望遠鏡が解決できることには、技術的ではなく宇宙的な上限がありますか？

宇宙電波干渉計は数百万キロメートルのベースラインを持つ可能性がありますが、観測された光子が到着する前に歪んでいるため、ベースラインを大きくしても解像度が向上しない点はありますか？この質問は、解像度の技術的な限界を扱います。代わりに、たとえば、光を散乱させる星間および銀河外のガスによる宇宙の制限について尋ねています。

RadioAstron宇宙/地球干渉計の結果に関するこの論文は私の給与水準をはるかに上回っていますが、この問題についてのようです。エグゼクティブサマリーによれば、

散乱ディスクの干渉検出が期待されない、最大235,000 kmのより長いベースラインでは、一定の値の周りに振幅が散乱し、顕著な可視性が観察されました。これらの検出により、点状光源の完全に解像された散乱拡大画像（PSR B0329 + 54）の下部構造が発見されます。それらは星間物質の特性に完全に起因します。

Q：「望遠鏡が解決できることには、技術的ではなく宇宙的な上限がありますか？

宇宙電波干渉計は数百万キロメートルのベースラインを持つ可能性がありますが、観測された光子が到着する前に歪んでいるため、ベースラインを大きくしても解像度が向上しない点はありますか？」

黒体スペクトルからの波面の偏差とそれらを作成するプロセスは十分に理解されており、入射波面の位相を測定して方向性を高め、歪みを減らすことができます。異なる周波数の相関により、少量の歪みでも検出できます。

参照：「初期宇宙におけるCMBスペクトル歪みの進化」（2011年9月29日）、J。Chluba、RA Sunyaevおよびビデオ：「CMBのスペクトル歪みと初期宇宙について私たちが何を学ぶか」、Jens著Chluba、および「CMBスペクトル歪みのある科学」（2014年5月27日）、Jens Chluba著。

この方法については、マクドナルド、シェラー、ウォーカーの論文「遺物粒子の残留消滅に対する宇宙マイクロ波背景の制約」（2000年8月9日）の2ページで説明されています。

「この論文では、質量と消滅率の関数として粒子を消滅させることにより、CMBに注入されたエネルギーを計算します（つまり、断面積と存在量の2乗の積）。観測された限界と比較することにより、粒子特性の制約を導き出します化学ポテンシャル（）歪み、およびコンプトン歪み（§II）について。これらの制約を、原始ヘリウム（§III.A）の光解離による重水素の生成および拡散光子背景から得られた同様の制約と比較します。銀河系外の消滅（§III.B）、および天の川ハロー（§III.C）での消滅による再結合後に生成されます。$\mu$$y$

II。CMBエネルギースペクトルの歪み

まず、CMBエネルギースペクトルに対する消滅積の影響を検討します。スペクトルの歪みは2つのステップで発生します。最初に高エネルギー消滅生成物がバックグラウンドの光子と電子にエネルギーを急速に散逸させ、次に低エネルギーバックグラウンドがゆっくりと進化してプランクスペクトルを復元します。後に生成される歪みの永続性は、次のように理解するのは簡単です。特定の光子数密度のプランクスペクトルには、特定のエネルギー密度が必要です。以下のための Z ≃ 10 $z ≃ 10^6$$z ≃ 10^6$、光子非保存プロセス（二重コンプトン散乱と制動放射）は、バックグラウンドプラズマでは非効率的です。したがって、エネルギーがCMBに注入されても正しい数の光子が注入されない場合、プランクスペクトルを復元できません。次に、異なる赤方偏移間隔で発生する歪みの形について詳しく説明します。... '。

参照：「電波天文学の視野を広げる新技術」小さなアンテナでさえ非常に能力があり、この小さなアンテナは7つの方向を同時に見ることができます。

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一部の光学望遠鏡では補償光学が使用されていますが、VLBIに同じアルゴリズムを適用しない理由はありません。

