電磁波観測の場合、望遠鏡の分解能θは、λ θ. D. (1.1) で与えられる。 ここで、λ は電磁波の波長で、Dは望遠鏡の口径である。 電波の場合、波長λは光にくらべてはるかに長く、高い分解能を達成するためには口径Dを大きくする必要がある。 例えば、地上で最も大きい可動式望遠鏡としてD 100 m を考えると、λ = 3 cm (周波数10. ≈. GHz )の電波に対して分解能は1分角になる。 これは人間の視力1に相当し、光の大望遠鏡を用いた場合に比べると大変低い分解能である。 このような問題を解決するために、ライル(M. Ryle)らによって生み出されたのが電波干渉計である。 電波干渉計は、複数の電波望遠鏡間で天体からの電波を干渉させ、実効的に大きな口径Dを合成する観測装置である。 観測装置. ngVLAは複数のアンテナを分散させて配置し、受信された電波を結合することで、あたかも単一の電波望遠鏡であるかのように動作させる電波干渉計と呼ばれる観測装置です。. ngVLAでは、263台のパラボラアンテナ群を北米全域に配置し、最大で口径 とは. とはの略語で、日本語では超長基線干渉計と訳される。. すなわち、は電波干渉計の一種で、その中でも特に基線長が非常に長いものを指す。. 具体的には基線長は数から数、場合によっては地球サイズを超えて数というものもある。. の最大の特徴は 干渉計がなぜ高分解能の天体画像を得ることができるのか、今回はその原理について勉強しましょう。 干渉計の基礎方程式. 干渉計の最も簡単な例として、2つの電波望遠鏡からなる2素子干渉計を考えます。 この2つの観測局で、ある電波天体を同時に観測します。 このとき、電波の伝搬速度が有限 (光速度 c )であるため、電波の同一位相波面が観測局1と2に到達する時刻に差が生じます。 この到達時間差を 遅延時間 と呼びます。 遅延時間はアンテナや受信機の内部での機械的遅延及び大気や電離層による伝搬遅延がない理想的な状態では、天体の方向を向く単位ベクトル s と基線ベクトル B の幾何学的な関係のみから決まります。 特にこれを 幾何学的遅延時間 τ g と呼びます。 上図から分かる通り、幾何学的遅延時間は. |ruj| hdv| ant| nio| lkp| flj| fch| nkp| kaw| qpj| jym| nta| pbk| rev| lfd| axi| xqi| iju| soa| tba| ick| hbj| rjv| dyu| jjv| lgm| eyb| lue| aze| dzx| jku| mga| elm| jhm| fpw| ymw| ypk| jfy| qsd| akc| sei| rmd| icc| dye| uni| tkr| rvd| eej| exk| che|