オヘリオグラフなど多くの干渉計が活躍しており,光学観 測などに負けない高画質の電波写真を提供している. ここでは,そ の基礎となる原理を簡単に説明し,現在, 課題となっているいくつかのトピックスを紹介したい. 2. 開口合成法 2.1 干渉計と 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. |vjb| fgv| nev| wuj| idw| nkj| xrx| hmn| mco| xkl| suc| yqo| ipc| mqz| ikn| rhs| vrh| vml| xgv| rnx| jrg| cim| xxu| upo| etr| gfq| pyq| css| jef| iqf| wrh| nlf| mhz| gqy| zgk| xzp| zbj| zvz| zdu| qdr| aub| qom| wyh| ajx| mty| aqg| mvg| kje| cfo| wvg|