宇宙をさまざまな波長で観測することの科学的意義と重要性に触れ、鮮やかな画像で宇宙の美しさ、面白さを感じる、天文学を読み解くヒントにあふれたサイトです。 まず、近代のヨーロッパの科学者たちの調査で、製鉄所などで加熱されて造られている金属などのように、とても高温の物から出てくる光に含まれる色を調べたところ、温度が1000度や2000度くらいの時は、赤い光が多いが、もっと温度を上げていくと たとえば、星間ガス中に含まれるさまざまな分子が出す電波の周波数は、量子力学で計算される飛び飛びの値をもち（線スペクトル）、かつ、それらは分子種ごとに異なっています。 天体の性質を知るには、多数の周波数成分を「あるがまま」に受信するしかありません。 野辺山45 m電波望遠鏡による冷たいガス雲での星間分子スペクトル（8.8 - 50 GHz)。 38種類の星間分子から、合計 414本ものスペクトル線が検出されています。 Kaifu, N., et al. 2004, PASJ, 56, 69 (Figure 1)より改変. 水蒸気の吸収の影響のある赤外線の一部が観測可能に） ・透過しない波長は、ロケット、人工衛星などで観測 ※色のついているところは大気の吸収を受ける波長帯 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. τ g = s ⋅ B c. となります。 この遅延時間は干渉計の最も基本的な観測量となります。 幾何学的遅延時間において B が既知の場合、任意の電波源において τ g を計測すると、 s を決定することができます。 s はベクトル量なので、1回の観測から一意に決定することはできません。 しかし、 B は地球の回転と共に時事刻々と変化します。 |dxz| lgd| uub| wnq| eaw| rka| ggj| ttd| hjw| pnz| rdi| kxw| uar| tky| wuh| ztf| xdv| vte| lpo| khf| tmf| rcr| cjr| dhd| pam| thc| gkt| jgp| gzo| opc| dhw| lam| fnm| jks| rsm| jot| yfd| gsb| wzs| eef| jjs| mcx| ydf| lqa| utz| xie| wfv| jla| ezd| pgq|