interferometry oor Koreaans

interferometry

naamwoord

(physics) the design and use of optical or radio interferometers

Vertalings in die woordeboek Engels - Koreaans

간섭법

measurement method using interference of waves

Soortgelyke frases

very-long-baseline interferometry
초장기선 간섭 관측법

voorbeelde

Herschel discovered that unfilled telescope apertures can be used to obtain high angular resolution, something which became the essential basis for interferometric imaging in astronomy (in particular aperture masking interferometry and hypertelescopes).
허셜은 망원경의 조리개가 비어 있을수록 더 높은 각도 분해능을 갖는데 도움이 된다는 사실을 발견했는데, 이것은 후에 천문학에서 간섭 측정을 통해 상을 얻는 기술의 중요한 밑바탕이 되었다.(특히, Aperture Masking Interferometry와 Hypertelescope 에 연관되어 있다.)

In conventional interferometry with long coherence length (i.e., laser interferometry), interference of light occurs over a distance of meters.
간섭성 길이가 긴 종래의 간섭계 (즉, 레이저 간섭계)에서, 빛의 간섭은 미터 거리에 걸쳐 발생한다.

The magazine Sky and Telescope once explained that a technique called speckle interferometry can reveal the disks of some red supergiants, though the rest of the stars —even the closest ones— remain mere points of light.
「하늘과 망원경」(Sky and Telescope)이란 잡지에 의하면 반점 간섭법이라고 불리는 기술에 의해서 얼마의 붉은 초거성(超巨星)의 표면의 비밀을 벗기게 되었다고 한다. 하지만 나머지 별들—심지어 가장 가까운 별들까지도—은 아직도 빛을 발하는 단순한 점들에 지나지 않는다.

Since resolution is poor even in instruments of that size, astronomers link up radio telescopes in arrays by computer with a technique called radio interferometry.
그 정도로 거대한 기기인데도 해상력이 약하기 때문에, 천문학자들은 전파 간섭계라고 부르는 기술을 사용해서 컴퓨터로, 배열되어 있는 전파 망원경들을 연결시킵니다.

On 13 December 1920, Betelgeuse became the first star outside the Solar System to have the angular size of its photosphere measured.[30] Although interferometry was still in its infancy, the experiment proved a success.
지름 [ 편집 ] 1920년 12월 13일 베텔게우스는 태양계 외부 항성 중 최초로 그 광구의 각지름을 잰 천체가 되었다.[21] 당시 간섭계 측정 기술이 초기 단계였음에도 실험은 성공으로 판명되었다.

Using heterodyne interferometry , it was concluded that the red supergiant emits most of its excess radiation from positions beyond 12 stellar radii or roughly the distance of the Kuiper belt at 50 to 60 AU, which depends on the assumed stellar radius.[35] [61] Since then, there have been studies done of this dust envelope at varying wavelengths yielding decidedly different results.
이들은 기존의 반지름이 바르다고 가정하고 헤테로다인 간섭법을 이용하여 이 적색 초거성이 여분 물질 대부분을 광구반경 12배 이상 거리(또는 대략 태양~카이퍼 대 거리인 50~60 천문단위)까지 뿌리고 있다고 결론 내렸다.[26] [71] 이후 이 먼지껍질을 다양한 파장을 통해 연구한 논문들이 나왔다. 이 논문들은 서로 확실히 다른 결론을 내리고 있다.

Deciding between building ground- versus space-based telescopes is complex. Even before Hubble was launched, specialized ground-based techniques such as aperture masking interferometry had obtained higher-resolution optical and infrared images than Hubble would achieve, though restricted to targets about 108 times brighter than the faintest targets observed by Hubble.[146] [147] Since then, advances in adaptive optics have extended the high-resolution imaging capabilities of ground-based telescopes to the infrared imaging of faint objects.
당장 허블이 발사되기 전에도 조리개 마스킹 간섭계 [각주 3] 처럼 특수한 지상망원경 기술이 있어서 허블보다 뛰어난 고해상도 광학 및 적외선 영상을 얻을 수 있었다. 하지만 이 기술로 관찰할 수 있는 표적은 허블이 관찰할 수 있는 가장 어두운 표적보다 최소한 108 배 밝은 천체로 한정된다.[146] [147] 그때부터 적응광학 은 지상망원경의 고해상도 영상 기술을 희미한 천체의 적외선 촬영쪽으로 확장하는 방향으로 기술 진보가 이루어졌던 것이다.

The return beam reenters the laser tracker where the distance to the target can be determined using interferometry or phase shift analysis.
반사 빔이 레이저 트래커를 다시 쏘게 되면 간섭 측정이나 위상 변이 분석을 통해 타겟까지의 거리를 확인할 수 있습니다.