観測機器

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観測機器

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/06/18 16:36 UTC 版)

「日本初の一覧」の記事における「観測機器」の解説

反射望遠鏡 - 国友一貫斎によるグレゴリー式望遠鏡。（1820年頃）屈折望遠鏡はそれ以前にヨーロッパから日本に伝わっていた。最も古い国産のものは、岩橋善兵衛の窺天鏡（1793年）が代表としてある。 宇宙望遠鏡 - 不明 国産顕微鏡（本格的なもの）- M・KATERA（エム・カテラ）松本福松・加藤嘉吉・神藤新吉・寺田新太郎（1914年）最も古いと考えられている国産顕微鏡は江戸時代のものがある。木製フレームのカルペッパー型顕微鏡などが現存している。 国産電子顕微鏡 - 菅田榮治による倍率一万倍のもの。（1940年） サイクロトロン - 理化学研究所の小型サイクロトロン（1937年） シンクロトロン - 東京大学原子核研究所の7億eV電子シンクロトロン（1961年）

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2014/01/02 02:17 UTC 版)

「PICARD (人工衛星)」の記事における「観測機器」の解説

太陽直径イメージャーおよび表面マッパー SODISM (SOlar Diameter Imager and Surface Mapper) 口径110mmのリッチークレチアン式反射望遠鏡で、2048×2048ピクセルのCCDを受光部に持ち、太陽表面とその光球の直径を1.06秒角の分解能で撮像する。2つの回転式フィルターによって観測波長は紫外線・可視光線・赤外線に亘る215～782.2nmの5バンド。開発元はフランス国立科学研究センターの大気/環境/宇宙観測研究所(LATMOS)。 太陽放射変動計 SOVAP (SOlar VAriability Picard) 太陽放射束密度の総量について700ppmの精度でその変動を計測する。ヒートシンクと熱量計および入射光をコントロールする2枚のシャッターから成り、過去に同タイプの機器が欧州宇宙機関(ESA)の衛星EURECA(1992年軌道投入)や太陽探査機SOHO（1995年打ち上げ）に搭載されている。ベルギーの王立気象研究所によって製作された。 精密モニターセンサー PREMOS (PREcision MOnitor Sensor) 波長215～782.2nmの5チャンネルで太陽のスペクトルの放射束密度を測定する。太陽探査機SOHOに搭載されたVIRIGO PMO6と同様の機器である。提供はスイスのダボス物理気象観測所/世界放射センター（PMOD/WRC）。

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「熊谷地方気象台」の記事における「観測機器」の解説

庁舎屋上に風向風速計と日照計、庁舎横にウィンドプロファイラ、観測露場に温度計・湿度計、積雪計、感雨器、転倒ます型雨量計がある。

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「ハーシェル宇宙天文台」の記事における「観測機器」の解説

この計画の正式名称は"遠赤外およびサブミリ波望遠鏡"(FIRST, Far Infrared and Submillimetre Telescope)と呼ばれており、宇宙望遠鏡としては初の遠赤外線およびサブミリ波の帯域での観測を行うものとなる予定である。望遠鏡の反射鏡の直径は3.5m(f:0.5)あり、これまでに打ち上げられたこの波長域を観測する宇宙望遠鏡として最大の大きさとなっている。観測機器は液体ヘリウムにより1.4Kまで冷却され、熱雑音の影響を最小限にして観測を行う。2,300リットルの液体ヘリウムが搭載されるが、消耗した際には、観測も不能となる。3年間の運用を想定している。 主要な観測機器は以下の3つである。 PACS(Photodetecting Array Camera and Spectrometer)：カメラと低分解能の分光器で55-210マイクロメートルの波長に対応する。分光器は1000から5000の分解能で10-18 W/m2の弱い信号を検出できる。カメラは独立した2つの帯域(60-85/85-130マイクロメートルと130-210マイクロメートル)で撮像できる。検出限界は数ミリジャンスキー(mJy)である。 SPIRE (Spectral and Photometric Imaging Receiver)：1カメラと低分解能の分光器で94-672マイクロメートルの波長に対応する。分光器の分解能は250マイクロメートルの波長において40から1000でおよそ100～500mJyの輝度の点光源を撮影できる。点光源の検出輝度は2mJyを下限とし、4から9mJyまでである。 HIFI (Heterodyne Instrument for the Far Infrared)：遠赤外領域の高解像度分光器で分光器の分解能は107である。分光器は157から212マイクロメートルと240から625マイクロメートルの2つの帯域で運用される。

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「AlSAT-2」の記事における「観測機器」の解説

マルチバンドイメージャ NAOMI (New AstroSat Optical Modular Instrument) 可視光3色（青/緑/赤）と近赤外線の4波長で観測を行うマルチバンドイメージャ。4バンドのラインそれぞれが1,750ピクセルを持つプッシュブルーム方式で、AlSAT-2の軌道高度においてはパンクロマティックで2.5m、マルチスペクトルで10mの解像度と、衛星の鉛直直下で17.5kmの観測幅が得られる。集光部は口径20cmのコルシュ式反射望遠鏡で、その光学系と鏡筒の素材には軽量かつ熱膨張の少ない炭化ケイ素が使われている。開発元はEADSアストリウムで装置重量は18.5kg。同型の光学センサーはその後チリのSSOTやベトナムのVNREDSat-1Aにも搭載された。

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「スニヤエフ・ゼルドビッチ・アレイ」の記事における「観測機器」の解説

SZAは単体の望遠鏡ではなく、8基の望遠鏡が同時に稼動して1基の干渉計を構成する。干渉計は、1つのディシュが集める総電力を測ることによって通常の望遠鏡と同様な方法で光（電磁波）を検出するわけではない。そのかわりに、対になっている望遠鏡に降る電波エネルギーの相互の差を見ている。水面の波と同じように、光の波はお互いに干渉でき、波が強めあうように干渉する場所では強く、弱めあうあうように干渉する場所では無振幅というように、複雑なパターンを作り出す。 電波は信号源から望遠鏡集合体に一様に降るので、干渉計はこの干渉パターンを検出できる（従ってこの名称なのである）。信号源の星野上の構造は、干渉パターンから推定することができる（これは、池に石を投げ込み、できる波のパターンからその石の大きさや形状を推定するのに、非常に似ている）。 干渉計の本来の分解能は、伝統的な単一の光学望遠鏡とちがい、個々の望遠鏡の大きさには依存せず、その設置間隔に依存する。設置間隔が長い一連の望遠鏡は、星野の小規模構造に対して高い感度を与え、設置間隔が短いものは、逆に大規模構造に対して感度が高い。SZAの8基の望遠鏡は、6基からなるコンパクトアレイと、2基の外側設置望遠鏡に分割できる。前者は、銀河団からの（大スケール）放射で最大の感度を与え、後者は点状信号源からの（小スケール）放射に対して最大の感度を示す。従ってSZAは、銀河団検出マシーンと、点状信号源減殺器（明るい電波源からの汚染信号をきれいに取り除くために用いられる）という、2つの観測機器を一つにまとめたものである。

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「RazakSAT」の記事における「観測機器」の解説

MAC (Medium-sized Aperture Camera) マルチバンドイメージャ。可視光から近赤外線に亘るマルチスペクトルの4バンド（波長450～890nm、解像度2.5m）およびパンクロマティックバンド（波長510～730nm、解像度5m）の撮影を行い観測幅は20km。集光部には口径30cmのリッチー・クレチアン反射望遠鏡を使用。撮像部にはCCDを5列に配置し、取得した帯状の走査イメージを合成処理するプッシュブルームイメージャ方式を採用している。

