科学和文化努力，旨在寻找地球以外智慧生命的证据。SETI电台观察无线电频谱，寻找可能由先进的ET社会产生的“技术签名”。这项工作将无线电SETI建模为端到端系统，并专注于窄带有意传输。我们看看策略，以最大限度地提高预期的检测每年（DPY）的搜索。假设外星文明将与恒星系统相关联，我们希望最大限度地增加一次可以观察到的恒星数量。假设一个代表性的恒星密度，这需要最大化由探测范围和视场（FOV）定义的圆锥体中的搜索体积。参数交换是从简单地最大化信噪比的情况修改而来的。相反，需要FOV和灵敏度之间的联合优化。一些影响：1）代替聚焦于1-10 GHz的地面微波窗口，由于较大的视场，低于1 GHz的频率对于检测率可能是最佳的; 2）与等效面积的单个碟相比，较小碟的阵列应该是有利的; 3）孔径阵列由于其大的潜在FOV而是期望的。许多正在开发的射电望远镜将提供高灵敏度和大视场，并应提供更高的SETI探测率。然而，需要更高的DPY才能在合理的时间范围内实现结果，这应该可以通过将计算能力大大扩展到下一代宽FOV天线阵列来实现。
2021-06-11 astro-ph.IM
Modeling and optimization of the antenna system with focal plane array for the new generation radio telescopes with wide field of view
建立了由焦平面阵列、低噪声放大器和波束形成器组成的反射面天线系统模型。波束形成器的策略，以减少接收灵敏度波动的望远镜视场内，而本身的灵敏度下降不大（小于10%）。用该模型对荷兰射电天文研究所（ASTRON）正在研制的APERTIF系统进行了分析，并给出了数值结果。所得的数值结果已在消声室以及Westerbork综合射电望远镜的一个碟上进行了实验验证（所有测量都是在ASTRON上进行的）。
2016-02-15 astro-ph.IM
Technical Performance of the MAGIC Telescopes
MAGIC-I望远镜是世界上最大的单碟成像大气切伦科夫望远镜。第二台望远镜MAGIC-II将与MAGIC-I同时以立体模式运行。MAGIC-II是MAGIC-I的克隆，但有许多重大改进，即具有更宽触发区域的高度像素化相机，改进的光学模拟信号传输和2-4 GSps的快速读出。MAGIC-II的所有技术要素都已于2008年底安装完毕。该望远镜目前正在进行调试并与MAGIC-I集成。将报告MAGIC-I技术性能的最新情况、MAGIC-II所有硬件要素的说明以及两台望远镜综合技术性能的初步结果。
2009-07-07 astro-ph.IM
Observations of V404 Cygni during the 2015 outburst by the Nasu telescope array at 1.4 GHz
早稻田大学那须望远镜阵列是一个空间快速傅里叶变换（FFT）干涉仪，由8个线性排列的天线和20米的球面盘组成。这种类型的干涉仪是为了测量瞬态无线电源而开发的，其角分辨率高达160米碟形天线的分辨率，视场宽达20米碟形天线的视场。我们一直在进行漂移扫描模式的观测，在这种观测中，望远镜随着地球的旋转而扫描一个选定的十亿度周围的天空。黑洞X射线双星V404 Cygni在经历了26年的平静期后，于2015年6月经历了新的爆发。由于对黑洞双星的兴趣，积累了大量关于这一爆发的所有波长的数据。使用上述望远镜，我们从X射线爆发前一个月开始每天监测天鹅座V404，并在6月21.73日和6月26.71日检测到两次1.4 GHz的射电耀斑。每次耀斑的通量密度和时间尺度分别为313+/-30 mJy和1.50+/-0.49天，364+/-30 mJy和1.70+/-0.16天。我们还通过收集几台射电望远镜观测到的其他射电数据，证实了短时间内射电频谱的极端变化。这种光谱行为被认为反映了与这些极端的射电和X射线活动相关的喷射斑点的不透明度的变化。我们的1.4 GHz的无线电数据预计将有助于研究物理的吸积和喷射现象周围的黑洞。
2020-06-24 astro-ph.HE astro-ph.IM
Monitoring the pointing of the prototype LST-1 using star reconstruction in the Cherenkov camera
为即将到来的切伦科夫望远镜阵列（CTA）提出的第一个大型望远镜（LST-1）已于2019年在拉帕尔马开始运行。LST-1的大型结构-直径为23米的反射镜-对其变形进行了严格控制，这可能会影响指向精度和整体性能。根据CTA的规格，设想解决例如银河系源的精细结构，LST校准后的指向精度应优于14角秒。为了满足这一要求，望远镜指向精度的监测与两个专用的CCD相机位于碟中心。对它们的图像的分析使我们能够理清结构的不同系统变形。在这项工作中，我们研究了一种互补的方法，提供了可能性，以监测指向的望远镜在收购的天空数据。在正确地清除切伦科夫簇射中的事件后，将相机视场中成像的恒星的重建位置与它们在星表中的标称预期位置进行比较。这提供了对望远镜指向的直接测量，其可用于交叉检查其他方法，并作为对望远镜的光学特性和由弯曲模型应用的指向校正的实时监测。此外，该方法的优点在于不依赖于特定的硬件或专用观测。在这篇文章中，我们将说明这种分析，并显示基于LST-1的模拟结果。
2021-08-02 astro-ph.IM
