High precision astrometry with a diffractive pupil telescope
对地球质量系外行星的天体测量探测和质量测定需要亚微弧秒的精度，这在理论上是可能的，因为成像空间望远镜使用视场星作为天体测量参考。然而，测量必须克服远大于光子噪声极限的天体测量失真。为了解决这个问题，我们建议使用添加到主镜（PM）表面的规则间隔的小黑点的二维网格来产生微弱的恒星衍射尖峰。通过比较尖峰和背景场恒星的位置，可以得到主恒星的精确天体测量运动。这些尖峰并不对磁场中心的散射光有贡献，因此可以不受干扰地观测恒星周围的日冕。由于衍射尖峰是在PM上产生的，并在与背景恒星相同的焦平面探测器上成像，因此天体测量失真对衍射尖峰和背景恒星的影响是相等的，因此需要进行校准。我们描述的技术，详细介绍了如何收集的数据由宽视场相机被用来推导天体测量运动，并确定天体测量误差的主要来源，使用数值模拟和分析推导。我们发现，我们采用的1.4米口径望远镜，0.3平方度视场作为基线设计，单次测量天体测量精度达到0.2微弧秒。衍射光瞳的概念，从而使亚微弧秒天体测量，而不依赖于准确的指向，外部计量或高稳定性的硬件所需的先前提出的高精度天体测量概念。
2013-04-01 astro-ph.IM
Simulation and analysis of sub-μas precision astrometric data for planet-finding
我们提出了一个矢量制定的干涉观测的一颗恒星，包括重心运动的天文台，恒星的自行，和反射运动的恒星由于轨道行星的影响。我们使用这个模型来经验地确定信号的大小和形式，由于一个单一的地球质量的行星围绕太阳质量的恒星。使用模型已知分量的边界值，我们执行一系列扩展，将残差与此信号进行比较。我们证明了为什么常用的一阶线性化的类似的测量模型是不够的信号的幅度之一，由于地球质量的行星，并提出了一个一致的扩展，这是线性的未知量，与残差多个数量级低于地球质量的行星信号。我们还讨论了模拟或分析这些测量时可能出现的数值问题。
2010-09-11 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
High-precision astrometric studies in direct imaging with SPHERE
对系外行星和恒星系统的轨道监测是分析其结构、动力学稳定性和演变以及形成机制的基础。目前的高对比度极端自适应光学成像仪，如SPHERE、GPI和SCExAO+CHARIS，探测的是通常超过10 au的巨型系外行星、褐矮星和恒星伴星，通常覆盖轨道的一小部分（<20%），导致轨道参数的简并和偏差。随着时间的推移，精确和可靠的测量同伴的位置是至关重要的，这需要很好地了解仪器的局限性和专门的观测策略。自2014年开始运行以来，为SPHERE实施的天体测量同质专用校准战略为其用户的高精度研究提供了便利。由于系外行星成像仪器的精度现已达到毫角秒，并且预计将随着即将到来的设施而提高，我们发起了一项由SPHERE经验引发的社区努力，以分享直接成像中高精度天体测量的经验教训。一个同质的战略将大大有利于VLT社区，协同VLTI仪器，如重力/重力+，未来的仪器，如ERIS和MAVIS，并准备利用ELT的第一个仪器MICADO，HARMONI和METIS。
2021-03-25 astro-ph.IM
Probing Dark Matter with Adaptive-optics based Flux Ratio Anomalies: Photometric and Astrometric Precision
本文模拟并量化了凯克和三十米望远镜新一代自适应光学系统在强引力透镜测光与天体测量中的精度提升，证明其能以低于2%的通量比误差和亚毫角秒精度高效探测暗物质子晕。
2023-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The ASTRA project: a doorway to future astrometry
天体测量科学与技术路线图（ASTRA）是中国和意大利之间的双边合作，旨在巩固天体测量概念和技术。特别是，目标包括盖亚方法和性能的关键分析，以及针对未来创新的天体测量应用的原理演示实验，这些应用需要在大角度间隔（1至180度）上具有高精度。这种测量技术将是未来仪器的基础，这些仪器专注于现代宇宙学的“重大问题”，如广义相对论的有效性（包括暗物质和暗能量行为），原星系等结构的形成和演化，以及生物相容环境中行星系统的形成。我们描述了三个原理演示测试，旨在解决一些潜在的showstopper高天体测量精度的实验。这三项测试的重点是多视场望远镜、天体测量学和白光中非常精细的亚像素精度（目标：<1/2000像素）的关键概念。
2021-04-07 astro-ph.IM
MAVIS: Enabling High-Precision Ground-Based Astrometry in the Visible Spectrum
本研究聚焦将MAVIS可见光多共轭自适应光学天体测量推向极限，通过MAVISIM、Superstar和DAOPHOT集成遥测数据改进地基AO辅助天体测量精度，为下一代巨型望远镜时代铺路。
2024-10-15 astro-ph.IM
System Analysis for a high-precision high-accuracy Astrometric instrument for HWO
Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学、法国国家科学研究中心、天体物理学与行星学研究所）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, CNES, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学、法国国家科学研究中心、法国国家空间研究中心、天体物理学与行星学研究所）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；IPAC, California Institute of Technology（加州理工学院红外处理与分析中心）；Univ. of Cologne（科隆大学）；Univ. Paris-Saclay, CNRS, Institut d’astrophysique spatiale（巴黎萨克雷大学、法国国家科学研究中心、空间天体物理研究所）；Institut d’Optique and Hubert Curien Lab, Univ. de Lyon（里昂大学、光学研究所、于贝尔·居里实验室）；Pyxalis（皮克萨利斯公司）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；Obs. Torino/INAF（都灵天文台、意大利国家天体物理研究所）
本文对HWO高精度较差天体测量仪器进行系统分析，通过误差预算和任务剖面设计，提出基于十亿像素CMOS焦平面的仪器架构，并规划关键技术至TRL 5级的路径。
2025-11-10 astro-ph.IM
High Precision Astrometry with MICADO at the European Extremely Large Telescope
