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
The GRAVITY Coudé Infrared Adaptive Optics (CIAO) system for the VLT Interferometer
重力是VLT干涉仪的第二代仪器，旨在增强VLTI的近红外天体测量和光谱成像能力。结合来自四个望远镜的光束，重力将提供10微弧秒量级的天体测量精度，4毫弧秒的成像分辨率，以及低分辨率和中等分辨率的光谱干涉测量，使其性能远远超过目前的红外干涉测量能力。为了最大限度地提高重力的性能，将在每个VLT单元望远镜上实施自适应光学校正，以校正大气湍流的影响。为了实现这一目标，重力项目包括四个新的波前传感器（WFS）和近红外优化实时控制系统的开发计划。这些设备将在1.4-2.4 μm范围内的四个单位望远镜上实现闭环自适应校正。这对于在光学明亮的参考源稀缺的区域（如银河系中心）实现有效的自适应光学至关重要。我们在这里介绍的重力波前传感器的设计，并给出了预期的自适应光学性能在典型的观测条件下的概述。受益于新开发的SELEX/ESO SAPHIRA电子雪崩光电二极管（eAPD）探测器，在近红外区域提供快速读出和低噪声，AO系统有望在500 Hz的工作频率下实现\leq 400 nm的残留波前误差。
2012-07-12 astro-ph.IM
Validation Through Simulations of a Cn2 Profiler for the ESO/VLT Adaptive Optics Facility
自适应光学设施（AOF）项目设想将其中一个甚大望远镜单元改造成自适应望远镜，并为其欧洲南方天文台（ESO）第二代仪器提供湍流校正波前。对于MUSE和HAWK-I，这种校正将通过GALACSI和GRAAL AO模块与1170个致动器可变形次镜（DSM）和新的激光导星设施（4LGSF）一起工作来实现。多个波前传感器将使GLAO和LTAO的能力，其性能可以大大受益于有关大气中湍流分层的知识。这项工作，完全基于端到端的模拟，描述了验证测试进行的Cn2配置文件适应AOF规范。由于绝对剖面校准强烈依赖于湍流参数r 0和L0的可靠知识，因此此处所示的测试仅涉及归一化输出剖面。测试了代码固有的输入参数以及剖面仪对不同湍流分布的响应。它采用了一个不可见的湍流校正，关键的GRAAL模式，并强调了掩盖部分校正波前的结果的影响。Paranal典型湍流剖面数据的模拟输入到剖面仪，表明可以可靠地识别所有AOF模式的输入特征。
2015-02-19 astro-ph.IM
The Fringe Detection Laser Metrology for the GRAVITY Interferometer at the VLTI
对大基线上恒星光程长度差的干涉测量可以提供极其精确的天体测量数据。干涉仪GRAVITY将同时测量欧洲南方天文台（ESO）甚大望远镜干涉仪（VLTI）视场中的两个物体，并在仅5分钟内确定其角距，精度为10微弧秒。为了以如此高的精度进行天体测量，通过VLTI和仪器的差分路径长度必须通过激光计量测量（并跟踪，因为地球的旋转将永久地改变它）到甚至更高的精度水平（对应于3分钟内的1 nm）。通常，外差差分路径技术用于纳米精度测量，但这些方法很难跟踪整个光束尺寸，并遵循光路到望远镜的主镜。在这里，我们提出了一个差分路径计量系统的初步设计，开发的重力项目。它测量整个瞳孔尺寸上的仪器差分路径，直到入射瞳孔位置。通过检测望远镜副镜上以及主镜反射后的激光条纹图案来测量微分相位。基于我们提出的设计，我们评估的相位测量精度的基础上可能的统计和系统误差的充分预算。我们表明，这种计量设计满足重力的高精度要求。
2010-07-11 astro-ph.IM
Telescope interferometers: an alternative to classical wavefront sensors
目前在自适应光学（AO）领域中可获得几种类型的波前传感器（WFS）。一般来说，它们的基本原理是测量望远镜传输的波前误差（WFE）的斜率或曲率，然后数字重建WFE。然而，这样的过程，似乎并不适合于在准实时评估未来的大型分段望远镜的同相或活塞误差。该通信提出了一种原始的，最近提出的直接WFE传感技术。该装置的原理被命名为“望远镜干涉仪”（TI），它是基于在望远镜光瞳平面中增加一个参考光学臂。然后从望远镜焦平面处的点扩散函数（PSF）测量推导出入射WFE。本文描述了两种不同类型的TI，并讨论了其性能的内在测量精度和空间分辨率。通过数值模拟研究了各种误差源，其中光子噪声是最关键的误差源。这些计算最终有助于确定TI方法在AO区域的应用范围，包括主望远镜和辅助望远镜的直径和导星的星等。一些实际的光学配置的例子也进行了描述和评论。
2008-08-29 astro-ph.IM physics.optics
An analysis of stellar interferometers as wavefront sensors
本文介绍了一种新的方法的基本原理和理论关系，该方法可以用来恢复地面或空间望远镜在主光瞳与第二偏心参考光臂结合时的波前误差（WFE）。然后，通过各种数值模拟，估计了这种“望远镜-干涉仪”的测量精度。除了在望远镜光瞳边缘附近的有限区域之外，显示出高性能。特别是，它允许直接相位评估（从而避免使用一阶或二阶导数），这对于未来巨型望远镜项目中分段镜的共相位特别感兴趣。最后，我们定义了有用的实用域的方法，这似乎是更好地适合于定期诊断的空间或地面的望远镜，或实时的科学观测，在一些非常特殊的情况下（例如，在太阳系外行星搜索仪器的中心恒星）。
