Gnuastro: Estimating the Zero Point Magnitude in Astronomical Imaging
本文介绍 Gnuastro 0.20 新增的 astscript-zeropoint 脚本，用于估算天文成像零点星等，支持图像或星表参考、并行处理，并具备良好可移植性与可复现性。
2023-12-07 astro-ph.IM
A Method for Unmasking Incomplete Astronomical Signals: Application to CO Multi-line Imaging of Nearby Galaxies Project
光度测量以图像的形式提供了令人难以置信的大量天文信息。然而，天文图像通常包含人工制品，这些人工制品可以通过将强度歪曲或污染目录作为人造物体来严重阻碍科学分析。这些受影响的像素需要在任何数据减少管道中被屏蔽和处理。在本文中，我们提出了一个灵活的，迭代算法来恢复（揭露）天文图像的一些像素缺乏。利用野边山射电天文台45 m望远镜进行的CO-Multi-Line Imaging of Nearby Galeries（COMING）项目中的一些强度定标源图像，验证了该方法的应用。所提出的算法恢复伪影由于检测器的强度校准源图像中的错误。恢复的图像被用来校准调查中147个观测到的星系地图中的11个。测试表明，该算法可以恢复测量强度在1%以下的误差，即使是噪声图像（SNR = 2.4），尽管缺乏显着的一部分图像。我们提出的重建算法的制定，讨论其扩展到其他天文信号的可能性和局限性和COMING应用程序的结果。
2020-04-15 astro-ph.GA astro-ph.IM
The ERA2 facility: towards application of a fiber-based astronomical spectrograph for imaging spectroscopy in life sciences
天文仪器大多数时候都面临着灵敏度、稳定性、复杂性等方面的挑战性要求，因此导致高性能的发展，乍一看似乎只适合于望远镜的特定设计应用。然而，不排除它们在其他学科和其他应用中的有用性。ERA2设施是一个实验室演示器，基于高性能天文摄谱仪，旨在探索光纤耦合多通道光谱学在生命科学，材料科学和其他研究领域的空间分辨光谱学的创新潜力。
2012-07-17 astro-ph.IM physics.med-ph
Astronomical Polarimetry with the RIT Polarization Imaging Camera
在过去的十年中，基于微偏振器阵列的成像偏振计已经被开发用于地面遥感和计量应用。基于微偏振器的传感器比具有类似光谱响应和快照能力的其他偏振计小得多，机械上更坚固。为了确定这些新的偏振仪在天文应用中的适用性，我们开发了RIT偏振成像相机来研究这些设备的性能，特别注意低信噪比。我们在实验室中通过确定每个像素的相对吞吐量、效率和方向（作为波长的函数）来表征器件性能。使用由此产生的像素响应模型，我们开发了孔径测光和成像偏振观测模式的解调程序。我们发现，使用当前的校准，RITPIC是能够检测小到$\sim0.3\%$的偏振信号。这些传感器提供的数据收集、校准和分析相对容易，这表明它们可能成为许多天文目标的重要工具。
2018-04-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
Beyond the diffraction limit via optical amplification
在之前的文章中，我们提出了一种克服望远镜衍射极限的方法。我们参考了理论和最近的数值模拟，并测试是否确实有可能使用光子放大来提高望远镜或显微镜的角分辨率超过衍射极限。一个重要的补充是，建议选择受激光子与自发光子之比高于平均值的事件。我们发现，放大器增益为200时，如果分析仅限于入射天文光子的十分之一，则望远镜的衍射极限将超过10倍。对于百分之一的光子，70的增益就足够了。
2016-04-23 astro-ph.IM physics.optics
A Comparison Between Lucky Imaging and Speckle Stabilization for Astronomical Imaging
散斑稳定新技术在提供地面最高角分辨率的光学成像数据方面具有很大的潜力。虽然散斑稳定最初被设想用于积分场光谱分析，但该技术与散斑成像（特别是移位和添加和幸运成像）有许多相似之处。因此，对于成像应用，值得比较两者。我们模拟了2.5米级望远镜的观测，以评估这两种技术的优点和缺点。虽然差异相对较小，但我们发现散斑稳定是当前Lucky成像系统的可行竞争对手。具体来说，我们发现，斑点稳定是3.35倍更有效（其中效率被定义为每个观察间隔的信号噪声比）比移位和添加，并能够检测目标1.42级时，使用标准系统。如果我们使用高速快门与Lucky Imaging在1%图像选择下进行比较，则斑点稳定的效率高出1.28倍，灵敏度高出0.31个数量级。然而，当我们将潜在的修改纳入Lucky Imaging系统时，我们发现在1%的帧选择情况下，优势显着减轻甚至逆转。特别地，我们发现在最佳幸运成像的限制情况下，即零读取噪声{ \it and}光子计数，我们发现幸运成像比散斑稳定更有效1.80倍，更灵敏0.96个量级。对于介于两者之间的情况下，我们发现有一个梯度的优势，不同的技术取决于目标的大小，所使用的帧的分数和系统的修改。
2010-12-06 astro-ph.IM
Computationally efficient method for retrieval of atmospherically distorted astronomical images
基于三重相关的散斑成像是一种非常有效的图像重建技术，用于在大气湍流存在的情况下恢复物体的傅里叶相位信息。我们开发了基于直接双谱和Radon变换的层析散斑掩模算法来恢复大气畸变的天文图像。后者是计算效率更高的技术，因为它与一维图像投影一起工作。断层散斑成像提供了良好的图像恢复，如直接双谱，但在计算时间和存储器的要求有很大的改善。利用17个子孔径的孔径掩模干涉算法对不同目标进行了散斑仿真。实验室和真正的天文散斑图像的计算效率的层析技术的结果进行了讨论。
2014-09-15 astro-ph.IM