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「ICESat-2」の記事における「観測機器」の解説

先進地形レーザー高度計 Advanced Topographic Laser Altimeter System (ATLAS) マルチビームライダー。発振した可視緑色光（波長532nm）のレーザーを回折光学素子(DOE)により6本のビームに分割し、衛星の鉛直直下を中心として3km間隔の3列に照射する。各ビームは地表面で直径10mのフットプリントとなり、レーザーパルスの周期10kHz(毎秒10,000回のパルス送出)により0.7m間隔のサンプリングが行われる。ATLASは口径80cmのベリリウム製主鏡を持つ反射望遠鏡によってこのフットプリントの反射と散乱光を捉え光子カウントによって検出。レーザー照射から地表で反射した光子が衛星に戻って検出されるまでの時間（約3.3ミリ秒）を10億分の1秒の精度で計測して各観測点の高度を決定する。開発・設計はFibertek社が担当。装置の組み立てはゴダード宇宙飛行センターにおいて行われた。

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「DEMETER (人工衛星)」の記事における「観測機器」の解説

磁場センサー IMSC (Instrument Magnetometre Search Coil) 3軸サーチコイル磁力計。3次元の磁場成分（10Hz～18kHz）を計測する。衛星本体からの磁気干渉を避けるため、長さ1.9mのアームの先端に取り付けられている。 電界センサー ICE (Instrument Champ Electrique) アルミニウム製の球状電極を先端に持つ長さ4mのアンテナ4本を伸長し、電界（DC～3.25MHz）の3次元ベクトル成分を計測する。 ラングミュア探針 ISL (Instrument Sonde de Langmuir) 電離層のプラズマイオンを計測する装置で、球型と円筒型のラングミュア探針を組み合わせている。計測範囲は電子密度が100～500,000/cm3、電子温度500～3,000K。 プラズマ分析器 IAP (Instrument Analyseur de Plasma) プラズマイオンの組成（H+、He+、O+、NO+）および密度・温度・速度の分析装置。 粒子検出器 IDP (Instrument Detecteur de Plasma) 電離層の高エネルギー電子フラックスを計測するシリコン半導体検出器。エネルギーが70keV～2500keVの電子フラックスを256諧調の強度でカウントする。

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/11/04 16:12 UTC 版)

「ホイヘンス・プローブ」の記事における「観測機器」の解説

耐熱性のエアロシェルに覆われたホイヘンス・プローブには、以下のような観測機器が搭載されている。 降下カメラ/スペクトル放射計 大気構造測定装置 エアロゾル収集装置・加熱装置 ガスクロマトグラフ・質量分析器 ドップラー風速測定 地表科学パッケージ音波サウンダー 加速度計 傾斜計 熱伝導計 振動子

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/05/04 05:53 UTC 版)

「TerraSAR-X」の記事における「観測機器」の解説

Xバンド合成開口レーダー TSX-SAR (TerraSAR-X SAR instrument) Xバンド（波長3.1cm/周波数9.65GHz）のマイクロ波を用いるアクティブフェーズドアレイレーダーで、曇天下および夜間の撮影も可能である。4種類の観測モードがあり、解像度が最も高いSpotLightモードでは地上分解能1mで撮影範囲5×10km、レーダーのビーム幅を広げたScanSARモードでは地上分解能16mで撮影範囲100×1500kmの性能を持つ。運用中は衛星の側面に取り付けられたレーダーアンテナが、進行方向に対して斜め右または左下方（オフナディア角33.8度）を向くよう姿勢制御され、レーダー走査はこの角度を中心に±19.2度の範囲で行われる。TanDEM-Xに搭載されたレーダー装置もこれと同型であり、数百mから数十kmの距離をおいて編隊飛行する2基の衛星が協調して干渉合成開口レーダー(InSAR)を構成することで、高分解能の標高データを取得することが可能となっている。 この他にレーザー光通信の実験装置と、衛星追跡のためのレーザー反射器を搭載している。

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「ひとみ (人工衛星)」の記事における「観測機器」の解説

従来より10倍以上優れたＸ線エネルギー計測精度を持つ革新的な軟X線超精密分光望遠鏡システム、広い視野を持つX線CCDカメラ、高精度イメージング能力により従来より10倍以上の高感度を持つ硬X線／ガンマ線検出器を搭載していた。また、すざくでは失敗したマイクロカロリメータによる観測を予定していた。複数の観測機器を組み合わせて観測することで最大ですざくの100倍の感度で天体を観測できる能力を持っていた。

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「SMOS」の記事における「観測機器」の解説

合成開口マイクロ波イメージング放射計 MIRAS (Microwave Imaging Radiometer using Aperture Synthesis) 地球表面から放射されるマイクロ波は土壌水分と海洋塩分の分布によってその強度が変化する。MIRASはそのマイクロ波（波長21cm、周波数1.4GHz）の放射分布を干渉計で捉え、土壌水分と海洋塩分のプロファイリングを行う。干渉計を構成する直径16.5cmの小型アンテナLICEFは、3本のアームに各18個、衛星本体に15個の計69個が配置されており、その合成開口による性能は土壌水分について空間分解能50kmで精度は4％、海洋塩分は200km四方の平均値として1リットル中0.1グラムの濃度差を検出する。

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/05/04 05:43 UTC 版)

「CALIPSO」の記事における「観測機器」の解説

Cloud-Aerosol Lidar with Orthogonal Polarization (CALIOP) - LIDAR。Nd:YAGレーザーにより発振した532nm、1064nmの2波長で観測を行い、雲とエアロゾルの高分解能鉛直方向分布を与える。 Wide Field Camera (WFC) - 気象学的解釈のため、高空間分解能画像を撮影するカメラ。民生品であるBall AerospaceのアストロトラッカーカメラCT-633を改良したもの。Aquaの搭載機器であるMODISのバンド1とあわせるために選択された。 Imaging Infrared Radiometer (IIR)- 巻雲の放射率と粒径を検波する。 2009年2月、CALIPSOは予定通りバックアップ用のレーザーに切り替えた。最初のレーザーは3年に渡り使用されその役割を果たした。予備のレーザーは予想以上に機能し続けており、2009年6月にCALIPSOのミッション拡張が承認された。

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「ICESat」の記事における「観測機器」の解説

地球科学レーザ高度計システム GLAS (Geoscience Laser Altimeter System) リモートセンシング用に設計されたライダー。Nd:YAGレーザーを使用し、赤外線（1064nm）と可視緑色光（532nm）の2波長でレーザーパルスを鉛直下方へ照射する。毎秒40回照射されるレーザー光は地表面で直径70m、間隔170mのスポットとなり、その反射と散乱光を口径1mの反射望遠鏡で捉え高度を計測する。装置重量は300kg。

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「ADM-Aeolus」の記事における「観測機器」の解説