2005-10-25 astro-ph astro-ph.IM physics.optics
Tracking length and differential wavefront sensing signals from quadrant photodiodes in heterodyne interferometers with digital phase-locked loop readout
本文提出了一种利用数字锁相环读出相位的外差式激光干涉仪中的四象限光电二极管（QPD）跟踪信号的方法。代替单独跟踪来自QPD的四个段并且然后将结果组合成长度和差分波前感测（DWS）信号，该方法采用直接对组合的长度和角度信号进行操作的一组耦合跟踪回路。好处是增加了环路中的信噪比，以及使环路带宽适应被跟踪信号的不同动态行为的可能性，这些信号现在对应于物理上有意义的可观测量。我们证明了高达6 dB的单段跟踪，这使得该计划在超低光条件下的精密卫星间激光干涉测量的应用程序的一个有吸引力的解决方案的改进。
2020-11-14 astro-ph.IM physics.ins-det physics.optics
Calibration of quasi-static aberrations in exoplanet direct-imaging instruments with a Zernike phase-mask sensor. III. On-sky validation in VLT/SPHERE
使用极端自适应光学和日冕照相术的第二代系外行星成像仪显示了它们在研究近距离星周环境、探测新的伴星和帮助了解它们的物理特性方面的巨大潜力。然而，在非常小的角分离，他们的性能在对比度是有限的几个因素：复杂的望远镜光瞳衍射不完全取消日冕，残留的动态波前误差，色波前误差，和波前误差所造成的非共路像差（NCPA）。在以前的工作中，我们演示了使用泽尔尼克波前传感器称为ZELDA感测NCPA在VLT/SPHERE和他们的补偿。在目前的工作中，我们将进入下一个步骤，使用ZELDA进行NCPA补偿的天空验证。我们开始通过再现以前的结果的内部源，并表明，1和15个周期/瞳孔之间集成的像差的量减少了5倍，这转化为原始对比度的增益在2和3之间低于300 mas。在天空中，我们证明了NCPA补偿工作在闭环中，导致像差量的衰减约为2倍。然而，我们确定了传感器的灵敏度损失，这只能部分解释为内部和天空测量之间的Strehl比的差异。在ExAO校正区域，天空上的日冕成像在原始对比度上最多提高2.5倍。我们使用coronagraphic图像重建的仪器的详细模型的基础上，以证明内部和对天空的原始对比度可以精确地解释，我们建立NCPA补偿后的观察到的性能不再受到限制的不适当的补偿像差，但由当前的变迹光瞳Lyot coronagraphic设计。[删节]
2019-07-25 astro-ph.IM
Increasing the raw contrast of VLT/SPHERE with the dark-hole technique. II. On-sky wavefront correction and coherent differential imaging
上下文对系外行星的直接成像利用了最先进的自适应光学（AO）系统、日冕照相术和后处理技术。日冕仪减弱星光，以减轻系外行星与其宿主恒星之间不利的通量比。AO系统提供点光源的衍射限制图像，并最大限度地减少可能导致星光泄漏通过日冕仪的光学像差。后处理技术，然后估计和消除残余的恒星散斑，如非共路像差（NCPA）和衍射望远镜遮蔽。目标。我们的目标是证明一种有效的方法，以尽量减少由于NCPA的斑点强度在VLT/SPHERE观测的夜晚。方法.在科学观测之前，我们实现了一种迭代黑洞（DH）算法来去除天空中的恒星斑点。它使用成对探测估计器和基于电场共轭的控制器。这项工作提出了第一个这样的天空散斑最小化与DH技术的球体。结果我们表明，在原始图像中的归一化强度的标准偏差减少了高达5倍的校正区域相对于当前的校准策略下中位数条件VLT。仅用1分钟的曝光时间获得的这种对比度性能水平达到了SPHERE上的中值性能，SPHERE使用需要1小时长的观察序列的后处理方法。我们还提出了一种替代的校准方法，利用星光的相干性，并提高了约3倍的后处理的对比度水平均方根。结论.这一空中演示代表了未来设计，开发和观测下一代地基系外行星成像仪10米至40米望远镜战略的决定性里程碑。
2022-08-24 astro-ph.EP astro-ph.IM
High order dark wavefront sensing simulations
暗波阵面感测遵循量子力学概念形成，其中人们能够使用实际上“击中”遮蔽物体的所需量的低至所需量的光来“看到”双臂干涉仪的一个路径中的物体。实现这样的目标的理论方法，但是在波前感测领域中，由共享相同入射光的两个不相等光束干涉仪的组合表示，并且其路径长度的差异被连续地调整，以便针对入射扰动的不同符号显示不同的信号。此外，为了在白光中获得这一点，应该相对于所使用的波长适当地调节路径差。虽然我们顺便描述了如何在一个真正的光学机械设置中实现这一点，但我们将注意力集中在模拟这种假设的“完美”暗波前传感器上，其中白光补偿以完美的方式完成，并且增益可以以数值方式选择。虽然这将代表一种理想化的暗波阵面传感器，可能很难在真正的玻璃和金属中匹配，但它也将给出最大可实现增益的明确指示，或者换句话说，实现这种设备的奖励。详细介绍了模拟代码的工作原理和第一个数值结果，以及对性能进行深入分析的角度，并将其扩展到更现实的情况，包括各种额外的噪声源。