Astronomical high-contrast imaging of circumstellar disks: MUSTARD inverse-problem versus PCA-based methods
本文介绍用于高对比度星周盘成像去散斑的 MUSTARD 逆问题算法，并通过系统性测试比较其与基于 PCA 等方法在恢复延展盘形态上的优势。
2023-07-17 astro-ph.IM
The Multiplexed Imaging Method: High-Resolution Wide Field Imaging Using Physically Small Detectors
本文介绍了一种用于天文观测的红外、可见光和紫外波段的多路成像方法。我们的方法依赖于天文观测的稀疏性。该方法由一个光学系统和一个算法组成，该光学系统将来自望远镜焦平面上不同位置的光引导到同一探测器区域，该算法重建原始宽视场图像。通过这种方式，我们可以使用物理上较小的探测器来覆盖宽视场。我们使用公共空间望远镜数据测试我们的重建算法。我们的测试证明了多重成像方法的可靠性和能力。使用我们的方法，将有可能将空间望远镜覆盖的天空面积增加1-3个数量级，这取决于具体的科学目标和光学参数。这种方法可以大大增加天文调查的数量，包括使用空间和地面仪器搜索系外行星和瞬变的计划。
2013-10-15 astro-ph.IM
Alternative Astronomical FITS imaging
天文射电图主要以FITS格式提供。天文图像处理软件（AIPS）使用一组附加到输出地图的表格，以包括与图像生成有关的各种信息。然而，一旦从AIPS中提取了FITS或其他格式的射电源图像，该信息以及关于地图的通量和噪声的信息就丢失了。这些信息对于另一个天文学家来说是很有价值的，例如，他只是使用NED下载地图。在目前的工作中，我们展示了一种隐藏在无线电地图中的数据的方法，该方法可以在变换下保留，即使地图的格式从适合改为其他无损的可用图像格式。
2012-09-03 astro-ph.CO astro-ph.IM cs.MM
$\mathtt{ComEst}$: a Completeness Estimator of Source Extraction on Astronomical Imaging
源检测的完整性是分析天文成像观测到的感兴趣的人口的光度和空间特性的关键。我们提出了一个软件包$\mathtt{ComEst}$，它计算的完整性源检测的电荷耦合器件（CCD）图像的天文观测，特别是光学和近红外（NIR）成像的星系和点源。完整性估计器$\mathtt{ComEst}$是为源查找器$\mathtt{SExtractor}$设计的，用于以灵活图像传输系统（FITS）格式保存的CCD图像。具体而言，$\mathtt{ComEst}$估计源检测的完整性，通过推导的检测率的合成点源和星系上观察到的CCD图像模拟。为了在获得完整性的同时捕获任何观测伪影或噪声属性，$\mathtt{ComEst}$直接在观测图像上执行模拟源的检测。给定以FITS格式保存的观测到的CCD图像，$\mathtt{ComEst}$推导出作为源通量（或幅度）和CCD位置的函数的从端到端的源检测的完整性。此外，$\mathtt{ComEst}$还可以通过将检测到的源的目录与模拟源的输入目录进行比较来估计源检测的纯度。我们从布兰科宇宙学调查（BCS）的图像上运行ComEst，并比较导出的完整性作为一个函数的幅度，通过使用检测到的源的信噪比（SNR）和数量计数直方图导出的限制幅度。$\mathtt{ComEst}$作为Python包发布，语法简单易用，可在https://github.com/inonchiu/C…
2016-05-09 astro-ph.IM
Approximate nonnegative matrix factorization algorithm for the analysis of angular differential imaging data
在高分辨率天文成像中，角微分成像（ADI）被用来提高对比度。一个例子是由极端自适应光学在相机中直接成像的系外行星。利用主成分分析（PCA）改进了主眩目标的相减，从而观测到微弱的伴星。它将正的天文坐标系分解为正分量和负分量。相反，非负矩阵分解（NMF）仅使用正分量，模仿长曝光图像的实际组成。
2018-07-03 astro-ph.IM
LUMA: A CNN for Strong Gravitational Lens Searches in Astronomical Imaging
Università del Salento（萨伦托大学）；INFN, Sezione di Lecce（意大利国家核物理研究所莱切分部）；INAF, Sezione di Lecce（意大利国家天体物理研究所莱切分部）
LUMA是一个轻量级CNN流水线，通过物理预处理和紧凑网络在模拟数据上实现约96%准确率和0.99 AUC，为强引力透镜搜索提供高效基线。
2026-09-30 astro-ph.GA astro-ph.IM
Characterizing aperture masking interferometry in the near-infrared as an effective technique for astronomical imaging
射电干涉测量是目前深空间天文学的首选方法，但在过去几十年中，光学技术已变得越来越普遍。本研究的目的是表征孔径掩模干涉术在近红外小尺度下的性能。一个包含六对不同直径和间距的孔径的掩模被建造用于麻省理工学院华莱士天体物理天文台的24英寸望远镜。角宿一和木星的测试图像是用28种不同的望远镜配置拍摄的，不同的孔径分离，孔径直径，收集波长和曝光时间。幸运成像被用来解释大气扰动。通过偏置和暗帧减少每个图像以考虑传感器噪声，然后计算每个图像的半高全宽并用作最大角分辨率的代表。这些数据表明，在小尺度上，孔径大小主要控制观察到的最大角分辨率，但需要进一步的数据来证实这一说法。
2020-08-26 astro-ph.IM physics.ins-det
Denoising the Deep Sky: Physics-Based CCD Noise Formation for Astronomical Imaging
本文提出基于物理的CCD噪声合成框架，通过模拟天文成像中的噪声来源，生成高质量训练数据以提升去噪效果，实验验证了其在光度学和科学准确性上的有效性。
