アークミニット・マイクロケルビン・イメージャー
| アークミニット・マイクロケルビン・イメージャー | |
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 AMI Large Array は Ryle Telescope のアンテナを再利用したものである。なお、この写真が撮られた後で、望遠鏡は再配置されている。
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| 運用組織 | キャヴェンディッシュ研究所宇宙物理学部門 |
| 設置場所 | マラード電波天文台、英国ケンブリッジ |
| 座標 | 北緯52度10分11秒 東経0度03分33秒 / 北緯52.16977度 東経0.059167度座標: 北緯52度10分11秒 東経0度03分33秒 / 北緯52.16977度 東経0.059167度 |
| 標高 | 15 m (49 ft) |
| 観測波長 | 12-18 GHz |
| 観測開始年 | 2005年 |
| 形式 | 電波望遠鏡アレイ（干渉計） |
| ウェブサイト | AMI website |
アークミニット・マイクロケルビン・イメージャー（英: Arcminute Microkelvin Imager ； AMI）は、英国ケンブリッジのマラード電波天文台に設置されている電波望遠鏡（電波干渉計）である。これは Small Array と Large Array という、どちらも 12-18 GHz で運用する干渉計アレイで構成されており、宇宙マイクロ波背景放射の異方性を Very Small Array よりも高い分解能で画像化することを主目的として設計されている。短い基線の Small Array は、10基の 3.7 m パラボラアンテナで構成され、一方、長い基線の Large Array は、8基の 13 m アンテナで構成されている。2基のアレイは、基本的には、同一性能の受信機と、バックエンドの（最終処理用の）電子機器を持つ。
このプロジェクトの主な目的は、スニヤエフ・ゼルドビッチ効果 (銀河団内の熱いガスによる CMB の散乱)を通しての銀河団のサーベイを実施することである。AMI は、さらに CMB の本来のパワースペクトルを非常に高い分解能で観測することを期待されている。
参考文献[編集]
- AMI Consortium: Zwart et al. (2008). The Arcminute Microkelvin Imager. arXiv:0807.2469.
- AMI Consortium (2006). “High-significance Sunyaev-Zel'dovich measurement: Abell 1914 seen with the Arcminute Microkelvin Imager”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters 369: L1. doi:10.1111/j.1745-3933.2006.00151.x. arXiv:astro-ph/0509215.
- “Arcminute MicroKelvin Imager official page”. 2006年10月18日閲覧。
- Jones, Michael (2001). SZ surveys with the Arcminute MicroKelvin Imager. arXiv:astro-ph/0109351.
- Kneissl, Rüdiger; et al. (2001). “Surveying the sky with the Arcminute MicroKelvin Imager: expected constraints on galaxy cluster evolution and cosmology”. MNRAS 328: 783. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04815.x. arXiv:astro-ph/0103042.