2016-08-01 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
Phase masks in astronomy: From the Mach-Zehnder interferometer to Coronographs
相位掩模在天文光学中有许多应用，特别是与两个主题有关：用于太阳系外行星或拱星盘的检测和分析的冠状照相术，以及用于极其精确的自适应光学系统或分段反射镜的同相的波前分析。我回顾了一些文献中的相位掩模，并试图弥合两个仪器系统中，他们经常发现的差距：马赫-曾德尔干涉仪和日冕仪。
2018-07-25 astro-ph.IM
The simulator of the VLT Deformable Secondary Mirror: a test tool for adaptive optics instruments for the Yepun-UT4 telescope
变形镜模拟器（DMS）是一种光学装置，用于再现来自甚大望远镜UT 4自适应次镜的F/13光束。该系统被设计和集成为用于ERIS仪器（或ERIS-AO）波前传感器模块校准和功能验证的测试工具。为此目的，DSMSim包括一个高阶可变形镜和两个源，以模仿激光和自然光并照亮WFS光学器件。在本文中，我们报告的DSMSim的设计，集成，验证和校准程序与ERIS-AO，在最后，我们勾勒出一个路线图，为未来的系统改进。这项工作的目的是为未来的仪器项目（如MAVIS-AO）的VLT的参考。
2022-07-28 astro-ph.IM
Demonstration of a next-generation wavefront actuator for gravitational-wave detection
University of California, Riverside（加州大学河滨分校）；LIGO Laboratory, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院LIGO实验室）；California Institute of Technology（加州理工学院）
本文介绍了一种新型波前控制技术，用于提升引力波探测器的灵敏度，并为未来的宇宙探索者观测站提供关键技术支持。
2025-09-10 astro-ph.IM gr-qc
Wavefront Sensing in Space: Flight Demonstration II of the PICTURE Sounding Rocket Payload
美国航天局的一个探空火箭用于高对比度成像，带有一个可见的调零日冕，即PICTURE有效载荷，已进行了两次亚轨道尝试，以观测推测在波江座周围的温暖尘埃盘。2011年的第一次飞行在太空中展示了一个5毫弧秒的精细指向系统。本文介绍的2015年11月25日第二次发射的简化飞行数据证明了空间波前相位的主动感测。尽管在飞行中有几个异常，事后减少相位步进干涉仪数据提供了洞察波前传感精度和系统稳定性的一部分的瞳孔。这些测量示出了32个$\times$ 32致动器的微机电系统可变形反射镜的致动。波前传感器达到了每像素1.4纳米的中位精度，95%的样本在每像素0.8到12.0纳米之间。中位数系统稳定性，包括望远镜和日冕波阵面的其他倾斜，倾斜和活塞的错误，是3.6纳米每像素，与95%的样本之间的1.2和23.7纳米每像素。
2018-02-05 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
Laboratory Testing the Layer Oriented Wavefront Sensor for the Multiconjugate Adaptive optics Demonstrator
ESO-甚大望远镜（VLT）的多共轭自适应光学演示器（MAD）将在天空中演示多共轭自适应光学（MCAO）技术。在本文中，实验室测试相对于第一个初步验收在欧洲的层定向（LO）波前传感器（WFS）的MAD将被描述：的LO方法的能力已被检查和WFS的能力，以测量相位屏幕定位在不同的高度进行了实验。LO WFS在交付给ESO（Garching）安装在最终光具座上之前，在Arcetri的INAF天体物理天文台进行了光机集成和校准。LO WFS在2arcmin的视场中寻找多达8颗参考星，并且可以将多达8个金字塔定位在参考星的焦斑图像形成的位置，将光分成四束。然后，两个物镜共轭在不同的高度同时产生一个四倍光瞳图像的每个参考星。
2009-12-04 astro-ph.IM
Characterisation of ALPAO deformable mirrors for the NAOMI VLTI Auxiliary Telescopes Adaptive Optics
甚大望远镜干涉仪辅助望远镜将很快配备一个称为NAOMI的自适应光学系统。校正光学可变形镜是来自ALPAO的商业DM 241。作为从可见光到中红外的干涉仪的一部分，NAOMI的DM面临着几个挑战（高水平的可靠性，开环斩波，无活塞控制，WFS/DM瞳孔旋转，高期望带宽和冲程）。我们在这里描述我们的广泛表征的DM通过测量和模拟。我们总结了为处理特定镜像属性而定义的操作场景。我们的结论是，ALPAO DM具有整体优异的性能，满足大多数严格的要求，并且容易处理与规格的偏差。据我们所知，NAOMI将是第一个具有真正Zernike模式（允许软件旋转）命令的天文系统，也是第一个使用变形镜（5“天空，5 Hz）执行斩波的天文系统。
2018-06-27 astro-ph.IM