2026-09-02 astro-ph.IM cs.CV cs.LG
Astronomical X-ray Polarimetry as a diagnostic for questions of fundamental Physics. What we learned from the Imaging X-Ray Polarimetry Explorer (IXPE)
本文回顾了IXPE近三年运行的结果，探讨X射线偏振测量在单独或结合其他观测数据时，对基础物理关键问题的诊断与启示。
2024-12-23 astro-ph.HE astro-ph.IM
Coma Off It: Removing Variable Point Spread Functions from Astronomical Images
我们描述了一种快速和直接的方法，正则化，事后，点扩散函数（PSF）的望远镜或其他成像仪器，在其整个视场。成像仪器通常通过与点扩散函数的局部卷积来模糊点光源，该点扩散函数由于彗差、球面像差和类似效应而在视场上缓慢变化。可以在后处理中正则化PSF，从而在整个视场中产生具有均匀“有效PSF”的数据。反过来，该方法能够以比其他方法更高的分辨率实现无缝宽视场天文镶嵌，并可能改变望远镜，透镜和其他光学系统的设计贸易空间，其中数据均匀性很重要。对于许多种类的光学像差，与局部优化的"转移PSF“的简单且快速的卷积以低计算成本产生极其均匀的成像特性。PSF正则化不需要访问获得数据的仪器，并且可以从包括星场图像的现有数据集或估计跨场的PSF的其他手段自举。
2023-03-17 astro-ph.IM
Progress in quantum telescopes
The University of Western Australia（西澳大学）；University of Queensland（昆士兰大学）
本文综述了量子望远镜的进展，包括利用量子最优测量实现超分辨成像的理论与实验突破，并展望了远超当前观测能力的未来愿景。
2026-09-17 astro-ph.IM quant-ph
Lucky imaging: beyond binary stars
幸运成像（Lucky Imaging）是一种在可见光波段进行高分辨率天文成像的技术，使用2- 4米级的中型地面望远镜。该技术使用高速、低噪声照相机来记录短曝光，然后可以对短曝光进行处理以使大气湍流对图像质量的有害影响最小化。本论文的主要观点如下：幸运成像是一种得益于充分发展的硬件和分析技术的技术，它可以有效地用于广泛的天文成像目的，在中型地面望远镜。此外，它已被证明有潜力产生极高的分辨率成像时，与自适应光学系统在较大的望远镜。我使用新的数学分析，模拟和最新的剑桥幸运成像仪器的数据来发展这个论点。
2014-04-23 astro-ph.IM
Hyperspectral and multispectral image fusion under spectrally varying spatial blurs -- Application to high dimensional infrared astronomical imaging
University of Toulouse（图卢兹大学）；IRIT/INP-ENSEEIHT（图卢兹计算机研究所/国立图卢兹应用科学学院-国立高等电力技术、电子学、计算机、水力学与电信学院）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Institut Universitaire de France (IUF)（法国大学研究院）；ISAE-SUPAERO（法国高等航空航天学院）；Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (IRAP)（天体物理与行星学研究所）
在过去的几十年里，高光谱成像已经成为天文学家宝贵数据的重要来源。目前的仪器和观测时间限制允许直接获取空间分辨率高但光谱分辨率低的多光谱图像和空间分辨率低但光谱分辨率高的超光谱图像。为了提高数据的科学解释，我们提出了一种数据融合方法，它结合了每个图像的优点，以恢复一个高的空间-光谱分辨率数据立方体。所提出的逆问题占天文仪器的特殊性，如光谱变化模糊。我们通过在频域和低维子空间中解决问题来提供快速实现，以有效地处理卷积算子以及高维数据。我们进行实验的一个现实的合成数据集的模拟观测即将到来的詹姆斯韦伯太空望远镜，我们表明，我们的融合算法优于国家的最先进的方法，通常用于遥感地球观测。
2019-12-26 astro-ph.IM cs.CV eess.IV
SpecPro: An Interactive IDL Program for Viewing and Analyzing Astronomical Spectra
我们提出了一个互动的IDL程序，用于查看和分析天文光谱的背景下，现代成像调查。SpecPro的交互式设计使用户可以同时查看光谱、光度和成像数据，从而实现快速的物体分类和红移测定。光谱红移可以通过对各种光谱模板进行自动互相关或通过在1-D和2-D光谱上覆盖共同的发射和吸收特征来确定。该界面可以显示源的图章图像以及光谱能量分布（SED），并在SED图上显示突出光度特征的位置。可以从界面内将结果保存到文件中。在本文中，我们将讨论关键程序功能，并概述所需的数据格式。
2011-03-16 astro-ph.IM
Cyclic Imaging for All-Sky Interference Forecasting with Array Radio Telescopes
射频干扰（RFI）正在威胁着现代射电天文学。减轻其对天文数据影响的经典方法包括通过称为标记和消隐的过程丢弃损坏的时间和频率数据样本。我们建议利用RFI信号的循环平稳特性来可靠地检测和预测它们在阵列射电望远镜视场内的位置，并动态地安排天文观测，以最大限度地减少RFI数据损坏的概率。
2020-07-26 astro-ph.IM eess.SP
FIP-TOI: Fast Imaging Pipeline for Pulsar Localisation with a Transient-Oriented Radio Astronomical Imager