在这篇文章中，我们确定和讨论各种统计和系统的影响与MICADO，近红外成像相机提出的42米欧洲极大望远镜（E-ELT）实现的天体测量精度。这些效应是仪器效应（例如几何失真）、大气效应（例如色差折射）和天文效应（参考源选择）。我们发现有几种现象对~100微弧秒尺度有影响，这意味着它们可以大大大于光学/近红外42米望远镜的理论统计天体测量精度。根据类型的不同，这些影响需要通过专用的仪器设计属性或通过专用的校准程序进行控制。我们的结论是，如果这样做是正确的，40微弧秒或更好的天体测量精度-40微弧秒/年的自行对应于约20公里/秒，在100千秒差距-可以实现在一个历元的实际观测
2009-10-27 astro-ph.IM
Smartphone screens as astrometric calibrators
本文研究用三星S20智能手机OLED屏幕作为低成本、可灵活配置的天体测量定标器，实测像素放置误差为189 nm ± 15 nm RMS，证明其可支持现代天文仪器实现毫角秒级天体测量精度。
2023-07-06 astro-ph.IM
First experimental results of very high accuracy centroiding measurements for the neat astrometric mission
NEAT是向欧空局提出的一项天体测量任务，目的是探测附近太阳型恒星宜居带中的类地系外行星。NEAT要求能够以5e-6像素的精度测量恒星质心。目前最先进的质心估计方法在两倍奈奎斯特采样时已经达到约2 e-5像素的精度，这在JPL的VESTA实验中得到了证明。使用计量系统来校准像素内和像素间量子效率变化，以便校正像素误差。NEAT联盟的欧洲部分正在真空中建立一个测试平台，以实现质心估计的5e-6像素精度。目的是为NEAT航天器的精度要求提供概念验证。在本文中，我们提出了计量和伪恒星源子系统，我们提出了一个性能模型和误差预算的实验，我们报告的演示现状。最后，我们还介绍了我们的第一个结果：该实验于2013年7月首次亮相，第一组数据是在空气中拍摄的。对第一组数据的分析表明，我们已经可以以大约1 e-4像素的精度测量像素位置。
2013-09-18 astro-ph.IM
High-precision astrometry towards ELTs
为了在欧洲ELT上为未来MICADO的精确天体测量铺平道路，我们使用两种不同但互补的方法进行了天体测量研究，以调查有助于总天体测量精度的两个关键组成部分。首先，我们通过模拟拥挤的银河系球状星团的逼真图像，测试了使用大气色散校正器（ADC）的天体测量的预测改善。我们发现，使用ADC后，位置测量精度可提高约2 mas，使该器件成为高精度天体测量的基础。其次，我们分析了观测的球状星团采取了目前唯一可用的多共轭自适应光学辅助相机，GeMS/GSAOI在双子座南。利用先前测量的恒星在视场中的自行，我们能够模拟影响恒星位置的扭曲。我们发现它们可以大到~200 mas，并且我们的最佳模型将它们校正到~1 mas的精度。我们的结论是，未来的天体测量研究与MICADO需要一个ADC和一个准确的建模失真的视野，无论是通过一个先验校准或后验校正。
2016-07-15 astro-ph.IM
The NANOGrav 15-Year Data Set: Improved Timing Precision With VLBI Astrometric Priors
Rochester Institute of Technology（罗切斯特理工学院）；SETI Institute（地外文明搜寻研究所）；University of Wisconsin-Milwaukee（威斯康星大学密尔沃基分校）；University of North Carolina, Chapel Hill（北卡罗来纳大学教堂山分校）；Newcastle University（纽卡斯尔大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Widener University（怀德纳大学）；University of Birmingham（伯明翰大学）；National Academy of Sciences（美国国家科学院）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）；University of British Columbia（不列颠哥伦比亚大学）；George Mason University（乔治梅森大学）；Hillsdale College（希尔斯代尔学院）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；West Virginia University（西弗吉尼亚大学）；University of Montana（蒙大拿大学）；Oregon State University（俄勒冈州立大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Vanderbilt University（范德堡大学）；Curtin University（科廷大学）
本研究针对传统脉冲星计时中天体测量估计易受红噪声干扰、探测灵敏度不足的问题，采用VLBI天体测量结果作为计时拟合先验，经帧校准后得到最大后验解，验证了该方法未对引力波背景低频探测造成显著功率吸收，提升了计时精度。
2025-10-03 astro-ph.HE astro-ph.IM
The impact of geometric distortions in multiconjugate adaptive optics astrometric observations with future extremely large telescopes
天体测量学是推动未来超大望远镜多共轭自适应光学（MCAO）系统需求的主要科学案例之一。这些仪器的衍射极限点扩散函数（PSF）小，信噪比（SNR）高，保证了微弧秒级的天体测量精度。然而，光学畸变必须尽可能低，以实现高要求的天体测量要求。除了静态失真，光学机械不稳定性导致天体测量误差，这可能是天体测量误差预算的主要贡献者。本文介绍了分析，在设计层面上，光学机械不稳定性的影响时，加上光学表面的不规则性，由于制造过程。本文分析了一个在极大望远镜中应用的典型的多共轭自适应光学中继器。光线追迹模拟结合蒙特卡罗方法被用来估计的几何结构和幅度的场失真所造成的光学设计。我们考虑了畸变对MCAO修正的影响，表明只要通过光学设计和制造获得相应的精度，就有可能达到微弧秒的天体测量精度。我们预测，对于单历元观测，天体测量误差低于50 $μ$，可以达到曝光时间为2分钟，提供约100颗恒星可用于消除五阶失真。尽管仪器不稳定性会引起时变失真，但这种性能对于多历元观测是可再现的。
2019-05-08 astro-ph.IM
Vector speckle grid: instantaneous incoherent speckle grid for high-precision astrometry and photometry in high-contrast imaging
