電波望遠鏡
1969年に撮影されたパークス天文台の64メートル電波望遠鏡。アポロ11号の生中継映像を受信するために使用されていた。
ウクライナ、ハリコフ地域にあるUTR -2低周波電波望遠鏡のアンテナ。2040個のケージダイポール素子のアレイで構成されています。

電波望遠鏡は、天空の天文電波源からの電波を検出するために使用される特殊なアンテナと電波受信機です。 [ 1 ] [ 2 ] [ 3 ]電波望遠鏡は、電磁スペクトルの無線周波数部分を研究する電波天文学で使用される主要な観測機器です。これは、従来の光学天文学において光学望遠鏡がスペクトルの可視部分の観測に使用されるのと同じです。光学望遠鏡とは異なり、電波望遠鏡は昼夜を問わず使用できます。

惑星、恒星、星雲、銀河などの天体電波源は非常に遠くにあるため、そこから放射される電波は極めて微弱です。そのため、電波望遠鏡には、それらを観測するのに十分な電波エネルギーを集めるための非常に大きなアンテナと、極めて高感度の受信装置が必要です。電波望遠鏡は通常、衛星や宇宙探査機の追跡や通信に用いられるものと同様の大型のパラボラアンテナ（「皿」アンテナ）です。これらは個別に使用されることもあれば、電子的に連結されたアレイとして使用されることもあります。電波観測所は、ラジオ、テレビ、レーダー、自動車、その他の人工電子機器からの電磁干渉（EMI）を避けるため、人口密集地から離れた場所に設置されるのが一般的です。

宇宙からの電波は、1932年、ニュージャージー州ホルムデルのベル電話研究所で、技術者カール・グーテ・ヤンスキーによって初めて検出されました。ヤンスキーは、無線受信機のノイズを研究するために製作されたアンテナを用いていました。世界初の専用電波望遠鏡は、 1937年にイリノイ州ウィートンの自宅裏庭でアマチュア無線家のグローテ・レーバーが製作した口径9メートルのパラボラアンテナでした。彼が行った天体観測は、電波天文学の分野の始まりとよく考えられています。

初期の電波望遠鏡

最初の電波望遠鏡であるジャンスキーの 1932 年のダイポールアレイの実物大のレプリカ。ウェストバージニア州グリーンバンクの米国グリーンバンク天文台に保存されています。
レーバーの「皿型」電波望遠鏡、イリノイ州ウィートン、1937年

天体電波源の識別に使用された最初の無線アンテナは、1932年にベル電話研究所の技術者であったカール・グーテ・ジャンスキーによって製作されました。ジャンスキーは、無線電話サービスに干渉する可能性のある雑音源を特定するという任務を任されました。ジャンスキーのアンテナは、20.5MHz （波長約14.6メートル）の短波無線信号を受信するように設計された、ダイポールアンテナと反射鏡のアレイでした。このアンテナはターンテーブル上に設置されており、どの方向にも回転できるため、「ジャンスキーのメリーゴーランド」と呼ばれていました。直径は約100フィート（30メートル）、高さは20フィート（6メートル）でした。アンテナを回転させることにより、受信した干渉電波源（雑音）の方向を正確に特定できました。アンテナの横にある小さな小屋には、アナログのペンと紙による記録システムが収納されていました。数ヶ月間あらゆる方向から信号を記録し、最終的にジャンスキーはそれらを3種類の静電気に分類しました。近くの雷雨、遠くの雷雨、そしてショットノイズの上にある微かな一定のヒスノイズで、原因不明です。ジャンスキーは最終的に、「微かなヒスノイズ」が23時間56分の周期で繰り返されていることを突き止めました。この周期は天文学上の恒星日の長さであり、天球上にある「固定」物体が空の同じ場所に戻ってくるのにかかる時間です。そのためジャンスキーはヒスノイズが太陽系外で発生したのではないかと疑い、観察結果を光学天文図と比較することで、放射は天の川銀河から来ており、銀河中心の方向、いて座で最も強いという結論を出しました。

アマチュア無線技師のグローテ・レーバーは、後に電波天文学として知られるようになった分野の先駆者の一人です。彼は1937年、イリノイ州ウィートンの自宅の裏庭に、直径9メートル（30フィート）のパラボラ型電波望遠鏡を初めて製作しました。彼はジャンスキーの先駆的な研究に倣い、天の川銀河を地球外初の電波源として特定しました。さらに、超高周波電波を用いた初の天体観測を実施し、他の電波源も発見しました。第二次世界大戦中のレーダーの急速な発展は、戦後の電波天文学に応用される技術を生み出し、電波天文学は天文学の一分野となり、大学や研究機関で大型電波望遠鏡が建設されました。[ 4 ]