University of Oxford（牛津大学）；Silesian University in Opava（奥帕瓦西里西亚大学）；Mila - Québec Artificial Intelligence Institute（米拉-魁北克人工智能研究所）；University of Cambridge（剑桥大学）；Special Astrophysical Observatory of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院特别天体物理观测站）
FIP-TOI通过结合SVD和GPU加速的TOI与FITrig检测器，实现脉冲星的快速高精度定位。
2026-08-18 astro-ph.IM
Evaluation of Kyoto's Event-Driven X-ray Astronomical SOI Pixel Sensor with a Large Imaging Area
我们一直在为未来的X射线天文卫星开发基于绝缘体上硅（SOI）像素技术的单片有源像素传感器，名为"XRPIX“。XRPIX具有事件触发和命中地址输出功能。该功能允许我们在触发定时仅读出命中像素的模拟信号，这被称为事件驱动读出模式。最近，我们处理了XRPIX系列中最大成像面积为21.9 mm $\times$ 13.8 mm的"XRPIX 5 b“。在帧读出模式下，读出噪声为46~ $^-$ ~（rms）。像素间增益变化为1.2% FWHM。我们成功地获得了事件驱动读出模式下的X射线图像。
2019-04-29 astro-ph.IM physics.ins-det
Bayesian sparse reconstruction: a brute-force approach to astronomical imaging and machine learning
我们提出了一个原则性的贝叶斯信号重建框架，其中信号由基函数建模，基函数的数量（和形式，如果需要的话）由数据本身确定。这种方法是基于传统的稀疏重建和正则化技术的贝叶斯解释，其中稀疏性是通过先验贝叶斯模型选择。我们证明了我们的方法的噪声1-和2维信号，包括天文图像。此外，通过使用乘积空间方法，基函数的数量和类型可以被视为整数参数，其后验分布直接采样。我们表明，数量级的增加，计算效率是可能的，从这种技术相比，分别计算贝叶斯证据，进一步的计算收益是可能的，使用它与动态嵌套抽样相结合。我们的方法也可以很容易地应用于神经网络，它允许网络架构由数据确定的原则贝叶斯的方式，通过处理节点和隐藏层的数量作为参数。
2018-11-25 astro-ph.IM stat.ME stat.ML
A flexible Expectation-Maximization framework for fast, scalable and high-fidelity multi-frame astronomical image deconvolution
提出一种计算高效的灵活 EM 框架，结合 Tensorflow 与 GPU 加速实现多帧天文图像反卷积和超分辨率，并在 HSC 数据上获得高保真重建。
2023-02-11 astro-ph.IM
Efficient Computation of Prolate Spheroidal Wave Functions in Radio Astronomical Source Modeling
对标准正交基函数如长球波函数在射电天文中的精确源建模中的应用进行了广泛的研究。它们对于新射电望远镜和传统射电望远镜的高保真、高动态范围成像具有重要意义。但是，与其他封闭形式的基函数相比，构造PdR在计算上是昂贵的。在本文中，我们提出了一种解决方案，以减少其计算成本，更有效地构建矩阵核，将图像域的可见度（或傅立叶）域。射电天文图像大多使用矩形像素的规则网格表示。这是高效存储和显示目的所需的，而且，作为成像中快速傅立叶变换（FFT）的副产品自然出现。我们建议使用Delaunay三角剖分，而不是定期网格化的图像，更精细的选择的区域的兴趣（信号支持）在Pandem内核的建设。我们表明，计算效率提高，而不会丢失信息。一旦使用不规则网格构建PdR基，我们通过插值恢复到规则网格，此后，可以应用常规成像技术。
2011-11-02 astro-ph.IM
DIPLI: Deep Image Prior Lucky Imaging for Blind Astronomical Image Restoration
Skolkovo Institute of Science and Technology（斯克洛夫学院）；AIRI；College of Computing and Informatics（计算与信息学院）
提出DIPLI框架，结合多帧反向投影、TVNet光流估计与朗之万蒙特卡洛估计，在盲天文图像恢复中优于幸运成像、DIP、RVRT和DiffIR2VR-Zero，且输入更少、鲁棒性更强。
2025-10-22 astro-ph.IM cs.AI cs.CV
On the use of electron-multiplying CCDs for astronomical spectroscopy
传统的CCD检测器有两个主要缺点：它们读取速度慢，并且它们受到读取噪声的影响。这些问题结合在一起，使得微弱目标的高速光谱学成为天文观测中最苛刻的要求。通过使用电子倍增CCD（EMCCD）可以克服这些缺点。EMCCD是传统的帧传输CCD，但具有包含高压电极的扩展串行寄存器。当光子产生的电子通过该寄存器计时时，产生次级电子的雪崩，导致信号放大，使读取噪声可忽略不计。使用QUCAM2 EMCCD相机和蒙特卡洛建模的实验室测量的组合，我们表明，它是可能的，以显着增加的信噪比的观察，通过使用EMCCD，但只有当它是优化和正确使用。我们还表明，甚至更大的收益是可能的，通过使用光子计数。我们提出了一个食谱，天文学家遵循时，建立一个典型的EMCCD观测，以确保最大的信噪比获得。我们还讨论了EMCCD如果与下一代超大型望远镜一起使用将带来的好处。虽然我们主要考虑EMCCD的光谱使用，但我们的结论同样适用于成像。
2010-09-17 astro-ph.IM
Metasurface-Enabled Astronomical Polarimetry
本文提出首个由超表面偏振分析光栅驱动的太阳成像超表面偏振仪SIMPol，在460.7 nm附近实现快照成像偏振测量，并成功观测到Fe I和Sr I谱线的塞曼偏振特征，验证了超表面光学在天文仪器中的实际应用价值。
