Ukaliq: Seeing Long-Term with Small, Precise Arctic Telescopes
时域天体物理学受益于极端纬度站点，这些站点可以将本质上延长的夜间与良好的天空条件相结合。极地环境大气研究实验室（PEARL）就是这样一个地点，位于北纬80度，加拿大埃尔斯米尔岛西北边缘。在那里部署视觉监测器所取得的经验已被纳入一个以普通北极野兔命名的自动化系统“Ukaliq”，该系统也非常适合当地环境。即使使用中等孔径，也可以使用简单的自适应光学以及最适合PEARL独特优势的观察策略来实现高光度可靠性：在100小时或更长时间的清晰，平静，黑暗期间保持出色的图像质量。Ukaliq对类星体引力微透镜的潜在多年搜索有助于说明大型宽场测量设施时代的这一利基。
2014-11-18 astro-ph.IM
Strobed Imaging as a Method for the Determination and Diagnosis of Local Seeing
许多望远镜的图像质量预算可以从局部视宁度（“镜面”和“圆顶”）中获得实质性贡献，这是由湍流和温度变化引起的，难以量化，直接测量和改善。我们描述了一种方法来确定“本地”看到退化由于波前扰动的光路从天体源的地面望远镜的最后几十米，使用主要的仪器和沿相同的路径所采取的光从天体源。该概念涉及沿着光路放置选通发射器以在主焦平面上产生图像，该图像“冻结”折射率扰动的不同实现。这种方法的优点是直接测量图像的运动和闪烁所赋予的动态空间和时间结构的局部扰动的折射率沿光路，与一个干净的分离，看到在大气中诱导的圆顶。频闪源方法允许直接在焦平面上测量快速的图像运动和闪烁，甚至对于具有宽视场仪器和慢快门的大孔径望远镜，例如正在为鲁宾天文台建造的望远镜。提出了一种概念设计，它使用鲁宾望远镜焦平面上的“引导器”CCD，按需进行局部视景测量，甚至可能在科学曝光期间进行。
2021-06-20 astro-ph.IM
Laser-only adaptive optics achieves significant image quality gains compared to seeing-limited observations over the entire sky
自适应光学激光导星系统对恒星波前的大气校正分为两部分：恒星倾斜校正和高空间阶激光校正。在视场中需要足够明亮的引导星来校正倾斜限制了天空覆盖范围。在这里，我们展示了一种改进，有效地看到，而不需要附近的明亮的恒星，使整个天空覆盖，只执行激光辅助波前校正。我们使用第一个机器人AO系统Robo-AO来全面展示这种仅用激光的矫正。我们分析了四年来有效的机器人操作的观测结果，涵盖了15，000个目标和42，000个观测结果，每个观测结果都实现了不同的观测条件。使用自动导引器（或后处理软件等效物）和激光来提高有效视宁度，而不依赖于目标的亮度，Robo-AO观测显示有效FWHM提高了39+/-19%，而无需任何倾斜校正。我们还表明，50%的包围能量性能没有倾斜倾斜校正仍然相当于衍射限制，标准的Robo-AO性能。弱目标科学计划主要受限于50%的包围能量（例如，那些采用放置在AO系统后面的积分场摄谱仪的计划），可能会看到采用仅激光AO对天空覆盖的显着好处。
2017-11-12 astro-ph.EP astro-ph.IM
Estimation of the dome seeing from results of the optics quality tests with Shack-Hartman wavefront sensor
Shack-Hartman波前传感器是为2.5米SAI望远镜的最终验收而设计的，它允许使用明亮的恒星测量望远镜出射光瞳上的波前形状。波长为532 nm的参考激光源用于测量。在不同望远镜上测试该设备的过程中，人们发现了估计圆顶中气流的一些特性的可能性。对三个圆顶进行了这种估计：乌兹别克斯坦迈达纳克天文台的1.5米AZT-22和1.0米蔡司望远镜，以及乌克兰克里米亚天文台的2.6米望远镜ZTSh。对于圆顶中最慢的流，获得了以下结果：AZT-22的β=0.34”，Zeiss-1000的β=0.67”，ZTSh的β=0.69”。
2011-01-20 astro-ph.IM
Measuring Local Turbulence Along the Optical Path: Multi-beam Optical Seeing Sensor (MOSS)
本研究开发多光束光学视宁度传感器MOSS，通过频闪近平行光束直接测量望远镜圆顶内的光路湍流，可表征湍流尺度与相干性，原型在鲁宾天文台AuxTel测得湍流下限1.4角秒，可指导热与气流管理以优化成像质量。
2025-08-01 astro-ph.IM
Differential image motion in astrometric observations with very large seeing-limited telescopes
本文利用VLT/FORS2观测数据定量建模差分像运动，提出结合湍流频率分解与观测参数的模型，验证了模型与观测在1%内一致，并外推得到极大望远镜视宁度受限天体测量精度极限约5微角秒。
2024-08-10 astro-ph.IM
Atmospheric image blur with finite outer scale or partial adaptive correction
在宽波段工作的大型望远镜中，视宁度极限分辨率主要取决于湍流外尺度，不能用一个视宁度值来描述。我们试图澄清在这个问题上经常出现的混乱。通过解析计算和数值模拟，研究了有限湍流外尺度和部分自适应修正的影响。如果采用冯卡门湍流模型，一个简单的近似公式捕获的依赖关系的大气长曝光分辨率的外尺度在整个实际上有趣的范围内的望远镜直径和波长。在红外（IR）中，与标准柯尔莫哥洛夫视宁度公式的差异可以超过两倍。我们发现，低阶自适应湍流校正产生的残余波前有效地小的外尺度，所以即使是非常低的补偿阶导致的分辨率大幅提高，看到，相比标准理论。大型望远镜的视极限分辨率，特别是在IR中，目前由于没有考虑外尺度而被低估。另一方面，设计用于红外衍射极限成像的自适应光学系统可以将可见光的分辨率提高两倍之多。
2010-03-24 astro-ph.IM
A seeing measurement device for the PoET solar telescope
Universidade de Lisboa（里斯本大学）；Universidade do Porto（波尔图大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
本文介绍用于PoET太阳望远镜的视宁度测量装置，通过利用太阳作为扩展光源，实现白天视宁度测量，以优化观测 aperture 并确保科学性能。