High-angular resolution and high-contrast VLTI observations from Y to L band with the Asgard instrumental suite
甚大望远镜干涉仪是世界上最高角分辨率的天文台之一。自第一次观测以来，它已经拥有了几台在各种红外带宽下工作的干涉仪。因此，VLTI取得了无数的发现和技术突破。在这里，我们介绍了VLTI的一个新概念，Asgard：一个由四个本地合作仪器组成的仪器套件：BIFROST，其主要科学案例是研究恒星和行星系统的形成过程和性质的组合器; NOTT，致力于在L波段成像年轻的邻近行星系统的调零干涉仪; HEIMDALLR，一个一体化的仪器，用相同的光学器件进行条纹跟踪和恒星干涉测量; Baldr，Strehl优化器。这些工具有着共同的目标和技术。目标是各种天体物理案例，如研究双星系统、系外行星系统和原行星盘的形成和演化过程，多系统轨道参数和自旋轨道对准的表征，系外行星的表征，以及系外黄道盘的研究。因此，该套件的想法是使仪器具有互操作性和互补性，以提供从J到M波段前所未有的灵敏度和准确性，以实现这些目标。Asgard仪器的互操作性及其在VLTI中的集成是该项目的主要挑战。
2023-01-16 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
Speckle temporal stability in XAO coronagraphic images II. Refine model for quasi-static speckle temporal evolution for VLT/SPHERE
观察序列表明，在高对比度成像中的主要噪声源限制是由于准静态散斑的存在。准静态散斑演化的时间尺度由各种因素确定，其中包括机械或热变形。了解这些随时间变化的仪器散斑，特别是它们与其他畸变的相互作用，称为钉扎效应，对于寻找暗淡的恒星同伴至关重要。准静态散斑的时间演变例如对于在使用角微分成像（ADI）时预期的增益的量化以及确定必须执行散斑置零技术的间隔是需要的。在ESO总部的高阶测试台（HOT）在实验室条件下获得的自适应校正的日冕图像的时间序列的早期分析之后，我们在欧洲的最后测试阶段用SPHERE仪器进行了新的测量，证实了我们的结果。通过对直接和差分日冕照相图像中的残余散斑图的分析，可以表征准静态散斑的时间稳定性。数据是在热主动控制的环境中获得的，再现了望远镜遇到的现实条件。准静态波前误差的时间演变呈现线性幂律，其可用于在即将到来的高对比度成像仪器的背景下模拟准静态散斑演变，并对仪器（设计、观测策略、数据减少）具有影响。这样的模型可以用于例如导出非公共路径像差必须被感测和校正的时间尺度。我们在数据中发现，准静态波前误差以每分钟约0.7埃的速度增加。
2013-02-28 astro-ph.IM
Single-mode interferometric field of view in partial turbulence correction. Application to the observation of the environment of Sgr A* with GRAVITY
上下文ESO VLTI上的重力仪在光学干涉仪领域树立了新的标志。在这个波长范围内，长时间曝光是第一次可能的，为天体物理学带来了巨大的进步。特别是，微弱的对象可以观察到的VLTI的角分辨率，与曝光超过了许多数量级的相干时间的大气湍流。目的。现代干涉仪，特别是那些结合了大型望远镜（如VLT的单位望远镜）收集的光的干涉仪，受益于对大气湍流的部分校正。本文研究了大气湍流对干涉仪最大视场的影响，如用单模光纤过滤波前的重力干涉仪。基本问题是最大视场是否限制在单个孔径的衍射极限，或者实际上是否更宽。我们特别讨论的情况下，围绕Sgr A* 的领域，重点是大规模的主序星S2的可探测性。方法.我们从理论上研究了干涉仪的干涉和测光瓣，并考虑了大气湍流。我们计算了大气湍流的波瓣函数和没有部分修正的波瓣函数。结果本文的主要结果是，如果对高阶大气湍流进行校正，则倾斜剩余量可以加宽干涉仪的视场。作为一个特殊的情况下，S2星可以检测到在干涉框架中心的Sgr A*，即使两个对象之间的距离是高达约两倍的衍射极限的一个单一的光圈。我们还表明，在这种情况下，如果指向精度的纤维是10质量的顺序，vibrium不偏置。
2019-03-26 astro-ph.IM
Laboratory demonstration of a cryogenic deformable mirror for wavefront correction of space-borne infrared telescopes
本文介绍了一种基于微机电系统（MEMS）技术的具有1,020个致动器的低温变形镜（DM）。低温星载红外望远镜由于镜面形状误差会产生波前误差，使成像性能变差。为了解决波前在轨校正问题，我们研制了一种MEMS加工的静电微镜，该微镜具有特殊的低温环境结构。我们进行了一个实验室演示其操作在3个冷却循环之间的5 K和295 K。利用激光干涉仪，我们首次检测到了低温下外加电压所对应的变形。根据静电位移机的工作原理，将电压与位移之间的关系定性地用二次函数表示。我们还发现，它有一个高的操作重复性的几纳米RMS和没有显着的滞后。利用重复性的测量值，我们模拟了用我们的DM进行波前校正对PSF的改善。这些结果表明，我们开发的DM是有效的，以提高成像性能和PSF对比度的星载红外望远镜。
2017-09-29 astro-ph.IM
Low Wind Effect on VLT/SPHERE : impact, mitigation strategy, and results