2025-06-06 astro-ph.IM physics.optics
VERTECS: A COTS-based payload interface board to enable next generation astronomical imaging payloads
本文介绍了基于 COTS 组件和 Raspberry Pi 的开源有效载荷接口板 VERTECS CCB，它作为 VERTECS 纳卫星总线与天文成像载荷间的唯一接口，提供星载数据处理、高速数据传输及下行能力，并为未来高数据需求和在轨机器学习任务奠定基础。
2024-06-03 astro-ph.IM cs.AR cs.SY
Hybrid propagation physics for the design and modeling of astronomical observatories: a coronagraphic example
本文提出高斯光束分解（GBD）的传输矩阵形式化算法，将光线像差直接耦合进星冕仪物理光学模型，实现天文观测台一体化建模，模拟对比度达10^-11量级，验证了GBD在高对比度成像中的可行性。
2023-10-30 astro-ph.IM
Deeper detection limits in astronomical imaging using self-supervised spatiotemporal denoising
Department of Automation, Beijing National Research Center for Information Science and Technology, Tsinghua University, Beijing, China（自动化系，北京信息科学与技术国家研究中心，清华大学，北京，中国）；Department of Astronomy, Tsinghua University, Beijing, China（天文系，清华大学，北京，中国）；Institute for Brain and Cognitive Sciences, Tsinghua University, Beijing, China（脑与认知科学研究院，清华大学，北京，中国）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), The University of Tokyo, Kashiwa, Japan（宇宙物理与数学科学研究所（WPI），东京大学，日光，日本）；National Astronomical Observatory of Japan, Tokyo, Japan（日本国家天文台，东京，日本）；Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo, Kashiwa, Japan（宇宙射线研究所，东京大学，日光，日本）；College of AI, Tsinghua University, Beijing, China（人工智能学院，清华大学，北京，中国）；School of Mathematics and Physics, Qinghai University, Xining, China（数学与物理学院，青海大学，西宁，中国）；Tsinghua Wuxi Institute of Applied Technology, Wuxi, China（清华大学无锡应用技术研究院，无锡，中国）
本文提出ASTERIS算法，通过整合多曝光的时空信息，提升天文成像检测限，实现更清晰的天体识别与发现。
2026-04-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
SIFARI: Self-Supervised Interferometric Fitting for Astronomical Radio Imaging
Rice University（莱斯大学）；Rice Space Institute（莱斯空间研究所）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；NSF-Simons AI Institute for Cosmic Origins（NSF-西蒙斯宇宙起源人工智能研究所）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）
SIFARI是一种自监督神经网络方法，直接拟合可见度函数以重建射电干涉图像，无需外部训练集，在合成ALMA测试和PDS 70观测中均优于CLEAN，并支持自校准。
2026-09-30 astro-ph.EP astro-ph.IM cs.LG
The Chinese space millimeter-wavelength VLBI array - a step toward imaging the most compact astronomical objects
中国科学院上海天文台（SHAO）正在研究空间VLBI（甚长基线干涉仪）计划。该计划的最终目标是利用天基VLBI阵列在亚毫米波长下工作，对星系中心的超大质量黑洞附近进行成像，并获得100倍的角分辨率。为了实现这一宏伟目标，任务计划分为三个阶段。该计划的第一阶段被称为空间毫米波VLBI阵列（SMVA），由两颗卫星组成，每颗卫星携带一个10米直径的射电望远镜进入椭圆轨道，远地点高度为60000公里，近地点高度为1200公里。空间VLBI望远镜将在43、22和8 GHz三个频段工作。43和22 GHz频段将配备低温接收机。这些空间望远镜与地面射电望远镜一起观测，在43千兆赫处实现了20微弧秒（$μ$ as）的最高角分辨率。SMVA预计将进行广泛的高分辨率观测研究，例如首次对M87星系中心的超大质量黑洞的阴影（暗区）进行成像，研究SMBH周围水超脉泽的运动学，以及探索活动星系核的动力源。中科院于2012年10月批准了预研究资金，以支持科学和技术可行性研究。这些研究还包括制造可部署的10米天基望远镜原型和22千兆赫接收器。在这里，我们报告SMVA项目的最新进展。
2014-03-20 astro-ph.GA astro-ph.IM
Coloring Black Holes: Epistemic and Aesthetic Choices in Astronomical Imaging