大気レーザードップラー測定装置 ALADIN (Atmospheric Laser Doppler Instrument)衛星軌道からの測風用に設計されたドップラー・ライダー。Nd:YAGレーザーによって発振した波長1064nmの赤外線レーザーを、非線形光学結晶を用いて波長355nmの紫外線レーザーに波長変換し、衛星の進行方向に対して斜め右下方（オフナディア角35度、明暗境界線の夜側）へ向け照射する。レーザーに照らされた大気中のダストや水滴の後方散乱光を口径1.5mのカセグレン反射望遠鏡で観測し、そのドップラーシフトを2つのレーザー干渉計（フィゾー干渉計およびファブリ・ペロー干渉計）で計測することによって風向と風速を決定する。28秒周期で7秒のレーザー照射を行うことで1観測点の計測を行い、1日当たり3,200の観測点において測風を行う。データは1観測点について地表50kmの平均値として取得され、精度は風速2～3m/sで垂直解像度0.5～2km、観測から3時間以内に利用可能とすることを目標としている。 ALADINはEADSアストリアムがフランスのトゥルーズ工場で開発し、レーザー送信機部分はイタリアのセレックスES社が担当する。実証試験にはドイツ航空宇宙センター(DLR)が協力しており、ALADINの航空機用デモンストレーターを用いた試験飛行を実施して、既存の風観測手段と比較する較正と性能検証を行った。

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「CryoSat」の記事における「観測機器」の解説

干渉合成開口レーダー高度計 SIRAL (Synthetic Aperture Interferometric Radar Altimeter) Kuバンド（13.575GHz）のマイクロ波で観測を行い、LRM（低解像度）モード、SARモード、SAR干渉モードの3種類の観測モードを持つ。楕円形開口面（1.4m×1.15m）のカセグレンアンテナを2基並べて搭載し、SAR干渉モードではこの2基のアンテナで基線長1.2mの干渉計を構成する。

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/26 09:21 UTC 版)

「NEOSSat」の記事における「観測機器」の解説

NEOSSatが搭載した観測装置はCCDカメラである。装備している望遠鏡の口径は、15 cmである。 この望遠鏡はマクストフカセグレン式で、その視野角は0.85度である。100秒の長時間露光を行った場合は、19.5～20等級の撮像が可能である。受光部に搭載した2つのCCD（1024×1024ピクセル）は、観測と衛星の姿勢制御にそれぞれ用いられる。なお、姿勢制御方式は3軸姿勢制御であるため、安定した撮像が可能である。

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/26 09:21 UTC 版)

「CryoSat-2」の記事における「観測機器」の解説

干渉合成開口レーダー高度計 SIRAL-2 (Synthetic Aperture Interferometric Radar Altimeter - 2) Kuバンド（13.575GHz）のマイクロ波で氷の高さおよび分布を計測するレーダー高度計。楕円形開口面（1.2m×1.1m）のカセグレンアンテナを2基並べて搭載。LRM（低解像度）モード、SARモード、SAR干渉モードの3種類の観測モードを持ち、SAR干渉モードではこの2基のアンテナで基線長1.2mの干渉計を構成する。衛星の進行方向に沿った水平分解能は250m。氷の厚み測定精度は、300km四方の海氷についての平均値として年間1.6cmの変化を検出する。装置重量は70kg。設計・製造はタレス・アレーニア・スペース。

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/04/14 06:58 UTC 版)

「UARS」の記事における「観測機器」の解説

10の観測機器が搭載され、そのうちWINDIIはカナダNRC（英語版）による提供である。 SOLSTICE（太陽放射測定用分光計）-太陽スペクトル放射照度 SUSIM（太陽紫外放射測定用分光計）-太陽フラックスの変動 PEM（高エネルギー電子・陽子測定装置） CLAES（大気測定用走査型冷却剤冷却式地球周縁赤外分光計）-大気中の窒素・塩素、オゾン破壊種、微量成分、気温のグローバルな総観測定 ISAMS（大気測定用改良型機械的冷却式赤外サウンダー）-気温および大気成分濃度 MLS（大気測定用マイクロ波リムサウンダー）-O3、O2の垂直分布、風測定、気圧推定 HALOE（ハロゲン観測用太陽掩蔽式分光計）-成層圏気体種の濃度 HRDI（風測定用走査型ファブリ・ペロー干渉計）-中間圏の風 WINDII（風測定用走査型マイケルソン干渉計）-エネルギーのDopplerシフト、上層大気の風 ACRIM-II（太陽常数測定用広帯域放射計）-全太陽放射照度

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/08/09 03:41 UTC 版)

「MicroCarb」の記事における「観測機器」の解説

地球に向けられたMicroCarbの観測装置は、地表に反射する太陽光を取り込んで波長ごとのスペクトルに分解し、大気中の二酸化炭素によって吸収される近赤外線の波長帯でその強さ測定する。この測定値が観測点における二酸化炭素の濃度を反映したものとなる。スペクトルの分離にはエシェル回折格子を使用し、二酸化炭素の吸収を観測する波長（1605nmおよび2034nm）ごとに検出器にかけられる。装置はCNESの小型衛星プラットフォームMYRIADEに搭載可能なようコンパクトにまとめられており、二酸化炭素濃度の観測精度は先行するミッションの同等以上（濃度1ppm、誤差0.3％）を目指している。フランスの気候環境科学研究所（Laboratoire des Sciences duClimat et de l’Environnement、LSCE) およびラプラス研究所（Institut Pierre Simon Laplace、IPSL）によって開発され、エアバス・ディフェンス・アンド・スペース社によって製造が行われる。

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/12/25 06:30 UTC 版)