種類

ウーティ電波望遠鏡、インド・ウーティにある 326.5 MHz ダイポールアレイ

電波スペクトルを構成する電磁スペクトルの周波数範囲は非常に広い。そのため、電波望遠鏡として用いられるアンテナの種類は、設計、サイズ、構成において多岐にわたる。波長30メートルから3メートル（10～100MHz）では、一般的に「テレビアンテナ」に似た指向性アンテナアレイ、または可動焦点を備えた大型の固定反射鏡が用いられる。これらのタイプのアンテナで観測される波長は非常に長いため、「反射鏡」の表面は金網などの粗い金網で作られる。[ 5 ] [ 6 ]より短い波長では、パラボラ型の「ディッシュ」アンテナが主流である。ディッシュアンテナの角度分解能は、ディッシュの直径と観測される電波の波長の比によって決まる。この比によって、電波望遠鏡が有効な分解能を得るために必要なディッシュのサイズが決まる。波長3メートルから30センチメートル（100MHzから1GHz）で動作する電波望遠鏡は、通常、直径が100メートルをはるかに超えます。波長30センチメートルより短い（1GHz以上）の電波望遠鏡は、直径3メートルから90メートルまでの範囲です。

周波数

通信における無線周波数の利用増加は、天文観測をますます困難にしています（オープンスペクトル参照）。宇宙観測に最も有用なスペクトル領域の周波数割り当てを守るための交渉は、電波天文学および宇宙科学のための周波数割り当てに関する科学委員会で調整されています。

さまざまな波長の電磁放射に対する地球の大気透過率（または不透明度）のグラフ。

電波望遠鏡で使用される注目すべき周波数帯域には次のようなものがあります。

大きな料理

アレシボ（上）、FAST（中）、RATAN-600（下）の電波望遠鏡を同じスケールで比較

世界最大の開口全体を覆う（つまりフルディッシュ）電波望遠鏡は、2016年に中国が完成した500メートル口径球面望遠鏡（FAST）である。[ 8 ]直径500メートル（1,600フィート）、面積がサッカー場30面分に相当するこのアンテナは、貴州省の自然のカルスト地形の窪地に設置されており、移動できない。給電アンテナは、ケーブルでアンテナ上に吊り下げられたキャビン内にある。アクティブアンテナは、コンピューター制御の4,450枚の可動パネルで構成されている。アンテナの形状を変え、ケーブル上の給電キャビンを動かすことで、天頂から40°までの空のどの領域にも向けることができる。アンテナの直径は500メートルだが、給電アンテナによって一度に照らされるのは、アンテナ上の300メートルの円形領域のみであるため、実際の有効開口は300メートルとなる。建設は2007年に始まり、2016年7月に完成し[ 9 ]、望遠鏡は2016年9月25日に運用を開始しました。[ 10 ]

世界で2番目に大きい開口望遠鏡は、プエルトリコのアレシボにあるアレシボ電波望遠鏡であったが、2020年12月1日に壊滅的な崩壊に見舞われた。アレシボは、地球近傍天体の能動的な（すなわち送信的な）レーダー画像化も可能な世界でも数少ない電波望遠鏡の1つであった（レーダー天文学を参照）。他のほとんどの望遠鏡は受動的な検出、すなわち受信のみを採用している。アレシボは、FASTのような別の固定式パラボラ望遠鏡であった。アレシボの305メートル（1,001フィート）のパラボラアンテナは地形の自然な窪みに建設され、吊り下げられた給電アンテナを動かすことで天頂から約20°の角度でアンテナを操作でき、個々の観測にはパラボラアンテナの直径270メートルの部分を使用することができた。

最大の単独電波望遠鏡は、ロシアのニジニ・アルヒズ近くにあるRATAN-600です。この望遠鏡は、576 メートルの円形に長方形の電波反射鏡が配置されており、各反射鏡は中央の円錐形の受信機に向けることができます。