2026-04-11 astro-ph.EP astro-ph.IM
Trade-off study for high resolution spectroscopy in the near infrared with ELT telescopes: seeing-limited vs. diffraction limited instruments
HIRES是一种高分辨率光谱仪，是ESO E-ELT路线图中预见的前五种仪器之一。理想情况下，该摄谱仪应提供从紫外线极限到2.5微米的全光谱覆盖范围，分辨率为R $\sim$ 10，000至R $\sim$ 100，000。在可见光/蓝光波长，自适应光学（AO）不能提供有效的聚光，HIRES将必然是一个庞大的，看到有限的仪器。我们在本文中解决的基本问题是，是否应该在近红外范围内采用相同的方法，或者HIRES应该只配备具有小得多的孔径的紧凑型红外模块，利用AO校正。在所有波长上的可见度受限仪器的主要缺点是：\textit{i)}在热背景（K波段的红色部分）占主导地位的波长上灵敏度较低。\textit{ii)}红外光谱仪模块的体积和成本要高得多。使用较小的AO馈电IR模块的主要缺点是：\textit{i)}性能朝向较短波长（尤其是J e Y波段）迅速下降。\textit{ii)}扩展对象的不同空间采样（光学模块在天空中看到更大的区域）。在本文中，我们进行了权衡分析和量化的各种影响，有助于改善或恶化的信噪比。特别是，我们评估的交叉波长的位置，在该AO馈仪器开始优于看到有限的仪器。该参数对于HIRES覆盖K波段部分的设计至关重要。
2014-07-11 astro-ph.IM
Seeing Black Holes : from the Computer to the Telescope
本文回顾了从作者四十年前首批黑洞数值模拟到事件视界望远镜即将于2018年获得银河系中心超大质量黑洞首张图像的研究历程，展现了数值模拟对黑洞成像的奠基性贡献。
2018-04-11 astro-ph.HE astro-ph.IM gr-qc
Machine learning-based seeing estimation and prediction using multi-layer meteorological data at Dome A, Antarctica
提出基于多层自动气象站数据的机器学习框架，实现南极冰穹A 8米高度视宁度估计与预测，预测精度优于持续性方法且计算耗时不足一秒，适用于实时望远镜调度。
2023-04-07 astro-ph.IM
Site testing of the Sierra de Javalambre. First results
我们提出的Javalambre天体物理观测站的拟议位置的主要特点。这些测量数据是从现场不同监测器和仪器获得的分光光度、光度和视宁度数据以及公众可获得的气象卫星数据中获得的。在没有月亮的夜晚观测到的夜空光谱显示出很少的典型污染线的污染。它们对天空亮度的贡献分别为：B星~0.06星等，V星~0.09星等，R星~0.06星等。特别是，钠人工和自然线的强度比较表明，该网站满足国际天文学联合会的建议，一个黑暗的网站。无月夜空表面亮度的天顶校正值为B = 22.8等角秒^-2，V = 22.1等角秒^-2，R = 21.5等角秒^-2，I = 20.4等角秒^-2，这表明该地点非常暗。在夏季期间测量了消光，在V波段的典型值为0.22等，在全光度夜晚的最佳测量值为0.18等。过去两年（2008- 2009年）V波段视宁度的中位数为0.71”，众数为0.58”。视宁度值呈现季节性变化，夏季（~0.69”）小于冬季（0.77”）。对于68%的分析夜晚，整晚的视宁度优于0.8”。视宁度在相当长的时间内是稳定的，特别是在具有良好视宁度值的夜晚。对于视宁度低于0.8”的夜晚，典型的尺度是在参考值的20%以内变化的5小时左右。完全晴朗的夜晚比例约为53%，而至少有30%的夜晚晴朗的夜晚比例约为74%。
2009-12-18 astro-ph.IM
Dome C site testing: surface layer, free atmosphere seeing and isoplanatic angle statistics
本文分析了南极冰穹C站3.5年的现场测试资料，这些资料是根据三个不同海拔高度的三个分光光度计的测量结果得出的。基本统计的视宁度和等晕角，以及这两个参数的时间波动的特征时间，我们发现在8米约30分钟。利用3个DIFFERENTIAL作为表面层的轮廓，并提供其统计特性的鲁棒估计。它似乎有一个非常尖锐的上限（小于1米）。每台望远镜在地表层顶部以上所花费的时间比例使我们能够推断出平均高度在23米到27米之间。不同数据集的比较使我们推断出自由大气视宁度的统计特性，中值为0.36弧秒。表面层内的C_n^2轮廓也是从3台望远镜在湍流内停留的那部分时间内获得的视宁度数据中推导出来的。据统计，除了3个月的夏季，表面层占表面总湍流的95%，从而证实了其上方场地的卓越质量。
2009-04-20 astro-ph.IM
Seeing the unseeable
事件视界望远镜是一个地球大小的干涉仪，旨在捕捉黑洞事件视界的图像，以测试广义相对论和探测吸积过程。
2017-10-09 astro-ph.HE astro-ph.IM
Seeing and Meteorological Analysis at the North-1 and North-2 Points of Muztagh-Ata Site on the Pamir Plateau
本研究对比分析帕米尔高原慕士塔格站北1、北2点2018-2024年的视宁度与气象数据，证实两地均具备优质大气条件，为中国西部大型光学/红外望远镜选址提供支撑。
2025-09-06 astro-ph.IM
Millimetre-wave Site Characteristics at the Australia Telescope Compact Array
我们提出了一个毫米波网站表征澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的基础上，近9年的数据，看到监视器在这个设施。视宁度监测器测量地球同步卫星在230米基线上的信号相位波动，该信号是由沿其视线的水蒸气波动引起的，它提供了自2005年以来几乎无间隙的记录，具有高时间分辨率。我们确定的路径长度的变化作为一天中的时间和季节的函数的均方根（rms）。在“冻结屏”假设的前提下，我们还确定了湍流和相屏速度的Kolomogorov指数，$α$。从这些，我们确定毫米波看到在$λ= 3.3$ \，毫米。基于均方根路径长度变化的幅度，我们估计预期的可用观测时间的分数时，可以成功地进行干涉测量使用ATCA，作为观测频率和天线基线的函数，为一天中的时间和季节。我们还估计相应的观测时间分数时，使用安装在ATCA的水蒸气辐射计（WVR），以纠正在测量的天文源的相位波动。
