Large Scale 3D Image Reconstruction in Optical Interferometry
天文光学干涉仪（OI）在观测波长处对光源的强度分布进行傅里叶变换。由于快速的大气扰动，不能直接利用复傅立叶样本的相位（vibrium），而是使用相位之间的线性关系（相位闭合和微分相位）。因此，在过去的几十年中，已经设计出特定的图像重建方法。现代多色OI仪器正在为多波长成像铺平道路。本文提出了一种称为PAINTER（多色光学干涉测量重建软件）的空间-光谱（“3D”）图像重建算法的推导。该算法能够解决大规模问题。它依赖于一个迭代的过程，交替的多色图像和复杂的vibrations的估计。不仅从平方模和闭合相位，而且从微分相位，这有助于更好地约束多色重建的复数vibrations估计。仿真实验表明了算法的有效性。
2015-03-05 astro-ph.IM
Closure Traces: Novel Calibration-Insensitive Quantities for Radio Astronomy
闭合相位和闭合振幅已被证明是现代无线电干涉测量的关键，因为它们对不确定的台站增益不敏感。我们提出了第一套封闭量构造的平行手和交叉手village是不敏感的两个站的增益和极化泄漏。这些复杂的“闭合轨迹”是闭合振幅和闭合相位的自然延伸，独立于所有基于站的偏振视见度线性损坏，并且在它们包含可见度数据中存在的所有剩余信息的意义上是完整的。闭合迹线在所谓的“共轭”四边形上的产物仅对源偏振分数中的结构敏感--与斯托克斯$I$结构中的变化无关--从而提供天文源中偏振的明确探测。
2020-10-01 astro-ph.IM
The VAMPIRES instrument: Imaging the innermost regions of protoplanetary disks with polarimetric interferometry
对原行星盘的直接成像有望为行星形成过程的复杂顺序提供关键的见解。然而，由于相对较长的波长和日冕掩模遮蔽的区域，对这种盘的最内部区域（行星形成的关键区域）进行成像对于传统的观测技术（如近红外成像和日冕照相术）是具有挑战性的。在这里，我们介绍了一种新的仪器-吸血鬼-它结合了非冗余孔径掩蔽干涉与差分偏振直接成像这个以前无法访问的最里面的区域。通过使用光盘中的灰尘散射光的偏振，提供精确的差分校准的干涉仪vibrium和关闭阶段，VAMPIRES允许直接成像和超过望远镜衍射极限。集成到斯巴鲁望远镜的SCExAO系统中，VAMPIRES在可见光波长（偏振度高）下工作，同时允许由CRANIAO进行同步红外观测。在这里，我们描述了仪器设计和独特的观测技术，并提出了第一次在天空调试观测的结果，验证了出色的能见度和关闭阶段的精度，然后用于项目预期的科学性能指标。
2015-02-04 astro-ph.IM
A new interferometer architecture combining nulling with phase closure measurements
对来自微弱系外行星的直接光信号进行成像，以对抗其宿主恒星的强烈眩光，这是现代天文仪器的基本挑战之一。通过直接成像实现足够的信噪比用于检测受到三个基本物理过程的限制：波前的像差（仪器和大气）、光子噪声和检测器噪声。在本文中，我们提出了一种新的光学装置，它综合了两种不同技术的优点：调零干涉术，以减轻光子噪声，和关闭相位，以打击光学像差。我们的设计采用集成光学和光子学技术，旨在将日冕仪和非冗余干涉仪的优点结合在单个光学设备中。我们表明，这样的仪器将有一个动态范围限制的i）读出噪声（如果完美的同相），或ii）由于恒星通量泄漏的光子噪声（在不完美的零的情况下）。当读出噪声不是主要限制时，这个概念是最佳的，即对于空间干涉测量或基于地面的明亮恒星宿主观测（视星等亮于10）。
2014-02-06 astro-ph.IM
A Geometric View of Closure Phases in Interferometry
