電波天文学

電波天文学は、天体を無線周波数で研究する天文学の分野です。天体からの電波が初めて検出されたのは 1933 年で、ベル電話研究所のカール・ジャンスキーが天の川からの放射線を報告しました。その後の観測で、さまざまな電波放射源が特定されました。これらには、恒星や銀河のほか、電波銀河、クエーサー、パルサー、メーザーなどのまったく新しい種類の天体が含まれます。ビッグバン理論の証拠と見なされている宇宙マイクロ波背景放射の発見は、電波天文学によってなされました。

電波天文学は、電波望遠鏡と呼ばれる大型の電波アンテナを使用して行われます。電波望遠鏡は、単独で使用されるか、電波干渉法と開口合成の技術を利用して複数の望遠鏡を連結して使用されます。干渉計の分解能は、コンポーネントのサイズではなく、コンポーネント間の距離によって決まるため、干渉法を使用すると、電波天文学では高い角度分解能を実現できます。

電波天文学は、前者が受動的な観測（受信のみ）であるのに対し、後者は能動的な観測（送信と受信）であるという点で レーダー天文学とは異なります。

ジャンスキーが1930年代に天の川を観測する以前、物理学者たちは天文源から電波を観測できるのではないかと推測していた。1860年代には、ジェームズ・クラーク・マクスウェルの方程式によって、電磁放射は電気と磁気と関連しており、あらゆる波長で存在できることが示されていた。太陽からの電波放射を検出する試みはいくつか行われ、その中には1896年のドイツの天体物理学者ヨハネス・ヴィルシングとジュリアス・シャイナーによる実験や、1897年から1900年にかけてオリバー・ロッジが設置したセンチメートル波放射装置などがある。これらの試みは、機器の技術的限界により、いかなる放射も検出できなかった。1902年に電波を反射する電離層が発見されたことで、物理学者たちは、この層が天文電波の送信を宇宙に跳ね返らせ、検出できないようにすると結論付けた。^[1]

カール・ジャンスキーは、1930年代初頭に、偶然にも最初の天文電波源を発見した。ベル電話研究所に新しく雇われた無線技師として、彼は短波大西洋横断音声通信を妨害する可能性のある雑音を調査する任務を与えられた。ジャンスキーは、大きな指向性アンテナを使用して、アナログのペンと紙による録音システムが、原因不明の持続的な繰り返し信号、つまり「ヒス」を記録し続けていることに気付いた。信号は約24時間ごとにピークに達したため、ジャンスキーは最初、干渉源は指向性アンテナの視野を太陽が横切るためではないかと疑った。しかし、分析を続けると、その源は太陽の24時間の日周期に正確に従っているのではなく、23時間56分の周期で繰り返していることが判明した。ジャンスキーはこの不可解な現象を友人の天体物理学者アルバート・メルビン・スケレットと議論した。スケレットは、信号のピーク間の観測された時間がちょうど恒星日の長さであると指摘した。地球が自転するたびに、恒星などの「固定された」天体がアンテナの前を通過するのにかかる時間。^{[2]ジャンスキーは、観測結果を光学天文図と比較することで、最終的に、アンテナがいて}座の天の川銀河の最も密度の高い部分に向けられたときに放射源がピークに達するという結論に達しました。 [ 3 ^]

ジャンスキーは1933年4月にワシントンDCで開かれた会議でこの発見を発表し、電波天文学という分野が誕生した。^{[4] 1933年10月、彼の発見は「地球外起源と思われる電気的障害」と題する論文として}、無線技術者協会紀要に掲載された。^[5]ジャンスキーは、太陽（そして他の恒星）は電波ノイズを大量に放出するものではないため、この奇妙な電波干渉は銀河の星間ガスや塵、特に「荷電粒子の熱的撹拌」によって発生する可能性があると結論付けた。^{[2] [6]}（ジャンスキーのピーク電波源は全天で最も明るい電波源の一つで、1950年代にいて座Aと命名され、後に強い磁場内の電子によって放射されていると仮説が立てられました。現在の考えでは、これらは銀河の中心にある巨大なブラックホールの周りを周回するイオンであり、現在いて座A*と指定されています。アスタリスクはいて座Aの粒子がイオン化されていることを示しています。）^{[7] [8] [9] [10]}