2014-05-19 astro-ph.IM
Site selection for the 3.4m optical telescope of the Iranian National Observatory
报道了伊朗国家天文台3.4米光学望远镜选址活动的结果。在前三年，在全国33个提名地区中，通过检查长期气象和地理参数，潜在地区仅限于四个省，即位于东部的南呼罗珊省、东南部的克尔曼省和中部的库姆省和伊斯法罕省。在接下来的3年里，经过天文气候的考虑和短期的大气视宁度测量使用差分图像运动监视器（DIMM）技术进行，4个候选网站中选择这些地区。对四个候选地点进行了同时视宁度测量，最后，位于伊斯法罕省和库姆省共同边界的Dinava和Kashan地区的Gargash被选为最有希望的地点。在23个月的连续视宁度测量中，两个地点的中位值约为1.0”。Dinava的纬度和经度分别为东经50.54度和北纬34.09度，位于海拔约3000米和57公里处，直接从库姆向南。加尔加什的纬度和经度分别为51.19 E和33.40 N，位于海拔约3600米，从卡尚向南约37公里处。有了两个观测站，继续在这两个观测站对能见度和天气数据进行进一步的比较测量，最后选定加尔加什站作为伊朗国家天文台的建设地点。
2019-03-05 astro-ph.IM
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
The site conditions of the Guo Shou Jing Telescope
郭守敬望远镜所在地兴隆观测站的天气受中国东北季风气候的强烈影响。LAMOST的调查战略受到这些天气模式的限制。本文统计了2004 - 2007年的观测时数和1995 - 2011年的天空亮度、视宁度和天空透明度。我们调查现场条件对测量计划的影响。每个月的运营时间与季节有很强的相关性：1 - 2月平均每晚有8个小时的运营时间，但7月和8月只有1-2个小时。能见度和天空透明度也随季节而变化。虽然在冬季大风时视宁度较差，而在春季和夏季大气消光较差，但该站点足以满足LAMOST调查的科学计划。利用历史观测资料进行的蒙特卡罗模拟表明，在观测时数限制下，观测足迹在赤经赤经22小时到16小时之间，天空亮度允许LAMOST获得的极限星等为V = 19.5等，信噪比为10。
2012-06-19 astro-ph.IM
Impact of Satellite Constellations on Observations with the 80-cm Telescope and the Mini-SiTian at the Xinglong Observatory, NAOC
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文学院）
本研究通过结合世界宽视场望远镜模拟数据与2019年和2023年的观测数据，分析了低地球轨道 mega-constellations 对80厘米望远镜和Mini-SiTian观测的影响，发现卫星轨迹干扰随部署增加而增加，特别是在夏季，且对弱源和靠近轨迹的天体影响更显著。
2026-05-18 astro-ph.IM
S-DIMM+ height characterization of day-time seeing using solar granulation
为了评价场地质量和为未来的大型太阳望远镜开发多共轭自适应光学系统，需要对从望远镜上方至少12公里的高度观看的贡献进行表征。我们描述了一种方法，用于评估的贡献，看到从不同的层沿视线到太阳。该方法是基于夏克哈特曼波前传感器的数据记录在一个大的视野与太阳能颗粒，并使用仅测量差分图像位移从个人曝光，这样的测量是不会退化的残余倾斜倾斜误差。我们的结论是，所提出的方法允许良好的测量时，弗里德的参数r_0大于约7.5厘米的地面层，这些测量应该提供有价值的信息，为未来的欧洲太阳望远镜的选址和多共轭的发展。一个主要的限制是目前用于波前传感的大视场，导致在30 km距离处r_0的不确定性大得令人不舒服。
2010-02-16 astro-ph.IM astro-ph.SR
SOAR Adaptive Module (SAM): seeing improvement with a UV laser
4.1米SOAR望远镜的自适应模块SAM使用紫外激光引导星校正地面层湍流。它于2013年投入使用，自2014年以来一直在正常的科学运作中。SAM与覆盖3'场的CCD成像器或散斑相机一起工作。它的工作常规和稳定，提供等于自由大气视宁度的I波段分辨率。本文介绍了SAM系统作为一个整体，其用户和仪器感兴趣的技术信息提供必要的参考。本文介绍了该仪器的工作原理、性能特点以及迄今为止用SAM进行的科学研究项目。
2016-08-19 astro-ph.IM
Integrated turbulence parameters' estimation from NAOMI adaptive optics telemetry data
本研究提出一种改进的卡方模态拟合算法，从NAOMI自适应光学遥测数据中估计湍流参数，在模拟和在轨数据中均实现了高精度的视宁度估计。
2023-10-05 astro-ph.IM
PEPITO: atmospheric Profiling from short-Exposure focalPlane Images in seeing-limiTed mOde
大气剖面测量是控制宽视场自适应光学（AO）仪器、分析AO在观测条件下的性能以及预测点扩散函数（PSF）空间变化的必要条件。我们提出了PEPITO，一个新的概念，大气湍流轮廓从{ \em事后}倾斜（TT）校正短曝光图像。PEPITO利用从参考星分离的几颗恒星之间的图像中的不等动效应，然后使用模型拟合方法，通过拟合到长曝光TT校正的PSF来产生轮廓估计。PEPITO依靠全望远镜孔径和大视场，对$C_n^2(h)$和$L_0(h)$都有很高的灵敏度。然后，它获得由相机像素尺度可配置的高垂直分辨率（1 m-400 m），利用快速统计收敛（数十秒的量级）。PEPITO只有一个短的可确保的大格式探测器和独立于望远镜直径的数值复杂性，非常适合夜间光学湍流现场表征或自适应光学仪器操作的精确轮廓。在模拟中，我们证明了在D= 0.5 m，视场为10 arcmin的望远镜上，由V=11等的拟合PSF可以估计出$C_n^2(h)$和$L_0(h)$，精度优于1%.