闭合相位是$\ge 3$ -元件干涉仪阵列中的相关性的闭环乘积的相位。它对基于元素的相位破坏的不变性使其对于需要高精度相位校准的干涉测量应用非常宝贵。然而，它的理解仍然主要是数学和限制的光圈平面（傅立叶对偶的图像平面）。在这里，我们为几何洞察奠定了基础。我们表明，闭合相位及其对基于元件的破坏和平移的不变性与由三个条纹包围的主三角形的守恒性质（形状、取向和大小，或SOS）错综复杂地相关，所述三个条纹由阵列元件的闭合三元组形成，这在本文中被称为“SOS守恒原理”。当不需要基于元件的振幅校准时，如在光学干涉测量中典型的，从相位未校准的相关性形成的3元件干涉图像是源对象的形态的真实且未损坏的表示，除了可能的移位。基于这一SOS守恒原理，我们提出了两种直接从三元干涉图像测量闭合相位的几何方法（不需要孔平面视图）：（i）闭合相位可从三角形的任何一个高度直接测量，以及（ii）闭合相位的平方与由阵列单元的三元组和孔径中的主三角形包围的面积的乘积成比例和图像平面。我们验证了这种几何的理解在很大范围的干涉条件下使用的数据从甚大阵列和事件视界望远镜。这种几何洞察力可能对其他干涉测量应用（如光学干涉测量）具有潜在价值。这些几何关系一般的$N$元件干涉仪。
2022-02-25 astro-ph.IM physics.class-ph physics.optics
Bandwidth smearing in infrared long-baseline interferometry. Application to stellar companion search in fringe-scanning mode
在长基线干涉测量中，当扩展源的不同分量产生仅部分重叠的干扰包时，扩展源的带宽拖尾发生在有限带宽处。在这种情况下，使用标准公式和工具的传统模型拟合或图像重建会导致有偏差的结果。我们提出并实现了一种方法来克服这种影响，通过分析计算的校正项为传统的干涉观测：可见度振幅和关闭相位。为此，我们考虑到有限的带宽和仪器的微分相位的干涉图建模。我们得到通用表达式的可见性和封闭阶段的情况下，时间调制干涉图，无论是使用傅立叶分析或ABCD方法处理。这些表达式可用于将任意模型拟合到数据。然后，我们将我们的研究结果应用到搜索和表征恒星同伴与先锋在甚大望远镜干涉仪，评估的偏见观测和模型拟合参数的双星。最后，我们考虑了大气的作用，用一个分析模型来确定对偏差的主要贡献，并对湍流进行了数值模拟。除了解析表达式外，我们的主要研究结果是：在仪器中光束传输中的色散对闭合相位有很大的影响，并且即使在分离处也会引入额外的偏差，其中拖尾预计不会起重要作用;当存在拖尾时，大气湍流会引入额外的偏差，但是这种影响仅在非常低的光谱分辨率时才是重要的;观测值的偏差强烈地依赖于重组方案和数据处理;只要拖尾是适度的，通过对高斯带通进行建模来改善拟合的优度。
2013-08-06 astro-ph.IM
Invariants in Co-polar Interferometry: an Abelian Gauge Theory
$N$ -元件干涉仪测量阵列元件对之间的相关性。与阵列元素之间的闭环相关联的闭合不变量不受这些测量中发生的基于元素的乘法（“局部”）损坏的影响。直到最近，人们还不清楚如何通过分析确定一组完整的独立不变量。我们认为，当地的，基于元素的腐败共极相关规范变换属于规范组$\textrm{GL}(1,\mathbb{C})$。封闭量自然是规范不变的。我们用它来提供一个简单而有效的形式主义，并确定完整的一套独立的封闭不变量，从共极干涉相关性，只使用数量定义的$(N-1)(N-2)/2$小学和独立的三角形循环。在天文干涉测量中熟悉的$(N-1)(N-2)/2$闭合相位和$N(N-3)/2$闭合振幅（总计$N^2-3N+1$实不变量）自然地从这种形式主义中出现，它统一了迄今为止需要单独处理的问题。我们不需要自相关性，但如果可靠地测量，可以很容易地包括它们。这个统一的观点阐明了与噪声和对象模型参数的推断有关的问题。它还允许我们将光学中与潘查拉特南相位相关的平行输运规则扩展到振幅。这里提出的框架扩展到$\textrm{GL}(2,\mathbb{C}$）中提出的全极化干涉测量的配套文件，概括和澄清早期的工作。我们的研究结果与最先进的共极和全极化甚长基线干涉测量有关，以确定M87，半人马座~A和银河系中心黑洞事件视界附近的特征。
2022-02-01 astro-ph.IM math-ph math.MP
Towards measuring astrophysical third order correlation functions with the H.E.S.S. optical intensity interferometer
Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg（埃尔朗根-纽伦堡大学）；Erlangen Centre for Astroparticle Physics, Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg（埃尔朗根天体粒子物理中心，埃尔朗根-纽伦堡大学）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Institute de Physique de Nice, Université Côte d’Azur（尼斯物理研究所，蔚蓝海岸大学）；Universität Zürich（苏黎世大学）
本文利用H.E.S.S.强度干涉仪首次测量了两颗恒星系统的第三阶相关函数，并通过实验室实验验证了提取闭合相位的方法。
2025-12-15 astro-ph.IM
First Demonstration of Kernel Phase Interferometry on JWST/MIRI: Prospects for Future Planet Searches Around Post Main Sequence Stars
University of California, Irvine（加州大学尔湾分校）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Arizona（亚利桑那大学）
本文首次利用JWST/MIRI展示核相干涉术，用于探测围绕主序后星的系外行星，展示了其在提高分辨率和恢复伴星方面的潜力。
2026-02-07 astro-ph.EP astro-ph.IM
Stellar Intensity Interferometry: Prospects for sub-milliarcsecond optical imaging
使用千米阵列的空气切伦科夫望远镜，强度干涉测量法可以提高光学天文学的空间分辨率一个数量级，使快速旋转的恒星的图像与结构在其拱星盘和风，或映射出模式的非径向脉动整个恒星表面。强度干涉测量法（由汉伯里·布朗和特维斯开创）仅通过电子方式将望远镜连接起来，实际上对大气湍流和光学缺陷不敏感，允许在长基线和大气团上进行观测，也可以在短光波长下进行观测。所需的具有非常快的探测器的大型望远镜正在以分布在几平方公里范围内的切伦科夫望远镜阵列的形式出现。数字信号处理使得能够合成非常多的基线，同时利用电子时间延迟跟踪恒星，从而在软件中合成光学干涉仪。模拟观测表明，在m（v）=8附近的极限星等，在紫色中达到约30微弧秒的分辨率。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。强度干涉测量提供了源图像的任何空间频率分量的模数（但不是相位）;因此，图像重建需要相位恢复技术，如果干涉测量（u，v）平面的足够覆盖是可行的。实验正在进行中;试验望远镜已经架设，大型切伦科夫望远镜的连接试验也已进行。本文回顾了这种干涉测量方法，鉴于空气切伦科夫望远镜阵列提供的新的可能性，并概述了观测计划，应该成为现实已经在不久的将来。
2012-07-03 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.optics
Super-Resolution Imaging With An ELT: Kernel-Phase Interferometry
核相位是最近发展起来的一种模式，它解决了图像反卷积的经典问题，基于干涉成像的观点。核相位继承并借用了闭合相位的概念，特别是当它在非冗余斐索干涉测量法的背景下使用时，但将其应用扩展到任意形状的瞳孔，用于衍射限制图像。核相位带来的额外校准提高了传统图像的分辨率，并能够在分辨率极限及以上检测隐藏的微弱特征，这通常被称为超分辨率，对于近红外的30米望远镜来说，这意味着分辨率小于10质量。核相位分析档案空间和地面的AO数据导致新的发现和/或改进的相对天体测量和测光。本文介绍了该技术的现状和一些最近的发展和应用，导致超分辨率成像与ELT的建议。
2013-10-16 astro-ph.IM
Deriving the size and shape of the ALBA electron beam with optical synchrotron radiation interferometry using aperture masks: technical choices
