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電波望遠鏡は、天体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、電磁スペクトルの電波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あり、従来の光学天文学でスペクトルの可視部分の観測に光学望遠鏡が使用されるのと同様です。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、銀河などの天体からの電波源は非常に遠くにあるため、そこから発せられる電波は極めて微弱です。そのため、電波望遠鏡は、それらを研究するのに十分な電波エネルギーを集めるために非常に大きなアンテナと、非常に高感度な受信装置を必要とします。電波望遠鏡は通常、衛星や宇宙探査機の追跡や通信に使用されるものと同様の、大型の放物面（「皿」）アンテナです。これらは個別に使用される場合もあれば、アレイとして電子的に連結される場合もあります。電波天文台は、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、人口密集地から遠く離れた場所に設置されるのが望ましいとされています。
宇宙からの電波は、1932年にニュージャージー州ホルムデルのベル電話研究所で、無線受信機のノイズを研究するために作られたアンテナを用いて、エンジニアのカール・グーテ・ジャンスキーによって初めて検出された。最初の専用電波望遠鏡は、1937年にアマチュア無線家のグロート・レーバーがイリノイ州ウィートンの自宅の裏庭に作った直径9メートルの放物面アンテナだった。彼が行った天体観測は、しばしば電波天文学の始まりと考えられている。
天文電波源を特定するため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エンジニア、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静電気源を特定する任務を負っていました。ジャンスキーのアンテナは、周波数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と反射板のアレイでした。あらゆる方向に回転できるターンテーブルに取り付けられていたため、「ジャンスキーのメリーゴーラウンド」という名前が付けられました。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で、受信した干渉電波源（静電気）の方向を特定することができました。アンテナの横にある小さな小屋には、アナログ式のペンと紙による記録システムが設置されていました。数ヶ月にわたりあらゆる方向からの信号を記録した後、ジャンスキーは最終的に、近くの雷雨、遠くの雷雨、そして原因不明のショットノイズの上にあるかすかな一定のヒスノイズという 3 種類の静電気ノイズに分類しました。ジャンスキーは最終的に、「かすかなヒスノイズ」が 23 時間 56 分周期で繰り返されることを突き止めました。この周期は天文学的な恒星日の長さであり、天球上の「固定された」物体が空の同じ位置に戻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の外から発生していると疑い、観測結果を光学天文地図と比較することで、放射は天の川銀河から来ており、銀河の中心方向、いて座の方向で最も強いと結論付けました。
アマチュア無線家のグロート・レーバーは、後に電波天文学として知られるようになる分野の先駆者の一人だった。彼は1937年に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）の最初の放物面「ディッシュ」電波望遠鏡を建設した。彼はジャンスキーの先駆的な研究を再現し、天の川を地球外の最初の電波源として特定し、さらに超高周波電波での最初の全天調査を実施して他の電波源を発見した。第二次世界大戦中のレーダーの急速な発展は、戦後に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、大学や研究機関が大型電波望遠鏡を建設するようになった。[ 4 ]
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、電波望遠鏡として使用されるアンテナの種類は、設計、サイズ、構成において大きく異なる。波長が 30 メートルから 3 メートル (10 ～ 100 MHz) の場合、一般的には「テレビアンテナ」に似た指向性アンテナアレイか、焦点が動く大型の固定式反射鏡のいずれかである。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ることができる。[ 5 ] [ 6 ]波長が短い場合は、放物面「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。これは、電波望遠鏡が有用な分解能を得るために必要なディッシュのサイズを決定する。波長が 3 メートルから 30 cm (100 MHz ～ 1 GHz)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る。波長が30cm未満（1GHz以上）の望遠鏡は、直径が3メートルから90メートルまで様々である。
通信における無線周波数の利用が増加するにつれ、天体観測はますます困難になっている（「オープンスペクトル」を参照）。宇宙観測に最も有用な周波数帯域の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る。
電波望遠鏡で使用される代表的な周波数帯には以下のようなものがある。