「観測天文学」の記事における「観測機器」の解説

ほぼ全ての近代の観測天文学で主要な機器は望遠鏡である。望遠鏡は光を集め、非常に暗い天体を見えるようにし、また小さく遠い天体を拡大する。光学天文学は、非常に精度の高い光学部品を必要とする。例えば、曲がった鏡を作るために、その表面を光の波長程度以内の歪みになるように磨く必要がある。近代の「望遠鏡」の多くは、実際は、その解像度を合わせて開口合成を作るために協調して動く一連の望遠鏡から構成されている。 大きな望遠鏡は、気候から守るため及び観測条件を安定化させるためにドームに格納される。例えば、望遠鏡の両端の温度が異なると熱膨張のために構造が変化し、光学素子の位置を変え、像に影響を与える。このため、ドームは通常は明るい白色（酸化チタン(IV)）または無塗装の金属である。ドームは、空気が循環し、望遠鏡全体が周りと同じ温度になるように、観測が始まるずっと前の夕方頃に開かれる。風やその他の震動を避けるため、周りのドームや建物とは別のコンクリートの基礎に建てられるのが一般的である。 ほとんどの観測では、全天を横切る天体を望遠鏡で追跡する必要がある。言い換えると、地球の自転の影響を滑らかに補償する必要がある。コンピュータによる制御の出現までは、一般に赤道儀が用いられており、小さな望遠鏡では現在でも使われている。しかし、構造的に貧弱な設計であり、望遠鏡の直径や重さが増すにつれて邪魔になってきた。赤道儀を備えた世界で最も大きな望遠鏡は、5.1mのヘール望遠鏡であるが、最近の8から10mの望遠鏡は、構造的により優れた経緯儀を用いている。2006年時点で、Thirty Metre Telescopeや直径100mのOWL望遠鏡等、巨大な経緯儀望遠鏡の設計プロジェクトが進行している。 アマチュア天文学者は、ニュートン望遠鏡や反射望遠鏡等を用いるが、最近はマクストフ望遠鏡の利用も増えてきた。 数世紀に渡って、写真は観測天文学で重要な役割を果たしてきた。しかし、最近30年では、CCDやCMOS等のデジタルセンサによる撮像装置に置き換わっている。測光法や干渉法の分野では、さらに長い間、電子検出器を用いてきた。天体写真には、特別な写真フィルムが用いられるが、CCDの90%以上に対して、約3%という低い量子収率等の様々な欠点がある。近代のほぼ全ての望遠鏡は電子アレイである。化学フィルムの解像度は電子検出器よりも良いため、サーベイ等の特定の目的のためには、ガラス板が未だに用いられている。 写真の発明の前には、全ての天文学は裸眼で行われた。しかし、フィルムの感度が十分高くなる前に、圧倒的な利点のために、天文学全体がフィルムに移行した。 人間の眼は瞬間の現象を切り捨てるが、写真フィルムはシャッターが開いている期間の光を集める。 撮影した画像はずっと残るため、多くの天文学者が同じデータを用いることができる。 経時的に変化する天体を観測することができる（SN 1987A等）。 ブリンクコンパレータは、空の同じ領域を別の時間に撮影した、2枚の良く似た写真を比較するのに用いられる機器である。コンパレータは、2枚のプレートを交互に入れ替え、明るさの異なる点を点滅する点や筋として明らかにする。この機器は、小惑星や彗星、変光星を発見するのに用いられる。 マイクロメータは、二重星を測定するのに用いられる道具である。一緒にまたは独立して動く一対の線から構成されている。望遠鏡のレンズはこの対と列を作り、恒星の分離角と同じ角度のワイヤを用いて方向を合わせられる。可動ワイヤはその後、2つの恒星に合わせて調整され、真の分離角が読まれる。 分光器は、観測天文学に不可欠な機器である。元素による特定の波長の光の吸収は、観測される遠い天体の特性を調べることを可能にする。これにより、太陽の放出スペクトルからヘリウムが発見され、遠い恒星、銀河、その他の天体について多くの情報が得られた。スペクトルのドップラーシフト（特に赤方偏移）は、視線運動や地球からの距離を決定するのに用いられる。 初期の分光器としては、光を幅広いスペクトルに分けるプリズムが用いられていた。後に、プリズムに比べて光りの喪失量が少ない回折格子が開発され、スペクトル解像度が向上した。スペクトルは長露光で撮影することができ、遠い銀河等の暗い天体のスペクトルの測定を可能とした。 色指数を測定する手段として、1861年から天体測光法が用いられるようになった。この技術は、特定の周波数範囲で恒星の等級を測定することで、全体の色、そして恒星の温度を決定することを可能とした。1951年までに、国際標準としてUVB等級が採択された。 現在は、CCDを用いた光電測光法が観測にしばしば用いられている。このような感度の良い機器は、個々の光子に近い明るさや眼では見えないスペクトルまで記録することができる。長い時間で到達する数個の光子を記録できることで、大気の効果をある程度コンピュータで補正することが可能となり、解像度を向上させることができた。さらに解像度を向上させるために、複数のデジタル画像を結合することもできる。補償光学と組み合わせると、画質を望遠鏡の理論的な解像度に近づけることができる。 特定の周波数又は周波数領域を持つ天体の観測には、光学フィルターが用いられる。多層フィルムのフィルターは、周波数の透過と阻害を非常に正確に制御できるため、例えば励起した水素原子からの特定の周波数のみを放出する天体を観測することができる。またフィルターを使って、光害の効果を部分的に補正することもできる。偏光フィルターは、光源が偏光を放出しているか、またその偏光の方向を確かめるために用いられる。

観測機器

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/01/06 07:42 UTC 版)

「マーズ・エクスプロレーション・ローバー」の記事における「観測機器」の解説

ローバーの観測機器は、動物の頭部のようなパノラマカメラ取付マスト（PMA）と、腕のような観測機器展開装置（IDD、通称「ローバー・アーム」）に集中して取り付けられている。ローバー・アームは人間の腕のように動かすことができ、アームの先端に備えられた各種の計測機器を調査対象の岩石などに、ちょうど人間が手を伸ばすように接近させることができる。

観測機器

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/10 00:40 UTC 版)

「ジュノー (探査機)」の記事における「観測機器」の解説

ジュノ―の科学的目標は搭載された9つの観測機器から得る情報によって達成される。 名称画像英名 (略称)概要磁力計 Magnetmeter (MAG) MAGは木星の内部構造と磁場について調べるための機器である。MAGは磁力線の強さと方向を測定するフラックス・ゲートセンサ2つと磁力センサーの向きを監視するAdvanced Stellar Compass(ASC)で構成されている。MAGはほかの観測機器からの磁場の干渉を防ぐため、太陽パネルの先端に取り付けられている。 マイクロ波放射計 Microwave radiometer (MWR) MWRは木星の大気の構造、動きのでデータを得るために利用される機器である。また木星に含まれる水の量も測定している。この機器は6つのアンテナで構成されており、それぞれ600MHz, 1.2, 2.4, 4.8, 9.6,22GHz の周波数帯で測定を行う。異なる周波数のマイクロ波放射を測定することにより、内部の様々な層を調べることができる。 重力測定装置 Gravity Science (GS) GSは木星の重力場を測定し、木星の内部構造を明らかにする機器である。木星の内部構造の変化は木星の重力場に影響を与える。また、ジュノーの軌道にも変化を及ぼし、木星に近づくほどその変化は顕著になる。これを利用し、ジュノーは地球との通信の中で地球上に送信した信号と地球から送られてきた信号のずれにより重力を測定する。地球との通信ではXバンドとKaバンドが用いられている。 エネルギー粒子検出装置 Jovian Energetic Particle Detector Instrument (JEDI) JEDIは木星の特定の範囲内のエネルギー、角度、イオンの種類（水素、ヘリウム、酸素、硫黄）を検出する機器である。マイクロチャンネルプレートとフォイル層を利用した3つの同一の検出器で構成されている。400keV(キロ電子ボルト)から500keVの電子と20keVから1000keVのイオンを検出できる。 オーロラ分布観測実験システム Jovian Auroral Distributions Experiment (JADE) JADEは木星のオーロラを生み出す電子やイオンを検出するセンサーである。木星のオーロラを生み出すプロセスと木星の磁気圏の3次元地図の作成に役立てられる。4つのセンサーで構成されており、そのうち3つはジュノ―の取り巻く空間の電子を、残り1つは正に帯電する水素、ヘリウム、酸素、硫黄のイオンを識別する。高エネルギー帯を測定するJEDIに比べ、JADEは低エネルギー帯で測定を行う。 電波実験装置 Waves Wavesは電波とプラズマ波を研究するための機器である。この機器は木星の大気、磁場、磁気圏の間の相互作用を解明し、木星のオーロラの発生機構を明らかにするように設計されている。50Hzから40MHzの無線周波数、50Hzから20kHzまでの磁場を検出する。ダイポールアンテナと磁気サーチコイルの2つの主要センサがある。 紫外線撮像スペクトロメーター Ultraviolet Spectrograph (UVS) UVSは木星のオーロラを赤外線で撮影する機器である。JADEやJEDIと組み合わせることでオーロラ、大気に衝突する粒子、惑星全体の磁気圏との関係を理解するために利用される。UVSは70～200ナノメートルの波長範囲における紫外線光子に敏感に反応する。 赤外線オーロラマッピング装置 Jovian Infrared Auroral Mapper (JIRAM) JIRAMは、木星のオーロラや大気を至近距離から観測するために設計された赤外線分光器である。地球の57倍の気圧である雲の上から50～70㎞の深さの大気を探査することができる。ホスフィン、メタン、アンモニア、水を測定する。 ジュノーカメラ JunoCam JunoCamはジュノーに搭載されているカラーカメラである。JunoCamは特に一般の人を対象にして搭載されており、ジュノーミッションの科学機器の一つとしては含まれない。JunoCamの広角カメラは1ピクセルあたり最大25㎞の解像度で撮影する。JunoCamで撮られた画像はジュノ―ミッションのwebサイトで公開され一般の人がカラー画像に加工することができるようになっている。木星を取り囲む高エネルギー粒子が電子機器に損傷を与え装置を停止せざるを得ないことが予想されていたが、2020年9月時点でも動作し続けている。