本文提出使用非冗余孔径掩模和同步辐射干涉法测量ALBA光源尺寸与形状，开发了基于元件幅度的自校准方法校正非均匀照明，发现5孔掩模测量结果可靠，闭合相位稳定且每帧可见度精度达约1%。
2024-06-04 astro-ph.IM physics.acc-ph physics.optics
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
Interferometric Image Reconstruction using Closure Invariants and Machine Learning
提出利用机器学习模型基于干涉测量闭合不变量进行天体形态分类与参数估计，以辅助Event Horizon Telescope等挑战条件下的干涉成像重建。
2024-08-25 astro-ph.IM
Radio & Optical Interferometry: Basic Observing Techniques and Data Analysis
天文学家通常需要尽可能高的角分辨率，但衍射的模糊效应对任何一台望远镜的图像质量都有根本的限制。干涉测量法允许在广泛分离的望远镜处收集的光被组合，以便合成比单个望远镜大得多的孔径，从而以数量级提高角分辨率。射电和毫米波天文学家依靠干涉测量法来获得与传统可见光和红外望远镜相当的图像质量。可见光和红外波长的干涉仪的角分辨率可达毫角秒以下，从而在成像恒星表面和星周环境方面开辟了独特的研究领域。本章回顾了干涉测量的基本原理，重点介绍了射电和光学观测的共同特点。虽然许多技术对于所有波长的干涉仪都是通用的，但确定了关键的差异，这将有助于新从业者避免不必要的混乱和常见的陷阱。根据科学波长、角分辨率和所需视场，描述了编写观测建议和规划观测所必需的概念。大气层和电离层湍流会大大降低干涉条纹的稳定性，从而降低最长基线观测的质量。这种不稳定性是一个持续的挑战，相位参考和相位闭合的基本技术已经开发出来，以处理它们。大型观测数据集的合成成像已成为射电天文台的常规和简单的过程，但对于光学设施仍然具有挑战性。在这种情况下，常用的图像重建算法CLEAN和MEM。最后，作为附录，对现有设施作了简要概述。
2012-01-13 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
Imaging the asymmetric dust shell around CI Cam with long baseline optical interferometry
我们提出了第一个高角分辨率观测B[e]星/X射线瞬态对象CI凸轮，进行了双望远镜红外光学望远镜阵列（IOTA），其升级的三望远镜版本（IOTA 3 T）和帕洛玛试验台干涉仪（PTI）。使用IONIC-3集成光学光束组合器获得了振动和闭合相位。CI Cam是在近红外H和K光谱波段观测到的，这些波长非常适合测量CI Cam周围热尘埃的大小和研究其几何形状。对1998年沙尘暴爆发后至2006年8年间沙尘暴能见度资料的分析表明，沙尘暴爆发后沙尘暴的能见度没有发生明显的变化。可见度数据显示CI Cam被拉长，这证实了星周环境的圆盘形状，并完全排除了球形尘埃壳的假设。封闭阶段的测量显示直接证据的不对称性，在拱星环境中的CI凸轮，我们得出结论，CI凸轮周围的尘埃在于在一个角度看到的不均匀的光盘。近红外尘埃辐射呈现椭圆形的倾斜高斯环，长轴a = 7.58 ± 0.24mas，轴比r = 0.39 ± 0.03，位置角θ = 35 ± 2 °。
2009-05-01 astro-ph.IM astro-ph.SR
Invariants in Polarimetric Interferometry: a non-Abelian Gauge Theory
事件视界望远镜合作利用甚长基线干涉测量法发现了M87黑洞附近的磁场，这一发现利用了“闭合迹线”的新概念，这种迹线不受基于元素的像差的影响。我们采取了一个从根本上新的方法，这个有前途的工具极化VLBI，使用的想法，从几何相位和规范理论。极化信号在各个单元处的乘性失真由一般$2\times 2$复矩阵表示为规范变换，因此闭合迹现在表现为规范不变量。我们应用这种形式主义的偏振干涉，并将其推广到任何数量的干涉仪元件。我们的方法在以下方面超越了现有的研究：（1）我们使用相关性的三角组合作为不变量的基本构建块，（2）我们使用洛伦兹群的众所周知的对称性来透明地识别一组完整和独立的不变量，以及（3）我们不需要自相关，这容易受到大的系统偏差的影响，因此不可靠。该集合包含干涉仪测量中可用的所有信息，不受损坏，从而为干涉研究提供重要的鲁棒约束。