低风效应是一种在没有风的情况下，在被蜘蛛遮挡的大型望远镜的瞳孔中干扰波前相位的现象。这可以解释为蜘蛛的辐射冷却，造成瞳孔中的空气温度不均匀。因为它是传统的自适应光学（AO）系统所看不到的，因此是未校正的，所以它显著地降低了经AO校正的图像的质量。我们提供了一个统计分析的强度，这种影响所看到的VLT/SPHERE后，4年的操作。我们分析了它对风和温度条件的依赖性。我们描述了2017年实施的缓解策略：在中红外线中具有低热发射率的特定涂层被应用于望远镜3号的支架上。我们使用焦平面图像和测量的相位图在图像质量、对比度和波前误差方面量化改进。
2018-07-22 astro-ph.IM
Phase sensor for solar adaptive-optics
太阳自适应光学中的波前感测目前是用相关的Shack-Hartmann传感器来完成的，尽管相位测量的空间和时间分辨率随后受到在白天大气波动的频率下相关传感器信号所需的极快计算的限制。为了避免这种限制，提出了一种新的波前传感技术，利用太阳亮度，适用于扩展源。波前通过修改的马赫-曾德尔干涉仪发送。波前的一个小的中心部分被用作参考，并与波前的其余部分干涉。两个同时测量的干涉图案的对比度提供了波前相位的直接估计，不需要额外的计算。所提出的光学布局显示精确的初始对准是实现新的波前传感方案的关键点。
2011-04-13 astro-ph.IM physics.optics
Impact of water vapor seeing on mid-infrared high-contrast imaging at ELT scale
地球大气中局部水汽含量的高速变化是整个红外域地基波前质量的重要贡献者。与干燥的空气不同，水蒸气是高度彩色的，特别是在中红外线。这意味着可见或近红外域中的自适应光学校正不一定确保较长波长处的高波前质量。在这里，我们使用水蒸气视宁度的文献测量以及来自甚大望远镜干涉仪（VLTI）的最新红外干涉数据来评估将传输到极大望远镜（ELT）的METIS中红外相机和光谱仪的波前质量，工作范围为3到13 μm，经过近红外单共轭自适应光学校正。我们讨论了由于水汽视宁度引起的额外波前误差如何在N波段（8-13 μm）主导波前质量预算，从而驱动ELT尺度下中红外高对比度成像模式的性能。然后，我们介绍了METIS团队计划如何使用焦平面波前传感技术来减轻水蒸气的影响，并通过端到端的模拟来展示如何提高高对比度成像性能。
2022-10-22 astro-ph.IM
Controlling petals using fringes: discontinuous wavefront sensing through sparse aperture interferometry at Subaru/SCExAO
由望远镜孔径不连续引起的低风速和花瓣效应，即使能得到校正，也很难被常用的主力波前传感器（WFS）校正。波前瓣化破坏了点扩散函数核心的相干性，将其分裂成几个旁瓣，极大地切断了科学吞吐量。我们展示了重新利用非冗余稀疏孔径掩模（SAM）干涉仪到低阶WFSs补充高阶金字塔WFS，在斯巴鲁望远镜的SCExAO实验平台。由7孔掩模形成的SAM远场干涉图用于直接检索花瓣像差，这是几乎不可见的主AO回路。我们实现了一个可见光双波段SAM模式，使用两个不相交的25 nm宽的通道，我们重组，以克服一个λ模糊的条纹跟踪技术。这使得能够以足够的捕获范围控制花瓣，而不会与近红外中的日冕模式冲突。我们目前的天空工程结果表明，该设计能够测量花瓣远远超出了单波长等效设计的范围。
2022-09-07 astro-ph.IM
FIRST, a Pupil-Remapping Fiber Interferometer at the Subaru Telescope: on-sky results
第一，单望远镜光纤成像仪，是一种光谱成像仪，使用单模光纤进行光瞳重映射，允许测量超出望远镜衍射极限。集成在斯巴鲁望远镜的斯巴鲁Coronagaphic Extreme自适应光学仪器上，它受益于非常稳定的可见光波前，允许获得长时间曝光，并在比以前更暗的光源上操作。在天空中的结果表明，该仪器的能力，以检测恒星的同伴分离43 mas的情况下，五车二双星系统。在超大望远镜上采用类似的方法，将为在非常高的角分辨率下进行伴星探测和定性提供独特的科学机会。
2020-12-22 astro-ph.IM
Calibration of the island effect: Experimental validation of closed-loop focal plane wavefront control on Subaru/SCExAO
岛效应（IE）像差是由地基望远镜上相邻光瞳段之间的差分活塞、尖端和倾斜引起的，这严重限制了最近部署的系外行星成像仪上对星周环境的观测（例如，VLT/SPHERE、Gemini/GPI、Subaru/SCExAO）。这些像差是由望远镜蜘蛛水平的空气温度梯度引起的，最近在VLT/SPHERE上成功诊断出了这些像差，但到目前为止还没有进行完整的校准来克服这个问题。我们提出了闭环焦平面波前控制的基础上的非对称傅立叶光瞳波前传感器（APF-WFS），以校准这些像差，并提高图像质量的系外行星高对比度仪器在IE的存在。假设原型的四象限孔径几何形状在8米级望远镜，我们描述这些像差的活塞，提示，和倾斜的独立模式分布在每个象限的望远镜光瞳的总和。我们校准这些模式与APF-WFS之前，介绍我们的波前控制闭环操作。我们进行数值模拟，然后使用斯巴鲁/SCExAO在一个真实的系统上进行实验测试，以验证我们的控制回路在实验室和天空。APF-WFS的闭环操作使得能够在模拟中和实验室中对小像差区域进行IE补偿。在近红外校准的基础上，我们观察到在可见光范围内的SCExAO/VAMPIRES模块的图像质量的改善与图像Strehl比的37%的相对增加。我们的第一个IE校准为最大限度地提高当前系外行星成像仪的科学操作铺平了道路。这种方法及其结果在极大望远镜（ELT）和类似人工制品的存在下也证明是非常有前途的。