对直接成像的系外行星进行测光和天体测量监测，将对它们的旋转周期、云结构分布、天气和轨道参数提供独特的见解。当主星被日冕遮蔽时，斑点网格（SG）被引入作为天体测量和光度测量的参考。散斑网格被实现为衍射光瞳平面光学器件，其在已知位置和亮度处生成人工散斑。它们的性能受到由演变的未校正波前误差引起的潜在斑点晕的限制。散斑晕会干扰相干SG，影响其测光和天体测量精度。我们的目的是表明，通过施加相反的振幅或相位调制的相反的偏振状态，SG可以瞬间与底层晕不相干，大大提高了精度。我们将这些称为矢量散斑网格（VSG）。我们推导出分析的不一致性产生的机制，并探讨在各种大气条件下的理想化模拟的性能增益。我们表明，VSG是完全非相干的非偏振光和基本的限制因素是在网格中的散斑之间的串扰。在模拟中，我们发现，对于短曝光图像的VSG达到$\sim$ 0.3-0.8\%的测光误差和$\sim$ $3-10\cdot10^{-3}$ $λ/D$天体测量误差，这是一个性能的因素$\sim$ 20和$\sim$ 5，分别增加。此外，我们概述了如何使用液晶技术实现VSG，以在圆偏振态上施加几何相位。VSG是一种很有前途的新方法，用于产生具有大大提高的天体测量和测光精度的测光和天体测量参考SG。
2020-05-18 astro-ph.EP astro-ph.IM
Towards an overall astrometric error budget with MICADO-MCAO
MICADO是用于深度观测的多AO成像相机，它将成为极大望远镜（ELT）的首批轻型仪器之一。在ELT之后进行高精度多目标差分天体测量在增加通量和小衍射极限的情况下特别有效。MICADO的目标是提供50个$μ$作为绝对差分天体测量（以绝对$μ$为单位测量恒星到恒星的距离），视场为53”，范围为1.2-2.5 $μ$。在大视场上进行高精度天体测量需要多共轭自适应光学（MCAO）和精确的畸变校准。MICADO控制方案依赖于ELT、MAORY和MICADO系统学和失真的单独校准，以确保所有贡献的最佳解缠和校正。从系统的角度来看，我们正在开发一个天体测量误差预算支持的光学模拟，以评估由望远镜及其光学公差，MCAO失真和ELT，MAORY和MICADO内部光学之间的光机械误差引起的主要天体测量误差的影响。总体天体测量误差预算的制定将为有效的校准战略铺平道路，补充MICADO校准装置的设计。在这项工作的重点是一些光学机械的错误条款，有特别的相关性MICADO天体测量应用，和接口的MCAO设计。
2019-02-03 astro-ph.IM
High-precision Astrometric Millimeter Very Long Baseline Interferometry Using a New Method for Multi-Frequency Calibration
在本文中，我们描述了一种新的方法，毫米VLBI校准，提供真正的天体测量对准的毫米波长图像从一个单一的来源，测量频率相关的影响，如“核心位移”附近的活动星系核喷流的黑洞。我们实现我们的天体测量对准首先解决电离层（色散）的贡献，使用宽带厘米波长观测。其次，我们解决了对流层（非色散）的贡献，通过使用快速频率切换在目标毫米波长。这些解决方案可以缩放并从低频转移到高频。为了完成校准链，需要一个额外的步骤来去除每个天线上的残余恒定相位偏移。结果是天体测量校准和测量的核心之间的移动22和43 GHz的喷流在BL Lacertae是-8 $\pm$ 5，20 $\pm$ 6 $μ$，在RA和December分别。通过与cm波长处的常规相位参考相比，我们能够表明，mm波长处的这种芯位移明显小于通过外推低频结果所预测的值，该结果与Blandford \& Königl锥形射流模型的预测密切相关。因此，这将是首次证明VLBI核心与一个平行化激波的关联，由于光学深度的原因，该激波通常隐藏在低频处，这可能是耀变体喷流中产生$γ$射线的原因。
2016-12-09 astro-ph.GA 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
Periodic Astrometric Signal Recovery through Convolutional Autoencoders
天体测量探测涉及恒星位置的精确测量，被广泛认为是目前准备在附近类太阳恒星的温和轨道上寻找地球质量行星的领先概念。TOLIMAN太空望远镜[39]是一个低成本、灵活的任务概念，致力于对明亮的双星进行窄角天体测量监测。特别是，该任务将被优化，以搜索阿尔法半人马座AB周围的可居住区行星。如果这两颗恒星之间的距离可以被足够精确地监测，那么来自一颗看不见的行星的引力牵引所引起的微小扰动就可以被观察到，并且考虑到光学系统的配置，图像平面的位移尺度大约是百万分之一像素。图像配准在这个精度水平从来没有被证明（据我们所知）在任何科学设置。在本文中，我们证明了深度卷积自动编码器能够从TOLIMAN数据的简化模拟中检索这样的信号，并且我们提供了完整的实验管道来重新创建从模拟到信号分析的实验。在未来的工作中，现实世界系统中存在的所有更现实的噪声源和系统效应将被注入模拟中。
2020-06-24 astro-ph.IM
Measuring High-Precision Astrometry with the Infrared Array Camera on the Spitzer Space Telescope
斯皮策太空望远镜上的红外线阵列照相机（IRAC）目前提供了最大的潜力，可以在弧分尺度的区域内对微弱的中红外线源进行高精度天体测量，这对于测量太阳附近冷棕矮星的弛豫和附近恒星形成区域被遮蔽成员的自行特别有价值。为了更充分地实现IRAC的天体测量能力，我们已经寻求最大限度地减少天体测量的不确定性与其3.6和4.5 $μ$ m波段的最大来源。通过比较不同的程序，估计恒星的位置，我们发现，点响应函数（PRF）拟合与斯皮策科学中心的天文点源提取器产生最小的系统误差从不同的像素内灵敏度和最大的精度测量的位置。此外，自校准已被用来获得新的7 $^{\rm th}$和8 $^{\rm th}$阶失真校正的3.6和4.5 $μ$ m阵列的IRAC，分别。这些修正适用于整个斯皮策任务的数据时，时间依赖的比例因子适用于校正。为了说明天体测量的准确性，可以通过结合PRF拟合与我们的新的失真校正，我们已经将它们应用到附近的恒星形成区域的档案数据，在信噪比分别为100和10时，总天体测量误差分别为$\sim$ 20和70 mas。
2015-11-19 astro-ph.IM
Inferring hemispheric asymmetries of stellar active regions through the information content of astrometric signals
School of Physics, University of New South Wales（新南威尔士大学物理学院）
本文探讨了通过测光和测角数据结合，提升恒星表面映射精度的方法，重点在于利用测角信号识别球面谐波模式，尤其关注编码南北不对称性的奇数阶模式。
2026-04-03 astro-ph.IM astro-ph.SR
The PHASES Differential Astrometry Data Archive. I. Measurements and Description
帕洛玛高精度天体测量搜索系外行星系统（Palomar High-precision Astrometric Search for Exoplanet Systems，PHASES）监测了51个亚弧秒双星系统，以确定精确的双星轨道，研究三重和四重恒星系统的几何形状，并发现以前未知的微弱天体测量伴星，小至巨行星。从2002年到2008年年底，帕洛玛试验台干涉仪（PTI）停止正常运行的相位测量。本文用凯克自适应光学测量了几种相位目标的红外差示光度。
2010-10-19 astro-ph.IM