2019-04-04 astro-ph.IM
Measurement of turbulence profile from defocused ring images
一颗明亮的单星在小型望远镜中的散焦图像包含了丰富的光学湍流信息，即视宁度。本文提出了一种基于环形焦内图像记录序列的湍流监测器的概念及其分析。它可以使用标准的廉价望远镜和相机来实现。统计强度波动的环和它们的径向运动允许测量的低分辨率湍流轮廓，总视宁度，和大气的时间常数。提出了图像处理和湍流参数提取的算法，并通过数值模拟进行了验证。给出了纠正有限曝光时间和部分饱和闪烁的处方。一个0.13米孔径的原型仪器在天空中进行了测试。RINGSS（环形图像下一代闪烁传感器）可用作现场测试的便携式湍流监测器，也可用作现有视宁度监测器的升级。
2020-12-26 astro-ph.IM
Daytime seeing variations in Paranal through a SHABAR system. Description of the method and first measurements from the PoET solar telescope
Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, CAUP, Universidade do Porto（波尔图大学空间科学与天体物理研究所）；Departamento de Física e Astronomia, Faculdade de Ciências, Universidade do Porto（波尔图大学理学院物理与天文系）；Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Universidade de Lisboa（里斯本大学空间科学与天体物理研究所）；Departamento de Física, Faculdade de Ciências, Universidade de Lisboa（里斯本大学理学院物理系）；University of North Carolina, Chapel Hill（北卡罗来纳大学教堂山分校）
本文介绍与PoET太阳望远镜耦合的SHABAR系统，测量帕拉纳尔白昼视宁度，发现清晨接近1角秒，下午中位值超4角秒，37天中位视宁度为2.37角秒。
2026-09-18 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Learning to detect RFI in radio astronomy without seeing it
射频干扰（RFI）破坏天文测量，从而影响射电望远镜的性能。为了解决这个问题，监督分割模型已经被提出作为RFI检测的候选解决方案。然而，由于注释成本过高，无法获得大型标记数据集，使得这些解决方案无法使用。为了解决这些缺点，我们专注于逆问题;仅在未污染的排放物上训练模型，从而学习从所有已知的天文信号和系统噪声中区分RFI。我们使用最近潜在邻居（NLN）-一种利用生成自动编码模型潜在空间中最近邻居的重建和潜在距离进行新颖性检测的算法。未受污染的区域是使用弱标记以RFI标志的形式（由经典的RFI标志方法生成）从大多数射电天文数据档案中选择的，无需额外费用。我们在两个独立的数据集上评估性能，一个是HERA望远镜模拟的，另一个是LOFAR望远镜的真实观测数据。此外，我们还提供了一个小型专家标记的LOFAR数据集（即，强标签），用于评估我们的方法和其他方法。使用AUROC、AUPRC和固定阈值的最大F1分数来测量性能。对于HERA数据集的模拟数据，我们在AUROC中的表现优于当前最先进的技术水平约1%，在AUPRC中优于3%。此外，我们的算法提供了4%的增加AUROC和AUPRC的成本下降的F1分数性能的LOFAR数据集，没有任何手动标记。
2022-10-11 astro-ph.IM
Night-time measurements of astronomical seeing at Dome A in Antarctica
视宁度是被大气湍流模糊的恒星图像的角大小，是用于评估天文站点质量的关键参数。最佳中纬度站点的中值一般在0.6- 0.8角秒之间。南极高原上的地点的特点是，在强而薄的边界层上方的自由大气中，湍流比较弱。在典型高度为30米的边界层上方，圆顶C处的平均视宁度估计为0.23- 0.36弧秒。在Dome A和F，以前唯一的视宁度测量是在白天进行的。在这里，我们报告的第一个直接测量夜间看到圆顶A，使用差分图像运动监视器。它位于8 m的高度，记录的视宁度低至0.13arcsec，提供的视宁度统计数据与Dome C的20 m高度相当。结果表明，边界层在8 m以下的时间占31%.在这种情况下，平均视宁度为0.31角秒，与自由大气视宁度一致。视宁度和边界层厚度与近地表温度梯度有很强的相关性。相关性证实，从声波雷达发现，圆顶A处的边界层的平均厚度约为14 μ m。较薄的边界层使得在其上方放置望远镜的挑战性较小，从而更容易进入自由大气层。
2020-07-30 astro-ph.IM
SuperFIRE: Concept evolution of a seeing-limited broadband spectrograph for the GMT
MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research（麻省理工学院卡弗里天体物理学与空间研究所）；Schmidt Sciences - Astrophysics & Space Center（施密特科学-天体物理学与空间中心）；Department of Physics, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院物理系）
介绍了为盖亚大望远镜开发的SuperFIRE概念，它基于FIRE光谱仪传统，是宽带中等分辨率单次拍摄自然视场光谱仪。设计因对微弱瞬变等的快速跟踪及与JWST观测互补而演变，利用相关技术实现高吞吐量等，将成实用跟踪光谱仪。
2026-07-28 astro-ph.IM
Packing the sky: coverage optimization and evaluation for large telescope arrays