2017-12-11 astro-ph.EP 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
Increasing the raw contrast of VLT/SPHERE with dark hole techniques III. Broadband reference differential imaging of HR\,4796 using a four-quadrant phase mask
本文展示了在VLT/SPHERE四象限相位掩模日冕仪上应用暗洞技术，并结合参考差分成像对HR 4796进行观测，将H波段探测极限提高了三倍，且暗洞在恒星间保持稳定，为系外行星成像提供了新策略。
2024-03-27 astro-ph.EP astro-ph.IM
Exoplanets in reflected starlight with dual-field interferometry and a fifth Unit Telescope at VLTI
Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；LIRA, Observatoire de Paris, PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université de Paris（巴黎天文台 LIRA 实验室，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
本文提出通过增加第五单位望远镜和双场干涉仪，优化VLTI以提高反射光中系外行星的探测能力。
2025-12-18 astro-ph.EP astro-ph.IM
Wavefront Curvature and Transverse Atomic Motion in Time-Resolved Atom Interferometry: Impact and Mitigation
研究时间分辨原子干涉仪中波前曲率与横向原子运动对相位噪声的影响，并提出基于位置分辨相位移读出的缓解策略以提升灵敏度。
2025-11-21 astro-ph.IM cond-mat.quant-gas hep-ex
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
HARMONI at ELT: A Zernike wavefront sensor for the high-contrast module -- Testbed results with realistic observation conditions
ELT-HARMONI是ELT的第一台可见光和近红外积分场光谱仪（IFS）。它的光谱范围从450 nm到2450 nm，分辨率从3500到18000，空间采样从60 mas到4 mas。它可以在两种自适应光学模式下工作- SCAO（包括高对比度功能）和LTAO -或NOAO。该项目正在为最终设计审查做准备。高对比度模块（HCM）将允许HARMONI对比其宿主恒星暗100万倍的系外行星进行直接成像和光谱分析。准静态像差是一个限制因素，必须尽可能靠近焦平面掩模进行校准，以达到指定的对比度。用于极低水平差分像差（ZELDA）的Zernike传感器将用于0.1Hz频率的实时和闭环操作。与Shack-Hartmann传感器不同，ZELDA波前传感器对岛屿和低风效应敏感。ZELDA传感器已经在VLT-SPHERE上进行了测试，并将用于其他仪器。我们的目标是使该传感器适应HARMONI的特定情况。ZELDA原型正在IPAG进行模拟和实验测试。它的纳米精度已于2020年首次在缓慢发展的情况下进行检查，波前误差小，没有色散也没有湍流残留。在此实验基础上，我们解决的传感器的性能在现实的操作条件下，包括残差，偏心，色散，灵敏度等大气折射残差引入使用棱镜，湍流引入空间光调制器，这也是用来尽量减少波前残差在一个闭环中的观测条件预期与HARMONI。
2022-10-05 astro-ph.IM
Status and new operation modes of the versatile VLT/NACO
本文旨在介绍迄今为止最通用的自适应光学馈电仪器，即著名的、成功的NACO。虽然NACO只计划在甚大望远镜（VLT）上再工作两年，但它仍在不断发展，增加了新的操作模式，带来了原始的天文结果。高对比度成像社区创造性地将其用作SPHERE和其他第二代行星成像仪的测试台。一种新型的激光导星可见光波前传感器已经安装和测试，立方体模式越来越多地被要求用于亮光源的帧选择，即视宁度增强模式（没有倾斜/倾斜校正）现在提供全天空覆盖，并欢迎所有类型的河外应用，仪器操作团队（IOT）和Paranal工程师目前正在努力保持仪器的整体性能，但也在改进它们并提供新的功能，为社区提供了一个良好的调谐和原始的文书，其余的时间，它正在使用。本文件提供了一个非详尽的概述，新的模式和实验，已在过去几个月进行。
2010-09-07 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
