Eliminating photon transport in long-baseline optical interferometry using quantum memories
NASA Glenn Research Center（美国国家航空航天局格伦研究中心）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；Joint Center for Quantum Information and Computer Science, NIST/University of Maryland（量子信息与计算机科学联合中心，美国国家标准与技术研究院/马里兰大学）；Joint Quantum Institute, NIST/University of Maryland（量子研究所联合机构，美国国家标准与技术研究院/马里兰大学）；NSF NOIRLab（美国国家科学基金会NOIR实验室）
该研究提出基于量子存储器与纠缠的光学干涉测量方法，消除长基线光学干涉的光学延迟线瓶颈，同时探讨量子存储器的挑战及应对进展。
2026-08-12 astro-ph.IM quant-ph
Xova: Baseline-Dependent Time and Channel Averaging for Radio Interferometry
Xova是一个软件包，可在测量集数据上实现基线相关的时间和通道平均。沿着基线轨迹的uv样本被聚合到一个bin中，直到超过指定的去相关容限。bin中的去相关程度相应地确定适合bin中样本的信道和时隙平均量。这必然意味着信道和时隙的数量在每个仓中变化，并且输出数据失去了输入数据的直线输入形状。
2021-01-27 astro-ph.IM
Baseline Dependent Averaging in Radio Interferometry
本文详细分析了基线相关平均法（BDA）在现代射电干涉仪特别是平方公里阵列（SKA）中的适用性和优点。我们证明，BDA不影响的信息内容的数据以外的一个定义良好的去相关损失的封闭形式的表达式是现成的。我们使用模拟验证这些理论研究结果。因此，我们得出结论，BDA可以可靠地用于现代无线电干涉测量，允许减少能见度数据量（因此处理能见度数据的处理成本）超过80%。
2018-02-26 astro-ph.IM
Quantum-enhanced interferometry for axion searches
我们提出了一个实验，以寻找轴子和类轴子粒子的星系晕使用量子增强干涉。该提议与先前报道的想法（Phys.Rev.D98，035021，Phys. Rev. Lett. 121，161301，Phys.Rev.D100，023548），但是使用两个耦合的光学腔来搜索质量范围从$10^{-16}$ eV到$10^{-8}$ eV的轴子。我们还展示了如何应用光的压缩态来提高类似于引力波探测器的实验灵敏度。拟议的实验有可能进一步扩大到数公里长的探测器。我们表明，这样的仪器有可能设置约束的轴子-光子耦合系数的$\sim 10^{-18}$ GeV $^{-1}$的轴子质量为$10^{-16}$ eV或检测信号。
2020-05-20 astro-ph.IM physics.ins-det
The African Very Long Baseline Interferometry Network:The Ghana Antenna Conversion
非洲甚长基线干涉测量网络（AVN）是一个泛非洲项目，将通过将现有的电信天线转换为射电望远镜或建造新的天线，在非洲大陆的几个国家发展甚长基线干涉测量（VLBI）观测能力。本文重点介绍Nkutunse卫星通信站（加纳阿克拉附近）的转换，特别是早期的机械和基础设施升级，以及定制环境接收器和数字后端的开发。本文最后指出，在该站可以作为一个业务VLBI站投入使用之前，还需要做些什么。
2016-08-07 astro-ph.IM
Stellar intensity interferometry: Experimental steps toward long-baseline observations
目前正在进行实验，准备用空气切伦科夫望远镜阵列进行强度干涉测量。在盐湖城附近的Bonneville Seaview站点，已经建立了一个试验台天文台，在23米的基线上安装了两台3米的切伦科夫空气望远镜。正在建造照相机，并配备控制电子设备，用于离线或在线分析数据。在隆德天文台（瑞典）、以色列理工学院和犹他大学（美国），已经建立了模拟恒星观测的实验室强度干涉仪，并正在进行实验，使用各种模拟和数字放大器，达到1.4纳秒时间分辨率，分析来自实验室望远镜对的信号。
2010-09-28 astro-ph.IM
Baseline-dependent sampling and windowing for radio interferometry: data compression, field-of-interest shaping and outer field suppression
传统的无线电干涉测量仪通过在恒定的离散时间-频率间隔上对信号进行平均来产生真实$uv$分布的规则网格样本。然后，这种规则采样和平均转换为$uv$空间中的不规则网格化样本，并导致幅度和相位相干性的基线长度相关损失，这取决于与图像相位中心的距离。该效应通常被称为$uv$空间中的“去相关”，其在源域中等同于“拖尾”。这项工作讨论并实现了一个规则的网格采样计划，在$uv$空间（基线依赖采样）和窗口，允许数据压缩，字段的兴趣整形和源抑制。基线依赖采样要求时频空间中的不规则网格采样，即时频间隔变得依赖于基线。分析模型和模拟表明，去相关保持恒定的所有基线时，应用基线依赖的采样和窗口。使用MeerKAT望远镜和欧洲甚长基线干涉测量网络的模拟表明，数据压缩，感兴趣的领域成形和外部感兴趣的领域抑制。