最近在低成本天文设备方面取得的进展，包括高质量的中孔径望远镜和低噪声CMOS探测器，使得部署大型光学望远镜阵列在财政上可行，在科学上也很有意义。Argus光学阵列就是这样一个系统，由900个8英寸望远镜组成，计划在每次曝光时覆盖整个夜空，并能够成为北半球最深和最快的天空调查。这种新型望远镜带来了新的挑战：确定最佳的单个望远镜指向，以实现所需的天空覆盖范围和大量望远镜的重叠，并使用单独的支架，包含望远镜子阵列的较大安装结构或单个支架上的整个阵列来实现这些指向。在本文中，我们描述了一种方法，用于创建一个指向模式，并给出该模式的快速评估天空覆盖和重叠的算法，并将其应用到阿格斯阵列。使用这种模式，望远镜被放置成半球形排列，可以安装为单个单片阵列或分成几个较小的子阵列。这些方法可以应用于其他大型阵列，其中天空包装是具有挑战性的，并且均匀间隔的阵列细分是安装所必需的。
2022-08-18 astro-ph.IM
Assembly and testing of Ground Layer Adaptive Optics (GLAO)for ARIES Telescopes
本研究为ARIES望远镜组装并部署GLAO仪器，通过快速波前斜率测量与软件控制玻璃板倾斜校正，显著改善了两个台站的近地层视宁度和恒星成像清晰度。
2024-01-19 astro-ph.IM
All Sky Cameras for the characterization of the Cherenkov Telescope Array candidate sites
全天空相机（ASC）是作为一种用于监控夜空质量的通用设备而开发的。已经安装了八个ASCs，并在切伦科夫望远镜阵列（CTA）伽马射线天文台的八个候选站点测量夜空参数。ACS系统由天文CCD相机、鱼眼接目镜、控制计算机和相关电子设备组成。测量在天文夜晚进行。每5分钟自动拍摄一次图像，并使用设备的控制计算机自动处理。分析结果是云的比例（天空被云覆盖的百分比）和夜空亮度（单位为等/角秒$^{2}$）
2013-07-15 astro-ph.IM
Towards a data-driven model of the sky from low Earth orbit as observed by the Hubble Space Telescope
低地球轨道（LEO）上的太空望远镜观测到的天空可能被来自地球，太阳和月球等多个来源的杂散光所主导。这种杂散光对旨在对河外背景光（EBL）进行安全测量的任务提出了重大挑战。在这项工作中，我们量化了杂散光对哈勃太空望远镜（HST）高级巡天相机观测天空的影响。通过选择轨道参数，我们成功地分离出包含最小和高水平地球光照的天空图像。此外，我们发现CERES卫星的天气观测与观测到的HST天空表面亮度相关，这表明将这些数据结合起来以模拟天空的价值。最后，我们提出了一个天空的机器学习模型，该模型是在这项工作中使用的数据上训练的，以预测观测到的总天空表面亮度。我们证明，我们的初始模型是能够预测的总天空亮度的范围内的条件下的3.9%的真实测量的天空。此外，我们发现，该模型匹配的杂散光比目前的物理黄道光模型更好的观察。
2022-06-10 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
Daytime Sky Polarization Calibration Limitations
白天的天空最近已被证明是一个有用的校准工具，用于推导大型天文望远镜的偏振串扰特性。丹尼尔·K·井上太阳望远镜（DKIST）和其他正在建设中的大型望远镜可以从大型反射镜的精确偏振校准中受益。几种大气现象和仪器误差可能会限制技术的准确性。在Haleakala的3.67米AEOS望远镜上，我们使用HiVIS分光偏振仪进行了一次大型观测活动，以确定限制并开发用于提取一致校准的算法。有效的采样的望远镜光学配置和过滤的数据为几个派生的参数提供鲁棒性派生的米勒矩阵校准。天空的二阶散射模型表明，这种方法是相对不敏感的多重散射在天空中提供的校准观测是在高偏振度的区域。该技术也是不敏感的假设望远镜诱导偏振提供的反射镜涂层是高反射性的。Zemax衍生的偏振模型显示偏振预测和相应的天空校准的功能依赖之间的协议。
2017-01-17 astro-ph.IM
Potential and sky coverage for off-axis fringe tracking in optical long baseline interferometry
第二代VLTI仪器GRAVITY和MATISSE在活动星系核上提供的壮观结果触发并证明了光学干涉仪灵敏度极限的大幅提高。这种升级的一个关键组成部分是离轴条纹跟踪。为了评估其潜力和局限性，我们描述和分析其误差预算，包括条纹传感精度和时间，角度和色扰动的活塞。利用现有的重力条纹跟踪器（GFT）和分级条纹跟踪器（Hierarchical Fringe Tracker）的标准视宁度参数，计算了不同观测点、视宁度条件和望远镜尺寸下的全球跟踪误差。然后，它与来自盖亚的导航星候选者的大型目录相结合，以产生天空覆盖图，该图给出了在可观测天空的任何部分找到可用的离轴导航星的概率。这些地图可用于设置系统的规格，检查其对可见条件的敏感性，并评估科学计划的可行性。我们检查了一个大的15 799类星体的导航星和跟踪精度的可用性，以确认一个大的计划的可行性宽线区域在K波段与GFT，并显示它如何可以扩展到L，M和N波段。另一组331个特征良好的附近活动星系核显示了MATISSE在单位望远镜和辅助望远镜离轴跟踪下对N波段尘埃环成像和表征的高潜力。
2021-07-13 astro-ph.GA astro-ph.IM
Local Turbulence: Effects and causes