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
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
ERIS: revitalising an adaptive optics instrument for the VLT
ERIS是一种扩展和增强VLT基本衍射极限成像和光谱能力的仪器。它将取代两个仪器，现在正在维护超过其使用寿命，将其功能结合在一个单一的焦点，提供一个新的波前传感模块，利用设施自适应光学系统，并大大提高其性能。该仪器将在几个制度方面的JWST竞争力，并具有出色的潜力，研究银河系中心，系外行星和高红移星系。ERIS于2017年进行了最终设计审查，预计将于2020年在天空中亮相。本文描述了仪器的概念，概述了其预期的性能，并强调了它将最擅长的地方。
2018-07-13 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
Large Binocular Telescope Interferometer Adaptive Optics: On-sky performance and lessons learned
大双目望远镜干涉仪是一个高对比度成像仪和干涉仪，位于LBT的双8.4米孔径的组合弯曲格里高利焦点。干涉测量科学驱动器规定0.1“分辨率，$10^3-10^4$对比度为$10~μm$，而$4~μm$成像科学驱动器要求更大的对比度，但比例为$>$ 0.2”。在成像模式下，LBTI的自适应光学系统已经在$0.3''-0.75''$上提供了$10^4-10^5$的$4~μm$对比度。即使在视觉不佳的情况下，它也可以在此波长下提供高达90%的Strehl比率。然而，可以通过减轻非公共路径像差来进一步改善性能。任何NCPA补救措施都必须仅使用当前硬件可行：科学相机，波前传感器和自适应次镜。在初步测试中，我们已经实施了散光和三叶草的“眼科医生”网格搜索方法，在$4~μm$上实现了Strehl比率的5%改善，未来计划在更短的波长和更多的模式下进行测试。我们发现了NCPA在短时间尺度上变化的证据，并讨论了可能的升级以改善时变效应
2014-10-17 astro-ph.IM
Development of an ELT XAO testbed using a Mach-Zehnder wavefront sensor: calibration of the deformable mirror
极自适应光学（XAO）在满足未来超大望远镜的高速度（> 1 kHz）、高精度和高次要求方面遇到了严重的困难。一种创新的高阶自适应光学系统使用自参考马赫-曾德尔波前传感器（MZWFS）允许抵消这些限制。该传感器通过测量两个输出之间的强度差来非常精确地估计小空间尺度下的波前相位，其中在其两个支路之间具有$λ/4$路径长度差，但是由于相位模糊而在动态范围中受到限制。在过去的几年里，我们的团队在8米级望远镜的框架内研究了这样一个XAO系统。在这项工作中，我们报告了我们最近在实验室安装的XAO测试平台的最新结果，并致力于使用30米级望远镜（如E-ELT或TMT）进行高对比度成像。在回顾了MZWFS的原理并描述了我们实验的光学布局之后，我们将展示低音-高音相位校正器的评估结果，即，Boston Micromachine连续膜可变形反射镜（DM）和Boulder非线性系统液晶空间光调制器（SLM）。特别是，我们将详细介绍使用Zygo干涉仪计量的DM的校准。我们的方法包括在膜变形的精确测量，同时施加恒定的变形9出140致动器在同一时间。通过在DM工作范围内改变戳电压，我们提出了一种简单而有效的方法，使用高斯模型建模DM影响函数。最后，我们展示了允许补偿低阶像差的MZWFS上的DM平坦化。
2015-09-28 astro-ph.IM
Multi-conjugated adaptive optics imaging of distant galaxies -- A comparison of Gemini/GSAOI and VLT/HAWK-I data
多共轭自适应光学（MCAO）在2 $μ$ m波长处产生接近衍射极限的图像。目前，南双子座的GeMS/GSAOI是唯一一个8米望远镜的MCAO设施仪器。利用实际数据，我们首次研究了MCAO用于遥远星系$K_{\rm s}$波段观测时的深度增益和信噪比。我们的分析是基于前沿领域集群MACS J0416.1-2403，观察与GeMS/GSAOI（近衍射限制）和VLT/HAWK-I（自然视宁度）的数据进行比较。使用星系数计数，我们表明，大幅增加的热背景和较低的光学吞吐量的MCAO单元的波前校正完全补偿，因为星系图像可以测量在较小的孔径与较少的天空噪声。我们还进行了直接比较的信噪比（S/N）的两个数据集中检测到的源。对于具有相当于HawK-I图像可见度一半的固有角大小的物体，S/N增益为40%。即使是较小的物体，S/N也会增加2.5倍，尽管我们的自然引导星配置并不理想。由于对本征源轮廓的强烈依赖，近衍射极限图像的深度比看到极限图像的深度更难以量化。我们的研究结果强调了冷却MCAO系统的重要性，$K_{\rm s}$波段的观测与未来，非常大的望远镜。
2017-08-03 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
Overcoming the low signal-to-noise problem for hybrid mode-selective photonic lantern-based wavefront correction using machine learning
