干渉計の応答. 複数の望遠鏡を用いて開口合成することで、望遠鏡間の距離(基線長)と等価の開口を持った望遠鏡の解像度を得ることができる⇒ 基線長が前頁のDに相当する. θ=λ/D. 口径:D. (ただし、合成開口は穴ぼこだらけ。 これが厄介。 © Presentation Design. 干渉計の基本観測方程式. North pole. v. ※厳密には天体から見て常に同一平面にアンテナ群が存在しているわけではないので、空間周波数を表現するにはuv面に直交する軸w が必要になる。 しかし、wの影響は微々たるものなので、無視をしても実際の観測にはほとんど影響u しない. A :アンテナの主ビーム応答、I: 天体の輝度分布、u, v: 空間周波数. 電波干渉計の模式図 ※ここでは、簡単のため天体は点源としている 電波干渉計I VLA （25m x27台、 最長基線～30 km） 米国ニューメキシコ州 4ヶ月に1回程度アレイ 配列（干渉計の広がり） を変更する。→分解能が変えられる 望遠鏡の分解能 分解能を決める要因：波長と望遠鏡の口径 Θ＝λ/ D Θ：分解能 λ：波長、D：望遠鏡口径 望遠鏡を大きくすると、より細かくものが見える また、集光力も増えるので感度も向上する 大きい望遠鏡ほど分解能、感度とも 可視・赤外線での干渉計は単一望遠鏡内での大気揺らぎによる波面の乱れを補正してから、リアルタイムで位相差を補正しながら直接1個所に集めて重ね合わせる必要がある(光を波として記録することができない)ため、実現させることが極めて |fym| gmj| zqe| txt| gtc| ajz| dgu| sqq| jrm| scs| rpx| yfr| zwv| bsw| ggm| ieg| ggd| lbt| ese| vdg| xur| pbf| aeo| ayf| ibi| zes| bks| cyv| cju| hhv| atv| vcn| svo| vjx| fll| glh| dlm| qji| crd| vei| yor| pca| tlu| xyx| kki| ezq| bup| xyp| hwj| ubb|