圆顶视宁度是已知的图像质量劣化的来源，但是尽管随着自适应光学的发展和通过实施圆顶通风的环境控制在波前控制方面取得了巨大的进步，但是令人惊讶的是，关于它的定量地知之甚少。我们已经发现了证据的非Kolmogorov圆顶湍流从我们的观察与imaka宽场自适应光学系统; PSF似乎表明一个多余的高空间频率和湍流轮廓揭示湍流在负共轭。这促使了一种新型光学湍流传感器的发展，称为气流，机载干涉测量仪：光波长的光波动。它是一种非冗余掩模成像干涉仪，对通过测量池的光学湍流进行采样，并测量二维光学相位结构函数。这是一个有用的工具，用于描述不同类型的湍流（例如Kolmogorov，扩散湍流等）。通过拟合不同的模型，我们可以确定参数，如Cn 2，r 0，L0或偏离充分发展的湍流。该仪器在加拿大-法国夏威夷望远镜、夏威夷大学2.2米望远镜（UH 88“）和蓝色海岸天文台进行了测试。它坚固耐用，灵敏度足以检测不同圆顶通风口配置的变化，以及UH 88“望远镜管折射率的缓慢局部变化。该仪器是便携式的，它可以用来定位内部和周围的圆顶湍流源，但它也可以在不影响观测的情况下，在操作设置中使用，以消除当地的光学湍流负责圆顶看到。因此，它可以用于实时观测控制系统，以配置通风口和空气处理器，以有效地减少圆顶看到。我们相信，它也可以是一个工具，现场调查，以评估圆顶看到缓解策略在原地。
2019-12-05 astro-ph.IM
Measurements of atmospheric turbulence parameters at Vainu Bappu Observatory using short-exposure CCD images
我们报告的大气湍流参数，即大气视宁度，倾斜非等晕角（$θ_0$）和相干时间（$τ_0$），在不同的天空条件下测量，在瓦努Bappu天文台在Kavalur。用安装在一台新委托的1.3米望远镜卡塞格伦焦点上的高速帧转移CCD记录了选定恒星的短曝光图像。估计中位数看到是$ \approx 1.85^{\prime\prime} $在波长的$\sim 600$纳米，图像之间的运动相关性不同对恒星是$\sim 44\%$为$θ_0 \approx 36^{\prime\prime}$和平均$τ_0$是$\approx 2.4$ ms。这项工作的动机是设计考虑和预期的性能的自适应光学系统，目前正在计划的望远镜。
2019-01-08 astro-ph.IM
MACHETE: A transit Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope to survey half of the Very High Energy $γ$-ray sky
目前用于甚高能$γ$射线天体物理学的成像大气切伦科夫望远镜是视场高达几十平方度的指向仪器。我们建议建立一个阵列的两个非转向（漂移）望远镜。每个望远镜将有一个相机与5 $\times$ 60平方度的视场定向沿子午线。一年中大约有一半的天空会经过这个视野。我们已经进行了蒙特卡洛模拟，以估计该仪器的性能。我们期望它能以$\sim$ 0.77%的积分通量灵敏度，$\sim$ 150 GeV的分析能量阈值和$\sim$ 0.1 $^{\circ}$的角分辨率来观测这半边天。对于在特定夜晚经过望远镜的天文物体，我们可以在一个夜晚达到蟹状星云通量的12%的积分灵敏度，这使得它成为一个非常强大的工具，可以使用可操纵的IACT或其他波长的仪器来触发对可变源的进一步观测。
2015-07-09 astro-ph.IM
A Multilevel Scheduling Framework for Distributed Time-domain Large-area Sky Survey Telescope Array
望远镜阵列由于其比单个望远镜更高的资源利用率、更大的巡天面积和更高的全时空监测频率而受到越来越多的关注。与普通的几台望远镜协同运行相比，新的天文观测模式在望远镜数量上有一个数量级的差异。它需要分布在不同地点的大视场望远镜进行有效的协调观测。各种抽象环境约束的连贯建模对于响应多个复杂的科学目标是必不可少的。此外，由于相互竞争的科学优先事项和现场能见度，如何安排望远镜阵列的观测可以显着影响观测效率。针对时域测量望远镜阵列调度问题，提出了一种多级调度模型。开发了一个灵活的框架，其基本功能封装在分层体系结构上实现的软件组件中。提出了一种优化度量，以自洽地加权时变观测条件的贡献，以保持均匀的覆盖范围和有效的时间利用率从全局的角度来看。通过仿真实例对调度器的性能进行了评估。实验结果表明，我们的调度框架执行正确，并提供了可接受的解决方案，考虑在可行的时间量的时间分配效率和天空覆盖均匀性的百分比。使用一个通用版本的望远镜阵列调度框架，我们还展示了其可扩展性和潜力，可应用于其他天文应用。
2023-02-04 astro-ph.IM
On-sky multi-wavelength phasing of segmented telescopes with the Zernike phase contrast sensor
未来的极大望远镜将采用具有数百段的分段主镜。段的共相位对于达到高波前质量是必不可少的。定相传感器必须能够在观测期间保持非常高的定相精度，同时能够将相位段移相几微米。Zernike相衬传感器已经在甚大望远镜的天空中进行了演示。我们提出的多波长方案，已实施的捕获范围从\pmlambda /2的波前上扩展到许多微米，表明它是成功的相位镜活塞误差高达\pm 4.0微米的波前。我们讨论了不同层次的结果，并得出结论，为未来的极大望远镜的分阶段战略。
2011-04-19 astro-ph.IM
Problems with twilight/supersky flat-field for wide-field robotic telescopes and the solution
微光/夜空图像通常用于平场CCD图像，但微光/夜空中的亮度梯度导致宽视场望远镜天文图像的精确平场校正的问题。利用南极巡天望远镜（AST 3）的数据，我们发现，当天空亮度梯度最小且稳定时，AST 3的4.3平方度视场内仍有1%的梯度。我们测试了各种方法来去除单个平场图像中的变化梯度。我们最终的优化方法可以减少梯度引起的空间相关的误差到可以忽略的水平。我们还提出了一个指导方针，平场使用黄昏/夜空图像的宽视场机器人自主望远镜。
2014-07-31 astro-ph.IM
Validation of observations obtained with a liquid mirror telescope by comparison with Sloan Digital Sky Survey observations