2022-02-01 astro-ph.IM gr-qc math-ph
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
Three recipes for improving the image quality with optical long-baseline interferometers: BFMC, LFF, \& DPSC
我们在这里提出了三个配方，以获得更好的图像与光学干涉仪。其中两个，低频填充和蛮力蒙特卡罗被用于我们参加今年的干涉选美比赛，可以应用于经典成像使用V 2和关闭阶段。这两个对图像重建的添加提供了具有更可靠图像的方式。最后一个配方在原理上与无线电干涉测量中使用的自校准技术相似。我们也称之为自标定，但它使用波长差分相位作为对象相位的代理，以建立一个功能齐全的复杂的可见性集的观察对象。该技术需要使用可用软件进行第一次图像重建，仅使用闭合相位和平方的VIVER。我们在两篇科学论文中使用了它，并取得了巨大的成功。我们在这里讨论这种成像技术的优点和缺点。
2012-07-19 astro-ph.IM astro-ph.SR
Observations of Microlensed Images with Dual-field Interferometry: On-sky Demonstration and Prospects
本文报道GRAVITY Wide双场干涉仪首次成功分辨微透镜事件OGLE-2023-BLG-0061的像，以亚百分比精度测得角爱因斯坦半径，并结合视差给出透镜质量与距离，展示了该仪器大幅扩展孤立致密天体常规发现的能力。
2025-01-03 astro-ph.IM astro-ph.SR
Fine-scale structure of the quasar 3C 279 Measured with 1.3 mm very long baseline interferometry
我们报告了2011年在1.3 mm（230 GHz）处对著名类星体3C 279进行的为期5天的VLBI观测结果。在亚利桑那州，加利福尼亚州和夏威夷的三角形，包括站上测得的非零闭合相位表明，源结构的空间分辨率。我们发现一个不寻常的内喷流方向在$\sim$ 1秒差距的尺度沿西北-东南方向延伸（PA = $127^{\circ}\pm3^{\circ}$），而不是其他（以前）报道的测量尺度的几个秒差距显示内喷流方向延伸到西南。1.3毫米的结构密切对应的准同步超分辨率VLBA图像在7毫米的中心区域观察到的。关闭阶段改变显着的最后一天相比，其余的意见，表明内部射流结构可能是每天的时间尺度上的变量。观测到的内喷流的新方向与一类喷流进动模型的预测不一致。我们的观测表明，在1.3毫米的核心$\sim 8\times10^{10}$ K的亮度温度，远低于厘米波长。在未来几年中，具有更好的紫外线覆盖范围和灵敏度的观测将允许区分不同的结构模型，并将提供具有20- 30 $μ$ as（5- 7光月）分辨率的喷流内部区域的直接图像。
2013-05-15 astro-ph.HE astro-ph.IM
Assessing the quality of restored images in optical long-baseline interferometry
评估孔径合成图的质量对于确定图像重建算法的基准、对光学长基线干涉仪数据的科学利用以及新的/现有干涉成像设施的设计/升级都是相关的。虽然在这些背景下，已经提出了度量，没有系统的研究已经进行了选择一个强大的度量质量评估。本文解决的问题：什么是最好的度量来评估重建图像的质量？它首先考虑几个指标，并根据一般属性选择几个指标。然后，考虑了各种图像重建情况。观测方案是在甚大望远镜干涉仪（VLTI）上进行相位闭合和相位参考，用于两台、三台、四台和六台望远镜的组合。利用MiRA软件实现了端到端的图像重建，并对多个评价函数进行了测试。它被发现，卷积由一个有效的点扩散函数是需要适当的图像质量评估。图像的有效角分辨率优于基于阵列采样的最大频率的朴素期望。这是由于在孔径合成算法中使用的先验信息和所考虑的对象的性质。l1范数是所有考虑的度量中最鲁棒的，因为是线性的，它对高正则化水平的图像平滑不太敏感。对于所考虑的情况下，该度量允许实现重建图像的自动质量评估，具有类似于人类选择的性能。