High Precision Astrometry with Adaptive Optics aided Imaging
已知的系外行星超过450颗，而且这个数字几乎每天都在增加。由于大多数系外行星都是间接探测到的，因此只能确定其轨道参数和物理特征的一些限制。通过测量主恒星的摆动来测量行星的天体测量信号，可以得到完整的轨道参数。有了这些信息，就可以确定行星候选者的真实质量，从而有可能将候选者确定为真正的行星、棕矮星（BD）或低质量恒星。在这篇论文的背景下，一个M-矮星与BD候选同伴，发现径向速度测量，在一个监测计划，以检测天体测量信号进行了观察。地面自适应光学辅助成像与ESO/NACO被用来建立它的真实性质（BD与恒星），并探讨这种技术的前景，为系外行星探测。介绍了进行高精度天体测量所需的天体测量改正，并研究了它们对整体精度的贡献。由于探测器的像素尺度和方向存在很大的不确定性，因此无法探测到天体测量轨道信号。地面望远镜的图像质量受到地球大气层湍流的限制。利用自适应光学技术可以测量和校正光的诱导畸变。然而，校正仅在围绕引导星的小角度内有用。多共轭自适应光学是一种新的校正技术，它利用多颗导星来校正较大的视场。建立VLT/MAD仪器来演示这种技术。本文从天体测量精度的角度对MAD观测进行了分析。比较了两种不同校正模式下的资料：纯地层校正和完全多重共轭校正。
2010-05-27 astro-ph.EP astro-ph.IM
(Ultra) Precise Astrometry today and tomorrow, with Next-generation Observatories
高精度天体测量是解决天体物理学中许多基本问题的基础。天体测量研究的应用范围很广，近年来有了巨大的发展。这是由于测量精度的提高和广泛的适用性，这反过来又是由于新技术的发展。即将到来的下一代天文台有可能进一步提高天体测量的精度，前提是校正系统误差的方法也有相应的改进。EVN和其他天文台正在提供这些演示，并作为下一代望远镜（如SKA和ngVLA）的探路者。我们将回顾未来设施的前景和当前天体测量最先进的例子。
2019-10-29 astro-ph.IM
Calibrations for high precision differential astrometry onboard Theia and HWO
Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学，法国国家科学研究中心，行星与地球物理研究所）；CNES（法国国家空间研究中心）；Pyxalis（Pixalis）
针对 Theia 和 HWO 任务对亚微角秒精度的需求，本文提出探测器表征、干涉校准和全局优化天体校准三项技术，共同支撑下一代高精度天测量任务。
2026-09-15 astro-ph.IM
Astrometric exomoon detection by means of optical interferometry
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；LIRA, Observatoire de Paris, Université 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）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文学研究所）；Department of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学物理与天文学系）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Max Planck Institute for extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）
本文提出利用天体测量技术通过光学干涉仪检测系外卫星，展示了其在高精度测量下的灵敏度曲线和实际应用潜力。
2025-09-18 astro-ph.EP astro-ph.IM
Point-spread function reconstruction of adaptive-optics imaging: Meeting the astrometric requirements for time-delay cosmography
天体测量精度和对点扩散函数的了解是广泛的天体物理学研究的关键要素，包括时间延迟宇宙学，其中强透镜类星体系统用于确定哈勃常数和其他宇宙学参数。多重成像点源位置的天体测量不确定性导致了推断距离的总体不确定性，因此也导致了哈勃常数的不确定性。类似地，点扩散函数（PSF）的翼的知识对于将来自背景源和前景偏转器的光解开是必要的。分析了用W. M.凯克天文台使用激光导星AO系统。我们表明，通过使用重建的点扩散函数，我们可以i）获得天体测量精度的$< 1$毫角秒（mas），这是足够的时间延迟宇宙学;和ii）减去所有点状图像的残差与噪声水平一致。我们开发的方法不仅限于强透镜，而且通常适用于附近有多个点源的广泛科学案例。
2021-06-24 astro-ph.CO astro-ph.IM
Astrometric study of Gaia DR2 stars for interstellar communication
我们讨论了高精度指向我们的发射机的银河系主序星周围的宜居行星的前景。为了有效地传递信号，宿主星的未来天空位置应该以比发射机的波束张开角$Θ$更好的精度适当地外推。利用Gaia最新发布的数据（DR 2），对$4.7\times 10^7$ FGK星的外推精度进行了估算，发现在精度目标优于1”的情况下，目标总数可以达到$\sim 10^7$。考虑到通信的成对性质，我们的研究对SETI（搜寻地外文明）也有指导意义，而不仅仅是向外发送信号。
2020-03-07 astro-ph.IM
Expectations on the mass determination using astrometric microlensing by Gaia
上下文天体测量引力微透镜可以用来确定单个恒星（透镜）的质量，精度只有百分之几。要做到这一点，需要在不同时期精确测量透镜和背景恒星之间的角距，精度低于1毫角秒。因此，只能使用最精确的仪器。然而，由于时间尺度是在几个月到几年的数量级，即使每颗恒星只在一个低节奏下被观测到，盖亚也可能探测到天体测量的偏转。目的。我们想展示盖亚如何准确地确定透镜恒星的质量。方法.使用基于第二次盖亚数据发布结果的保守假设，我们模拟了盖亚时代（2014.5 - 2026.5）期间501个预测的天体测量微透镜事件的个别盖亚测量。为此，我们使用盖亚DR 2的天体测量参数，以及基于绝对G星等的近似质量。通过同时拟合透镜和光源的运动，我们重建了透镜事件的11个参数。对于经过多个背景源的镜头，我们还同时拟合所有背景源和镜头的运动。使用蒙特卡罗模拟，我们确定了质量测定的可实现精度。结果我们发现盖亚可以探测到114个事件的天体测量偏转。此外，对于13个事件，盖亚可以以优于15%的精度确定透镜的质量，并且对于13 + 21 = 34个事件，以30%或更好的精度确定透镜的质量。
2020-05-05 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Astrometric planet search around southern ultracool dwarfs II: Astrometric reduction methods and a deep astrometric catalogue