2018-03-07 astro-ph.IM
Statistical Aspects of Baseline Calibration in Earth-Bound Optical Stellar Interferometry
恒星干涉仪的基线定标是天体测量数据处理的前提。这种天体测量技术是恒星位置的三角测量。由于角度是从这些三角形的基线和延迟侧推导出来的，因此在观测时基线向量的长度和指向方向（在天球中）是关键的输入数据。我们假设，校准如下从逆向天体测量;一组校准恒星与众所周知的位置进行观察，并在这些位置的不准确性是通过观察他们中的许多人一个共同的最佳拟合。基线长度和方位角的误差与所获取的独立数据的数量的平方根的倒数成比例地下降，与延迟的各个快照中的误差成比例地下降，并且与校准器的表观位置中的误差成比例地下降。如果基线分量是从作为时间函数的单个校准器的正弦延迟重建的，则调度变得重要。
2009-06-14 astro-ph.IM
Search for the primordial gravitational waves with Very Long Baseline Interferometry
一些膨胀宇宙的模型预测，当观测者到源的径向距离增加时，嵌入时空中的遥远射电源的天体自行是非零的。系统的自行效应会在天空中产生一个可预测的四极图案，可以使用甚长基线干涉测量（VLBI）技术来检测。这种四极模式既可以解释为各向异性的哈勃膨胀，也可以解释为早期宇宙中原始引力波的特征。本文分析了1979- 2015年期间的大量VLBI大地测量数据，以估计天空中类星体自行矢量场展开中的偶极和四极谐波。对不同的红移带重复进行分析。
2016-03-30 astro-ph.GA astro-ph.IM
A 3.9 km baseline intensity interferometry photon counting experiment
在过去的几年里，我们在不同的望远镜上运行了两个非常相似的超快光子计数光度计（Iqueye和Aqueye+）。用这些仪器对探测到的光子进行时间标记的绝对时间精度在几个小时的观测中是500 ps的量级，这使得我们能够获得例如光学望远镜的可见光中有史以来最精确的光变曲线。最近，我们调整了两个光度计一起工作的两个望远镜在Asiago（意大利），实现了Hanbury-Brown和Twiss强度干涉仪一样的实验与两个3.9公里远的望远镜。在本文中，我们报告的活动的状态和我们第一次尝试测量光子强度相关的非常初步的结果。
2018-10-02 astro-ph.IM
A recent history of science cases for interferometry
光学长基线干涉测量是天文学研究中一种独特而强大的技术。自2004年以来，光学干涉仪产生了越来越多的科学论文，涉及天体物理学的各个领域。由于目前的干涉测量设备正在走向成熟，我们借此机会在本文中总结了一些关键会议，研讨会和专门的干涉测量会议的结论。我们提出了与科学案例相关的最持久的建议，并讨论了解决这些问题所需的一些关键技术发展。在超大型望远镜时代，光学长基线干涉仪对于探测最小空间尺度和取得突破性发现仍然至关重要。
2018-05-25 astro-ph.IM
Capabilities and prospects of the East Asia Very Long Baseline Interferometry Network
甚长基线干涉测量（VLBI）技术提供的角分辨率优于其他波长的任何其他仪器，使射电源高分辨率成像和高精度天体测量的独特科学应用成为可能。东亚VLBI网络（EAVN）是东亚地区的一个合作项目。EAVN目前由21个望远镜组成，具有不同的设备配置和频率设置，允许为特定的科学项目提供灵活的子阵列。EAVN在22 GHz时提供最高分辨率0.5 mas，可以对活动星系核中的喷流进行精细成像，对脉泽和微扰星进行高精度天体测量，并对航天器进行精确定位。即将投入使用的500米口径球面射电望远镜（FAST）将开启EAVN的新时代。这个最先进的VLBI阵列还为蓬勃发展的亚洲天文学界提供了便捷的访问和重要的培训。本文综述了EAVN的现状、能力和前景。
2018-02-04 astro-ph.IM
Imaging the heart of astrophysical objects with optical long-baseline interferometry
最近，由于更容易获得可见光和红外干涉仪，基于光学长基线干涉测量的孔径合成图像的出版物数量有所增加。干涉测量技术现已达到技术成熟水平，为许多需要毫角秒模型独立成像的天体物理学课题开辟了新的途径。在撰写本文时，我们的动机有两个方面：1）回顾和宣传光学干涉测量图像重建领域积累的令人印象深刻的语料库的象征性摘录; 2）通过选择四个有代表性的天体物理科学案例来讨论这项技术的未来前景，以回顾使用光学长基线干涉仪的潜在好处。对于这第二个目标，我们已经模拟干涉数据从这些选定的天体物理环境，并使用国家的最先进的代码，以提供重建的图像，可达到与当前或即将成为设施。图像重建过程是“盲目的”，在这个意义上说，重建器没有输入亮度分布的知识。我们讨论了光学干涉测量在这四个天体物理领域的影响。我们表明，图像重建软件成功地提供了准确的形态信息的各种天体物理学的主题和审查的电流强度和弱点，这样的重建。我们探讨如何改善图像重建和图像质量可能通过升级现有的设施。最后，我们认为，光学干涉仪及其相应的仪器，现有的或未来，6至10个望远镜，应该很适合提供复杂的场景的图像。