" 適応光学：ESOの超大型望遠鏡は最初の（レーザー）光を4回見る "（07/11/2016）：

「...セロパラナルの2600 mの頂上やハワイのマウナケアの4205 mの頂上など、地球上で最高の光学サイトであっても、大気中の屈折率の変動により、0.4秒間の解像度が制限されます。 8.2 mのVLT望遠鏡の場合、理論上の回折限界の解像度は0.02秒未満です。

" PKS 1954-388：RadioAstron Detection on 80,000 km Baselines and Multiwavelength Observations "（2017年5月5日）、Edwards、Kovalev、Ojha、An、Bignallなど：

" 1はじめに

天文学の主要な課題は、基礎となる物理的メカニズムを調べるのに十分な角度分解能でオブジェクトを観察するための苦労です。電波天文学のより長い波長は、当初、高角度分解能の探求をより困難にしましたが、位相情報を保存することの比較的容易さは、非常に長いベースライン干渉法（VLBI）の技術を可能にしました。大陸間VLBIは日常的にミリ秒単位の角度分解能を達成し、衛星ベースの望遠鏡を使用して望遠鏡間のベースラインを宇宙に拡張すると、現在、天文学で達成された最高の角度分解能が得られます。

より長いベースラインを使用して、リンク先の論文よりも新しい論文があり、より良い結果が得られています。「PSR B0329 + 54：330,000 kmまでのベースラインでRadioAstronを使用して発見された散乱拡大画像の下部構造」（2016年9月13日）、Popov、Bartel、Gwinn、Johnson、Andrianov、Fadeevなどによる、結論8ページ：

" 7要約と結論

ここでは、観察と結果をまとめ、結論を示します。

（i）330,000 kmまたは350 Mまでの予測ベースラインで、324 MHzでRadioAstronを使用してPSR B0329 + 54のVLBI観測を行いました。私たちの目標は、すべての天体の電波観測に影響を与えるISMの散乱特性を調査することでした。そのような観測の結果は一般に、散乱プロセスを伴うソース構造の畳み込みによって影響を受けますが、パルサーは事実上点のようなソースであり、観測結果のシグネチャはISM散乱特性に直接関連しています。$\lambda$

（ii）短い地面-地面のベースラインでの可視性関数は、長い空間-地面のベースラインで消失する遅延率スペースで単一の明るいスパイクを示します。したがって、PSR B0329 + 54の散乱ディスクは、15,000〜30,000 kmの地上空間ベースラインで完全に解像されました。角度直径のFWHMは、324 Hzで4.8±0.8 masです。

（iii）地球近くの回折スポットの回折長スケールまたはサイズは、17,000±3、000 kmです。

（iv）プラズマの乱流で大規模な不規則性を想定すると、効果的な散乱スクリーンは、d / D = 0.6±0.1、または地球からパルサーまでの距離の半分よりもやや長い位置に配置されます。

（v）予測されるより長いベースライン、最大330,000 kmで、散乱ディスクからは何も予期されなかったものの、有意な可視振幅が検出されました。それらは、最長のベースラインまでほぼ一定のままである平均の周りに散らばっています。この結果は、PSR B0329 + 54の散乱拡大画像で下部構造が発見されたことを示しています。

あなたの最後の質問：

Q：「代わりに、たとえば、光を散乱させる星間および銀河外のガスによる宇宙の制限について尋ねています。」

長時間、非常に多くの角度から非常に多くの周波数を観察しているため、スーパーコンピュータを使用して、原子、霧、ほこりを（周囲に）見渡すことができます。

ここにいくつかの素人の説明があります：

テッドトークのビデオ：「見えない動きを見て、無音を聞く」

CNNのYouTube：「新技術により軍隊が見えなくなります」

Ascendent Technology YouTube「熱赤外線および可視CCTV PTZカメラの火災監視および煙とヘイズの透視の検出」