感谢@小林的科普回答,几个点都说到了。大体就是:单口镜可以做大,信噪比高,且图像具有各向同性;干涉阵列空间分辨率高,但是分辨率受到阵列(基线)排布的限制,且不容易观测到大尺度结构。敝人正好略懂射电天文学的皮毛,可以稍微掰扯一下为什么会这样。射电干涉阵列观测到的原始数据是在一个叫做 visibility space 的空间。这是一个复空间,包含两个基: u 和 v,它们代表了各条基线的长度(其实是相位)。处理后得到的天空亮度分布 T(x,y) 就是这个 visibility space 里面的图像的傅里叶变换:对于干涉阵列来说,阵列的排布本身会在 visibility space 空间中投出一个函数,这个记作 W(u,v),它的傅里叶变换叫做 synthesized beam,记作 B(x,y)那么实际得到的天空图像,是天体本身 uv 函数,和望远镜的 uv 函数的卷积:那么问题就简单了。如果 visibility 函数 W(u,v) 是一个常数,它的傅里叶变换,也就是 B(x,y),就是函数,那么实际图像就是天体本身,该长啥样长啥样。问题是咱的望远镜阵是一个稀疏的阵列,这就导致了 W(u,v) 实际是一串稀疏的点。比如甚大阵这样的 Y 形:靠地球自转之后,这 Y 型的点阵变成了这一圈圈密密麻麻的线而且,这个螺线的大小会随着望远镜的指向而变化:对着天顶的时候最圆润,覆盖面最大;对着地
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