2012-04-19 astro-ph.IM
Intensity interferometry: Optical imaging with kilometer baselines
具有微弧秒分辨率的光学成像将揭示恒星表面内外的细节，但需要更大规模的干涉仪，无论是在地面还是在太空中都难以实现。强度干涉测量法，电子连接独立的望远镜，有一个噪音预算，涉及电子时间分辨率，规避大气湍流的问题。利用光学空气切伦科夫望远镜阵列（主要是为了伽马射线研究而建立的），几公里的范围正在变得现实，从而使无线电干涉仪阵列的光学等效物成为可能。由Hanbury Brown和Twiss开创，该技术的数字版本现在已经被证明，从数百个光学基线的实验室测量中重建衍射限制图像。这篇评论概述了从一开始的方法，描述了目前的实验，并勾勒出未来的观察前景。
2016-07-12 astro-ph.IM physics.optics
Extremely long baseline interferometry with Origins Space Telescope
在距离地球150万公里的日地L2拉格朗日点上运行的起源太空望远镜配备了稍微修改过的HERO外差仪器，可以作为VLBI网络中一个独特的有价值的节点。“起源”与现有的地基毫米/亚毫米望远镜阵列相结合所产生的前所未有的角分辨率将使空间可分辨黑洞的数量增加一百万倍，允许对这些黑洞的整个宇宙历史进行研究，并通过揭示最近的黑洞中的光子环子结构来实现对广义相对论的新测试。
2019-09-03 astro-ph.IM
Very long baseline interferometry and observations of gravitational lenses using intensity fluctuations: an analysis based on intensity autocorrelation
最近推出了一种新型干涉测量技术，该技术使用二次探测器（天文学中常用的一种探测器）的电流波动光谱。它相对于经典干涉测量法具有很大的优势。它可以用来观察标准技术无法检测到的引力透镜。它可用于进行甚长基线干涉测量。虽然最初的理论分析，利用波的相互作用的影响，是严格的，它是不容易理解的。因此，本文进行了一个简单的分析，使用强度波动的自相关性，这是更容易理解的。它基于已发表的实验，这些实验是为了验证原始理论而进行的。自相关分析也验证了简单的数值技术，基于自相关，模拟源的角强度分布。自相关技术还允许更简单的信号检测。在实践中，引力透镜的应用是那些可以很容易地与目前可用的望远镜。我们描述了一个实际的例子，表明目前可用的VLBI射电天文数据可以用来观察macrolensed类星体的microlensingandmillilensing。它们可能提供透镜星系中暗物质亚结构的信息。
2014-02-28 astro-ph.IM
Hot stars and interferometry
什么是长基线光学/红外恒星干涉测量法？几年前，许多天文学家可能无法正确回答这个问题。今天希望不再是这种情况，因为主流设施，如VLTI，EQUIK-I或CHARA阵列，现在为希望以最高角分辨率观察他最喜欢的对象的天文学家提供了这种微妙的技术。大量的教学工作，什么是干涉测量和它可以用于什么目的，连同弱，但已经令人信服的成像能力，使技术达到一个？成熟？状态我在这里不讨论这项技术的细节，因为现在已经有很多关于这个主题的小册子出版了，而是描述是什么使长基线恒星干涉测量对热星天体物理学领域有吸引力。
2009-07-10 astro-ph.IM
Using baseline-dependent window functions for data compression and field-of-interest shaping in radio interferometry
在无线电干涉测量中，观测到的振动本质上是以一定的时间和频率间隔采样的。现代干涉仪能够以非常高的时间和频率分辨率产生数据;对存储和计算成本的实际限制要求施加某种形式的数据压缩。传统的压缩形式是在较粗糙的时间和频率仓上对vibrations进行简单的平均。这有一个不希望的副作用：所得到的平均vibrations“去相关”，并根据基线长度和平均间隔不同。这转化为图像域中的非平凡签名，称为“拖尾”，其本身表现为朝向偏离中心的源的幅度衰减。随着现代和未来仪器中采用的视场的增加和/或基线的延长，数据速率和拖尾之间的权衡变得越来越不利。在这项工作中，我们研究替代方法，低损失的数据压缩。我们表明，平均的可见度数据可以被视为一种形式的卷积的矩形波串车样的窗口函数，并通过采用替代的基线依赖的窗口函数，一个更优化的干涉仪拖尾响应可能会引起。特别是，我们显示了在所选择的感兴趣的领域，更好的衰减感兴趣的领域以外的源的幅度响应。这种技术的主要成本是降低标称灵敏度，我们调查的拖尾与灵敏度的权衡，并表明，在某些制度下，可以实现一个有利的妥协。我们展示了这种技术的应用，模拟数据从卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）和欧洲甚长基线干涉测量网络（EVN）。
2016-07-14 astro-ph.IM