上記の固定アンテナは完全に「可動」ではないため、天頂付近の空の一点に向けることしかできず、地平線近くのソースからの受信はできません。最大の可動式アンテナ電波望遠鏡は、 2000年に建設された米国ウェストバージニア州の100メートルグリーンバンク望遠鏡です。ヨーロッパ最大の可動式電波望遠鏡は、ドイツのボン近郊にあるエッフェルスベルク100メートル電波望遠鏡で、マックス・プランク電波天文学研究所が運用しています。この望遠鏡も、グリーンバンクアンテナが建設されるまでの30年間、世界最大の可動式電波望遠鏡でした。[ 11 ] 3番目に大きい完全操縦可能な電波望遠鏡は、 1957年に完成したイギリスのチェシャー州ジョドレルバンク天文台にある口径76メートルのラヴェル望遠鏡である。4番目に大きい完全操縦可能な電波望遠鏡は、口径70メートルのアンテナが6基ある。内訳はロシアのRT-70が3基、NASAのディープスペースネットワークが3基である。計画中の七台電波望遠鏡は直径110メートル（360フィート）で、2028年に完成すれば世界最大の完全操縦可能な単一アンテナ電波望遠鏡になると予想されている。

より一般的な電波望遠鏡は、直径約25メートルの単一のアンテナを備えています。世界中の電波観測所では、この大きさの電波望遠鏡が数十台運用されています。

宇宙の電波望遠鏡

1965年以来、人類は4基の宇宙電波望遠鏡を打ち上げてきました。これらのプロジェクトの目的は、地球よりも干渉の少ない場所で観測を行うことです。

最初の望遠鏡である KRT-10 は、1979 年にサリュート 6 号軌道宇宙ステーションに取り付けられました。

1997年、日本は2号機「はるか」を送りました。

3番目は2011年にロシアから送られたスペクトルRと呼ばれています。

2018年、中国はオランダ製の電波望遠鏡を月の裏側に送りました。

NASAは2030年代に月の裏側に電波望遠鏡を建設する計画を立てている。

宇宙電波望遠鏡

電波干渉法

ニューメキシコ州ソコロにある超大型干渉電波干渉計 (VLA) は、27台の放物面望遠鏡で構成された干渉計アレイです。

最も注目すべき進歩の 1 つは、1946 年に導入された天文干渉法と呼ばれる手法の導入です。これは、複数のアンテナからの信号を組み合わせて、より大きなアンテナをシミュレートし、より高い解像度を実現することを意味します。天文電波干渉計は通常、放物面皿のアレイ (例: 1 マイル望遠鏡)、1 次元アンテナのアレイ (例:モロンゴ天文台合成望遠鏡)、または全方向性ダイポールの 2 次元アレイ(例:トニー ヒューイッシュのパルサー アレイ) のいずれかで構成されます。アレイ内のすべての望遠鏡は広く離れており、通常は同軸ケーブル、導波管、光ファイバー、またはその他のタイプの伝送線を使用して接続されています。電子発振器の安定性における最近の進歩により、さまざまなアンテナで信号を個別に記録し、後で中央処理施設で記録を相関させることによって、干渉法を実行できるようになりました。このプロセスは超長基線干渉法（VLBI）として知られています。干渉法は確かに収集される信号の総量を増加させますが、その主な目的は、開口合成と呼ばれるプロセスを通じて解像度を大幅に向上させることです。この技術は、同じ位相の波は互いに加算され、反対位相の2つの波は互いに打ち消し合うという原理に基づき、異なる望遠鏡からの信号波を重ね合わせる（干渉させる）ことで機能します。これにより、アレイ内で最も離れたアンテナの間隔に等しい直径を持つ単一のアンテナと解像度（感度は同等）が同等の合成望遠鏡が実現されます。

アタカマ砂漠にあるアタカマ大型ミリ波干渉計は、サブミリ波波長で動作するように設計された直径12メートル（39フィート）と7メートル（23フィート）の電波望遠鏡66台で構成されています。