利用美国航天局轨道碎片观测站（NODO）3米直径液体镜望远镜（LMT）获得的极低分辨率光谱搜索特殊天体的结果与斯隆数字巡天（SDSS）获得的光谱结果进行了比较。这种比较的主要目的是验证使用这种新型望远镜进行的观测是否可靠。这种比较是重要的，因为LMT是一种新型的廉价望远镜，对于天文调查非常有用，特别是在时域的调查，并且通过与经典望远镜的数据进行比较，验证LMT获得的数据将验证其可靠性。我们从一份已发表的数据分析开始，该分析将NODO液体镜望远镜观测到的18,000个天体中只有206个归类为特殊天体。在这206个天体中，共有29个在SDSS中发现。NODO数据的可靠性可以从详细分析的结果中看出，实际上，18，000个光谱中只有不到0.3%被错误地识别为特殊天体，最有可能的原因是它们是变星。我们的结论是，液体镜望远镜给出了可靠的观测结果，与使用玻璃镜的望远镜所获得的观测结果相当。
2015-04-16 astro-ph.IM
Calibration and monitoring of the ASTRI-Horn telescope by using the night-sky background measured by the photon-statistics ("variance") method
ASTRI-Horn是由意大利国家航空航天研究所开发的切伦科夫望远镜，在意大利埃特纳火山的斜坡上运行。ASTRI-Horn的特点是有一个双反射镜光学系统和一个由硅光电倍增器传感器覆盖的焦平面，它是拟用于构成智利切伦科夫望远镜阵列天文台的一个探路子阵列的望远镜原型。ASTRI-Horn望远镜的电子设备经过优化以检测纳秒级的光突发，但无法直接测量照亮其相机的任何连续或缓慢变化的通量。为了测量望远镜视场中夜空背景的强度，ASTRI-Horn照相机的固件不断对其探测器信号进行统计分析，并定期在输出中提供每个像素的“方差”，该方差与探测到的光子速率成线性关系;以这种方式，在不干扰正常望远镜操作的情况下，获得了NSB通量的间接但精确的测量。在这方面的贡献，我们提供了一个概述的几个校准和监测任务，可以在一个简单的方式进行的“方差”的数据，如相机天体测量，实际的望远镜方向和监测其光学点扩散函数的分析。
2019-09-19 astro-ph.IM
A testing facility for AO on-sky demonstrations at the Copernico's Telescope within the ADONI framework
在ADONI -INAF的自适应光学国家实验室-的背景下，我们正在安排一个设施，供AO社区使用，在那里，来访的多用途仪器，例如创新AO概念的系统和原型，可以直接在天空中进行测试。该设施位于意大利最大的望远镜Asiago的182厘米Copernico望远镜的Coude焦点上，正在对其进行翻新活动，因为该焦点最初在设计中预见到，但直到今天才得到实施和使用。该设施拥有一个实验室，专门的访问AO仪器可以适当地容纳在一个光学工作台上进行空中演示。我们目前的设施的现状，描述的光学机械设计实施的望远镜，允许重定向的光对Coude焦点，进行稳定性验证的光学机械的测试，集成的光学和机械部件内的预先存在的结构。
2018-08-02 astro-ph.IM
COATLI: an all-sky robotic optical imager with 0.3 arcsec image quality
COATLI将提供0.3弧秒的FWHM图像，从550到900纳米的大部分天空。它由一个50厘米的机器人望远镜和一个衍射限制的快速制导成像仪组成。由于望远镜很小，快速制导将在至少1弧分的视场内提供衍射限制的图像质量，并覆盖大部分天空，即使在相对较差的情况下。COATLI望远镜将于2016年安装在墨西哥圣佩德罗山国家天文台，衍射限制成像仪将于2017年安装。
2016-06-02 astro-ph.IM
Thermalizing a telescope in Antarctica: Analysis of ASTEP observations
在南极洲安装和运行望远镜是一项特殊的挑战，特别是需要在极冷的温度下运行，以应对温度的快速波动并防止结霜。电子子系统的加热是必要的，但必须找到解决方案，以避免光路上的温度波动引起的湍流。ASTEP 400是一个40厘米的牛顿望远镜，自2010年以来安装在Concordia站的Dome C，用于恒星及其系外行星的光度观测。虽然望远镜的设计是为了传播恒星光在几个像素，以最大限度地提高光度稳定性，我们表明，它仍然是敏感的极端变化，看到在地面水平（约0.1和5角秒）和温度波动之间-30摄氏度和-80摄氏度。我们分析了白天和夜间的观测结果，并获得了由镜子，圆顶和相机引起的视宁度的大小。最重要的影响来自主镜的加热，它产生0.23角秒K-1的镜面视宁度。我们提出了解决方案，以减轻这些影响。
2015-06-19 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
The inside-out, upside-down telescope: the Argus Array's new pseudofocal design
Argus光学阵列将是第一个全天空、角秒分辨率、5米级望远镜。目前正在制作原型的55 GPix阵列将由900个望远镜组成，其中61个MPix极低噪声CMOS探测器能够实现亚秒级的节奏。Argus将每晚对北方天空的每一部分进行6-12小时的观测，同时实现高节奏和深空观测。该阵列将建立一个双色，百万时代的电影，达到黑暗的天空深度$m_g$ =19.6每分钟和$m_g$ =23.6每星期超过整个天空的47%，使最敏感的搜索高速瞬变，引力波对应物，系外行星微透镜事件，和一系列其他现象。在本文中，我们提出了我们新开发的阵列安排，它安装到一个半球形碗（把原来的圆顶设计内翻）的内部所有望远镜。因此，望远镜的光束会聚在一个“伪焦点”上。当沿着望远镜的极轴放置时，这一点不会随着望远镜的轨迹而移动，从而允许每个望远镜同时通过固定外壳中的单个固定窗口进行观察。这个望远镜碗悬挂在一个简单的自由摆动枢轴上（将通常的望远镜安装支架倒置），通过创建由第二个安装枢轴定义的虚拟极轴来实现极对准。这种新设计目前正在使用38望远镜的Argus Pathfinder进行原型设计，消除了对可移动外部圆顶的需要，从而大大降低了整个Argus阵列的成本和复杂性。再加上仔细的软件范围控制和现有软件管道的使用，Argus阵列可能因此成为中等规模预算内最深和最快的天空调查之一。