The SFXC software correlator for Very Long Baseline Interferometry: Algorithms and Implementation
本文介绍了欧洲VLBI联合研究所（JIVE）研制和维护的SFXC软件关联函数。该软件被设计为在基于Linux的通用计算集群上运行。的相关算法进行了详细的解释，因为是一些新的模式，软件相关，使，如通过使用多个相位中心和脉冲星门控和分仓宽场VLBI成像。接下来是软件架构的概述。最后，示出了关联函数作为CPU核数、望远镜和光谱通道的函数的性能。
2015-02-02 astro-ph.IM
Very Long Baseline Interferometry Experiment on Giant Radio Pulses of Crab Pulsar toward Fast Radio Burst Detection
本文报道了一个对蟹状星云脉冲星射电1.4 ~ 1.7 GHz巨射电脉冲进行甚长基线干涉测量（VLBI）的实验，以演示一种寻找快速射电暴（FRB）的VLBI技术。我们于2014年7月26日使用日本VLBI网络的鹿岛34米和Usuda 64米射电望远镜进行了实验，基线约为200公里。在大约1小时的观测中，我们可以通过高时间分辨率VLBI探测到35个GP。此外，我们确定的分散措施（DM）为56.7585 +/- 0.0025的基础上，平均DM的VLBI检测到的35个GP。我们证实，使用我们的技术检测GPS的灵敏度优于使用相同的望远镜的单碟模式检测。
2016-05-24 astro-ph.HE astro-ph.IM
Interferometry concepts
这篇文章是这本书的导言。在阅读所有后续章节之前，它提供了长基线光学/红外干涉测量的基本概念，而不是对该领域的扩展介绍。
2016-03-04 astro-ph.IM
Reaching micro-arcsecond astrometry with long baseline optical interferometry; application to the GRAVITY instrument
长基线干涉测量的一个基本原理是将光程差（OPD）直接转换为天体测量。在最简单的情况下，OPD等于连接两个望远镜的矢量与指向恒星的归一化矢量之间的标量积。然而，对这个标量积的过于简单的解释导致了看似矛盾的结果，这里称为“基线悖论”。对于微弧秒精度的天体测量，我们必须完全模拟计量测量。它涉及到一个受多种光学效应影响的复杂系统：从纯基线误差到静态、准静态和高阶光学像差。本文的目的是提出的“广义相对论分析通过VLT干涉测量”仪器（重力），以尽量减少这些缺陷所引入的偏见所使用的策略。给出了基线误差和倾斜误差对天体测量影响的解析公式。该公式依赖于三种基线的极限点：广角基线、窄角基线和成像基线。我们还，数值上，包括非共路高阶像差，其幅度在技术时间在甚大望远镜干涉仪测量。最后，我们模拟高阶共路像差的影响，由于大气残差计算蒙特卡罗模拟工具的自适应光学系统。这项工作的结果是由多个光学缺陷，包括光学色散引起的偏差的误差预算。我们表明，通过焦点和瞳孔跟踪的光束稳定是至关重要的重力系统。假设仪器瞳孔在M1上稳定在4 cm水平，并且场跟踪低于0.2 $λ/D$，我们表明重力将能够达到其目标10 $μ$作为精度。
2014-05-24 astro-ph.IM
Stellar intensity interferometry of Vega in photon counting mode
恒星强度干涉测量是一种基于测量恒星发出的光的二阶空间相关性的技术。这些测量提供的物理信息是发射源的角尺寸和结构。目前正在全世界范围内努力对由长基线隔开的望远镜和未来的切伦科夫望远镜阵列进行恒星强度干涉测量。我们描述了这种类型的实验，实现在Asiago天文台（意大利），在其中，我们进行了第一次测量的相关计数光子重合在后处理通过一个单光子软件相关器和利用完全的量子特性的光从一颗恒星发出。我们成功地检测到织女星在零基线的时间相关性，并进行了测量的相关性的预测基线$\sim$ 2公里。Vega在零基线处的平均离散相干度为$< g^{(2)} > \, = 1.0034 \pm 0.0008$，提供信噪比为$S/N \gtrsim 4$的检测。在公里基线上没有检测到相关性。测量结果与Vega角直径为3.3 mas的源的空间相干性的预期程度一致。从Asiago实验中获得的经验将有助于今后在切伦科夫望远镜长基线阵列上进行恒星强度干涉测量。
2021-07-12 astro-ph.IM astro-ph.SR
Very-Long Baseline Interferometry Imaging with Closure Invariants using Conditional Image Diffusion
Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation (CSIRO)（澳大利亚联邦科学与工业研究组织）
本文提出利用条件图像扩散方法，通过生成式深度学习解决闭合不变量到图像的逆问题，实现校准无关的VLBI成像重建。
2025-10-14 astro-ph.IM
Theory of optical long-baseline interferometry on polarized sources
Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université Paris Cité（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎西岱大学）
本文提出考虑光束列车和源偏振特性的小基线干涉仪理论，引入广义穆勒矩阵以描述多孔径干涉仪中观测斯托克斯可见度与目标斯托克斯可见度之间的关系，并讨论经典复可见度需去偏振串扰。
2026-03-20 astro-ph.IM
Kilometer-baseline interferometry: science drivers for the next generation instrument
本研究指出GRAVITY+推动红外干涉测量实现灵敏度突破，为将VLTI扩展为1-10千米基线的设施奠定基础，下一代仪器可实现红外微角秒成像，为观测天文学提供独特窗口。
2024-10-29 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.IM
A Balloon-Borne Very Long Baseline Interferometry Experiment in the Stratosphere: Systems Design and Developments
球载甚长基线干涉测量实验是在平流层进行无线电干涉测量的一项技术可行性研究。飞行模型已经建立。作为第一步，将发射一个气球载甚长基线干涉测量站，与分布在日本岛屿上的地基甚长基线干涉测量站以大约20千兆赫的观测频率建立干涉条纹。本文介绍了一系列观测仪器和总线系统的系统设计与开发。除了避免高频无线电观测中吸收和波动的大气影响的优点外，台站的移动性还可以通过在每个观测日增加地面对应台站的数量来增加基线的数量，从而改善采样覆盖范围（“紫外线覆盖范围”）。仅由地面站组成的常规阵列无法获得这一好处。球载VLBI通过直接成像可以为黑洞等研究领域的未来发展做出贡献。
2018-12-11 astro-ph.GA astro-ph.IM
Adapting a Cryogenic Sapphire Oscillator for Very Long Baseline Interferometry
将甚长基线干涉测量法（VLBI）扩展到观测短于1.3毫米的波长，提供了特殊的角分辨率（~20微弧秒），并为天体物理现象的研究提供了新的光谱体系。为了在这些波长上保持全球VLBI阵列的相位相干性，需要在所有参与望远镜的外差接收机中使用超稳定的频率参考。氢脉泽传统上被用作VLBI基准，但大气湍流通常将（亚）毫米VLBI相干时间限制在约1-30 s。低温蓝宝石振荡器（CSO）在这些时间尺度上具有比氢脉泽更好的稳定性，是VLBI参考脉泽的潜在替代品。本文介绍了利用CSO的微波（11.2GHz）输出产生10 MHz VLBI频率标准的系统的设计、实现和测试。为了提高新基准的长期稳定性，CSO被锁定到来自全球定位系统卫星的定时信号，并针对振荡器老化进行校正。CSO的长期性能是通过与同一实验室的氢脉泽进行比较来测量的。出色的短期性能，以及通过调节实现的改进的长期性能，使CSO成为波长小于1.3mm的VLBI的合适参考。
2011-05-31 astro-ph.IM
Alternative approach to precision narrow-angle astrometry for Antarctic long baseline interferometry
利用长基线干涉仪进行高精度窄角天体测量的传统方法是直接测量目标星和附近参考星的条纹包间距。这是通过一种称为相位参考的技术来完成的，该技术需要双光束组合器和激光计量系统的网络。本文采用一种不依赖相位参考的方法，通过观测双星系统的条纹包交叉事件，对几颗闭合双星（间距小于2 $"$）进行了窄角天体测量。这样的事件在每个恒星日发生两次，当联星的两颗恒星的连线垂直于干涉仪的投影基线时。这些事件的观测非常适合在南极洲的干涉仪。在悉尼大学恒星干涉仪（SUSI）上进行了概念验证观测，根据其地理位置选择了目标。使用这种间接方法的窄角天体测量已经达到了100微弧秒的精度。
2014-08-22 astro-ph.IM
A Radio Detection Survey of Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies using Very-Long-Baseline Interferometry at 22 GHz
我们进行了高灵敏度的无线电探测调查的40个窄线塞弗特1（NLS 1）星系使用甚长基线干涉测量（VLBI）在22 GHz的相位参考长时间积分和使用新开发的记录器的数据速率为8 Gbps，这是一个候选人的下一代VLBI数据记录系统的日本VLBI网络。基线灵敏度通常为几mJy。观测结果表明，我们的无线电选择的NLS 1样本的检测率为12/40;在检测到的12个NLS 1中，有11个在超大阵通量密度和VLBI检测的基础上显示出1.4和22 GHz之间的反向无线电频谱。这些高的分数表明，一个紧凑的无线电核心与高亮度温度经常与NLS 1核。另一方面，至少有一半的样品表明明显陡峭的光谱，即使与有限的VLBI灵敏度。倒谱和陡谱射电源都包含在NLS 1总体中。
2016-03-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Optical aperture synthesis with electronically connected telescopes
