“Radio astronomy”的版本间差异

2024年10月13日 (日) 08:33的最新版本

${\frac {S}{N}}={\frac {T_{src}}{T_{rms}}}={\frac {T_{src}}{T_{sys}}}{\sqrt {\tau \Delta \nu }}$

P(接收到的功率)=A*S（流量密度）= 2*k*T（亮温度）

对于1平方米接收面积来说，1Jy的源对应的亮温度大概是0.74mK
$T_{sys}$ 是系统的温度可以假设在200K左右。
积分时长和带宽 ${\sqrt {\tau \Delta \nu }}$ 可以提高信噪比,对于100MHz的带宽，60秒积分时间，这个因子大概是 $7.7*10^{4}$

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 ==射电望远镜的sensitivity==
-*射电望远镜的灵敏度的表征的单位通常是m^2/K，为什么和Jy有什么关系？
+*射电望远镜的灵敏度的表征的单位通常是m^2/K，这和源的流量密度的单位Jy有什么关系？
-*信噪比探测公式,详见 [https://casper.astro.berkeley.edu/astrobaki/index.php/Radiometer_Equation | Radiometer_Equation]
+*信噪比探测公式,详见 [https://casper.astro.berkeley.edu/astrobaki/index.php/Radiometer_Equation  Radiometer_Equation]以及 [https://casper.astro.berkeley.edu/astrobaki/index.php/Radiometer_Equation_Applied_to_Telescopes]
-$$\frac{S}{N} = \frac{T_{src}}{T_{rms}} = \frac{T_{src}}{T_{sys}} \sqrt{\tau \Delta\nu}$$
+<math> \frac{S}{N} = \frac{T_{src}}{T_{rms}} = \frac{T_{src}}{T_{sys}} \sqrt{\tau \Delta\nu} </math>
+:*信号的探测能力取决于望远镜口径A，射电天文里面通常用温度来描述：
+P(接收到的功率)=A*S（流量密度）= 2*k*T（亮温度）
+:*对于1平方米接收面积来说，1Jy的源对应的亮温度大概是0.74mK
+:*<math>T_{sys}</math>是系统的温度可以假设在200K左右。
+:*积分时长和带宽<math>\sqrt{\tau \Delta\nu}</math>可以提高信噪比,对于100MHz的带宽，60秒积分时间，这个因子大概是 <math>7.7*10^4</math>