Institute of Cultural Anthropology and Development Sociology, Leiden University（莱顿大学文化人类学与发展社会学研究所）；Niels Bohr Archive, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔档案馆）；Institute for Theoretical Physics Amsterdam, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学理论物理研究所）；Vossius Center for the History of Humanities and Sciences, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学沃斯修斯人文与科学历史中心）
本文研究事件视界望远镜合作组织在处理黑洞观测数据以生成单一图像时面临的多种渲染方式选择，通过审视各阶段认知与美学选择，探讨不同选择下图像呈现，指出最有价值证据来自特定选择的有限可变性。
2026-07-17 astro-ph.HE astro-ph.IM gr-qc
The Palomar Kernel Phase Experiment: Testing Kernel Phase Interferometry for Ground-based Astronomical Observations
目前，天文成像仪器的分辨率和对比度的主要限制来自光路的像差，这可能是由地球湍流大气或望远镜光学系统的对准和形状变化造成的。这些误差可以通过主动和自适应光学以及在所得图像的后处理中进行物理校正。最近开发的自适应光学后处理技术，称为核相位干涉测量法，使用相对于小误差自校准的相位的线性组合，其目的是构建对在其他良好校正的成像系统中的残余光学像差鲁棒的可观测量。在这里，我们提出了一个核相位和更成熟的竞争技术，孔径掩模干涉，点扩散函数（PSF）拟合和双谱分析之间的直接比较。我们解决了阿尔法蛇夫座双星系统附近的近星点，使用帕洛玛200英寸望远镜。这是第一次在这种情况下，核相位已被用于与全孔径解决系统的衍射极限与地面极端自适应光学的意见。在天体测量量之间的核相位和掩蔽，核相位显着优于PSF拟合和双谱分析，证明了其可行性作为一种替代传统的非冗余掩蔽在适当的条件下。
2015-10-21 astro-ph.IM
Charge-Injection Device Imaging of Sirius with Contrast Ratios Greater than 1:26 Million
许多天体的固有性质，如双星系统、系外行星、星周盘和碎片盘以及类星体宿主星系，对观测仪器和技术提出了挑战性的要求。在每种情况下，我们都会遇到明亮光源的光线阻碍我们探测周围较暗目标的能力的情况。为了探索这些天文场景的所有特征，我们必须在最大可能的对比度下进行观测。电荷注入器件（CID）能够潜在地超过$\log_{10}{(CR)} > 9$的对比度（即，十亿分之一），因为它们独特的读出架构和固有的抗晕能力。最新一代CID的天空测试，SpectraCAM XDR，先前已经证明直接对比度超过2000万分之一，来自次优的地面天文观测，对最大可实现的对比度施加了实际限制。在这里，我们展示了极端的对比度成像能力的SXDR使用观测天狼星与1.0米的哈勃卡普坦望远镜，西班牙拉帕尔马。基于小波分析和精确的光度和天体测量校准，我们报告了直接对比度的$Δm_r = 18.54$，$\log_{10}{(CR)} = 7.41 \pm 0.08$，或$1$部分在$26$百万。这表明与先前的结果相比，可实现的对比度增加了$29\%$。
2021-11-06 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
An Open-Source Gaussian Beamlet Decomposition Tool for Modeling Astronomical Telescopes
在追求直接成像系外行星的过程中，高对比度成像社区已经开发了多种工具来模拟分段孔径望远镜上日冕仪的性能。随着望远镜规模的增加和科学案例向更短的波长发展，优化高对比度成像仪器所需的物理光学传播在计算上变得令人望而却步。高斯波束分解（GBD）是一种物理光学传播的替代方法，它将任意波前分解为近轴光线。这些光线可以使用ABCD矩阵快速传播，并转换成相应的高斯光束，以准确地模拟物理光学现象，而不需要衍射积分。GBD技术最近在商业软件（例如FRED，CODE V，ASAP）中得到了发展和实现，但似乎缺乏开源平台。我们提出了一个新的GBD工具，在Python中开发的物理光学现象建模，其目标是减轻复杂的孔径，多元素系统建模的计算负担，并引入模型失调误差的能力。这项研究表明，GBD技术所利用的光学的几何和物理制度的协同作用，是出于需要推进开源物理光学传播分段孔径望远镜日冕的设计和分析。这项工作说明了GBD与泊松点计算，并显示显着的运行时间优势GBD多元素系统的菲涅尔传播。
2021-06-16 astro-ph.IM physics.optics
A convergent blind deconvolution method for post-adaptive-optics astronomical imaging
Università di Ferrara（费拉拉大学）
本文提出了一种适用于受泊松噪声扰动数据的盲反卷积方法，采用广义Kullback-Leibler散度作为目标函数，通过非精确交替最小化方法解决非凸问题，具有全局收敛性，适用于非密集恒星团的重建。
2013-05-02 astro-ph.IM cs.NA math.NA
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
Improving resolution and depth of astronomical observations via modern mathematical methods for image analysis
