電波望遠鏡

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、天体から放射される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あり、光学望遠鏡は、天体から来るスペクトルの光波部分を研究する従来の光学天文学で使用される主要な観測機器です。光学望遠鏡とは異なり、電波望遠鏡は昼間でも夜間でも使用できます。

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、そこから発せられる電波は極めて弱い。そのため、電波望遠鏡には、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の非常に大きなアンテナと、極めて感度の高い受信装置が必要である。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ているものと同様の、大型のパラボラアンテナ（「皿型」アンテナ）である。これらは個別に使用される場合もあれば、電子的に連結されたアレイで使用される場合もある。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、人口の主要中心地から離れた場所に設置されることが多い。

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使用して、技術者のカール・グーテ・ジャンスキーによって初めて検出されました。最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・レーバーによって作られた 9 メートルのパラボラアンテナでした。彼が行った天体調査は、電波天文学の分野の始まりとよく考えられています。

天文電波源の特定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カール・グーテ・ジャンスキーによって構築されました。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、20.5 MHz (波長約 14.6 メートル) の周波数で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、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す。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設置されていました。数か月間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、およびショット ノイズの上にある不明な原因不明の微弱な一定のヒスノイズです。ジャンスキーは最終的に、「微弱なヒスノイズ」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。この期間は天文学上の恒星日の長さであり、天球上にある「固定された」物体が空の同じ場所に戻ってくるのにかかる時間です。したがってジャンスキーはヒスノイズが太陽系の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、銀河の中心方向、つまりいて座で最も強いという結論に達しました。

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ある。彼は1937年、イリノイ州ウィートンの自宅裏庭に直径9メートル（30フィート）の初のパラボラ型電波望遠鏡を製作した。彼はジャンスキーの先駆的な研究を踏襲し、天の川を地球外初の電波源として特定し、さらに超高周波電波による初の天体観測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により、戦後に電波天文学に応用される技術が生まれ、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の電波望遠鏡を製作するようになった。^[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。その結果、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、構成において多岐にわたる。30 メートルから 3 メートルの波長 (10 ～ 100 MHz) 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か、焦点を移動できる大きな固定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]}より短い波長では、放物面状の「皿」アンテナが主流である。皿アンテナの角度分解能は、皿の直径と観測される電波の波長の比によって決まる。これにより、電波望遠鏡が有効な分解能を得るために必要な皿のサイズが決まる。3 メートルから 30 cm (100 MHz から 1 GHz) の波長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。 30 cm 未満の波長 (1 GHz 以上) で動作する望遠鏡のサイズは、直径 3 メートルから 90 メートルの範囲です。^{[引用が必要]}

通信用無線周波数の使用が増えると、天文観測はますます困難になります (オープン スペクトルを参照)。宇宙の観測に最も役立つスペクトル部分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。

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。

• 米国国立無線静穏地帯のすべての周波数
• チャンネル37 :608～614MHz
• 「水素線」、別名「21センチメートル線」：1,420.40575177 MHz。Wow !信号の発見に使用されたビッグイヤーを含む多くの電波望遠鏡で使用されている。
• 1,406MHzと430MHz ^[7]
• ウォーターホール：1,420～1,666 MHz
• アレシボ天文台には、 1 ～10GHz の全範囲をカバーする複数の受信機がありました。
• ウィルキンソンマイクロ波異方性探査機は、23 GHz、33 GHz、41 GHz、61 GHz、94 GHz を中心とした 5 つの異なる周波数帯域で宇宙マイクロ波背景放射をマッピングしました。

世界最大の開口面（フルディッシュ）電波望遠鏡は、中国が2016年に完成した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）、面積はサッカー場30個分に相当するこのディッシュは、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、ケーブルでディッシュ上に吊り下げられたキャビン内にある。アクティブディッシュは、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。ディッシュの形状を変え、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。ディッシュの直径は500メートルだが、給電アンテナが一度に照らすのはディッシュ上の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メートルである。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（すなわち送信する）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てられ、吊り下げられた給電アンテナを動かすことで、アンテナは天頂から約20°の角度内で操縦可能であり、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。これは、576 メートルの円形に長方形の電波反射鏡が並べられており、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。

上記の固定式パラボラアンテナは完全に「操縦可能」ではなく、天頂付近の空の一点に向けられるだけで、地平線近くのソースからの電波を受信することはできない。最大の完全に操縦可能なパラボラ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ある。ヨーロッパ最大の完全に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用するエフェルスベルク100メートル電波望遠鏡であり、グリーンバンクアンテナが建設されるまでの30年間、世界最大の完全に操縦可能な望遠鏡であった。^[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76メートルのラヴェル望遠鏡です。4番目に大きい完全操縦可能な電波望遠鏡は、6つの70メートル皿で、ロシアのRT-70が3つ、NASAディープスペースネットワークが3つです。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年に完成すると世界最大の完全操縦可能な単一皿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には、直径約 25 メートルの単一のアンテナがあります。このサイズ程度の電波望遠鏡が、世界中の電波観測所で数十台運用されています。

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  建設中の500 メートル口径球面望遠鏡(FAST)、中国 (2016 年)
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  100 メートルグリーン バンク望遠鏡、米国ウェストバージニア州グリーン バンク、最大の完全操縦可能な電波望遠鏡皿 (2002 年)
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  ドイツ、バート・ミュンスターアイフェルの100メートル・エフェルスベルク（1971年）
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  76 メートルのラヴェル、ジョドレル バンク天文台、イギリス (1957)
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  米国カリフォルニア州モハベ砂漠のゴールドストーン深宇宙通信施設にある 70 メートル DSS 14「火星」アンテナ(1958 年)
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  70メートルのエフパトリアRT-70、クリミア、旧ソ連の3機のRT-70のうち最初のもの（1978年）
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  70メートルのガレンキRT-70、ロシア、ガレンキ、旧ソ連の3基のRT-70のうち2基目、(1984年)

1965年以来、人類は3機の宇宙電波望遠鏡を打ち上げました。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年には、日本が2機目のはるかを打ち上げました。最後の望遠鏡は、2011年にロシアが打ち上げたスペクトルR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技術でした。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、放物面アンテナのアレイ (例:ワンマイル望遠鏡)、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関す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測定を実行できるようになりました。このプロセスは、超長基線電波干渉法 (VLBI)として知られています。干渉法によって収集される信号の総量は確かに増加しますが、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間隔に等しい直径を持つ単一のアンテナと解像度が同等 (ただし感度は同等ではない) の複合望遠鏡が作成されます。

高画質の画像を得るには、望遠鏡間に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、基線と呼ばれます。たとえば、ニューメキシコ州ソコロ近郊の超大型干渉電波望遠鏡(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、3 cm の波長で0.2秒角の解像度を実現しています。 ^{[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ました。 ^[13]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・ポージーのグループによっても独立して開発されました。^[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調査を作成しました。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、インドのプネーにある巨大メートル波電波望遠鏡があります。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エリアに分散した48のステーションの約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。電波干渉計も、 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と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スクエア・キロメートル・アレイ（SKA）は、2025年に運用を開始する予定です。

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る。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」することができる。^{[15] [16]}

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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。天文学と天体物理学のライブラリ。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。 

• PICTOR: 無料で使える電波望遠鏡