1935年以降、ジャンスキーは天の川からの電波をさらに詳しく調べたいと考えていたが、ベル研究所は彼を別のプロジェクトに再配置したため、天文学の分野でそれ以上の研究は行わなかった。電波天文学の分野における彼の先駆的な取り組みは、彼にちなんで磁束密度の基本単位であるジャンスキー（Jy）に命名されたことで認められている。^[11]

グローテ・レーバーはジャンスキーの研究に触発され、1937年に自宅の裏庭に直径9メートルの放物面電波望遠鏡を建設した。彼はジャンスキーの観察を繰り返すことから始め、次に電波周波数での最初の天体調査を行った。^[12] 1942年2月27日、イギリス陸軍の研究員であるジェームズ・スタンレー・ヘイが、太陽から放射される電波を初めて検出した。^[13]その年の後半、ジャンスキーと同様にベル研究所のジョージ・クラーク・サウスワース^[14]も太陽からの電波を検出した。両研究者はレーダーを取り巻く戦時中の安全保障に縛られていたため、そうではなかったレーバーが1944年の発見を最初に発表した。^[15]デンマークのE・ショット^[16]やノーフォーク島で研究していたエリザベス・アレクサンダーなど、他の数名が独立して太陽電波を発見した。^{[17] [18] [19] [20]}

第二次世界大戦中に電離層の研究が行われていたケンブリッジ大学では、JA ラトクリフが、戦時中にレーダーの研究を行っていた電気通信研究施設の他のメンバーとともに、太陽からの電波放射を観測・研究する電波物理学グループを大学内に設立した。この初期の研究はすぐに他の天体電波源の観測へと広が​​り、検出された放射の角度源を分離する干渉法技術が開拓された。キャベンディッシュ天体物理学グループのマーティン・ライルとアントニー・ヒューイッシュは、地球自転開口合成の技術を開発した。ケンブリッジの電波天文学グループは、1950 年代にケンブリッジ近郊にムラード電波天文台を設立した。 1960年代後半から1970年代前半にかけて、コンピュータ（タイタンなど）が計算集約的なフーリエ変換反転を処理できるようになると、1マイル望遠鏡とライル望遠鏡を使用して、それぞれ「1マイル」と「5km」の有効開口を作成するために開口合成を使用しました。彼らはケンブリッジ干渉計を使用して電波天空の地図を作成し、第2（2C）および第3（3C）ケンブリッジ電波源カタログを作成しました。^[21]

電波天文学者は、電波スペクトル内の物体を観測するためにさまざまな技術を使用します。機器を単にエネルギーの高い電波源に向け、その放射を分析することもあります。空の領域をより詳細に「画像化」するには、複数の重複したスキャンを記録し、モザイク画像に組み合わせます。使用する機器の種類は、信号の強度と必要な詳細の量によって異なります。

地球表面からの観測は、大気を通過できる波長に制限されます。低周波または長波長では、透過は電離層によって制限され、電離層は固有のプラズマ周波数​​よりも低い周波数の波を反射します。水蒸気 は高周波の電波天文学に干渉するため、視線上の水蒸気含有量を最小限に抑えるために、非常に高く乾燥した場所にミリメートル波長で観測を行う電波観測所が建設されました。最後に、地球上の送信装置は無線周波数干渉を引き起こす可能性があります。このため、多くの電波観測所は遠隔地に建設されています。

電波望遠鏡は、低い信号対雑音比で信号を受信するために、非常に大きくする必要があるかもしれません。また、角度分解能は、観測される電磁放射の波長に比例する「対物レンズ」の直径の関数であるため、電波望遠鏡は、光学望遠鏡と比較してはるかに大きくする必要があります。たとえば、直径 1 メートルの光学望遠鏡は、観測される光の波長の 200 万倍の大きさで、解像度は約 0.3秒角ですが、その何倍もの大きさの電波望遠鏡の「皿」は、観測される波長によっては、満月の大きさ (30 分角) の物体しか分解できない場合があります。

