Loading article…
電波天文学は、電波を用いて天体を研究する天文学の一分野です。その始まりは1933年、ベル電話研究所のカール・ジャンスキーが天の川銀河から放射される電波を報告した時でした。その後の観測により、様々な電波源が特定されました。これには恒星や銀河だけでなく、電波銀河、クエーサー、パルサー、メーザーといった全く新しい種類の天体も含まれます。ビッグバン理論の証拠とされる宇宙マイクロ波背景放射の発見も、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用いて行われます。電波望遠鏡は単独で使用される場合もあれば、電波干渉法や開口合成法といった技術を用いて複数の望遠鏡を連結して使用される場合もあります。干渉法を用いることで、電波天文学は高い角度分解能を実現できます。これは、干渉計の分解能が、構成要素の大きさではなく、構成要素間の距離によって決まるためです。
電波天文学はレーダー天文学とは異なり、前者は受動的な観測（つまり受信のみ）であり、後者は能動的な観測（送信と受信の両方）である。
カール・ジャンスキーが1930年代に天の川を観測する以前から、物理学者たちは天体からの電波を観測できるのではないかと推測していた。 [ 1 ]
1860年代、ジェームズ・クラーク・マクスウェルの方程式は、電磁放射が電気と磁気に関連しており、あらゆる波長で存在し得ることを示した。その後数十年にわたり、太陽からの電波放射を検出する試みが何度か行われたが、機器の技術的な限界により成功しなかった。[ 1 ]
1896年、ドイツの天体物理学者ヨハネス・ヴィルシングとユリウス・シャイナーによる実験で、太陽からの電波放射を検出しようと試みられた。[ 1 ]
1897年から1900年の間に、オリバー・ロッジが設置したセンチメートル波放射装置も太陽からの電波放射を検出しようと試みた。[ 1 ]
1902年、電波反射性電離層が発見された際、物理学者たちは、この層が太陽やその他の天体からの電波を宇宙空間に反射し、検出不可能にすると結論付けた。[ 1 ]
1930年代初頭、カール・ジャンスキーは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入社した無線技師だった彼は、短波による大西洋横断音声伝送を妨害する可能性のある静電気ノイズを調査する任務を与えられた。大型の指向性アンテナを使用していたジャンスキーは、アナログのペンと紙の録音システムに、原因不明の持続的な繰り返し信号、いわゆる「ヒスノイズ」が記録され続けていることに気づいた。信号は約24時間ごとにピークに達したため、ジャンスキーは当初、妨害源は太陽が指向性アンテナの視界を横切ることだと疑った。しかし、分析を続けると、その発生源は太陽の24時間周期に正確には従っておらず、23時間56分の周期で繰り返されていることが判明した。ジャンスキーは、この不可解な現象について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、スケレットは、観測された信号ピーク間の時間が恒星日の長さと正確に一致することを指摘した。恒星日とは、地球が自転するたびに星などの「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である。[ 2 ]
ジャンスキーは、自身の観測結果を光学天文地図と比較することで、最終的に、アンテナをいて座の天の川の最も密度の高い部分に向けると放射源がピークに達するという結論に至った。[ 3 ]
1933年4月、ジャンスキーはワシントンDCでの会議で自身の発見を発表し、電波天文学の分野が誕生した。[ 4 ]
1933年10月、ジャンスキーの発見は、無線技術者協会紀要に掲載された「地球外起源と思われる電気的擾乱」というタイトルの論文で発表された。[ 5 ]
ジャンスキーは、太陽（そして他の恒星）は電波雑音の大きな放出源ではないため、奇妙な電波干渉は銀河内の星間ガスや塵、特に「荷電粒子の熱運動」によって発生している可能性があると結論付けた。[ 2 ] [ 6 ]
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査し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異動させたため、彼は天文学の分野でそれ以上の研究を行うことはなかった。電波天文学の分野における彼の先駆的な努力は、フラックス密度の基本単位であるジャンスキー（Jy）が彼にちなんで名付けられたことで認められている。[ 7 ]
1937年、アマチュア無線家のグロート・レーバーは、ジャンスキーの研究に触発され、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）の放物面電波望遠鏡を製作した。彼はまずジャンスキーの観測を再現し、その後、電波周波数帯での最初の全天調査を行った。[ 8 ]
1942年2月27日、イギリス陸軍の研究員ジェームズ・スタンレー・ヘイが太陽から放出される電波を初めて検出した。[ 9 ]同年後半、ジャンスキーと同様にベル研究所に所属していたジョージ・クラーク・サウスワース[ 10 ]も太陽からの電波を検出した。両研究者ともレーダーに関する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年の発見を先に発表した。[ 11 ]デンマークのE・ショット[ 12 ]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[ 13 ] [ 14 ] [ 15 ] [ 16 ]など、他にも数人が独立して太陽からの電波を発見した。