2022-07-28 astro-ph.IM
The Bias and Uncertainty of Redundant and Sky-Based Calibration under Realistic Sky and Telescope Conditions
新一代低频干涉仪的出现为再电离时代（EoR）打开了一扇直接的窗口。然而，探测微弱的21厘米信号并达到这些阵列的灵敏度极限的关键是对仪器及其校准的详细了解。在这项工作中，我们使用模拟调查的偏见和不确定性的冗余校准。具体来说，我们研究的影响的无线电天空的通量分布和天线位置偏移的影响复杂的校准解决方案。我们发现，位置偏移引入到校准解决方案的相位分量的偏差。这种相位偏差随着明亮射电源和指向中心之间的距离以及这些源的通量密度而增加。这对于EoR场1和2的MWA观测的冗余校准是潜在的问题。然而，EoR字段0缺少这样的源。我们还比较了模拟与理论估计的偏差和不确定性，在天空模型为基础的校准不完整的天空模型的冗余天线瓦在MWA。我们的研究结果表明，冗余校准优于基于天空的校准，由于MWA天线瓦片的高位置精度。
2018-10-26 astro-ph.IM
The estimate of sensitivity for large infrared telescopes based on measured sky brightness and atmospheric extinction
为了评估大气、仪器和探测器噪声对地基红外望远镜灵敏度的影响，建立了一个可以计算极限星等和信噪比的灵敏度模型（$S/N$）。用阿里站和稻城站的$\rm M'$波段天空亮度和大气消光的初步测量值对模型进行了检验。我们发现，在$-135^\circ \rm C$一个优秀的科学探测器和仪器所造成的噪音可以忽略相比，$\rm M'$波段的天空背景噪音。因此，对于10米望远镜，当$S/N=3$和总曝光时间为1秒时，受大气限制的星等为阿里的$13.01^{\rm m}$和稻城的$12.96^{\rm m}$。即使在不太理想的情况下，即，当深低温探测器的读出噪声小于$200e^-$，仪器被冷却到低于$-87.2^\circ \rm C$时，上述幅度最多减小$0.056^{\rm m}$。因此，天文学家可以根据大型望远镜在给定红外波段的观测要求，将该灵敏度模型用作指导场地勘测、探测器选择和仪器热控制的工具。
2020-09-24 astro-ph.IM
Swimming with ShARCS: Comparison of On-sky Sensitivity With Model Predictions for ShaneAO on the Lick Observatory 3-meter Telescope
Lick天文台的Shane 3米望远镜已经升级，配备了新的红外仪器（ShARCS - Shane自适应光学红外照相机和摄谱仪）和双变形镜自适应光学（AO）系统（ShaneAO）。我们提出了在Ks波段的成像灵敏度的第一光测量。我们将测量结果与预测的信噪比和震级限制进行比较，这些限制来自ShaneAO和ShARCS的发射率和吞吐量建模。通过将其结果与Keck望远镜自适应光学系统模型进行比较，然后通过估计天空背景和Shane望远镜上以前的红外探测器IRCAL的极限星等，并与测量结果进行比较，验证了该模型。我们预测ShaneAO系统将测量较低的天空背景，并在$JHK$波段上实现20%的高吞吐量，尽管比当前系统具有更多的光学表面。它将能够对较暗的物体成像（1-2个星等），并将更快地达到基准信噪比的10-13倍。我们强调了与之前的AO系统及其相机IRCAL相比性能的改进。
2014-07-30 astro-ph.IM
Hexapod Design For All-Sky Sidereal Tracking
在本文中，我们描述了一个基于六足望远镜安装系统，旨在提供恒星跟踪的蝇眼相机项目-即将到来的中等，21”/像元分辨率全天调查。利用这种米级望远镜架，我们得到了一种既能补偿天球视旋转，又能独立于实际地理位置使用的装置。我们的建设是目前唯一运行的六足望远镜安装执行专用光学成像调查与亚弧秒跟踪精度。
2016-01-11 astro-ph.IM
The atmospheric dispersion corrector for the Large Sky Area Multi--object Fibre Spectroscopic Telescope (LAMOST)
大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）是世界上最大的（孔径4米）宽视场望远镜，配备了最多的光纤（4000根）。对于LAMOST North和LAMOST South，FOV分别为5度和3.5度，线性直径分别为1.75 m和1.22 m。提出并设计了一种新型的LAMOST大气色散校正器。它是由许多透镜-棱镜条组成的分段透镜。虽然它很大，但其厚度仅为12 mm，从而避免了获得大光学玻璃的困难，并且ADC引起的像差很小。沿光轴移动该分块透镜，可以获得不同的色散。讨论了ADC狭缝对衍射能量分布和光阻的影响。对ADC引起的像差进行了计算和讨论。所有这些结果都是可以接受的。这种ADC也可以用于其他光纤光谱望远镜，特别是那些具有非常大的FOV的望远镜。
2011-10-24 astro-ph.IM
Towards sub-milliarcsecond astrometric precision using seeing-limited imaging
Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天体宇宙科学研究所）；Center for Astrophysics — Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；University of Canterbury（坎特伯雷大学）；Ohio State University（俄亥俄州立大学）
本文提出利用受限视宁度成像结合AGIS方法，实现亚毫角秒精度的天体测量，用于探测银河系黑洞。
2025-12-25 astro-ph.IM astro-ph.SR