2017-02-20 astro-ph.IM
PAINTER: a spatio-spectral image reconstruction algorithm for optical interferometry
Université de Nice Sophia Antipolis（尼斯索菲亚·安提波利斯大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）；Université de Lyon（里昂大学）；Université Lyon 1（里昂第一大学）；Observatoire de Lyon（里昂天文台）；Centre de Recherche Astrophysique de Lyon（里昂天体物理研究中心）；École Normale Supérieure de Lyon（里昂高等师范学院）
天文光学干涉仪对观测波长处光源强度分布的傅里叶变换进行采样。由于大气湍流引起的快速扰动，不能直接利用复傅立叶样本的相位。因此，在过去的几十年中，已经设计出特定的图像重建方法。现代多色光学干涉仪正在为多波长成像铺平道路。本文提出了一种空间-光谱（3D）图像重建算法--PAINTER（Polychromatic opticAl INTErferometric Reconstruction software）。该算法依赖于一个迭代过程，交替估计的多色图像和复杂的vibrations。不仅从平方模和闭合相位估计复值，而且从微分相位估计复值，这有助于更好地约束多色重建。对合成数据的仿真说明了该算法的效率，特别是在重建中注入微分相位模型的相关性。
2014-09-27 astro-ph.IM cs.CV
New techniques for high-resolution imaging and high-precision wavefront sensing via masked-aperture interferometry
Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation (CSIRO)（联邦科学与工业研究组织）
该研究受射电干涉测量启发，开发两种掩膜孔径干涉测量方法，经ALBA同步辐射光束线验证，可实现纳米级波前传感与亚角秒级成像，应用于实验室、同步辐射及天文学领域。
2026-07-31 astro-ph.IM physics.acc-ph physics.optics
On the prospects of imaging Sagittarius A* from space
亚毫米波甚长基线干涉测量（VLBI）有可能对银河系中心人马座A*（Sgr A*）黑洞的阴影进行成像，从而验证广义相对论的基本预测。我们调查成像前景的一个新的空间VLBI任务概念。该装置由两颗位于极地或赤道圆形中地球轨道上的卫星组成，半径略有不同，从而形成了具有长基线的密集螺旋形紫外线覆盖，从而可以对射电源进行极高分辨率和高保真度的成像。我们模拟观测的广义相对论磁流体动力学模型的Sgr A* 为这个配置与噪声计算模型系统参数。在对$uv$平面进行网格化并对多个月积分积累的粒子数进行平均后，可以重建分辨率高达4 $μ$的Sgr A* 图像，从而可以对广义相对论和吸积模型进行比地基VLBI更强的测试。
2020-05-04 astro-ph.HE astro-ph.IM
Parasitic Interference in Long Baseline Optical Interferometry: Requirements for Hot Jupiter-like Planet Detection