1950年代、ジャンスキーのピーク電波源は、空で最も明るいものの1つであり、いて座Aと命名され、後に強い磁場内の電子から放出されたもの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公転するイオンであり、現在はいて座A*と命名されています。アスタリスクは、いて座Aの粒子が電離していることを示しています。[ 17 ] [ 18 ] [ 19 ] [ 20 ]
1950年代、第二次世界大戦中に電離層研究が行われていたケンブリッジ大学で、JA ラトクリフは、戦時中にレーダーの研究を行っていた電気通信研究所の他のメンバーとともに、大学内に電波物理学グループを設立し、太陽からの電波放射を観測・研究した。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ために干渉法が開拓された。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、地球回転開口合成法を開発した。ケンブリッジの電波天文学グループは、その後、ケンブリッジ近郊にマラード電波天文台を設立した。[ 21 ]
1960年代後半から1970年代初頭にかけて、コンピュータ（ Titanなど）が計算負荷の高いフーリエ変換の逆演算を処理できるようになったため、彼らは開口合成を用いて、それぞれOne-Mile望遠鏡とRyle望遠鏡を使用して「One-Mile」（1 mi（1.6 km））および後に「5 km」（5 km（3.1 mi） ）の有効開口を作成した。彼らはケンブリッジ干渉計を使用して電波天体をマッピングし、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た。[ 21 ]
電波天文学者は、電波スペクトル内の天体を観測するために様々な手法を用います。機器を高エネルギー電波源に向けて、その放射を分析するだけの場合もあります。空の領域をより詳細に「画像化」するには、複数の重なり合うスキャンを記録し、それらをモザイク画像として組み合わせます。使用する機器の種類は、信号の強度と必要な詳細度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限定されます。低周波数または長波長では、伝送は電離層によって制限されます。電離層は、その特性プラズマ周波数よりも低い周波数の波を反射します。これまでのところ、電波観測は15 MHzという低い周波数で行われています 。[ 22 ]水蒸気はより高い周波数で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、ミリ波で観測を行う電波天文台が非常に高く乾燥した場所に建設されています。最後に、地球上の送信機器が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、多くの電波天文台は遠隔地に建設されています。
電波望遠鏡は、信号対雑音比の低い信号を受信するために、非常に大型にする必要がある場合があります。また、角度分解能は、観測される電磁波の波長に比例した「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に比べてはるかに大型でなければなりません。例えば、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、分解能は約0.3秒角ですが、その何倍もの大きさの電波望遠鏡の「アンテナ」は、観測される波長によっては、満月（30分角）ほどの大きさ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実現することが困難であったため、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エンジニア、電波物理学者、電波天文学者ジョセフ・レード・ポーシー、ルビー・ペイン＝スコットによって電波干渉計が開発されました。電波干渉計を天文観測に初めて使用したのは、1946年1月26日、ペイン＝スコット、ポーシー、リンゼイ・マクレディで、オーストラリアのシドニー近郊で200MHzの単一の改造レーダーアンテナ（ブロードサイドアレイ）を使用しました。このグループは、海崖干渉計の原理を使用し、アンテナ（第二次世界大戦時のレーダー）で日の出時の太陽を観測し、太陽からの直接放射と海からの反射放射による干渉を利用しました。約200メートルの基線で、著者らはバースト期の太陽放射が太陽円盤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ことを突き止めました。オーストラリアの研究グループは、1947年に発表した画期的な論文の中で、開口合成の原理を概説した。第二次世界大戦中、オーストラリア、イラン、イギリスの多くの研究グループが、飛来する航空機からの干渉縞（レーダーの直接反射光と海面からの反射信号）を観測することで、海崖干渉計の使用を実証していた。
ライルとフォンベルクのケンブリッジ大学の研究グループは、 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つの電波アンテナからなるマイケルソン干渉計を用いて、175MHzで太陽を初めて観測した。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バーストにおいて円偏光を検出した。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た（オーストラリアのデビッド・マーティンと、イギリスのエドワード・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、同じ天体を観測する複数の電波望遠鏡が同軸ケーブル、導波管、光ファイバー、またはその他の伝送線路で接続された構造になっています。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解像度を大幅に向上させることもできます。この技術は、位相が同じ波は互いに加算され、位相が逆の波は互いに打ち消し合う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」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サイズと同じ大きさの複合望遠鏡が生成されます。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（電波源から見た任意の2つの望遠鏡間の投影間隔は「ベースライン」と呼ばれます）が必要であり、高品質の画像を得るには、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、VLA（超大型電波望遠鏡群）には27台の望遠鏡があり、一度に351の独立したベースラインが得られます。