観測機器

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「SOHO (探査機)」の記事における「観測機器」の解説

SOHOのペイロードモジュールには12個の観測機器が搭載されている。それぞれの機器は独立した太陽に関する測定を行う。以下に観測機器の一覧を示す。 Coronal Diagnostics Spectrometer (CDS) コロナの密度、温度、流速を測定する。 Charge ELement and Isotope Analysis System (CELIAS) 太陽風のイオン組成を測定する。 COmprehensive SupraThermal and Energetic Particle analyser collaboration (COSTEP) 太陽風のイオン、電子組成を測定する（以下のERNEとは、しばしば相互参照しながら測定を行う）。 Extreme ultraviolet Imaging Telescope (EIT) コロナ下部の構造、活動を観測する。 Energetic and Relative Nuclei and Electron experiment (ERNE) 太陽風のイオン、電子組成を測定する。 Global Oscillations at Low Frequencies (GOLF) 太陽全体における振動を測定することで、太陽の内部構造を調査する。 Large Angle and Spectrometric COronagraph experiment (LASCO) コロナの構造と変化を観測する。 Michelson Doppler Imager (MDI) 光球におけるガスの速度や磁場を測定し、日震学による太陽内部構造の調査を行なうとともに、対流層（表面対流層）や、コロナの構造に大きな影響を与える太陽磁場についての情報を収集する。SOHOが送信するデータのうち、MDIからのデータが最も大きな部分を占めている。 Solar Ultraviolet Measurement of Emitted Radiation (SUMER) コロナのプラズマ流、温度、密度を測定する。 Solar Wind ANisotropies (SWAN) 水素の特性スペクトルを観測する望遠鏡により、太陽風の流れ、太陽圏における密度分布、太陽風の流れの大規模構造の観測を行う。 UltraViolet Coronagraph Spectrometer (UVCS) コロナの密度、温度を測定する。 Variability of solar IRradiance and Gravity Oscillations (VIRGO) 太陽全体を低解像度にて放射の測定と内部重力波モード振動の探索を行なう。後者が見つかれば、太陽の内部構造の調査に役立つ。 上記の装置のうち、いくつかによる観測結果は画像として得られており、そのほとんどについて、公共目的や研究目的にインターネットを通じて閲覧可能である（以下に示すSOHOの公式サイトを参照）。これらの画像は可視光線 (Hα) から超紫外線にかけて幅広い波長範囲にわたるものである。SOHOのウェブページで見られる可視光線の範囲外で撮影された写真には、波長に応じて便宜上の色がつけられている。 他の宇宙望遠鏡や地上の天文台と異なり、SOHOでは個別の提案に対する観測時間の割り当ては行っていない。 サングレーザーと呼ばれる太陽をかすめる彗星は、太陽光によって遮られるため地上からでは観測することは出来ない。SOHOはこのような彗星を2,000個以上発見し、それらはSOHO彗星と名づけられている。 2010年12月26日にSOHOが発見した彗星の数が2,000個に達した。このうち85%がクロイツ群に含まれる彗星だという。2015年9月13日にはSOHOが発見した彗星の数は3,000個に達した。

観測機器

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「だいち」の記事における「観測機器」の解説

だいちの特徴は、ひとつの衛星に複数のセンサーを搭載して多くの機能を持たせたことである。また、諸外国の地球観測衛星と比べて広域を連続撮影できることも特長である。一般的な諸外国の地球観測衛星がデジタルスチルカメラのように特定の地点を切り出して撮影するのに対し、だいちはファクシミリが紙面を走査して読み取るように、連続して通過する地域を撮影し続けることができる。 PRISM（パンクロマチック立体視センサー） 可視光線のバンド（波長帯）の光を観測し、白黒画像を取得するパンクロマチック（全整色）センサー。一度に幅70kmの範囲を2.5mの高分解能で観測し、地表のデータを取得することを目的に設計されている。直下視、前方視、後方視の3方向の独立した光学系で観測することにより、地表の凹凸を標高という形でデータを取得し、立体視画像の取得も可能である。それぞれの望遠鏡は3つの反射鏡とCCD検出器によって構成されている。 AVNIR-2（高性能可視近赤外放射計2型） 1996年打ち上げのみどりに搭載されていたAVNIR（高性能可視近赤外放射計）の改良型の、可視光線から近赤外線までのマルチバンド（複数の波長帯）を、バンドごとに計測するマルチスペクトル（多波長）センサー。マルチバンドの地上分解能がAVNIRの16mから10mと大幅に改良されている。赤、緑、青の3色＋近赤外領域の4種類で観測することにより、多目的なカラー画像を製作し、地表面の属性を判別することで資源探査などに利用するができる。また、ポインティング可能角度が40°から44°に改良されたことで、災害時などの緊急観測に迅速に対応でき、極域の一部を除く地球上すべての地域を、3日以内に観測することができる。 PALSAR（フェーズドアレイ方式Lバンド合成開口レーダー） 1992年に打ち上げられたJERS-1（ふよう1号）衛星に搭載されていた合成開口レーダー(SAR)の改良型センサ。衛星から発射したマイクロ波の反射を観測するセンサーのため、観測する領域の天候・昼夜等に影響されることなくデータを取得できる。また他国にはないLバンドを使用したレーダー衛星であり、植生を透過した地表面の観測や地殻変動の観測に威力を発揮する。観測範囲や分解能が可変であり、柔軟な観測を可能にし、地球上すべての地域を5日以内に観測することができる。3つの観測モードがあり、高分解能モードでは10mの分解能による詳細な地域観測が可能である。SCAN SARとよばれる広域モードではやや解像度は劣るが、従来の合成開口レーダーの3～5倍に当たる幅250～300kmでの観測が可能である。ポラリメトリモードとよばれる多偏波モードでは、2種類（縦波と横波）のマイクロ波を送受信する。多偏波での送受信は世界初の技術であり、より詳細な地形データを観測することができる。

観測機器

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/09/08 08:52 UTC 版)

「X線分光撮像衛星」の記事における「観測機器」の解説

2台の軟X線反射鏡の焦点面に、それぞれX線マイクロカロリメータ分光撮像器 (Resolve) と広視野のX線CCDカメラ (Xtend) を搭載する。観測機器のうち、Resolveは、NASA、ESA、オランダ宇宙研究機関 (SRON) が開発する。

観測機器

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/14 16:34 UTC 版)

「GOES」の記事における「観測機器」の解説

GOESの観測機器は、大きく分けて4つある。 イメージャー 天気予報などで使われる雲画像は、この装置で観測する サウンダー 大気の断面構造を観測する。米国海洋大気庁が運用している極軌道衛星NOAAシリーズのTOVSに似ている 宇宙環境モニター プロトン、太陽X線、荷電粒子、磁力を測定する 太陽X線イメージャー 太陽をX線波長帯で直接観測する

観測機器

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/11 09:14 UTC 版)

「AlSAT-1」の記事における「観測機器」の解説

ESIS (Extended Swath Imaging System) 可視光の緑・赤と近赤外線の3バンドで撮影を行うマルチバンドイメージャ。2台のカメラで撮影したイメージを合成処理するプッシュブルームイメージャ方式で衛星直下の解像度は32m。1回の撮影で600km×500kmの地表範囲を画角に収める。

