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一种用于光学/红外干涉测量的图像重建方法（IRBis）
摘要： 目的：我们提出一种名为IRBis（基于双谱图像重建软件）的光学/红外长基线干涉测量图像重建方法。阐述了该方法的理论基础，并展示了其在计算机模拟干涉图中的应用。 方法：IRBis方法能根据实测可见度与闭合相位重建图像。所采用的ASA_CG优化程序基于共轭梯度法。该方法允许用户实施不同正则化方案，运用残差比作为拟合优度的附加指标，并利用前次迭代结果作为先验条件强制收敛。 结果：我们呈现了IRBis方法的理论及该技术在计算机模拟干涉图中的多项应用。图像重建结果表明：重建图像质量取决于干涉图噪声水平（例如每幅干涉图10个电子读出噪声与139至1219个探测光子）、正则化方法、角分辨率及所用重建参数。此外，我们还展示了提交给国际天文学联合会光学/红外干涉测量工作组发起的2012年干涉成像选美竞赛的IRBis重建结果，并描述了相关数据处理流程。
关键词： 技术：高角分辨率；方法：数据分析；仪器：干涉仪；技术：干涉测量；方法：数值计算；技术：图像处理
更新于2025-09-23 15:23:52
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SCExAO/CHARIS对HIP 79977碎片盘进行的近红外高对比度成像与积分视场光谱观测
摘要： 我们利用昴星团日冕极端自适应光学系统（SCExAO）与CHARIS积分视场光谱仪，对HIP 79977周围明亮的碎片盘进行了新的近红外波段（1.1-2.4微米）高对比度成像观测。该系统将盘面解析至更小的角距离（0.11角秒；约14天文单位），且在相同波长下获得了比以往更高的信噪比。H波段数据显示盘面存在东西向亮度不对称性（显著性边缘显著），需进一步验证。几何建模表明这是一个近侧向盘面（位置角约114.6°东偏北）。散射光模型显示最佳拟合结果为：强前向散射颗粒（g值约0.5-0.65）集中在环带结构中，峰值密度位于半径r0约53-75天文单位处。分析表明外盘密度幂律指数αout取-1至-3、翘曲指数β=1时最为匹配，其他参数（如内盘密度幂律和垂直尺度高度）约束较弱。该盘面具有轻微的蓝色本征色，其轮廓与其他碎片盘的诞生环模型预测基本一致。虽然HIP 79977的盘面比大多数5-30百万年恒星周围的已解析盘面呈现更强的前向散射特性，但这种差异可能源于观测偏差——对于倾斜盘面更易拟合前向散射模型，而类似HR 4796A这类低倾角、表观中性散射的盘面则不然。更高信噪比的SCExAO/CHARIS深度观测数据将有助于更精确地限定该盘尘埃成分。
关键词： 恒星：个体（HIP 79977）、星周物质、技术：高角分辨率、行星系统
更新于2025-09-23 15:23:52
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超越光学/红外干涉仪的衍射极限
摘要： 背景：如先前在水委一（Achernar）上的研究所示，通过地球自转合成技术获取的光谱分辨长基线干涉测量差分相位数据，可推导出快速旋转恒星的角半径、自转速度、转轴倾角及方位。 目标：我们将该方法应用于不同光谱类型和光度等级的小样本恒星，旨在将该技术推广至赫罗图上其他旋转恒星，并测定其基本参数。 方法：使用2010年AMBER/VLTI仪器光谱仪升级前获得的差分相位数据。除中分辨率模式观测的北落师门（Fomalhaut，λ/δλ≈1500）外，另三个目标——水委一、牵牛星（Altair）与天鹰座δ星（δ Aquilae）均提供了K波段Brγ吸收线附近的高分辨率（λ/δλ≈12000）光谱干涉数据。这些数据用于约束解析模型的输入参数，通过系统化误差预算分析可靠地解释四颗目标的物理特性。我们利用差分相位φdiff的超分辨率能力，测定了四颗快速旋转恒星（水委一、牵牛星、天鹰座δ星、北落师门）的尺寸（赤道半径Req与角直径θeq）、赤道自转速度（Veq）、倾角（i）及转轴方位角（PArot）。采用专为快速旋转体设计的半解析算法SCIROCCO约束目标恒星参数。 结果：各恒星测定参数为：水委一（Req=11.2±0.5 R⊙，Veq sin i=290±17 km/s，PArot=35.4°±1.4°）；牵牛星（Req=2.0±0.2 R⊙，Veq sin i=226±34 km/s，PArot=-65.5°±5.5°）；天鹰座δ星（Req=2.2±0.3 R⊙，Veq sin i=74±35 km/s，PArot=-101.2°±14°）；北落师门（Req=1.8±0.2 R⊙，Veq sin i=93±16 km/s，PArot=65.6°±5°）。这些结果与既往差分相位及可见度测量值相符，且首次确定了北落师门（i=90°±9°）与天鹰座δ星（i=81°±13°）的倾角，以及天鹰座δ星的转轴方位角PArot。 结论：超越干涉仪理论衍射极限（波长与基线之比），空间超分辨率能通过少量基线组系统估算旋转恒星的角直径及其基本参数，而地球自转合成提供的高光谱分辨率对此至关重要。