1970年代以降、電波望遠鏡受信機の安定性が向上したことで、世界中（さらには地球軌道上）の望遠鏡を組み合わせて超長基線干渉法を実施することが可能になった。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、通常はローカルの原子時計からのタイミング情報とペアになり、磁気テープやハードディスクに保存されて後で解析される。その後、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、最終的な画像が生成される。この方法を用いることで、実質的に地球と同じ大きさのアンテナを合成することが可能となる。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、これは天文学の他のどの分野よりもはるかに高い分解能である。最高周波数では、1ミリ秒角未満の合成ビームも可能となる。
現在運用されている最も優れたVLBIアレイは、超長基線アレイ（北米各地に望遠鏡が設置されている）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が設置されている）です。各アレイは通常は別々に運用されますが、感度を高めるために、時折プロジェクトを共同で観測することもあります。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（Long Baseline Array）と呼ばれるVLBIネットワーク[ 23 ]や、日本、中国、韓国のアレイが共同で観測を行い、東アジアVLBIネットワーク（EAVN）を形成している[ 24 ] 。
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まとめて取り込む唯一の方法は、データをハードメディアに記録することだった。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可能になったことで、VLBIをリアルタイムで行うことが可能になった。この技術（e-VLBIと呼ばれる）はもともと日本で開拓され、最近ではオーストラリアやヨーロッパのEVN（European VLBI Network）によって採用され、EVNは毎年増加している科学的なe-VLBIプロジェクトを実施している。[ 25 ]
電波天文学は、特にパルサー、クエーサー[ 26 ] 、電波銀河など、いくつかの種類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てきました。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測できるからです。そのような天体は、宇宙で最も極端でエネルギーの高い物理過程のいくつかを表しています。
宇宙マイクロ波背景放射も、最初に電波望遠鏡を用いて検出された。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、地球に近い天体の調査にも用いられてきた。
その他の情報源としては、以下が挙げられます。
地球の電波信号は大部分が自然現象によるもので、例えば木星の電波信号よりも強力ですが、地球のオーロラによって発生し、電離層で反射して宇宙空間に戻ります。[ 28 ]
電波天文学サービス（電波天文学無線通信サービスとも呼ばれる）は、国際電気通信連合（ITU）の無線通信規則（RR）第1.58条[ 29 ]によれば、 「電波天文学の利用を伴う無線通信サービス」と定義されています。この無線通信サービスの対象は、天体または天体から発信される電波を受信することです。
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。 [ 30 ]
周波数利用の調和を向上させるため、本文書に規定されているサービス割り当ての大部分は、各国の所轄官庁が管理する周波数割り当ておよび利用状況に関する国家表に組み込まれています。割り当ては、一次、二次、排他的、または共有のいずれかになります。
適切なITU地域に従って、周波数帯域は電波天文学サービスに以下のように割り当てられます（プライマリまたはセカンダリ）。
1933年4月、約2年間の研究を終えようとしていたジャンスキーは、ワシントンDCで開催された国際科学無線連合の会議で、画期的な論文「地球外起源と思われる電気的擾乱」を発表した。彼が発見した地球外電波の中で最も強いものは、いて座の赤経18時間、赤緯20度付近の領域、つまり銀河中心の方向から発せられている。ジャンスキーの発見は1933年5月5日のニューヨーク・タイムズの一面を飾り、電波天文学の分野が誕生した。
ジャンスキーは1950年に44歳で亡くなった。腎臓病に起因する重度の脳卒中が原因だった。1933年の最初の論文が1984年にProceedings of the IEEEに再掲載された際、編集者は、科学者が若くして亡くなっていなければ、ジャンスキーの研究はノーベル賞を受賞していた可能性が高いと指摘した。今日、「ジャンスキー」は電波強度（フラックス密度）の測定単位である。