我们描述的天体测量的减少与FORS 2/VLT相机获得的图像的天体测量行星搜索的框架内约20 M/L-过渡矮星。我们提出了系统误差的修正，所取得的天体测量性能，和一个新的天体测量目录，包含在20个领域的微弱参考星位于靠近银河系平面。我们在FORS 2天体测量中检测到三种类型的系统误差：相机的两个CCD芯片的相对运动，在空间中相关的误差，以及尚未解释的误差来源。CCD的相对运动可能有一个热的起源，通常是0.001-0.010 px（~0.1-1 mas），但有时达到0.02-0.05 px（3-6 mas）。这种不稳定性和空间相关的错误检测和减轻使用参考星。未知来源的第三分量的振幅为0.03-0.14 mas，与观测条件无关。我们发现，一个连续的32张曝光良好的恒星的图像序列在40分钟内以0.6”的视野产生了中值r.m.s. 0.126 mas的历元残差。总的来说，历元残差按照卡方2 ~1的正态分布规律分布。我们编制了一个包含12000颗恒星的星表，I波段星等为16-22，分布在20个区域，每个区域覆盖~ 2x2 '。它包含I波段的星等、ICRF的40-70质量精度的位置、相对自行和绝对三角视差，在亮端的精度分别为0.1质量/年和0.1质量。
2014-03-18 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
A detector interferometric calibration experiment for high precision astrometry
内容：在过去的二十年里，由于对新探测方法的不懈探索和对现有方法的改进，系外行星科学取得了惊人的进展。然而，天体测量学提供了一个独特的和未开发的潜力，发现可居住区的低质量行星周围的所有太阳附近的恒星。为了实现这一目标，天体测量必须与探测器的高精度校准配对。目的：提出一种高精度天体测量中探测器的定标方法。结合天体测量模拟器和干涉校准系统的实验测试平台被用来验证所需的校准和信号处理方法的硬件。目标是在奈奎斯特采样多色点扩散函数的位置上的5e-6像素的精度。方法：利用干涉仪校准系统在探测器上产生调制后的杨氏条纹。杨氏条纹参数化的产品的时间和空间相关的功能，基于各种像素参数。迭代地进行函数参数的最小化，直到获得收敛，从而揭示天体测量的校准所需的像素信息。结果：校准系统产生的像素位置的精度估计在4 e-4像素。在包括像素位置信息之后，对于超过五个像素的PSF运动，获得6 e-5像素的天体测量精度。在静态模式下（小于1 e-3像素的小抖动运动），达到了3e-5像素的光子噪声限制精度。
2016-09-08 astro-ph.IM
In the crosshair: astrometric exoplanet detection with WFIRST's diffraction spikes
WFIRST将进行一项日冕照相计划，以描述明亮的邻近恒星周围行星的大气层。当用WFIRST宽视场相机观察时，这些恒星会使探测器饱和，并产生非常强烈的衍射尖峰。本文预测了WFIRST以高饱和恒星的衍射峰为中心所能达到的天体测量精度。WFIRST H4 RG探测器极大地促进了这一测量原理，它将多余的电荷限制在饱和像素的势阱内。通过采用一个简化的分析模型的衍射尖峰所造成的一个单一的支柱模糊的望远镜孔径，集成在WFIRST像素大小，我们预测这种方法的性能与费舍尔矩阵形式主义。我们讨论了该模型的有效性，发现10 $μ$作为天体测量精度是可以实现的一个R = 6或J = 5星的一个单一的100 s曝光。我们讨论了光学畸变校正和像素级伪影的观测限制，这些伪影需要在10 - 20 $μ$的水平进行校准，以便不占主导地位的误差预算。为了抑制这些系统，我们建议一系列的短曝光，抖动至少几百个像素，达到有效的每次访问天体测量精度优于10 $μ$作为。如果能够实现这一目标，一个专门的WFIRST GO计划将能够在几个pc内探测到围绕恒星运行的轨道周期为1年的地球质量系外行星，以及周期较短或围绕更大质量或更遥远恒星运行的海王星类行星。这样的计划也将使质量测量的许多预期的直接成像系外行星目标的WFIRST日冕和一个“遮光”掩星器。
2018-02-07 astro-ph.EP astro-ph.IM
The ESPRI project: astrometric exoplanet search with PRIMA I. Instrument description and performance of first light observations
ESPRI项目依靠甚大望远镜干涉仪的PRIMA设施提供的天体测量能力来发现和研究行星系统。我们的调查包括在几年内获得大样本恒星的高精度天体测量，并检测它们因轨道行星而产生的重心运动。我们提出的操作原理，仪器的实施，和第一系列的测试观察的结果。给出了仪器基础设施的全面概述，并提出了双视场相对天体测量的观测策略。差分延迟线，一个关键组成部分的PRIMA设施，这是由ESPRI财团交付，描述和他们的性能内的设施进行了讨论。明亮的目视双星的观测被用来测试观测程序，并建立仪器的天体测量精度和准确度。介绍了天体测量的数据处理策略和对原始数据的必要修正。NACO的自适应光学观测被用作PRIMA天体测量观测的独立验证。PRIMA设施被用来进行天体测量观测测试。天体测量性能的精度方面是有限的大气湍流在接近理论预期的水平和30微弧秒的精度实现。相比之下，天体测量精度不足以实现ESPRI项目的目标，并且目前受到系统误差的限制，这些系统误差源于内部计量系统未监测的干涉仪光束组部分。我们的观察导致了所需的纠正措施的定义，使该设施准备进行ESPRI搜索太阳系外行星。
2012-12-10 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Towards Realistic Modeling of the Astrometric Capabilities of MCAO Systems: Detecting an Intermediate Mass Black Hole with MAVIS
精确的天体测量是下一代多共轭自适应光学（MCAO）系统的关键。MCAO可见光成像仪和摄谱仪（MAVIS）是为甚大望远镜自适应光学设施设计的，必须达到150 $μ$的天体测量精度（目标是50 $μ$）。为了测试这一点，我们创建了MAVISIM，一个模拟MAVIS图像的工具。MAVISIM解释了天体测量误差的三个主要来源：高阶和低阶点扩散函数（PSF）空间变异性、倾斜残余误差和静态场失真。当探索这三个误差项单独的影响，我们恢复了50 $μ$的天体测量精度为所有的恒星比$m=19$在30秒的积分使用PSF拟合测光。我们还评估了MAVIS探测银河系球状星团中中等质量黑洞（IMBH）的可行性。我们使用一个N-body模拟的NGC 3201-like集群与中央1500 M $_{\odot}$ IMBH作为输入到MAVISIM和恢复速度色散曲线从自行测量。在有利的天体测量条件下，在HST为混乱限制的星团内部~4”，探测到了IMBH的动力学特征，精度为~0.20 km/s。这个精度与盖亚，HST和MUSE在星团外部~60”的测量相当。这项研究是为MCAO系统建立科学驱动的天体测量误差预算的第一步，也是对MAVIS在天空中可以做什么的预测。