关键词： 恒星：自转，恒星：一般性质，技术：高角分辨率，技术：干涉测量，方法：数值模拟，方法：观测研究
更新于2025-09-23 15:23:52
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利用JWST/MIRI对直接成像系外行星进行大气特征研究
摘要： 詹姆斯·韦布空间望远镜搭载的中红外仪器（MIRI）将在5-28微米波段首次通过直接成像法对年轻巨型系外行星进行特征分析。该波长范围对于测定已知冷系外行星的总辐射光度以及探测最强的氨分子吸收带至关重要。结合短波段观测数据，MIRI将能更精确地刻画系外行星的大气特性。本文选取当前已通过直接成像法发现的系外行星子样本，探讨其通过MIRI日冕仪模式或光谱模式的探测可行性。基于Exo-REM大气模型，我们计算了14颗系外行星的中红外辐射光谱，并模拟了MIRI的日冕仪和光谱观测。具体分析了四种依赖以下参数的日冕仪观测方案：(i)目标星与参考星的偏移量（0、3、14毫角秒），(ii)波前误差（130、204纳米均方根值），(iii)望远镜抖动幅度（1.6、7毫角秒）。随后针对行星-恒星对比度介于3.9至10.1星等的日冕仪目标，测定了信噪比与积分时间数值。研究表明所有MIRI观测目标在不同难度等级下均具有可观测性，具体取决于最终在轨仪器性能。此外，我们还测试了最冷目标大气中氨分子的探测可能性。最后以HR 8799 b为例，阐述了MIRI单独观测或结合短波段数据如何增进对行星大气的认知。
关键词： 行星与卫星：基本参数，行星与卫星：大气层，望远镜，行星与卫星：气态巨行星，仪器：光谱仪，仪器：高角分辨率
更新于2025-09-23 15:21:21
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HR 4796A周围尘埃的新约束条件
摘要： 背景：HR 4796A被一个结构清晰且极其明亮的环状星周盘环绕，具有诸多显著特征：内外边缘极其锐利、亮度不对称、中心偏移以及疑似环体畸变。目标：我们旨在约束恒星HR 4796A周围尘埃的性质，特别是尘粒尺寸与成分；同时验证并优化先前散射光观测推导的形态参数，揭示此前因靠近恒星而未探测区域的尘?？占浞植?。方法：利用甚大望远镜（VLT）的NaCo仪器，在Ks和L'波段获取了双星系统HR 4796A与B的偏振光新图像；此外重新分析了该仪器L'波段及哈勃太空望远镜NICMOS仪器2.2μm波段的两组存档数据。通过辐射传输代码MCFOST的模拟分析这些观测数据以研究尘埃特性，采用贝叶斯方法探索不同尘埃成分与尺寸的模型网格。结果：我们在Ks波段偏振光中探测到该盘，并首次揭示沿短轴延伸至0.3角秒的最内层区域。测得盘两翼的偏振率为29%±8%，最大值出现在距盘翼西侧13°以上位置。检测到西北与东南侧存在显著亮度不对称性——这与此前所有≤2.2μm非偏振光图像报告的不对称性相矛盾，且不符合基于米氏理论球形颗粒的预测散射光。建模表明西北侧更可能朝向地球倾斜（与先前结论相反），并显示尘埃由大于1μm的多孔聚集体构成。
关键词： 散射、恒星：个别天体：HR 4796A、行星系统、仪器：偏振计、仪器：高角分辨率
更新于2025-09-23 15:21:21
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利用欧洲极大望远镜上的HARMONI模拟高红移超新星的探测与分类
摘要： 我们展示了利用欧洲极大望远镜上的HARMONI光谱仪（辅以激光层析自适应光学系统）对红移z～3宿主星系中超新星进行积分视场光谱观测的详细模拟结果。通过HSIM模拟工具进行的这些模拟旨在判断HARMONI能否通过超新星光谱特征识别其类型。研究发现：在3小时观测时间内，覆盖近红外H和K波段、采用约3000的光谱分辨率以及20×20毫角秒空间像素尺度时，我们能可靠地对Ia型超新星及其红移进行分类（最迟可至最大光度后80天，即超新星静止坐标系中的20天）。研究表明HARMONI在z～3处获取的光谱质量将达到（或优于）当前我们在z～1处获得的最佳光谱水平，从而将宇宙膨胀率研究推进到更高红移范围。
关键词： 仪器：自适应光学，仪器：光谱仪，星系：高红移，仪器：高角分辨率，超新星：一般
更新于2025-09-23 15:21:01
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HR 4796 A尘?；返慕焱馍⑸涔馓匦?