天文学中最高分辨率的成像是通过干涉测量法实现的，它将望远镜连接在越来越长的距离上，并在越来越短的波长上。在这里，我们提出了第一个衍射极限图像在可见光中，由一个独立的光学望远镜阵列产生，仅以电子方式连接，它们之间没有光学链接。利用一组小型望远镜，通过强度干涉测量法在望远镜对之间的180个基线上测量光源的二阶光学相干性，并重建二维图像。该技术的目标是在100米长的基线上进行衍射限制的光学孔径合成，以达到显示恒星表面细节的分辨率，甚至可能是过境系外行星的轮廓。强度干涉测量避开了限制普通干涉测量的大气湍流问题。由于电子信号可以被复制，许多基线可以在分散的望远镜之间建立起来，而且距离很长。使用空气切伦科夫望远镜阵列，这应该能够实现目前在无线电波长上工作的干涉阵列的光学等效。
2015-04-17 astro-ph.IM physics.optics quant-ph
Stellar Intensity Interferometry: Astrophysical targets for sub-milliarcsecond imaging
强度干涉测量允许非常长的光学基线和亚毫角秒结构的观察。利用计划中的千米级短波长切伦科夫望远镜阵列，强度干涉测量法可能会将光学天文学所达到的空间分辨率提高一个数量级，从而促使人们详细研究快速旋转的热恒星的形状及其星周盘和风的结构，或者绘制出恒星表面非径向脉动的图案。强度干涉测量中的信噪比有利于高温源和发射线结构，并且与光学通带无关，无论是单个谱线还是宽光谱连续区。主要的候选源已经在明亮和炽热的恒星中被确定。观测模拟的望远镜配置设想的大型切伦科夫设施，在软件中合成众多的光学基线，确认几十微弧秒的分辨率是可行的许多天体物理目标。
2010-09-29 astro-ph.IM
Integrated optics prototype beam combiner for long baseline interferometry in the L and M bands
在过去的几年里，集成光学（IO）光束组合器促进了4望远镜干涉仪的出现，如PIONIER或GRAVITY，提高了VLTI的成像能力。然而，超过2.2微米的光谱范围并没有被传统的二氧化硅基IO理想地覆盖。在这里，我们建议考虑新的激光写入IO原型GLS玻璃，允许访问中红外光谱制度的材料。我们的目标是对我们的中红外IO 2望远镜耦合器进行全面表征，以测量与长基线干涉测量直接相关的性能水平。我们特别关注L和M天文波段的利用。我们使用一个专用的迈克尔逊干涉仪设置进行傅里叶变换光谱的耦合器和测量其宽带干涉性能。我们还分析了耦合器的偏振特性、微分色散和相位退化以及模式行为和总吞吐量。我们测量的宽带干涉对比度为94.9%和92.1%的非偏振光在L和M波段。光谱积分分光比接近50%，但在所考虑的带宽显示色依赖。此外，测量了由于组合器引起的相位变化，并且在L波段和M波段上分别不超过0.04rad和0.07rad。耦合器的总吞吐量（包括菲涅耳和自由空间注入损耗）为25.4%。激光写入IO GLS原型组合器被证明是一种可靠的技术解决方案，具有良好的性能，用于中红外长基线干涉测量。在接下来的步骤中，我们将考虑更先进的光学功能以及光纤馈电输入，并修改光学设计参数，以进一步提高总吞吐量和消色差性能。
2017-04-19 astro-ph.IM
On the sensitivity of closure phases to faint companions in optical long baseline interferometry
我们探讨的灵敏度和完整性的长基线干涉观测检测未知的，微弱的同伴周围明亮的未解决的恒星。我们推导出一个微弱的同伴在高对比度制度（<0.1）的关闭相位签名的线性表达式，并提供了一个定量的估计，目前提供的四望远镜配置在甚大望远镜干涉仪的检测效率。结果进行比较，以确定理想的阵列所提供的线性和Y形干涉配置的性能。我们发现，所有的配置有一个类似的效率发现同伴宽超过10mas。假设闭合相位精度为0.25度，这是典型的国家的最先进的仪器，我们预测的中值动态范围高达6个量级时，在五个不同的小时角获得的叠加观测。测量亮星以寻找暗淡的伴星可以被认为是现代干涉测量设施的理想填充方案，因为这对干涉测量配置的选择几乎没有限制。
2012-04-17 astro-ph.IM astro-ph.SR
Long-Baseline Atom Interferometry
本文介绍了长基线原子干涉测量技术在搜寻超轻暗物质和探测1 Hz频段引力波方面的应用，并概述了MAGIS等探测器的建设进展及TVLBAI合作组提出的干涉仪协调计划。
2025-04-06 astro-ph.IM gr-qc hep-ex
Short-baseline interferometry local-tie experiments at the Onsala Space Observatory
我们目前的观测结果，相关性和分析的干涉测量之间的三个大地甚长基线干涉测量（VLBI）站在Onsala空间天文台。2019年和2020年共观察到25次会议，其中大部分长达24小时，全部仅使用X波段。其中包括传统的VLBI站ONSALA 60和Onsala双望远镜ONSA 13 NE和ONSA 13 SW，这是下一代大地测量VLBI全球观测系统（VGOS）的两个宽带站。我们使用了两个分析包：nuSolve用于预处理数据和解决模糊性，ASCOT用于求解台站位置，包括模拟射电望远镜的重力变形和其他重大影响。我们获得了加权均方根postfit残差为每个会话的顺序为10-15 ps使用组延迟和2-5 ps使用相位延迟。最佳性能是在VGOS台站之间的（相当短的）基线上实现的。作为这项工作的主要结果，我们确定了VTRF 2020 b中Onsala双望远镜的坐标，精度为亚毫米。从现在起，这套新的坐标应该用于调度、相关、作为数据分析的先验，以及用于与经典局部联系技术的比较。最后，我们发现，从相位延迟估计的位置是偏移$\sim+3$ mm的上分量相对于群延迟。对（依赖海拔的）影响进行更多的建模可能有助于今后对这种抵消的理解。