高画質の画像を得るには、望遠鏡同士の間隔を数多く変える必要がある。電波源から見た、任意の2つの望遠鏡の投影された間隔を基線と呼ぶ。例えば、ニューメキシコ州ソコロ近郊にある超大型干渉計（VLA）には、351の独立した基線を同時に持つ27台の望遠鏡があり、波長3cmで0.2秒角の解像度を実現している。 [ 12 ]ケンブリッジのマーティン・ライルのグループは、干渉法と開口合成でノーベル賞を受賞した。[ 13 ]ロイドのミラー干渉計も、1946年にシドニー大学のジョセフ・ポージーのグループによって独立に開発された。[ 14 ] 1950年代初頭、ケンブリッジ干渉計は電波天空の地図を作成し、電波源の有名な2Cおよび3Cサーベイを作成した。物理的に接続された大規模な電波望遠鏡アレイの一例として、インドのプネーにある巨大メートル波電波望遠鏡が挙げられます。最大のアレイである低周波アレイ（LOFAR）は2012年に完成し、西ヨーロッパに位置し、直径数百キロメートルの地域に分布する48の観測点にある約81,000個の小型アンテナで構成され、波長1.25～30メートルで動作します。観測後処理を使用するVLBIシステムは、数千マイル離れたアンテナで構築されています。電波干渉計はまた、2004年の CBI干渉計のように、宇宙マイクロ波背景放射の異方性や偏光の詳細な画像を取得するために使用されています。

世界最大の物理的に接続された望遠鏡である平方キロメートルアレイ（SKA）は、2027年に運用を開始する予定であるが[ 15 ] 、最初のステーションの「最初のフリンジ」は2024年に発生した。[ 16 ]

天文観測

多くの天体は可視光で観測できるだけでなく、電波波長でも放射しています。電波望遠鏡は、パルサーやクエーサーといった高エネルギー天体の観測に加え、銀河、星雲、さらには惑星からの電波放射など、ほとんどの天体を「画像化」することができます。[ 17 ] [ 18 ]

参照

参考文献

  1. ^ Marr, Jonathan M.; Snell, Ronald L.; Kurtz, Stanley E. (2015). 『電波天文学の基礎：観測方法』CRC Press. pp.  21– 24. ISBN 978-1498770194。
  2. ^ブリタニカ簡潔百科事典。 Encyclopaedia Britannica, Inc. 2008. p. 1583.ISBN​ 978-1593394929。
  3. ^ Verschuur, Gerrit (2007). 『見えない宇宙：電波天文学の物語』（第2版）. Springer Science & Business Media. pp.  8– 10. ISBN 978-0387683607。
  4. ^サリバン, WT (1984).『電波天文学の黎明期』ケンブリッジ大学出版局. ISBN 0-521-25485-X
  5. ^レイ、ウィリー、メンゼル、ドナルド・H、リチャードソン、ロバート・S（1965年6月）。「月面天文台」。参考までに。ギャラクシー・サイエンス・フィクション。pp.  132– 150。
  6. ^ CSIRO. 「The Dish turns 45」 .連邦科学産業研究機構. 2008年8月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。2008年10月16日閲覧。
  7. ^ "Microstructure" . Jb.man.ac.uk. 1996年2月5日. 2016年2月24日閲覧。
  8. ^ 「中国独占：中国、世界最大の電波望遠鏡の建設を開始」 English.peopledaily.com.cn 2008年12月26日2016年2月24日閲覧。
  9. ^ 「中国、世界最大の電波望遠鏡の建設を完了」 Space.com 2016年7月6日2016年7月6日閲覧。
  10. ^ウォン、ジリアン（2016年9月25日）、中国が世界最大の電波望遠鏡の運用を開始、ABCニュース
  11. ^リドパス、イアン (2012). 『天文学辞典』. OUP Oxford. p. 139. ISBN 978-0-19-960905-5。
  12. ^ 「マイクロ波による不可視物体の探査」 2007年8月31日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年6月13日閲覧。
  13. ^ネイチャー第158巻、339ページ、1946年。
  14. ^ネイチャー第157巻、158ページ、1946年。
  15. ^ 「ニュージーランド、スクエア・キロメートル・アレイのメリットに疑問符が付き、撤退」 Physics World、IOP Publishing、2019年7月4日。2019年7月4日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年7月5日閲覧。
  16. ^ Wiegert, Theresa (2024-09-24). 「SKA望遠鏡が『最初のフリンジ』を取得」「 .earthsky.org . 2025年2月22日閲覧。
  17. ^ 「電波天文学とは何か？」公開ウェブサイト。
  18. ^ 「電波望遠鏡とは何か？」

さらに読む

ウィキメディア コモンズには、電波望遠鏡に関連するメディアがあります。
  • Rohlfs, K., & Wilson, TL (2004). 電波天文学のツール. 天文学・天体物理学ライブラリー. ベルリン, ドイツ: Springer.
  • アシモフ、I. (1979). アイザック・アシモフの事実集;スカイ・ウォッチャーズ. ニューヨーク: グロセット＆ダンラップ. pp. 390–399. ISBN 0-8038-9347-7。
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