単一の電波望遠鏡で高解像度を達成することの難しさから、 1946年にイギリスの電波天文学者マーティン・ライルとオーストラリアの技術者、電波物理学者、電波天文学者のジョセフ・レイド・ポージー、ルビー・ペイン・スコットによって開発された電波干渉法が生まれました。天文観測に電波干渉計が初めて使用されたのは、1946年1月26日、ペイン・スコット、ポージー、リンゼイ・マクレディによって、オーストラリアのシドニー近郊で200 MHzの単一の改造レーダーアンテナ（ブロードサイドアレイ）を使用して行われたものです。このグループは海食崖干渉計の原理を利用しました。この干渉計では、アンテナ（以前は第二次世界大戦のレーダー）が日の出時に太陽からの直接放射と海からの反射放射によって生じる干渉を利用して観測しました。この約200メートルの基準線を使用して、著者らはバースト期の太陽放射は太陽面よりもはるかに小さく、大きな黒点群に関連する領域から発生していると判定しました。オーストラリアのグループは、1947 年に発表された画期的な論文で開口合成の原理を説明しました。海崖干渉計の使用は、第二次世界大戦中にオーストラリア、イラン、英国の多数のグループによって実証されており、接近する航空機からの干渉縞 (直接レーダー反射放射と海からの反射信号) を観測していました。

ケンブリッジ大学のライルとフォンバーグのグループは、1946 年 7 月中旬に、数十メートルから最大 240 メートルの間隔で配置された 2 つの無線アンテナで構成されるマイケルソン干渉計を使用して、初めて 175 MHz で太陽を観測しました。彼らは、電波放射の大きさが 10分角未満であることを示し、タイプ I バーストで円偏光も検出しました。ほぼ同時期に、他の 2 つのグループも円偏光を検出していました (オーストラリアのデイビッド マーティンと英国の エドワード アップルトンとジェームズ スタンレー ヘイ)。

現代の電波干渉計は、同じ対象を観測する、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相互に接続された、離れた場所にある電波望遠鏡で構成されています。これにより、収集される信号の総量が増加するだけでなく、開口合成と呼ばれるプロセスで使用して解像度を大幅に向上させることもできます。この技術は、同じ位相で一致する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されるという原理に基づいて、異なる望遠鏡からの信号波を重ね合わせる (「干渉」する) ことによって機能します。これにより、アレイ内で最も離れたアンテナのサイズの複合望遠鏡が作成されます。高品質の画像を生成するには、異なる望遠鏡間の多数の異なる間隔が必要です (電波源から見た任意の 2 つの望遠鏡間の投影された間隔は「ベースライン」と呼ばれます)。つまり、高品質の画像を取得するには、できるだけ多くの異なるベースラインが必要です。たとえば、Very Large Arrayには 27 の望遠鏡があり、一度に 351 の独立したベースラインが提供されます。

1970 年代初頭、電波望遠鏡受信機の安定性が向上したことにより、世界中の (さらには地球軌道上にある) 望遠鏡を組み合わせて超長基線干渉法を実行できるようになりました。アンテナを物理的に接続する代わりに、各アンテナで受信したデータは、通常はローカル原子時計からのタイミング情報とペアにされ、後で分析するために磁気テープまたはハードディスクに保存されます。後で分析するときに、データは同様に記録された他のアンテナのデータと相関付けられ、結果の画像が生成されます。この方法を使用すると、実質的に地球と同じ大きさのアンテナを合成できます。望遠鏡間の距離が大きいため、非常に高い角度分解能を実現できます。これは、実際には天文学の他のどの分野よりもはるかに高い分解能です。最高周波数では、1ミリ秒角未満の合成ビームが可能です。

現在運用されている最も優れた VLBI アレイは、超長基線干渉計(北米全土に望遠鏡を配置) と欧州 VLBI ネットワーク(ヨーロッパ、中国、南アフリカ、プエルトリコに望遠鏡を配置) です。各アレイは通常別々に運用されますが、時折、感度を高めるために一緒に観測するプロジェクトがあります。これはグローバル VLBI と呼ばれています。また、オーストラリアとニュージーランドで運用されている LBA (長基線干渉計) ^[22]と呼ばれる VLBI ネットワークや、東アジア VLBI ネットワーク (EAVN) を形成するために一緒に観測する日本、中国、韓国のアレイもあります。^[23]