光学干涉测量中的可观测量，即复可见度的模和相位，可能被叠加在真实条纹图案上的寄生条纹所破坏。这些条纹是由于干涉仪内部的杂散光效应产生的干涉现象。我们开发了一种分析方法，以更好地理解这种现象时，杂散光导致光束之间的串扰。我们推导出寄生干涉显著影响干涉相位，从而影响相关的观测量，包括微分相位和闭合相位。耦合到梁之间的活塞的寄生通量的量似乎是非常有影响力的这种退化。例如，考虑L波段（$λ=3.5\:μ$ m）中从$λ/500$到$λ/5$的点状源和活塞，总通量的约1%的寄生通量产生达到本征相位的至多三分之一的寄生相位。活塞可能有不同的起源（仪器稳定性、大气扰动.），因此放大了寄生干扰的影响。根据空间或地面活塞校正的规范（分别为$λ/500\approx 2$ nm和$λ/30\approx 100$ nm），探测热的类彗星行星是目前地面干涉仪最具挑战性的目标之一，将寄生辐射限制在入射强度的5%左右。这是通过考虑不同类型的热木星合成光谱来评估的。否则，如果不使用条纹跟踪，则对于等于$λ$ /15的活塞误差，对具有类太阳恒星的典型热类彗星系统的探测将允许0.01\%的寄生强度的最大水平。如果没有精确地观察到条纹跟踪规范，那么看起来寄生强度的允许水平显著降低并且可能阻止检测。与此同时，在这种精度水平下，通过参考星校准寄生相位似乎非常困难。此外，由于寄生相位是一个对象相关的量，使用一个假设的相位…
2010-08-26 astro-ph.IM
A General Response Theory for Closure Phases through Visibility Nulls and Image Structure
University of Waterloo（滑铁卢大学）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（珀因特理论物理研究所）；Waterloo Centre for Astrophysics, University of Waterloo（滑铁卢大学天体物理中心）
该研究开发了适用于任意亮度分布和观测三角形的闭合相位通用响应理论，结合EHT数据验证了其可定量探测非对称源特征的能力。
2026-08-26 astro-ph.HE astro-ph.IM gr-qc
NICMOS Kernel-Phase Interferometry I: Catalogue of Brown Dwarfs Observed in F110W and F170M
填补直接成像和径向速度测量之间的探测不足，将测试行星形成和（亚）恒星双星在整个半长轴范围内的理论，连接形成接近宽分离的气体巨星和亚恒星同伴。直接探测附近的伴星是出了名的困难：日冕仪和点扩散函数（PSF）减法技术在接近$λ/D$衍射极限时失败。我们提出了一个新的微弱的同伴检测管道称为阿格斯分析内核阶段，一个干涉观察类似于关闭阶段，从非冗余孔径掩蔽，但利用完整的未遮挡的望远镜孔径。我们展示了管道，和干涉测量的力量，通过对整个\emph{HST/NICMOS} F110 W和F170 M图像档案的114个附近的褐矮星（在7个不同的程序中观察到）进行同伴搜索。我们的管道能够检测同伴下降到$\sim10^2$的流量比在一半的经典衍射极限。我们没有发现新的同伴，但恢复和完善天体测量的19个以前的成像同伴（两个多个时代），并确认两个以前的内核相位检测。我们讨论了这种技术的局限性，相对于以前确认或建议的同伴的非检测。我们提出的对比度曲线，使人口研究，以利用非检测，并证明这种技术的实力，在分离不可访问的经典成像技术。我们的样本的二进制部分（$ε_b=14.4^{+4.7}_{-3.0}$ %）是与以前的二进制调查一致，即使与更严格的分离同伴的敏感性。
2022-08-31 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Image-Plane Self-Calibration in Interferometry
提出了一种新的干涉成像数据像面自标定方法。该过程是基于形状-取向-尺寸（SOS）守恒的图像中的主三角形产生的三个条纹从一个三元组的接收元件，在干涉相位误差的情况下，可以分解成元素为基础的条款。SOS守恒原理的基础是，对于3元件阵列，由于基于元件的相位屏导致的唯一可能的图像损坏是孔径平面的倾斜，导致图像平面的偏移。因此，由任何3元件干涉仪制成的图像表示源亮度的真实图像，模未知的平移。图像平面自校准需要通过观察到的三元组图像与源亮度的模型图像的互相关来导出每个三元组图像的未知平移。在校正这些独立的偏移并对对齐的三元组图像求和之后，从整个阵列生成源亮度的良好图像，以衍射极限分辨率恢复源结构。该过程是迭代的，使用基于先前迭代的改进的源模型。我们展示了高信噪比的背景下的技术，包括基于射电天文设施的配置，和简单的模型的双源。我们表明，该过程收敛的简单模型考虑，虽然收敛速度慢于大$N$阵列的孔径平面自校准。正如目前实现的那样，该过程与具有少量元素的数组最相关。更一般地说，该技术提供了几何洞察关闭阶段和自校准过程。该技术可推广到整个电磁波谱的非天文干涉成像应用。