2021-08-02 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Astrometric Gravitational-Wave Detection via Stellar Interferometry
我们评估的潜在引力波（GW）检测的频率从10 nHz到1 $μ$ Hz使用极高精度的天体测量少数恒星。特别是，我们认为，非磁性，光度稳定的热白矮星（WD）位于$\sim$ kpc的距离可能是这种方法的最佳目标。以前的研究天文GW检测集中在潜在的大量恒星的不太精确的调查，我们的工作提供了一种替代的优化方法来解决这个问题。在$h_c \sim 10^{-17} \times \left(μ\text{Hz}/f_{\text{GW}}\right)$附近的特征应变处，预期该带中的感兴趣GW源。观测这些源所需的天体测量角精度是经过一段时间积分后的$Δθ\sim h_c$ $T \sim 1/f_{\text{GW}}$。我们表明，抖动的光度中心的WD这种类型的星点是有界的小到足以允许这种高精度，小$N$的方法。我们讨论了可能产生的噪音恒星反射运动引起的轨道物体，并显示如何可以减轻。能够达到必要的天体测量精度的唯一合理技术是天基恒星干涉仪。这样一个未来的任务与几米规模的收集盘和基线的$\mathcal{O}(100\text{ km})$是足够的，以达到目标的精度。这种收集器的尺寸与为一些编队飞行的天基天体测量仪或为其他科学原因提出的光学合成孔径成像阵列概念所建议的收集器大致一致。然而，拟议的基线略大于为这些概念讨论的公里尺度基线，但我们认为利用这种基线没有根本的技术障碍。因此，这种类型的…
2022-07-05 astro-ph.IM gr-qc hep-ph
Tip-tilt anisoplanatism in MCAO-assisted astrometric observations
地面观测的新时代，无论是在红外线与下一代的25- 40米的超大望远镜或在可见光与8米的超大望远镜，将由多共轭自适应光学（MCAO）恢复前所未有的分辨率可能提供给这些系统在没有大气湍流。天体测量是主要的科学驱动力之一，因为MCAO可以在宽视场（$\sim$ 1 arcmin）上提供良好的质量和均匀的校正，并提供大量具有高图像质量的参考源。对差分天体测量的要求已经设定为非常高的精度（例如，在极大望远镜上的MICADO/MORFEO -以前称为MAORY -为50 $μ$），并且需要对天体测量误差预算进行精确分析。在这种情况下，我们提出了一个MCAO大气倾斜倾斜残差相对天体测量的影响分析。我们专注于科学的整合时间对倾斜残差的影响，我们通过曝光的时间传递函数建模。我们定义内和曝光间的倾斜倾斜残差，我们使用在估计的质心误差和差分倾斜抖动误差内的天体测量误差预算。作为一个案例研究，我们应用我们的结果的背景下，MORFEO天体测量误差预算。
2022-09-02 astro-ph.IM
The Astrometric Performance Test of 80-cm Telescope at Yaoan Station and Precise CCD Positions of Apophis
80厘米方位角望远镜是2018年新安装在紫金山天文台姚安站的。从以下三个方面对望远镜的天体测量性能进行了检验。(a)其CCD的几何畸变。它在单历元和多历元中都是稳定的。八个失真的解决方案，得出了大约一年。最大值范围为0.75至0.79像素，中值范围为0.14至0.16像素。(b)恒星的极限星等。用Johnson-V滤波器在300秒内可以探测到大约20.5等的Gaia-G星。用拟合的S形函数估算了20.5等恒星的天体测量误差为0.14角秒。(c)天体测量精度与快速运动暗天体叠加精度。根据星历表的偏移，在2021年4月14日和15日（比18等更暗）获得了潜在危险小行星（PHA）（99942）阿波菲斯的24个堆叠帧。在数据处理过程中，最新的盖亚EDR 3星表和喷气推进实验室地平线星历分别作为恒星和阿波菲斯的理论位置。结果表明，Apophis的（O-C）s（观测值-计算值）在赤经和赤经上的平均值分别为-0.018和0.020角秒，色散估计值分别为0.094和0.085角秒，与Astrometrica的叠加结果一致。
2022-02-23 astro-ph.IM
A low cost scheme for high precision dual-wavelength laser metrology
提出了一种能够实现纳米级相对光程长度测量的新方法。不同于传统的双波长计量，采用外差检测，在这项工作中开发的方法利用直接检测的两个氦氖激光器的干涉条纹，以及一个不太精确的步进电机开环位置控制系统来执行其测量。虽然该方法可以适用于各种情况下，这种计量是必不可少的具体应用是在天体测量光学长基线恒星干涉仪专用于恒星位置的精确测量。在我们的实例中，这种计量应用于窄角天体测量干涉仪，纳米精度的测量可以在没有稳频激光器的情况下实现，尽管使用这种激光器将扩展计量可以精确测量的光程长度的范围。该方法的实现需要非常少的附加光学器件或电子器件，从而使实现的成本和努力最小化。此外，计量激光器穿过的光路与星光或科学光束的光路相同，甚至使用相同的光电检测器，从而最小化计量通道与科学通道之间的非公共路径。
2013-03-30 astro-ph.IM
The Short Term Stability of a Simulated Differential Astrometric Reference Frame in the Gaia era
我们用微分天体测量的方法构造了一个稳定在微弧秒水平的小视场惯性参考系。预计盖亚空间卫星使用全球天体测量将达到任务结束时的标准误差，从而达到如此高的天体测量精度。我们利用盖亚测量的场角，并期待在参考星的数量和恒星的星等以及天体测量系统学的总误差预算的帮助下，在差分天体测量的情况下，围绕南极的盖亚模拟的影响。我们发现，系统误差的建模和可靠的估计，以$μ$的水平，即使在字段中有一个适度的数量为37颗恒星与G $<$ 13等超过0.24平方度。在一天的短时间尺度的高节奏观测，如在盖亚的EPSL扫描模式期间围绕北极的观测，是一个完美的仪器。在如此短的时间尺度上纳入几何仪器模型来进行大尺度校准，需要低至G = 14等的较暗恒星，而不会降低参考系的精度。我们讨论了几个未来的观点，利用这种方法在不同的和更长的时间尺度。
2017-02-16 astro-ph.IM
GRAVITY+: reducing non-common-path aberrations for sub-10 μas astrometric accuracy
Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；CNRS, Sorbonne Universités（法国国家科学研究中心，索邦大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics（加拿大理论天体物理研究所）；LESIA, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Universités, UPMC Univ. Paris 06, Univ. Paris Diderot, Sorbonne Paris Cité（巴黎天文台天体物理学与空间研究所，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎第六大学，巴黎第七大学，巴黎公社）；Faculdade de Engenharia, Universidade do Porto（波尔图大学工程学院）；School of Physics & Astronomy, University of Southampton（南安普顿大学物理与天文学院）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学，法国国家科学研究中心，天体物理学与行星学研究所）；st Institute of Physics, University of Cologne（科隆大学第一物理研究所）