世界最大の全開口型（つまり全皿型）電波望遠鏡は、中国が2016年に完成させた500メートル球面開口望遠鏡（FAST）です。[ 8 ]直径500メートル（1,600フィート）のこの皿は、面積がサッカー場30面分にも及び、貴州省の地形にある自然のカルスト窪地に建設されており、動かすことはできません。給電アンテナは、ケーブルで皿の上に吊り下げられたキャビン内にあります。アクティブな皿は、コンピューターで制御される4,450枚の可動パネルで構成されています。皿の形状を変え、給電キャビンをケーブルで移動させることで、望遠鏡は天頂から最大40°までの空の任意の領域に向けることができます。皿の直径は500メートルですが、給電アンテナによって常に照らされるのは皿上の300メートルの円形領域だけなので、実際の有効開口は300メートルです。建設は2007年に始まり、2016年7月に完了し[ 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番目に大きい全開口望遠鏡は、プエルトリコのアレシボにあるアレシボ電波望遠鏡でしたが、2020年12月1日に壊滅的な崩壊に見舞われました。アレシボは、地球近傍天体の能動的（つまり送信）レーダーイメージングも可能な世界でも数少ない電波望遠鏡の1つでした（レーダー天文学を参照）。他のほとんどの望遠鏡は受動的検出、つまり受信のみを採用しています。アレシボは、FASTと同様に固定式パラボラアンテナ望遠鏡でした。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、地形の自然な窪地に建設され、吊り下げられた給電アンテナを動かすことで、アンテナを天頂から約20°の角度で操縦することができ、個々の観測には直径270メートルのパラボラアンテナの一部を使用することができました。
あらゆる種類の電波望遠鏡の中で最大のものは、ロシアのニジニ・アルヒーズ近郊にあるRATAN-600で、これは直径576メートルの長方形の電波反射鏡が円形に配置されたもので、それぞれの反射鏡は中央の円錐形の受信機に向けて角度を調整できる。
上記の固定式アンテナは完全に「操縦可能」ではなく、天頂付近の空の特定の点にしか向けられず、地平線付近の電波源からは受信できません。最大の完全操縦可能なアンテナ式電波望遠鏡は、 2000年に建設されたアメリカ合衆国ウェストバージニア州の100メートル級グリーンバンク望遠鏡です。ヨーロッパ最大の完全操縦可能な電波望遠鏡は、ドイツのボン近郊にあるマックス・プランク電波天文学研究所が運営するエッフェルスベルク100メートル電波望遠鏡で、グリーンバンクアンテナが建設されるまでの30年間、世界最大の完全操縦可能な望遠鏡でした。[ 11 ] 3番目に大きい完全可動式電波望遠鏡は、1957年に完成したイギリス、チェシャーのジョドレルバンク天文台にある76メートルのラヴェル望遠鏡です。4番目に大きい完全可動式電波望遠鏡は、6つの70メートルアンテナです。そのうち3つはロシアのRT-70、残りの3つはNASAディープスペースネットワークにあります。計画中のQitai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可動式単一アンテナ電波望遠鏡になると予想されています。
より一般的な電波望遠鏡は、直径約25メートルのアンテナを1本備えている。世界中の電波天文台には、このくらいの大きさの電波望遠鏡が数十台設置されている。
1965年以来、人類は4基の宇宙電波望遠鏡を打ち上げてきた。これらのプロジェクトの目的は、地球上よりも電波干渉の少ない場所で観測を行うことである。
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と呼ばれるものである。[ 12 ]
2018年、中国はオランダ製の電波望遠鏡を月の裏側に送った。
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。
最も注目すべき発展の一つは、1946年に天文干渉計と呼ばれる技術が導入されたことです。これは、複数のアンテナからの信号を合成して、より大きなアンテナをシミュレートすることで、より高い解像度を実現する技術です。天文電波干渉計は通常、放物面アンテナのアレイ（例：ワンマイル望遠鏡）、一次元アンテナのアレイ（例：モロングロ天文台合成望遠鏡）、または全方向性ダイポールの二次元アレイ（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、またはその他の種類の伝送線路を使用して接続されています。電子発振器の安定性の最近の進歩により、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計を実行することも可能になりました。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によって解像度を大幅に向上させることです。この技術は、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。これは、同じ位相の波は互いに加算され、逆位相の波は互いに打ち消し合うという原理に基づいています。これにより、アレイ内で最も離れたアンテナ間の間隔に等しい直径を持つ単一のアンテナと同等の解像度（ただし感度は異なります）を持つ複合望遠鏡が作られます。
高品質の画像を得るには、望遠鏡間のさまざまな分離を多数必要とします。電波源から見た任意の 2 つの望遠鏡間の投影分離は、ベースラインと呼ばれます。たとえば、ニューメキシコ州ソコロ近郊の超大型電波望遠鏡群(VLA) には、351 の独立したベースラインを持つ 27 台の望遠鏡があり、 3 cm 波長で0.2秒角の解像度を実現しています。[ 13 ]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ました。[ 14 ]ロイドのミラー干渉計は、1946 年にシドニー大学のジョセフ パウシーのグループによっても独自に開発されました。[ 15 ] 1950 年代初頭、ケンブリッジ干渉計は電波の空をマッピングして、有名な2Cおよび3C電波源サーベイを作成しました。物理的に接続された大規模な電波望遠鏡アレイの例としては、インドのプネにある巨大メートル波電波望遠鏡があります。最大の電波望遠鏡アレイである低周波電波望遠鏡アレイ（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領域に分布する48の観測所に約81,000個の小型アンテナで構成され、1.25～30メートルの波長で動作します。観測後の処理を使用するVLBIシステムは、数千マイル離れたアンテナを使用して構築されています。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電波干渉計も使用されています。
世界最大の物理的に接続された望遠鏡であるスクエア・キロメートル・アレイ（SKA）は、2027年に運用を開始する予定ですが[ 16 ] 、最初のステーションは2024年に「最初のフリンジ」を取得しました[ 17 ]。
多くの天体は可視光で観測できるだけでなく、電波波長で放射もします。電波望遠鏡は、パルサーやクエーサーなどの高エネルギー天体を観測するだけでなく、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。[ 18 ] [ 19 ]