2022-10-27 astro-ph.IM physics.optics
The CHARA Array Polarization Model and Prospects for Spectropolarimetry
本研究利用琼斯矩阵开发了CHARA Array的偏振模型，表征了MIRC-X和MYSTIC的仪器偏振效应，修正后实现了高精度校准，证明CHARA能精确测量AGB恒星和YSO等天体的内禀偏振。
2025-09-12 astro-ph.IM
Towards independent event horizon imaging of the supermassive black holes in M87 and the Milky Way
Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation (CSIRO)（澳大利亚联邦科学与工业研究组织）
本研究针对M87*与Sgr A*的EHT数据，采用基于闭合不变量与GenDIReCT框架的独立成像方法，实现了抗校准误差的黑洞视界尺度成像，为相关观测提供了独立互补的解释途径。
2026-08-21 astro-ph.CO astro-ph.IM
The science case and challenges of space-borne sub-millimeter interferometry
天文学中的超高角分辨率一直是进行基本发现的重要工具。毫米VLBI系统事件视界望远镜对射电星系M87核中超大质量黑洞附近直接成像的最新成果以及空间VLBI任务射电天文的各种开创性成果为高角分辨率天体物理学提供了新的动力。在上述两种情况下，角分辨率达到约10-20微秒的值。天体物理学研究的需要决定了朝着至少一个数量级的“更尖锐”值的进一步发展，并且只能通过在空间放置毫米和亚毫米波长干涉测量系统来实现。这种系统的概念，称为太赫兹探索和天体物理放大（THEZA），已在欧空局2019年Voayage 2050长期计划白皮书的框架内提出。在本文中，我们讨论了解决THEZA概念的技术挑战的几种方法。特别是，我们认为一种新的配置的星载毫米/亚毫米天线，可能会解决几个瓶颈，在创建大型精密机械结构。本文还概述了毫米/亚毫米望远镜低噪声模拟前端仪器、数据处理和处理的未来空间合格技术。本文简要讨论了干涉测量基线状态矢量的确定方法和同步外差系统。结合最初的ESA Voyage 2050白皮书，目前的工作为下一代微弧秒级成像仪器提供了更好的案例，并为进一步深入的技术权衡研究提供了起点。
2022-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The Intrinsic Shape of Sagittarius A* at 3.5-mm Wavelength
Sgr A $^\ast$的无线电发射被认为是由银河系中心一个超大质量黑洞$\sim\! 4\times10^6~ \rm{M}_\odot$的吸积提供动力的。在毫米波段，甚长基线干涉测量（VLBI）观测可以直接分辨出Sgr A $^\ast$最里面明亮的吸积区。由于在南北方向增加了许多敏感的长基线，我们在大型毫米波望远镜阿方索塞拉诺（LMT）上开发了一个完整的VLBI能力。我们用6台甚长基线望远镜阵和LMT组成的望远镜阵成功地探测到了3.5毫米的Sgr A $^\ast$。我们将源建模为椭圆高斯亮度分布，并从闭合振幅和自校准分析中估计源的散射大小和方向，获得方法和历元之间一致的结果。然后，我们使用已知的散射核来确定在3.5 mm处的固有二维源尺寸：$(147\pm7~μ\rm{as}) \times (120\pm12~μ\rm{as})$，在北偏东的位置角$88^\circ\pm7^\circ$处。最后，我们检测到一些基线三角形上的非零闭合相位，但我们表明，这些都是一致的被引入的折射散射在星际介质，并不需要内在的源不对称性来解释。
2016-03-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