2021-03-12 astro-ph.IM physics.geo-ph
Self-calibration: an efficient method to control systematic effects in bolometric interferometry
上下文QUBIC合作正在建造一个测辐射热干涉仪，专门用于探测宇宙微波背景中的B模式偏振波动。目标。我们介绍了一个自校准程序相关的无线电干涉测量中使用的偏振敏感仪器，以控制大范围的仪器系统误差。方法.这一程序利用了这样一个事实，即在不存在系统效应的情况下，对冗余基线的测量应彼此完全匹配。因此，对于给定的系统误差模型，独立地测量每个基线允许写出非线性方程组，其未知量是系统误差模型参数（例如，琼斯矩阵的增益和耦合）。结果给出了自校准的数学基础。我们实现了这种方法数值的背景下，测热干涉。我们表明，对于足够大的喇叭阵列，非线性系统可以用一个标准的非线性最小二乘拟合数值求解，并且系统效果的准确度仅限于每个基线的校准模式所花费的时间，除了系统误差模型的有效性。
2012-09-21 astro-ph.CO astro-ph.IM
The K-band (24 GHz) Celestial Reference Frame determined from Very Long Baseline Interferometry sessions conducted over the past 20 years
本文基于过去20年甚长基线干涉测量K波段（24 GHz）观测数据构建天球参考架，通过比较独立软件包计算的解并利用矢量球谐函数评估系统差异，为下一代ICRF解提供支持。
2023-06-16 astro-ph.IM
Wide-spectrum optical synthetic aperture imaging via spatial intensity interferometry
使用越来越大的孔径和越来越短的波长来实现高分辨率成像。光学孔径合成是天文学中一种重要的高分辨率成像技术。传统的长基线振幅干涉测量易受不可控制的相位起伏的影响，并且技术难度随着波长的减小而迅速增加。受HBT实验启发的强度干涉测量法基本上对相位波动不敏感，但具有窄光谱带宽，这导致缺乏检测灵敏度。在这项研究中，我们提出了基于空间强度干涉的光学合成孔径成像。这不仅在Single Shot中实现了衍射受限的光学孔径合成，而且能够实现具有宽光谱带宽的成像。该方法对子孔径之间的光程差不敏感。仿真和实验表明，在光谱宽度为100 $nm$的可见光中，子孔径间最大光程差达到$69.36λ$，通过空间强度干涉实现了光学孔径合成衍射极限成像。该技术有望为光学波长下超长基线的光学孔径合成提供解决方案。
2022-12-02 astro-ph.IM physics.optics
Prospects of using closure traces directly for imaging in Very Long Baseline Interferometry
针对EHT偏振校准难题，本文探索直接拟合闭合迹进行成像的流水线，发现多目标成像技术可处理其固有简并性，并在未来更多天线的EHT继任项目中验证了该方法的可行性与竞争力。
2024-07-29 astro-ph.IM
Long-baseline optical intensity interferometry: Laboratory demonstration of diffraction-limited imaging
一个长期的愿景是实现衍射限制的光学孔径合成超过公里的基线。这将使恒星表面及其环境的成像成为可能，并揭示双星系统中相互作用的气体流动。现在，一个机会正在打开，大型望远镜阵列主要是为了测量伽马射线引起的空气中的切伦科夫光而建立的。有了适当的软件，这种望远镜可以电子连接，也可用于强度干涉测量。光的二阶空间相干性是通过对不同望远镜对中测量的强度波动进行互相关来获得的。由于它们之间没有光链路，误差预算由几纳秒的电子时间分辨率设定。相应的光传播距离约为1米，使该方法实际上不受大气湍流或光学缺陷的影响，既允许很长的基线，又允许在短光波长下进行观察。以前的理论模型表明，完整的图像应该是可能的，从这样的望远镜阵列的观测检索。该项目的目的是用分离和独立的光学望远镜组实验验证衍射极限成像。在一个大型光学实验室里，人造恒星被一组小型望远镜观测到。使用高速光子计数固态探测器，强度波动在望远镜对之间的多达180个基线上互相关，产生干涉傅里叶变换平面上的相干图。这些测量被用来提取有关模拟恒星的参数，并重建其二维图像。据我们所知，这是第一个从光学阵列中获得的衍射极限图像，这些图像仅由电子软件连接，望远镜之间没有光学连接。
2015-06-18 astro-ph.IM physics.optics
Stellar intensity interferometry over kilometer baselines: Laboratory simulation of observations with the Cherenkov Telescope Array