在过去的几年中，现代图像分析的数学方法已经导致了许多领域的革命，从计算机视觉到科学成像。然而，最近开发的一些图像处理技术已被其他部门成功地利用，但很少在天文观测中进行试验。我们在这里提出了两类变分图像增强技术的测试：“结构-纹理分解”和“超分辨率”，表明它们是有效的，在提高观测质量。结构-纹理分解允许恢复先前被背景噪声隐藏的微弱源，有效地增加了可用观测的深度。超分辨率从一组低分辨率帧中产生更高分辨率和更好的采样图像，从而减轻了由于不同仪器之间的分辨率/采样差异而引起的数据分析中的问题，如EUCLID VIS和NIR成像仪的情况。
2015-01-16 astro-ph.IM
Astronomical Advantages of a Boost Mission to Facilitate HST Science into the 2030s: Imaging the Circumgalactic Medium of Galaxies
Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；San Diego State University（圣地亚哥州立大学）；Texas Christian University（得克萨斯基督教大学）；University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；University of Michigan（密歇根大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿斯特罗物理研究所）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）
本文论证了若哈勃太空望远镜获得轨道助推，将能够对星系周介质中高度电离金属和HI Lya的紫外发射线进行成像，从而为反馈物理和星系-星系周介质能量交换提供统计约束，并为HWO科学案例开发提供支持。
2026-05-29 astro-ph.GA astro-ph.IM
On-sky Demonstration of Subdiffraction-limited Astronomical Measurement Using a Photonic Lantern
本文首次在天空演示了利用光子灯笼馈送光谱仪，通过光谱差分自校准策略，在单望远镜上实现亚衍射极限测量，以50微角秒精度重建Be星Hα发射盘并测量其不对称性。
2025-10-22 astro-ph.IM physics.optics
Neutrino Telescope Array Letter of Intent: A Large Array of High Resolution Imaging Atmospheric Cherenkov and Fluorescence Detectors for Survey of Air-showers from Cosmic Tau Neutrinos in the PeV-EeV Energy Range
本意向书（LoI）描述了中微子望远镜阵列（NTA）项目的大纲和计划。高能中微子为强子加速提供了独特而无可争辩的证据。最近，冰立方已经报道了超过预期的来自大气秒的天文中微子候选者，但受到水切伦科夫探测方法的限制。下一代高能中微子望远镜应该能够为宇宙高能中微子建立无可争辩的证据。它不仅应该有数量级的更大的灵敏度，而且还应该有足够的指向精度来探测已知或未知的天文物体，而不会受到大气层的影响。拟议的装置是一个大型阵列的成像大气切伦科夫和荧光探测器的复眼站，具有宽视场和精细的观测能力，从PeV-EeV能量范围的宇宙τ中微子的空气簇射。这套先进的光学复杂系统主要是在全天空巡天高分辨率空气簇射探测器（Ashra）的基础上发展起来的，并采用τ簇射掠地方法对PeV-EeV τ中微子进行巡天。在标准GRB中微子注量的条件下，它可以对PeV-EeV τ中微子进行宽（30 ° x 360 °）和深（~400 Mpc）的巡天观测，而且在基本无背景的条件下，它的指向精度优于0.2 °。通过在宽视场中对掠地τ阵雨进行先进成像，我们的目标是明确发现和识别天文τ中微子源，为天体物理强子模型提供不可逃避的证据，以加速和/或在精确确定的方向上传播极高能量的质子。
2015-07-22 astro-ph.IM hep-ex
Fundamental Imaging Limits of Radio Telescope Arrays
射电天文图像的保真度通常通过实际经验来评估，即使用经验法则，尽管某些方面和情况已经得到了严格的处理。在本文中，我们提出了一个数学框架，能够描述射电天文成像问题的基本限制。虽然数据模型假设一个单一的快照观察，即在时间和频率的变化不考虑，这个框架是足够的一般性，允许扩展到综合观察。使用统计信号处理和线性代数的工具，我们讨论了成像和反卷积问题的易处理性，噪声在地图中的重新分配的成像和反卷积过程中，由于传播的校准误差和热噪声的图像值的协方差和易处理的自校准源的数量的上限。图像值的协方差和易处理源的数量的组合确定在成像过程中可实现的有效噪声基底。有效噪声提供比动态范围更好的品质因数，因为它包括噪声的空间变化。我们的研究结果提供了通过设计阵列来提高成像性能的方法。
2010-03-11 astro-ph.IM physics.data-an stat.AP
High-contrast imaging of Sirius~A with VLT/SPHERE: Looking for giant planets down to one astronomical unit
天狼星一直吸引着大量的科学兴趣，特别是在19世纪末发现了一颗伴星白矮星之后。很早以前，人们就提出了潜在的第三体的存在来解释系统的一些观察到的性质。我们提出了新的日冕观测获得VLT/SPHERE探索，第一次，系统的最里面的区域下降到0.2”（0.5 AU）从天狼星A。我们的观测覆盖了从0.95到2.3 $μ$ m的近红外波段，并且它们提供了在这些角间距下所达到的最佳天空对比度。在详细介绍了我们的SPHERE/IRDIFS数据分析的步骤之后，我们提出了一种鲁棒的方法来推导来自高对比度成像仪和光谱仪的多光谱数据的检测限。在原始性能方面，我们报告的对比度为0.2”时14.3 mag，0.4-1.0”时约16.3 mag，3.7”时降至19 mag。在物理单位上，我们的观测对巨行星很敏感，在0.5 AU处有11个$M_{Jup}$，在1-2 AU范围内有6-7个$M_{Jup}$，在10 AU处有~4个$M_{Jup}$。尽管我们的观测异常敏感，但我们没有报告在天狼星A周围发现其他伴星。使用蒙特卡罗轨道分析，我们表明，我们可以拒绝，约50%的概率，存在一个8 $M_{Jup}$行星在1 AU的轨道。除了论文中给出的结果，我们还在http://people.lam.fr/vigan.arthur/上提供了我们的SPHERE/IFS数据简化管道，并获得了MIT许可。
