Radioteleskop: Porovnání verzí
Smazaný obsah Přidaný obsah
m jde o opak zpoždění, ale jak to jen.. tak takhle. |
Robot: Opravuji 1 zdrojů and označuji 0 zdrojů jako nefunkční #IABot (v2.0beta9) |
||
Řádek 21:
== Radiová interferometrie ==
[[Soubor:Mrao ami lba ryle.jpg|náhled|vlevo|Soustava radioteleskopů v [[University of Cambridge|Cambridžské univerzitě]]]]
Jeden z největších technologických průlomů v oboru radioastronomie přišel v roce [[1946]], kdy byla představena metoda tzv. [[astronomická interferometrie]]. Astronomické [[interferometr]]y sestávají buďto ze soustav parabolických antén ([[Very Large Array]]), jednodimenzionálních antén ([[The Big Ear (radioteleskop)|Big Ear]]) nebo dvoudimenzionálních dipólových antén. Jednotlivé antény jsou od sebe odděleny v širokých odstupech a spojeny [[Koaxiální kabel|koaxiálním kabelem]], [[vlnovod]]em, [[Optické vlákno|optickým vláknem]] nebo jiným druhem přenosové linky. [[Interferometrie]] nejenže zvyšuje kvantitu přijímaného signálu, ale také výrazně zlepšuje rozlišovací schopnosti, pokud je využita společně s metodou tzv. aperturové syntézy. Tato metoda funguje na [[princip]]u skládání jednotlivých vln z různých [[teleskop]]ů, přičemž vlny o stejné fázi se navzájem „posilují“ zatímco vlny o nesouhlasných fázích se navzájem odruší. Za účelem dosáhnout co nejlepšího rozlišení je nutné, aby byly jednotlivé radioteleskopy rozmístěny v různých odstupech. Odstup mezi dvěma anténami se nazývá ''baseline'' (základní linie). Pro dosažení co možná nejlepšího výsledku při pozorování radiového cíle je ideální vytvoření co největšího počtu různých základních linií (např. soustava radioteleskopů [[Very Large Array]] v [[Nové Mexiko|Novém Mexiku]] sestává z 27 antén, které je možné seskupit až do 351 různých pozic (základních linií), což umožňuje dosáhnout rozlišení až 0,2 [[Úhlová vteřina|úhlových vteřin]] ve 3 cm vlnových délkách.<ref>
== Reference ==
|