GRAVITY+项目通过改进光纤耦合器的高精度反射镜，降低非共光路像差，有望将GRAVITY的天体测量精度从30-100微角秒提升至亚10微角秒。
2026-08-07 astro-ph.IM
High precision astrometry mission for the detection and characterization of nearby habitable planetary systems with the Nearby Earth Astrometric Telescope (NEAT)
对太阳系附近的太阳型恒星（FGK矮星）的有限体积样本周围的行星系进行全面普查，这些恒星的灵敏度一致，直到几个天文单位的宜居带内的地球质量行星，这将是太阳系外行星天体物理学的一个重要里程碑。这一基本目标可以通过NEAT -近地天体测量望远镜等任务概念来实现。NEAT的设计目的是进行空间极高精度的天体测量，足以探测质量甚至低于地球的行星绕最近恒星运行所产生的动力学效应。这样一项调查任务将提供实际行星质量和所探测到的行星系所有组成部分的完整轨道几何形状，直至地球质量极限。NEAT的性能极限可以通过在目标和一组合适的参考星之间进行差分天体测量来实现。NEAT仪器的设计包括一个离轴抛物面单镜望远镜，一个探测器与一个大的视场由位于一个固定的中央CCD周围的小型可移动的CCD，和一个干涉校准系统起源于位于主镜的计量光纤。拟议的任务架构依赖于使用两颗在L2运行5年的卫星，编队飞行，并提供20，000多次重新配置的能力（替代选项使用可部署的吊杆）。NEAT的主要科学计划将包括对我们200个最近的F-，G-和K-型恒星邻居的天体测量调查，平均访问50次。剩余的时间可用于改进对特定目标（低质量恒星、年轻恒星等）附近选定的行星系结构的表征。由盖亚发现，地面高精度径向速度测量。
2011-08-16 astro-ph.EP astro-ph.IM
ADORA: a differentiable optical modeling and astrometric retrieval framework for SHERA
Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；Leiden University（莱顿大学）；University of Sydney（悉尼大学）
ADORA是面向SHERA的可微分光学建模与天体测量检索框架，通过结合三平面可微分物理光学模型与分层天体测量推断算法，在模拟中展现出对特定探测器校准误差的鲁棒性，为SHERA的相关研究提供了灵活框架。
2026-08-21 astro-ph.IM
Path to Black Hole Astrometric Microlensing from 10-Year KMTNet Database
Ohio State University（俄亥俄州立大学）
本文对10年KMTNet数据库中的黑洞天体测量微引力透镜信号进行费舍尔分析，提出结合光度与天体测量搜寻的计划，可在控制系统误差后测量黑洞的爱因斯坦半径、质量与距离。
2026-08-28 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Astrometry with the MCAO instrument MAD - An analysis of single-epoch data obtained in the layer-oriented mode
背景：目前世界上最大的望远镜的仪器开发都提供了多共轭自适应光学（MCAO）模块。这些系统提供的大视场和更均匀的校正不仅对光度研究非常有益，而且对天体测量分析也非常有益，例如，大型密集星团和系外行星探测和定性。多共轭自适应光学演示器（MAD）是第一个这样的仪器，并于2007年在ESO/VLT临时安装和测试。我们分析了两个球状星团数据集的天体测量精度。数据是在层向校正模式下获得的，一种是在全MCAO校正模式下校正了两个层（NGC 6388），另一种只应用了地面层校正（47 Tuc）。目的：我们的目的是分析第一个可用的MCAO成像数据在面向层的模式下获得的天体测量精度和稳定性的MAD仪器。方法：我们计算两个数据集中每帧的Strehl图。进行了畸变校正，并通过计算所有帧上的平均恒星位置和通过调查转换到主坐标帧后每个帧中存在的位置残差来分析天体测量精度。结果：在星系团NGC 6388的全MCAO校正模式数据中，K = 14-18等恒星的平均位置精度为~1.2 mas。在GLAO数据（47 Tuc）中测量的精度达到~1.0 mas，对应于9和12之间的2 MASS K星等的恒星。观测结果表明，这些星等范围内的恒星对应于相同的探测器通量范围。用于扫描较大视场的抖动运动在帧中引入了额外的失真，导致可实现的精度降低。
2011-05-12 astro-ph.IM astro-ph.SR
Detecting Solar System Analogs through Joint Radial Velocity/Astrometric Surveys
该研究模拟联合THE径向速度、Gaia和Roman天体测量数据，可探测邻近类太阳恒星周围的地球类似和冷气体巨行星类似系外行星，并显著提高冷气体巨行星的质量和周期探测精度，为太阳系类似体的普遍性提供洞见。
2023-10-13 astro-ph.EP astro-ph.IM
Revised Astrometric Calibration of the Gemini Planet Imager
我们提出了一个修订的双子座行星成像仪（GPI）的天体测量校准，仪器的设计，以实现高对比度在小的角间距必要的图像附近，年轻的恒星周围的亚恒星和行星质量的同伴。我们确定了GPI数据缩减管道（DRP）的几个问题，这些问题严重影响了缩减GPI图像中的北向角确定。除了在小的天顶距处观测的目标的位置角测量中引入小的误差之外，该误差还导致先前的天体测量校准中的显著误差，该误差影响了所有随后的天体测量。我们提出了这些问题的详细描述，以及如何纠正它们。自2014年使用更新版本的DRP投入使用以来，我们减少了定期进行的校准二进制GPI观测。这些测量结果进行了比较，获得的观测与NIRC2仪器凯克II，仪器具有出色的天体测量校准，使我们能够获得更新的板块规模和北偏角的GPI。这一修订的天体测量校准应用于校准GPI获得的所有测量结果，以实现精密天体测量的目的。
2020-04-08 astro-ph.IM
Astrometric exoplanet detection survives solar-like stellar contamination
School of Physics, University of New South Wales（新南威尔士大学物理学院）；University of Sydney（悉尼大学）
该研究通过分析太阳的高分辨率图像，量化了不同波长范围内视差噪声的大小，并将其扩展到类太阳恒星，确定了由于恒星活动引起的视差噪声限制，从而确定了地球大小行星探测的极限。