2015-08-31 astro-ph.EP astro-ph.IM
Low cost multi-purpose balloon-borne platform for wide-field imaging and video observation
大气层，特别是对流层，是天文观测的障碍。100多年来，天文学家一直试图从气球上进行观测，以避免湍流和灭绝。卡片大小的计算机、射频设备和卫星导航方面的新发展使进入平流层的机会更加民主化。由于ProAm与Daedalus团队的合作，我们开发了一个低成本的多用途平台，平流层气球携带多达3公斤的科学有效载荷。代达罗斯团队是一个业余团体，自2010年以来一直在发射探测器。从那时起，前两位作者为夜间飞行提供了科学有效载荷，目的是进行天文观测的技术演示。我们已经成功观测到流星雨（双子座流星雨2012，Camelopardalis 2014，Quadrantids 2016和Lyrids 2016）和城市光污染排放，图像和视频传感器覆盖400- 1000 nm范围。
2016-09-26 astro-ph.EP astro-ph.IM
Efficient deconvolution methods for astronomical imaging: algorithms and IDL-GPU codes
Università di Modena e Reggio Emilia（摩德纳和雷焦艾米利亚大学）；Università di Genova（热那亚大学）
本文应用缩放梯度投影方法到天文成像问题，提出比Richardson-Lucy方法效率高4到30倍以上的算法，并实现IDL和GPU并行加速。
2012-10-09 astro-ph.IM cs.NA math.NA
GASP - Galway Astronomical Stokes Polarimeter
戈尔韦天文斯托克斯偏振计（GASP）是一种基于幅度偏振计的超高速全斯托克斯天文成像偏振计。它已被开发来解决非常快速的随机，毫秒级的变化，如光学望远镜，RRAT和磁激变变量的对象。GASP没有移动部件或调制组件，因此只需一次曝光就可以测量完整的斯托克斯矢量-使其成为天文学的独特之处。此外，确定全斯托克斯矢量所需的时间仅受所用探测器的时间分辨率和入射光子通量的限制。GASP利用修改的菲涅耳菱形，其充当高度消色差的四分之一波片和分束器（称为RBS）。在这里，我们介绍了如何DOAP的工作原理，偏振计的一些光学设计，并给出一些初步的结果。校准是所有偏振计都要面对的一个重要而困难的问题，尤其是在天文偏振计中。本文介绍了适用于这类偏振计的定标技术，特别是Compain & Drevillon的本征值定标法
2009-05-01 astro-ph.GA astro-ph.IM
The ssos Pipeline: Identification of Solar System Objects in Astronomical Images
全球各地的天文台和卫星产生了大量的成像数据，用于研究许多不同的天体物理现象。对太阳系天体的偶然观测是一个幸运的副产品，由于缺乏简单而有效的识别算法，它经常被忽视。同时，确定太阳系天体的轨道、化学成分、自转周期和三维形状等物理性质，需要进行大量的天体测量和多波段测光观测。这些观测结果隐藏在当前和未来的天体物理学档案中，需要一种方法来收获这些金矿。本文介绍了一个易于实现的、轻量级的软件包，它可以在天文图像中探测太阳系天体，并测量它们的天体测量和光度测量。ssos管道是通用的，允许应用于所有类型的天文台成像产品。唯一的原则要求是图像在合理的时间范围内观察天空的重叠区域。已知和未知的太阳系物体都被回收，从快速移动的近地小行星到柯伊伯带中的慢速物体。高层次的管道设计和两个测试应用程序在这里描述，突出了窄场指向和宽场调查观察的算法的多功能性。在第一项研究中，从GTC OSIRIS宽带DR 1的公开图像中恢复了204个SSO的2，828个检测结果。SSO检测的假阳性率范围为0%-23%，具体取决于管道设置。第二项测试研究利用了J-PLUS的第一次数据发布的图像，J-PLUS是一种12波段光学测量。共回收SSO候选4,606个，假阳性率为（2.0 ± 0.2）%。
2019-06-09 astro-ph.EP astro-ph.IM
SuperBIT Superpressure Flight Instrument Overview and Performance: Near diffraction-limited Astronomical Imaging from the Stratosphere
本文介绍球载大视场望远镜 SuperBIT 的仪器组成与 45 晚飞行性能，验证其近衍射极限成像能力，并为 1.34 米 GigaBIT 天文台奠定基础。
2024-08-03 astro-ph.CO astro-ph.IM physics.ins-det
Man Versus Machine: Eye Estimates in the Age of Digital Imaging
数字成像技术和远程观测的发展和实施大大简化了天文观测。CCD数据的孔径测光允许进行常规的光度测量，其不确定性为百分之几或更好。在现代观测天文学中是否仍然有一个简单的眼睛估计亮度的地方的问题被认为是。最近使用的眼睛估计的例子。当眼睛估计应该避免，当他们仍然是值得的建议。总结了会议听众对这些建议的反应。
2013-10-02 astro-ph.IM astro-ph.SR
On the noise-resolution duality, Heisenberg uncertainty and Shannon's information
基于作者最近提出的“噪声分辨对偶”，导出了海森堡测不准不等式的几种变形。同样的方法导致了一个相关的不等式，该不等式为成像系统的信息容量提供了实验中使用的成像量子（粒子）数量的上限。这些结果可以是有用的，在生物医学成像的上下文中的辐射剂量传递到样品的约束，或在成像（如天文）的问题，在“低光”条件下。
2015-03-15 astro-ph.IM physics.med-ph physics.optics