当初から、各望遠鏡で記録されたデータを後で相関させるためには、ハードメディアにデータを記録することが唯一の方法でした。しかし、今日では世界規模の高帯域幅ネットワークが利用できるようになったため、VLBIをリアルタイムで実行できるようになりました。この技術（e-VLBIと呼ばれる）はもともと日本で開発され、最近ではオーストラリアとヨーロッパのEVN（欧州VLBIネットワーク）によって採用され、毎年ますます多くの科学的e-VLBIプロジェクトが行われています。^[24]

電波天文学は、特にパルサー、クエーサー^[25]、電波銀河など、いくつかの新しい天体の発見により、天文学の知識を大幅に増加させました。これは、電波天文学によって、光学天文学では検出できないものを観察できるためです。このような天体は、宇宙で最も極端でエネルギーの強い物理プロセスの一部を表しています。

宇宙マイクロ波背景放射も、電波望遠鏡を使って初めて検出されました。しかし、電波望遠鏡は、太陽や太陽活動の観測、惑星のレーダーマッピングなど、地球にもっと近い物体の調査にも使用されてきました。

その他の情報源としては以下が挙げられます:

• 太陽
• 木星
• いて座Aは天の川銀河の中心で、その一部は電波を放射する超大質量ブラックホールであると考えられているいて座A*である。
• 活動銀河核とパルサーはシンクロトロン放射を放出する荷電粒子のジェットを持っている。
• 合体する銀河団はしばしば拡散した電波放射を示す^[26]
• 超新星残骸も拡散した電波放射を示すことがあります。パルサーは、高度に同期した放射を示すタイプの超新星残骸です。
• 宇宙マイクロ波背景放射は黒体電波/マイクロ波放射である

地球の電波信号は主に自然で、例えば木星の電波よりも強力ですが、地球のオーロラによって生成され、電離層で跳ね返って宇宙に戻ってきます。^[27]

電波天文学業務（電波天文学無線通信業務ともいう）は、国際電気通信連合（ITU）の無線通信規則（RR）第1.58条によれば、^[28]「電波天文学の利用を伴う無線通信業務」と定義されている。この無線通信業務の目的は、天体から送信される電波を受信することである。

無線周波数の割り当ては、ITU無線通信規則（2012年版）第5条に従って規定されている。 ^[29]

スペクトル利用の調和を改善するために、この文書で規定されているサービス割り当ての大部分は、適切な国家行政の責任範囲内にある周波数割り当ておよび利用の国家表に組み込まれました。割り当ては、プライマリ、セカンダリ、排他的、および共有のいずれかになります。

• 主な割り当て: 大文字で表記されます (以下の例を参照)
• 二次配分：小文字で示される
• 排他的または共同利用：行政の責任の範囲内

適切なITU 地域に従って、周波数帯域は次のように電波天文学サービスに割り当てられます (プライマリまたはセカンダリ) 。

• アタカマ大型ミリ波干渉計
• チャンネル37
• ガンマ線天文学
• 赤外線天文学
• レーダー天文学
• 時間の汚損
• X線天文学
• 波 (ジュノー) (木星探査機ジュノーの無線機器)
• ラジオギャラクシー動物園
• ヴュルツブルクレーダー#戦後の天文学での使用

ウィキメディア・コモンズには、電波天文学に関連するメディアがあります。

• nrao.edu 国立電波天文台
• 電波天文学の歴史 * レーバー電波望遠鏡 – 国立公園局
• 電波望遠鏡の開発 - NASA ゴダード宇宙飛行センターによる簡単な歴史
• アマチュア無線天文学協会
• Google Earth を使用した電波望遠鏡データの視覚化
• UnwantedEmissions.com 電波天文学を含む、無線スペクトルの割り当てに関する一般的なリファレンス。
• アレイ処理による電波天文学画像の改善 2011-04-04 にWayback Machineでアーカイブ
• 電波天文学とは – Radioastrolab
• PICTOR: 無料で使える電波望遠鏡