2026-05-18 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Analysis and interpretation of the Cramer-Rao lower-bound in astrometry: One dimensional case
在本文中，我们探讨的最大精度可达到的像素阵列探测器在背景的存在下，作为一个函数的检测器属性成像的点源的位置。为此，我们使用一个众所周知的结果，从参数估计理论，所谓的Cramer-Rao下界。我们开发的线性阵列探测器，其中唯一的未知参数是源位置的1维情况下的表达式。如果目标被探测器过采样，则可以获得Cramer-Rao极限的解析表达式，该表达式可以容易地用于估计成像系统的极限精度，并且对于实验非常有用。数据分析软件的（检测器）设计、观察计划或性能估计：特别是，我们证明，对于背景占主导地位的来源，最大的天体测量精度为$B/F^2$，其中$B$是一个像素的背景，$F$是源的总通量，而当背景可以忽略时，该精度为$F^{-1}$。我们还探讨了天体测量精度对以下因素的依赖性：（1）源的大小（由探测器成像），（2）像素探测器的大小，和（3）源偏心的影响。把这些结果的背景下，理论克拉美-拉奥下限相比，地面以及空间为基础的天体测量结果，表明目前的技术方法非常接近这一限制。我们的研究结果表明，我们已经发现在克拉美-饶方差下界一个非常强大的天体测量“基准”估计的最大预期的位置精度为点源，给出了处方的源，背景，检测器的特性，和检测过程。
2013-04-23 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Astrometric Reduction of Saturnian Satellites with Cassini-ISS Images Degraded by Trailed Stars
安装在卡西尼号飞船上的成像科学子系统（ISS）拍摄了大量图像，为一些行星和卫星的高精度天体测量提供了重要来源。然而，其中一些图像被尾随的恒星降级。以前，这些退化的图像不能用于天体测量。本文提出了一种新的方法来自动检测和计算这些拖尾星的中心。然后，该方法进行的天体测量的国际空间站的图像与落后的恒星。最后，我们提供了2004年至2017年期间几颗卫星的658个天体测量位置，其中包括Enceladus，Dione，Tethys，Mimas和Rhea。与JPL星历SAT 427相比，这些观测值在赤经和赤经上的平均残差分别为0.11 km和0.26 km。它们的标准差分别为1.08 km和1.37 km。结果表明，该方法可以有效地对卡西尼国际空间站的拖尾星图像进行天体测量。
2023-02-06 astro-ph.EP astro-ph.IM
Identifiability of Rotating Stellar Surfaces from Astrometric Jitter
Michigan Institute for Data Science, University of Michigan（密歇根大学数据科学研究所）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Department of Electrical Engineering and Computer Science, University of Michigan（密歇根大学电气工程和计算机科学系）
本文研究利用旋转天体测量抖动绘制恒星表面图的可辨识性，通过推导Cramer-Rao界并引入高斯-马尔可夫随机场先验，量化了倾角已知与未知时的估计精度差异。
2025-11-11 astro-ph.IM astro-ph.SR
Experimental tests of the calibration of high precision differential astrometry for HWO
Pyxalis（Pyxalis公司）
本文针对HWO天体测量需求，表征了Pyxalis的46Mpx Gigapyx探测器，构建了干涉法像素位置测试平台，并提出并利用法国IPAG光学实验台在仿真中测试了望远镜光学畸变校准方法。
2025-10-14 astro-ph.EP astro-ph.IM
Astrometric Binary Classification Via Artificial Neural Networks
Boyce Research Initiatives and Education Foundation（博伊斯研究倡议与教育基金会）
针对盖亚任务带来的海量天体测量数据下传统双星候选体检测方法计算效率低的问题，提出基于人工神经网络的天体测量双星自动分类方法，在150万样本上实现99.3%准确率，为该任务提供高效替代方案。
2024-09-15 astro-ph.IM cs.LG physics.data-an
Limits in astrometric accuracy induced by surface brightness asymmetries in red supergiant stars
表面亮度不对称是恒星的一个非常普遍的特征。在其他影响中，它们会导致投影的重心和光心之间的差异。这些表面特征的演变使得这种差异具有时间依赖性。在某些情况下，E。G.对于超巨星，位移可以是恒星半径R的一个不可忽略的分数，如果R>1天文单位，则是视差的一个不可忽略的分数。我们调查的表面亮度不对称性的影响盖亚天体测量解决方案和数据处理流程的理论方法。我们表明，当位移的振幅是相当的历元天体测量精度，由此产生的天体测量解决方案的一个真正的单星可能是，在某些情况下，低质量（与一些参数高达10西格玛关闭）。在这种情况下，我们提供了一个分析预测的影响的光心运动的卡方和天体测量参数的不确定性。非单星的解决方案被发现，如果允许最近的恒星。然而，仔细观察轨道解的参数，就会发现它们是假的（因为半长轴比它的误差或恒星半径都小）。这样就有可能滤除那些虚假的轨道解。有趣的是，对于随机解，随机噪声似乎是光心噪声的一个很好的估计。
2011-06-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
Astrometric performance of the Gemini multi-conjugate adaptive optics system in crowded fields
Gemini多共轭自适应光学系统（GeMS）是Gemini-South望远镜的一个设备。它在2弧分的视场范围内提供近红外波长的均匀、近衍射极限的图像质量。与双子座南自适应光学成像仪（GSAOI）-一种近红外宽视场照相机一起，GeMS/GSAOI的高空间分辨率和大视场相结合，将使其成为精密天体测量的首要设施。潜在的天体测量科学案例涵盖了广泛的主题，包括系外行星、恒星形成、恒星演化、星团、邻近星系、黑洞和中子星以及银河系中心。在本文中，我们评估的天体测量性能和限制的GeMS/GSAOI。特别是，我们分析深，单历元图像，多历元数据和失真校准。我们发现，对于单历元，非抖动的数据，天文测量误差低于0.2质量可以实现曝光时间超过一分钟，提供足够的恒星可用于消除高阶失真。然而，我们表明，这样的性能是不可再现的多历元观测，和一个额外的系统误差的~0.4 mas的证据。这种系统的多历元误差是GeMS/GSAOI天体测量误差预算中的主要误差项，它被认为是由于重力弯曲引起的时变失真。
2014-09-02 astro-ph.IM astro-ph.SR