摘要： 背景：HR 4796 A被一个碎片盘环绕，在散射光中观测到一个具有高表面亮度的倾斜环。以往观测引发了若干问题：首先，近期在偏振反射光中检测到的显著亮度不对称性，对我们理解该系统中尘埃粒子的散射特性提出了挑战；其次，环的形态强烈暗示存在行星，但迄今尚未探测到任何行星。 目标：我们旨在高精度测量散射光中环的形态与测光特征，以推导尘埃的相位函数并约束其近红外光谱特性，同时限定行星存在的可能性，并对环形态成因提出更精确的解释。 方法：2014年5月仪器调试期间及2015年2月保证时间观测中，我们利用VLT/SPHERE获取了HR 4796 A周围星周环境的高角分辨率日冕成像。这些观测首次完整呈现了尘?；啡玻òù饲氨蝗彰岚叩阏诘不蜓兔辉谏咴肷械陌攵讨崆颍? 结果：我们通过经验方法确定了H波段13.6°至166.6°范围内的尘埃散射相位函数，揭示了散射角小于30°时前所未有的前向散射显著峰。通过分析0.95微米至1.6微米波段的反射光谱，证实了尘埃的红色特征，并推导出行星质量天体的探测极限。 结论：我们确认了朝向地球的盘面方位。相位函数分析（尤其45°以下区间）表明尘埃群主要由远大于观测波长（约20微米）的粒子主导。该尺寸的致密Mie颗粒与盘的光谱能量分布不符，但50°以上散射效率的上升现象指向可能调和两项观测结果的聚集体结构。虽未探测到伴星，但我们的高对比度观测为解释尘埃形态的行星存在性提供了迄今最严格的限制。
关键词： 行星与卫星：探测、行星系统、散射、仪器设备：高角分辨率、行星-盘相互作用
更新于2025-09-23 15:21:01
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通过量子克隆突破天文学中的衍射极限 <i>（更正）</i>
摘要： 在Kellerer（2014）第3.3节中，我曾建议探测器读出时间低于光子相干时间。若假设读出时间不小于相干时间Δt=λ2/(cΔλ)，则即使对于极小视场角，自发辐射光子数也会超过每个入射光子对应的受激辐射光子数。采用Kellerer（2014）的符号体系，每个入射光子克隆产生的平均光子数为：N?1=σSI（1），其中I为激发态原子数，σ为激发态原子截面，S为孔径与放大器面积。角直径θ=2.44λ/D（D为孔径直径）对应的艾里斑区域直至第一极小值，在等于光子相干时间的读出时间Δt=λ2/(cΔλ)内，该"衍射区域"接收的自发辐射光子平均数为：M=πθ2/4·1/(4π)·AΔt（2），A为自发辐射率。由此可得衍射区域上自发与受激辐射光子的平均注量比：M/(N?1)=0.74π2≈7.3（3），这与Prasad（1994）的计算结果及其关于自发辐射占主导地位的结论一致。另一方面，平均有0.64N个克隆光子最终落在直径为艾里斑1/3的中心标准偏差范围内——该区域面积仅为上述艾里斑的1/9。因此在此克隆光子中心区域，自发与受激辐射注量比并非7.3，而是降至7.3/(9×0.64)≈1.3。只要我们的装置缺乏识别受激辐射占主导事件的阶段，自发辐射光子就会阻碍分辨率的大幅提升。此类阶段原则上可行，特别是可参考Duan&Guo（1998）、Ralph&Lund（2009）讨论的概率性无噪声放大过程。本文核心结论不变：以灵敏度为代价突破衍射极限提升望远镜分辨率在原理上是可行的，即可以实现灵敏度与分辨率的权衡。除非配备适当的预示阶段，否则我所建议的装置方案仍不完整。
关键词： 仪器：高角分辨率、勘误表、补遗、望远镜
更新于2025-09-23 15:19:57