観測機器

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「PARASOL (人工衛星)」の記事における「観測機器」の解説

POLDER (Polarization and Directionality of the Earth's Reflectances) フランス国立宇宙センターがリール大学の大気光学研究所と共同開発したパッシブ光学センサー。15種類の偏光・非偏光フィルターを回転ホイールによって順次切り替え、244×274ピクセルのCCDによってそれぞれの波長を検出するマルチスペクトルイメージャである。衛星の鉛直直下における地表分解能は6×7kmで2400kmの観測幅を持つ。 なおこの装置はPARASOL以前に、日本の宇宙開発事業団が打ち上げたみどりおよびみどりIIにも搭載されたが、両衛星はいずれも短期間で故障したため失われている。

観測機器

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「DubaiSat-1」の記事における「観測機器」の解説

DMAC (DubaiSat-1 Medium-sized Aperture Camera) マルチバンドイメージャ。可視光（青/緑/赤）から近赤外線に亘るマルチスペクトルの4バンド（波長420～890nm、解像度2.5m）およびパンクロマティックバンド（波長510～730nm、解像度5m）の撮影を行い観測幅は20km。集光部には口径30cmのリッチー・クレチアン反射望遠鏡を使用。撮像部にはCCDを5列に配置し、取得した帯状の走査イメージを合成処理するプッシュブルームイメージャ方式を採用している。 SRM (Space Radiation Monitor) 電界効果トランジスタMOSFETを使用し、荷電粒子の電離作用によって衛星周囲の放射線量を測定する。

観測機器

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/12 08:47 UTC 版)

「SSOT」の記事における「観測機器」の解説

マルチバンドイメージャ NAOMI (New AstroSat Optical Modular Instrument) 可視光線から近赤外にわたる4波長で観測を行うマルチバンドイメージャ。パンクロマティックで1.45m、マルチスペクトルで5.8mの地上解像度を持ち、観測幅は10.15km。集光部は口径20cmの反射望遠鏡であり3つの非球面鏡からなるコルシュ光学系を採用している。特定の対象を注視する場合などは鉛直下方を中心に衛星自体を30度まで傾けて撮影を行う。同型の光学センサーはアルジェリアのAlSAT-2AやベトナムのVNREDSat-1Aにも採用されている。

観測機器

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「Megha-Tropiques」の記事における「観測機器」の解説

大気・降雨マイクロ波分析装置 MADRAS (Microwave Analysis and Detection of Rain and Atmospheric Systems) 雲と降雨の観測を5つの波長（18.7、23.8、36.5、89、157GHz)で行う走査式のマイクロ波放射計（イメージャ）。開口径65cmのパラボラアンテナを回転させることで1分間に25回の円弧スキャンを行い、地表で1700kmの観測幅を持つ。水平解像度は6～40km。 マイクロ波水蒸気サウンダ SAPHIR (Sondeur Atmospherique du Profil d'Humidite Intertropicale par Radiometrie) 熱帯における水蒸気分布を観測するミリ波サウンダ。水蒸気吸収波長の一つである183.31GHzを中心とした±12GHzの波長域で6チャンネルの観測を行う。水平解像度は10km。 走査型放射収支計 ScaRaB (Scanner for Radiation Budget) 大気上層における放射エネルギー収支を計測するマルチスペクトル放射計。0.5～12.5µmの4チャンネルで観測を行う。観測幅は3300km、水平解像度は40km。CNESが開発したこの装置は、過去にMeteor 3-6（1994年打ち上げ）などロシアの気象衛星に搭載されて観測を行った実績を持つ。 電波掩蔽センサー ROSA (Radio Occultation Sensor for Vertical Profiling of Temperature and Humidity) GPS衛星の信号を利用したGPS掩蔽法によって、温度と湿度の鉛直分布を計測する装置。開発製造はタレス・アレニア・スペース・イタリア社で、過去にインドの海洋観測衛星Oceansat-2（2009年打ち上げ）などに搭載された実績を持つ。

観測機器

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/04/03 22:06 UTC 版)

「ASTRO-G」の記事における「観測機器」の解説

当機の主鏡は軌道上展開式の9m口径電波反射鏡である。観測波長がミリメートルオーダーであるため、反射鏡は金メッキされたメッシュで構成される。7個の小さなモジュールが組み合わさって大きな反射鏡を構成する構造になっており、これにはきく8号（ETS-VIII）の技術が使われる。ただし個々のモジュールはきく8号ではモリブデン線であったが、鏡面精度を上げるためこれをタングステン線に替え、表面を金メッキする。

観測機器

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/12 20:59 UTC 版)

「VNREDSat-1A」の記事における「観測機器」の解説

マルチバンドイメージャ NAOMI (New AstroSat Optical Modular Instrument) 可視光線から近赤外線にわたる4波長で観測を行うマルチバンドイメージャ。パンクロマティックで2.5m、マルチスペクトルで10mの地上解像度を持ち、 観測幅は17.5km。集光部は口径20cmの反射望遠鏡で3つの非球面鏡を使うコルシュ光学系を使用する。センサーは衛星に固定されているため、特定の対象を高頻度に注視したい場合などは、鉛直下方を中心に衛星自体を30度まで傾けて撮影を行う。なおこの観測機器は、VNREDSat-1A以前にAlSAT-2A、SSOT、SPOT-6に搭載されている。

観測機器

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/12 20:56 UTC 版)

「PROBA-V」の記事における「観測機器」の解説

マルチチャンネル分光放射計 Vegetation Instrument - PROBA (VGT-P) SPOT衛星4号・5号に搭載されたVegetationの改良型であり、PROBAの筐体に収まるようコンパクトに再設計されている。可視光から短波長赤外線までの波長領域(447～1650nm)にわたる4バンドで観測を行い、地表解像度は観測波長によって1km～300m。観測幅は最大2285kmと広く、1日あたり地球表面の90％を撮像可能となっており、とくに緯度35度以上については1日に100％をカバーする。 PROBA-V Vegetation センサー仕様3 compact, 広視野, 3-mirror Astigmatic telescope (3x 34.6°) x 5.5° 可視・近赤外 (VNIR) デテクタ 3x 5200 ピクセル, 13 μm 青バンド 447–493 nm 赤バンド 610–690 nm 近赤外 777–893 nm 可視・近赤外の地表分解能 1/3 km 短波長赤外 (SWIR) デテクタ 3x 1024 ピクセル, butted InGaAs detectors 短波長赤外バンド 1570–1650 nm 短波長赤外の地表分解能 SWIR 2/3 km For more detailed specifications and the resulting products that are available to the users, see

観測機器

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/06/09 07:14 UTC 版)

「ひのとり (人工衛星)」の記事における「観測機器」の解説

最初の5個が太陽観測装置、残り3個が地球周辺環境と太陽との相互作用を観測するための装置である。 太陽フレアX線像観測器 (SXT) -- すだれコリメーターと衛星の自転を利用してX線による二次元像を得る。 太陽軟X線観測器 (HXM) -- フレアから発生する20-300keVのX線のスペクトルと時間変化を観測する。 太陽軟X線輝線スペクトル観測器 (SOX) -- 衛星の自転を利用したブラッグ結晶分光計。 太陽フレアモニター (FLM) -- 蛍光比例計数管を用い、2-20keVのX線のスペクトルを観測する。 太陽ガンマ線観測器 (SGR) -- ヨウ化セシウムを用いた、太陽フレアに伴うガンマ線の検出器。 粒子線モニター (PXM) -- 地球周辺の荷電粒子の測定。 プラズマ電子密度測定器 (IMP) -- プラズマ電子密度の測定。 プラズマ電子温度測定器 (TEL) -- プラズマ電子温度の測定。 なお、HXMとFLMが太陽フレアを検出すると、観測データ記録用の磁気テープが早回しになって記録精度が8倍になるよう設計されている。