University of Sydney（悉尼大学）；Sydney Institute for Astronomy (SIfA)（悉尼天文研究所）；School of Physics, University of Sydney（悉尼大学物理学院）；Sydney Astrophotonics Instrumentation Laboratories（悉尼天体光子学仪器实验室）；Observatoire de la Cote d’Azur（蔚蓝海岸天文台）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Leiden University（莱顿大学）
研究混合模式选择光子灯笼波前校正的低信噪比问题，用神经网络将波前传感核心强度映射为估计波前校正并应用于上游变形镜，探索不同神经网络架构评估性能以解决信噪比权衡。
2026-08-03 astro-ph.IM physics.ins-det physics.optics
Modelling Fourier filtering wavefront sensors for PSD-based methods: the AOPERA tool
ONERA（法国航空航天研究院）；Aix Marseille University（艾克斯-马赛大学）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）
本文提出AOPERA工具，用于在PSD方法中建模傅里叶滤波波前传感器的非线性行为，通过与端到端仿真对比验证了其在误差预测上的准确性。
2026-10-15 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
Wavefront sensing with a Gradient Phase Filter
本文提出基于透明梯度相位滤波器的 Crossed-sine phase sensor（CSPS），以 Fourier 光学描述其原理，并通过模拟证明其兼具高空间分辨率与 Lambda/100 RMS 精度。
2024-07-03 astro-ph.IM physics.optics
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 ERIS Adaptive Optics System
ERIS是由Max-Planck Institut fuer Extraterrestrische Physik，UK-ATC，ETH-Zurich，ESO和INAF组成的联盟领导的VLT-UT 4的新AO仪器。ERIS AO系统提供NGS模式以提供高对比度校正，并提供LGS模式以将高Strehl性能扩展到大天空覆盖范围。AO模块包括NGS和LGS波前传感器，并与VLT-AOF可变形次镜和激光设备一起，将为高分辨率成像仪NIX（1- 5 um）和IFU光谱仪SPIFFIER（1-2.5um）提供AO校正。在本文中，我们提出了初步设计的ERIS AO系统和估计的校正性能。
2016-07-23 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
Comparison of LISA and Atom Interferometry for Gravitational Wave Astronomy in Space
Dimopoulos等人在2008年提出的原子干涉仪引力波任务之一被称为AGIS-Sat。2.它具有由原子状态检测散粒噪声水平设置的建议的引力波灵敏度，其开始于1 mHz，在1至约20 mHz范围内与LISA灵敏度相当，并且在20至500 mHz范围内具有更好的灵敏度。两个航天器之间的距离为1，000公里，原子干涉仪长200米，两端都使用了遮阳板。对各种误差源进行了细致的分析，但对激光波前像差和原子云中原子温度的时间稳定性要求没有进行研究。考虑到这些因素后，满足所述灵敏度水平的激光波前像差稳定性要求约为1 \times × 10 - 8波长，比LISA严格得多。此外，原子云之间的温度波动必须小于1 pK。最近有人建议在地球轨道上执行一项称为AGIS-LEO的原子干涉仪GW任务，卫星间隔为30公里。本文简要讨论了用高精细度模式擦洗光学腔来减小波前像差噪声的问题，但没有给出对高精细度模式擦洗光学腔的要求。不幸的是，这种绕地球轨道飞行任务的设计似乎比非地心飞行任务困难得多，而且似乎没有什么吸引人的科学目标。
2011-06-14 astro-ph.GA astro-ph.IM physics.ins-det
Conceptual design of a phase shifting telescope-interferometer
本文论述了移相望远镜干涉仪的理论原理和光学设计。望远镜干涉仪（Telescope-Interferometer，T-I）是一种新型的波前误差（WFE）检测技术，其基本思想是将望远镜的主光瞳与第二个离轴参考臂相结合，然后在焦平面上产生一个弱调制的点扩散函数（PSF），从而实现直接相位测量。我们提出了一个显着的改进的方法，从相移干涉术的经典原理的启发。本文介绍了这种替代方法的原理及其可达到的测量精度。该技术显示出高性能，除了位于瞳孔边界附近的狭窄区域。它既适用于地面望远镜，也适用于空间望远镜，并适合于分段镜的同相，这对于未来的巨型望远镜项目至关重要。
2005-11-28 astro-ph astro-ph.IM physics.optics