长期以来，天文学的一个愿景是实现千米基线以上的衍射限制光学孔径合成。这将使恒星表面及其环境成像，显示它们随时间的演变，并揭示双星系统中恒星风和气体流的相互作用。现在，一个机会正在打开，大型望远镜阵列主要是为了测量伽马射线引起的空气中的切伦科夫光而建立的。利用适当的软件，这种望远镜可以进行电子连接，也可用于强度干涉测量。由于望远镜之间没有光学连接，误差预算由几纳秒的电子时间分辨率决定。相应的光传播距离大约为1米，使得该方法实际上对大气湍流或光学缺陷不敏感，既允许很长的基线，又允许在短光波长下进行观察。理论建模表明，如何恒星表面的图像可以从这样的观测检索，在这里，我们报告的实验模拟。在光学实验室，人造恒星（单星和双星，圆形和椭圆形）由一组望远镜观测。使用高速光子计数固态探测器和实时电子设备，强度波动在望远镜对之间的多达一百个基线之间交叉相关，产生干涉傅里叶变换平面上的二阶空间相干性的地图。这些实验的目的是验证的概念，并优化仪器和观测程序，为未来的观测（特别是）CTA，切伦科夫望远镜阵列，旨在数量级的光学天文学的角分辨率的改进。
2014-07-22 astro-ph.IM astro-ph.SR
A Novel Type of Very Long Baseline Astronomical Intensity Interferometer
本文介绍了一种新型的甚长基线天文干涉仪，它利用二次探测器（一种常见的天文探测器）测量的强度随时间的波动。该技术所依据的理论是通过实验室实验验证。其突出的主要优点来自于这样一个事实，即天文物体的角结构可以简单地根据探测器测量的强度波动光谱的最小值的可见度来确定，作为波动频率的函数，同时保持镜子之间的间距不变。这将允许能够实现高角分辨率的简单设置，因为它可以使用极大的基线。另一个主要的兴趣是，它允许更有效地利用望远镜的时间，因为在一个单一的基线观测是足够的，而振幅和强度干涉仪需要在不同的基线几个观测。人们不必移动望远镜的事实也将允许检测更快的时间变化，因为必须移动望远镜设置了可以检测到的时间变化的下限。该技术利用波的相互作用效应，因此具有与强度干涉测量相同的一些特性。与强度干涉测量法一样，该技术的缺点是如果在高频（例如可见光）下观察，则需要强光源。这是无线电领域的一个小缺点。在高频率下，该缺点通过以下事实来减轻：与强度干涉测量法一样，对所使用的反射镜的光学质量的要求远不如振幅干涉测量法严格，使得可以在光学区域中使用质量差的大反射器（例如切伦科夫望远镜）。
2013-09-22 astro-ph.IM
Hybrid Very Long Baseline Interferometry Imaging and Modeling with Themis
从非常长的基线干涉测量观测生成图像构成了困难的，并且通常不是唯一的，反演问题。这个问题通过引入约束来简化，一些通用的（例如，强度的积极性）和由物理考虑激发的其他因素（例如，平滑度、仪器分辨率）。由于需要同时解决仪器系统的不确定性和u-v平面的稀疏覆盖，这进一步复杂化。我们报告了一个新的贝叶斯图像重建技术的参数估计框架Themis已开发的事件视界望远镜。这有两个主要特点：首先，图像重建的完全贝叶斯处理使得可以生成图像的完全后验，允许对图像特征的统计显著性进行严格和定量的研究。第二，它是可能的，无缝地将直接建模的功能，同时与图像重建。我们证明了这第二个能力，将一个狭窄的，削减环重建模拟M87的数据，试图检测和表征的光子环。我们表明，这是可能的，以获得高保真度的光子环的大小，使质量测量的精度为2%-5%，基本上是不敏感的天体物理学的不确定性，并创造机会，精确测试的广义相对论。
2022-08-18 astro-ph.HE astro-ph.IM
Observable quality assessment of broadband very long baseline interferometry system
下一代宽带大地测量甚长基线干涉测量系统（VGOS）正在发展其全球网络，拥有3- 7个台站的小型VGOS网络已经在2017年至2019年进行了宽带观测。我们对现有的21个VGOS会议中的两类观测量进行了质量评估：群延迟和微分总电子含量（$δ$ TEC）。我们的研究表明，VGOS群时延的随机测量噪声小于2 ps（1 ps = 10 $^{-12}$ s），而系统误差源（主要与源结构有关）的贡献则在20 ps左右。由于测量噪声的显著改善，在S/X VLBI系统中不占优势的相对较小幅度的源结构效应（例如10 ps）在VGOS观测中清晰可见。VGOS观测中的另一个关键误差源是离散延迟跳跃，例如，约310 ps或其整数倍的系统偏移。其主要原因与震源结构有关。$δ$ TEC观测值的测量噪声水平约为0.07 TECU，但系统效应比这大5倍。群延迟和$δ$ TEC观测值之间的强相关性被发现的趋势为40 ps/TECU的观测与大结构的影响，有第二个趋势的范围内60 ps/TECU至70 ps/TECU时，测量噪声占主导地位。
2021-02-25 astro-ph.GA astro-ph.IM
Radiometric Interferometry for Deep Space Navigation using Geostationary Satellites
针对地面VLBI深空导航基线短、受大气和地球自转限制的问题，提出双GEO卫星星上互相关干涉方案，建模表明其角误差约3.73 nrad且几何可用性近翻倍。
2025-07-26 astro-ph.IM physics.space-ph