観測機器

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/08/17 01:31 UTC 版)

「Sentinel-2」の記事における「観測機器」の解説

(自動翻訳未修正)のセンチネル-2衛星で、それぞれを単一の マルチスペクトル計器 (MSI)13スペクトルチャンネルの可視/近赤外線(VNIR)および短波長赤外線スペクトル範囲(SWIR)です。 (自動翻訳未修正)このMSIイメージング装置用押し箒コンセプトやデザインを牽引してきた大 290キロメートル (180 mi) 観測要求の高い幾何学的およびスペクトルの要求性能を測定します。 センチネル-2バンド中心波長(μm)解像度(m)バンド1 沿岸とエアロゾル 0.443 60 バンド2 青 0.490 10 バンド3 緑 0.560 10 バンド4 赤 0.665 10 バンド5 植生のレッドエッジ 0.705 20 バンド6 植生のレッドエッジ 0.740 20 バンド7 植生のレッドエッジ 0.783 20 バンド8 近赤外 0.842 10 バンド8A 植生のレッドエッジ 0.865 20 バンド9 水蒸気 0.945 60 バンド10 短波長赤外-巻雲 1.375 60 バンド11 短波長赤外 1.610 20 バンド12 短波長赤外 2.190 20

観測機器

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/11/25 17:42 UTC 版)

「TARANIS」の記事における「観測機器」の解説

マイクロカメラおよびフォトメータ MCP (Micro Cameras and Photometers)雷撮影用(観測波長777nm)と高高度発光現象撮影用(観測波長762nm)に最適化された各1台のカメラ(30フレーム/秒)と、それぞれ異なるスペクトル波長を検出する4台のフォトメータからなる観測装置。カメラ部はフランス原子力庁地球物理学研究所(Laboratoire de Géophysique)によって開発され、フォトメータ部は北海道大学から提供される。 X線・ガンマ線観測装置 XGRE (X-ray,γ-ray and Relativistic Electron experiment)高エネルギー光子(20keV〜10MeV)および相対論的電子(1MeV〜10MeV)の測定を行い、10〜100ミリ秒の時間分解能で地球ガンマ線フラッシュの発生を観測する装置。トゥールーズ大学とパリ大学の共同開発。 高エネルギー電子検出装置 IDEE (Instrument for the Detection of high Energy Electrons)高エネルギー電子(70KeV〜4MeV)の測定を1ミリ秒の時間分解能で行う観測装置。トゥールーズ天体物理学・惑星学研究所(IRAP)、トゥールーズ大学およびプラハ大学によって製作される。 磁場測定器 IMM (Instrument for Magnetic Measurements)三軸サーチコイル磁力計によって交流磁場(5Hz～1MHz)を観測する装置。フランス国立環境物理化学研究所(LPC2E)とスタンフォード大学によって共同開発される。 低周波用電界測定計器 IME-BF (Instrument for Electric field Measurements-Low Frequency)1MHz以下の周波数について電界強度を測定する装置。フランスの大気/環境/宇宙観測研究所(LATMOS)がゴダード宇宙飛行センター(GSFC)と協力して製作する。 高周波用電界測定計器 IME-HF (Instrument for Electric field Measurements-High Frequency)100kHz〜30MHzの周波数について電界強度を測定する装置。フランス国立環境物理化学研究所(LPC2E)とプラハ大学によって製作される。

観測機器

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「MERLIN (人工衛星)」の記事における「観測機器」の解説

統合経路差分吸収ライダー Integrated Path Differential Absorption LIDAR 差分吸収法によるメタン観測ライダー。衛星の直下に向け、僅かに異なる2波長（1645.552nmと1645.846nm）で近赤外線レーザーパルスを照射し、その大気中の散乱光を口径690mmの反射望遠鏡で観測する。波長1600nm付近はメタンガスの赤外吸収スペクトルのひとつであるが、送出した2波長はメタンガスによる吸収率に差があり、2波長の受信信号強度を比較分析することでメタンガス濃度を割り出す。アストリウム（現エアバス・ディフェンス・アンド・スペース）とKayser-Threde（現OHBシステム）が開発を担当している。

観測機器

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/06 23:42 UTC 版)

「ウフル」の記事における「観測機器」の解説

ウフルが搭載した機器は～0.084m2の有効面積を持ち～2-20keVの範囲のX線に有効感度がある比例計数管が2セットである。2セットの計数管は互いに背を合わせるように配置され、それぞれ0.52°×0.52°と5.2°×5.2°(半値全幅)で視準していた。0.52°の検出器はより細かい角精度を与えるが、5.2°の検出器は個別の線源により高い感度を持つ。この検出器には、小田稔によって考案されたすだれコリメーターが搭載されていた。 ウフルはこの機器によって、強い線源への数平方分の精度、限界感度での数十平方度の精度での個別の線源の位置の特定、X線源の全体的なスペクトル的特徴と変動の特定、他の観測機器とのX線対象の協調/同時観測の実行、を目的としていた。

観測機器

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/08 09:03 UTC 版)

「HEAO-2」の記事における「観測機器」の解説

HEAO-2はヴォルター望遠鏡を搭載し、それまでの数百倍以上の感度で観測データが得られた。

観測機器

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/15 09:33 UTC 版)

「SWARM (人工衛星)」の記事における「観測機器」の解説

ベクトル磁力計 VFM (Vector Field Magnetometer) 磁場のベクトル成分を測定するフラックスゲート型磁力計。装置の精度は0.5ナノテスラ(nT)。デンマーク工科大学宇宙研究所(DTU Space)によって開発された。衛星の姿勢計測との誤差を最小にするため、熱膨張の少ない炭素繊維強化ポリマー製マウントにスタートラッカーと共に固定されている。 絶対スカラー磁力計 ASM (Absolute Scalar Magnetometer) 電子スピン共鳴の原理を利用する光ポンピング磁力計。媒質ガスとしてヘリウムを使用し、磁界強度を 6990300000000000000♠0.3 nT の絶対精度で計測する。ミッション期間を通じてVFMの較正に用いられる。フランス原子力庁電子情報技術研究所(CEA/LETI)によって開発され、フランス国立宇宙研究センター(CNES)より提供された。 電場測定器 EFI (Electric Field Instrument) 超熱的イオンイメージャ(Suprathermal Ion Imager:SSI)とラングミュア探針によって、プラズマイオンの密度・ドリフト・加速度を高精度で計測する。カナダのカルガリー大学とCOM DEV社の共同開発。衛星の進行方向先端に取り付けられる。 加速度計 ACC (Accelerometer) レーザ反射器 LRR (Laser Retro Reflector)

観測機器

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/20 21:44 UTC 版)

「ハルキウ天文台」の記事における「観測機器」の解説

ハルキウ天文台にある代表的な観測機器には、子午環、スペクトロヘリオスコープ（英語版）、70cm反射望遠鏡などがある。 レプソルト子午環は、ルートヴィヒ・シュトルーヴェも使用した、ハルキウ天文台の位置天文学を象徴する観測機器で、AG星表や基本星表などを作成する国際共同観測に参加するという意味でも重要なものだった。 スペクトロヘリオスコープは、バラバショフらが天文台の工房で開発したもので、ソ連の国産第一号となるスペクトロヘリオスコープであった。 口径70cm反射望遠鏡（AZT-8）は、計画時にはハルキウ天文台のあるハルキウの商業地区は都市化が進んだことで、光学観測に適さなくなっており、南東へ70km程離れた郊外のチュフイウ地区、Hrakovo村の近くに設けたチュフイウ観測局（英語版）に設置された。