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适用于任意孔径的切趾相位掩模日冕仪
摘要： 背景：采用清晰圆形孔径的涡旋日冕仪能完美消除轴上点光源，并分别针对拓扑荷数2和4提供0.9或1.75λ/D的内工作角。然而当前及近期大型望远镜均为轴上设计，其中央遮拦与副镜支撑结构的衍射效应强度足以阻碍探测亮度达到主星10^-3至10^-5倍（或更暗）的伴星。 目标：最新研究表明，通过一维建模中补偿圆形中央遮拦衍射效应的环形变迹器可恢复该日冕仪性能。本研究旨在扩展此成果，为二维任意孔径设计最优变迹器，以解决副镜支撑结构等非圆形像差带来的衍射问题。 方法：我们将解析结果融入数值优化方案，生成结合涡旋日冕仪（小内工作角优势）与整形孔径日冕仪（抗中央遮拦及孔径非对称结构鲁棒性）优点的混合日冕仪设计方案。在最大化变迹器透射率的同时，通过推导适用于任意拓扑荷数的闭式表达式，对所选Lyot平面区域的电场极值设置约束条件。针对拓扑荷数2和4的涡旋日冕仪，以及中央遮拦率10-30%、副镜支撑厚度0%/0.5%/1%的望远镜孔径，计算出最优变迹器方案。 结果：将数值优化结果与解析解对比表明，所得变迹方案收敛于环形变迹器。我们进一步量化了遮拦比与支撑厚度对通光率及内工作角的影响：对于拓扑荷数2变迹日冕仪，其通光率略低于环形变迹方案，而内工作角基本不受变迹影响；拓扑荷数4方案的变迹器通光率高于环形方案，且该优势随遮拦比增大而增强（尽管内工作角也会增至2-3λ/D范围）。 结论：本文结果表明，即使存在副镜及其支撑结构，涡旋日冕仪仍能为轴上望远镜实现小内工作角下的高对比度成像。
关键词： 方法：数值法，方法：解析法，技术：高角分辨率，仪器：高角分辨率
更新于2025-09-22 20:18:13
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VLT行星探测器SPHERE的性能
摘要： 背景：甚大望远镜（VLT）的新型系外行星搜寻设备——高对比度系外行星光谱偏振研究仪（SPHERE）近日在帕瑞纳天文台完成首次观测。这台专门用于直接探测行星的仪器包含可见光波段偏振相机（苏黎世成像偏振仪ZIMPOL），以及两个近红外子系统：红外双光束成像光谱仪（IRDIS，兼具成像、偏振测量和长缝光谱功能的多用途相机）和积分视场光谱仪（IFS）。 目标：我们展示了实验室集成验证阶段注入合成行星后所获数据的分析结果。由于实验室环境无法实现连续视场旋转，本分析采用不依赖角度微分成像（ADI）技术的数据处理方法。 方法：通过模拟实验，我们使用仪器点扩散函数（PSF）及L/T型天体的模型光谱（其对比度相对于宿主恒星进行缩放）。在IRDIS经过光谱微分成像（SDI）处理、IFS经过光谱解卷积（SD）或主成分分析（PCA）数据处理后，我们评估了伴星信噪比与测光误差、天体测量误差的关联。 结果：分析表明，例如一颗1200万年历史、质量约10倍木星（MJup）、半长轴9-10天文单位（AU）的β绘架座b行星，IRDIS可检测到0.16星等的测光误差和1.1毫角秒（mas）的相对天体测量位置误差；IFS则能获取每个通道约0.15星等误差棒的光谱及0.6毫角秒的天体测量相对位置误差。对于更暗弱的天体如HR 8799d（27AU处13MJup的行星），IRDIS可获得3毫角秒的相对天体测量误差。
关键词： 技术：成像光谱学、行星系统、仪器：光谱仪、方法：数据分析、仪器：高角分辨率
更新于2025-09-22 22:32:03