観測機器

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「アクシオン」の記事における「観測機器」の解説

望遠鏡 太陽中心では原子核や電子と黒体放射光子の相互作用により、平均エネルギー 4KeV のアクシオンが作られている可能性がある。このアクシオンを直接観測するため太陽アクシオン望遠鏡（東京アクシオンヘリオスコープ）が作られ観測が行われている。この望遠鏡は、磁場中でアクシオンをX線に変換することにより観測を試みている。 CARRACK 強磁場中に置かれた共振空胴内で光子に転換したアクシオンをリュードベリ原子に吸収させる。そしてこの原子のみをイオン化しその電子を計数する方式。

観測機器

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/04/01 06:36 UTC 版)

「間重富」の記事における「観測機器」の解説

観測技術面での才能を発揮、多くの観測機器を考案・改良した。 天球儀江戸後期 1台 渾天儀(竹製)江戸後期 1台 渾天儀(黄銅製)江戸後期 1台 反射式望遠鏡江戸後期

観測機器

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/04/15 05:15 UTC 版)

「凌風丸 (気象観測船・3代)」の記事における「観測機器」の解説

観測のため、各種センサを搭載しており、これらの運用のため海洋観測ウインチ（ケーブル長8000m,5000m,2000m）、CTDウインチ（ケーブル長7000m）、Aフレームクレーン（荷重5トン）、係留系用ロープ巻揚機、CTD自動揚降収納装置、中折2段伸縮式クレーンなどを備える。 海底地形 音響測深機 水温・塩分 電機伝導度水温水深計（CTD） 航走用水温塩分計 水深水温計（BT） 水質 多筒採水器（ロゼットサンプラー） 多要素観測装置（CTD用オクトパス） 電気伝導度塩分計 温室効果気体観測装置 自動化学分析装置 酸素自動滴定装置 水素イオン濃度測定装置 植物色素測定装置 海流 超音波流速計（ADCP） 浅海・深海流速計 波浪 舶用波浪計 気象 総合海上気象観測装置 舶用自動高層気象観測装置 その他 海面フラックス観測装置

観測機器

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「グレアム山国際天文台」の記事における「観測機器」の解説

大型双眼望遠鏡 ハインリヒヘルツサブミリ波望遠鏡（英語版） - アリゾナ電波天文台 (Arizona Radio Observatory) が運用。 バチカン新技術望遠鏡（英語版） - バチカン天文台が運用。

観測機器

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「群馬県立ぐんま天文台」の記事における「観測機器」の解説

大型望遠鏡（ドーム内に設置） 150センチメートル反射式望遠鏡（11mドーム内）性能有効口径：1.5m 合成焦点距離：18.3m 合成F値：F12.2 光学系：リッチークレチアン式 架台：経緯台式 観測可能波長：可視光 - 近赤外線 (K band) まで 設置位置：北緯36度35分47秒、東経138度58分22秒、標高885メートル 各種焦点：カセグレン焦点（近赤外分光撮像カメラ）、ナスミス焦点1（観望用接眼部）、ナスミス焦点2（エシェル分光器）、ペントカセグレン1（低分散分光撮像装置）、ペントカセグレン2（持込機器用） 65センチメートル反射式望遠鏡（7mドーム内）性能有効口径：0.65m 合成焦点距離：7.8m 合成F値：F12 架台：フォーク式赤道儀 光学系：カセグレン式 観測機器：冷却CCDカメラ2種、低中分散分光器、小型低分散分光器、光電測光器 太陽望遠鏡（本館屋上4mドーム内） 性能口径30センチメートル、グレゴリアンクーデ式望遠鏡：拡大投影用、太陽スペクトル観測用 撮像用屈折式望遠鏡：白色像、Hα像、Hα拡大像、プロミネンス全体像、プロミネンス拡大像 小型望遠鏡 観察用望遠鏡（観望棟内）ドイツ式赤道儀に15センチメートル屈折式望遠鏡を載せたもの6セット。この基本セットに下記の望遠鏡が同架されている。25センチメートル反射式望遠鏡 2台 ベーカー準リッチークレチアン式光学系 25センチメートル反射式望遠鏡 2台 ε光学系（コレクターレンズ方式補正光学系） 30センチメートル反射式望遠鏡 1台 純カセグレン式光学系 30センチメートル反射式望遠鏡 1台 ニュートン式光学系 移動式望遠鏡（観測スペースにて使用）可搬型ドイツ式赤道儀10台と下記の望遠鏡がある。10センチメートル屈折式望遠鏡 5台 20センチメートル反射式望遠鏡 5台 65センチメートル反射式望遠鏡と小型望遠鏡は、深夜の占有使用（レンタル）が可能である。移動式望遠鏡については、観測スペースにて使用できる。台外への持ち出しはできない。占有利用を行う場合には、ぐんま天文台における望遠鏡使用資格取得講習会に参加し、望遠鏡の使用資格を取得する必要がある。使用資格を維持するためには、年に1回のユーザーミーティングに参加しなければならない。望遠鏡を持参する場合は、使用資格がなくても観測スペースを利用できる。詳細については、ぐんま天文台HPを参照のこと。 65センチ反射式望遠鏡は、車椅子等での観察者に配慮し、楽な姿勢で覗くことができるように自在腕型の観望用接眼部を用意している。また、天文台全体はバリアフリー設計となっている。

観測機器

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/17 07:26 UTC 版)

「カナダ・フランス・ハワイ望遠鏡」の記事における「観測機器」の解説

CFHTは3カ国によって共同開発された観測装置を備える。主な観測装置は以下の通り。 MegaPrime/MegaCam: 主焦点に取り付けられた36枚の2048×2048画素CCD（合計340メガピクセル）からなる広視野可視光撮像装置 WIRCam: 4枚の2048×2048画素CCDからなる広視野赤外線撮像装置。韓国と台湾も製作に参加した。 ESPaDOnS: 高分解能エシェル分光計

観測機器

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「地震観測網」の記事における「観測機器」の解説

地上の観測点では、地震動を検知する為の地震計のほかに緩やかな地殻変動を検出する為の傾斜計、ひずみ計、GPS変位計が併設される事が多い。地震計は、高感度地震計、強震計、広帯域地震計などが目的に合わせ選定され、地表または地中井戸に設置される。また、地震発生後の停電に備え、一定時間の観測継続の為に蓄電池施設を備えるものもある。 「地震計」を参照 海底の地震観測点では、地震計、水圧計、ハイドロフォン（高感度水中マイク）、精密温度計、磁気センサーなどが設置される。

観測機器

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「Envisat」の記事における「観測機器」の解説

Envisatは9個の地球観測機器を搭載しており、10個目の装置DORISは誘導制御用のデータを提供する。このうちいくつかの機器は、欧州宇宙機関のERS-1とERS-2ミッション、およびその他の衛星で搭載した機器の改良型である。

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「観測機器」の例文・使い方・用例・文例

• 人工衛生やスペースシャトルに天体観測機器を搭載した宇宙空間にある天文台
• 約10キロまでの観測機器を運ぶことができる。
• それは観測機器や調理用コンロ，ベッドなどが装備された４人乗りの車両だ。