Radio telescope - denpaboenkyo (English spelling) radio telescope

Japanese: 電波望遠鏡 - でんぱぼうえんきょう（英語表記）radio telescope

Radio telescopes are devices developed as tools for collecting, strengthening, and analyzing radio waves from space to study various natural phenomena in space. As with visible light telescopes, the basic approach is to use a large parabolic reflector (parabola) to collect faint radio waves from space at a single point (focus) and analyze them with a receiver system. In the case of visible light telescopes, a magnifying lens is placed at the focus and the eye is looked at, or a photographic plate or CCD camera is placed at the focus to take a photograph, but since radio waves have long wavelengths, it is basically impossible to detect the focal plane except for millimeter and submillimeter waves, which have short wavelengths. Instead, the collected radio waves are taken in as electromagnetic waves by an antenna or electromagnetic horn and guided to a receiver, where they are strengthened (amplified) as waves and frequency converted to low-frequency radio waves (heterodyne conversion), and frequency analysis (radio spectroscopy) and measurements of polarization and intensity can be performed. For long-wavelength radio waves, a long parabolic cylinder is used instead of a parabola, or a dipole array with many broadband antennas is used to collect light.

There are two types of radio telescopes: a single parabolic radio telescope with a large paraboloid of revolution, and a radio interferometer, which is a system in which many collectors (antennas) and receiver systems are placed at a distance from each other and connected by cables to form a single radio telescope. For telescopes that observe the distant universe, it is important to first increase the diameter of the reflector, which is the "light collector," in order to achieve greater light-gathering power and higher resolution. However, the ability to finely distinguish the structure of the observed radio source (resolution) is proportional to the diameter of the reflector and inversely proportional to the wavelength of the observed radio waves. For radio waves, whose wavelengths are orders of magnitude longer than those of light (1,000 to 10 million times longer), the resolution is poor even if the reflector is made considerably larger, and only a blurred image of the radio celestial body can be captured. To compensate for the lack of spatial resolution, a radio interferometer was invented, which connects multiple antennas placed far away from each other with cables, observes simultaneously, and synthesizes the received radio waves. Radio wave observations have progressed from long wavelengths, which are relatively easy to use technically, to short wavelengths, which require advanced electronics, and currently observations are being conducted covering the entire radio wave band, from 2 to 30 megahertz (wavelength 15 to 10 meters), which is the lowest frequency that can be observed on the ground, to around 1000 gigahertz (wavelength 0.3 millimeters), which is the limit of what can be observed through the atmosphere, at the border with infrared rays. The relationship between radio wave frequency and wavelength is "frequency (megahertz) x wavelength (meters) ≒ 300".

[Nobuo Kaifu July 19, 2017]

history

Radio waves from space were discovered in 1931 by American radio engineer Karl Jansky, who was researching radio waves from lightning. Grote Reber (1911-2002), a young American radio engineer, built his own parabolic radio telescope and continued Jansky's observations, revealing that radio waves are emitted along the Milky Way and the existence of several isolated radio sources. Radio waves from the sun are said to have been first discovered by British scientist James Stanley Hey (1909-2000), who was researching radar during World War II. Both radio waves from space and the sun were accidental discoveries brought about by improvements in radio technology.

With the end of World War II, radio astronomy developed rapidly. As early as 1946-1948, Martin Ryle of the UK and John Gatenby Bolton (1922-1993) of Australia developed radio interferometers as a means of overcoming the lack of spatial resolution in radio observations. On the other hand, the primary reflector of a paraboloid of revolution only needed to be smooth enough compared to the wavelength of the radio waves to be observed. In the early days of radio astronomy (1950s-1960s), observations with long wavelengths of about 1 meter to 10 centimeters were mainstream, so most of the large radio telescopes built at that time had parabolic or cylindrical reflectors made of lightweight wire mesh. Like optical telescopes, reflectors must be placed on a mount with two rotating axes and driven to change direction in accordance with the movement of the celestial sphere, but a lightweight primary mirror made it relatively easy to build a huge radio telescope with a diameter of several tens of meters. In the 1960s, the 76-meter mirror at Jodrell Bank in the UK (1957), the 64-meter mirror at Parkes in Australia (1961), and the high-precision 43-meter mirror at Green Bank in the US (1965) all began competing observations, leading to a series of major discoveries, such as the 21-centimeter wavelength line of the hydrogen atom, pulsars, quasars, and cosmic microwave background radiation, ushering in the golden age of radio astronomy.

Advances into short-wavelength radio waves were delayed due to technical difficulties, but from around 1980, cutting-edge technological developments in semiconductor engineering, precision engineering, large computers, and other areas led to rapid progress in the realization of large, precise single-parabolic telescopes and interferometers in the millimeter wave band, the shortest wavelength of radio waves. This was largely stimulated by the successive discovery of spectral lines of interstellar molecules emitted by low-temperature molecules in the universe in the millimeter wave band, which revealed the formation of stars from interstellar molecular clouds (dark nebulae) and the structure of the Milky Way. In Japan, a 45-meter millimeter telescope and millimeter interferometer were built at the Nobeyama Radio Observatory (then Tokyo Astronomical Observatory), in the United States, a millimeter interferometer was built at the California Institute of Technology, in Europe, a 100-meter mirror at the Max Planck Institute for Radio Astronomy in Germany, and a 30-meter millimeter mirror and millimeter interferometer at the Institute of Millimeter Astronomy, an international radio astronomy research institute in France, and the results were competed for. Furthermore, with the advent of high-speed computers, radio interferometers have evolved into radio photography (known as aperture synthesis radio interferometers) that can capture high-resolution radio images of celestial bodies. Aperture synthesis radio interferometers have also advanced into the short wavelength band, and full-scale millimeter and submillimeter wave aperture synthesis interferometers, such as the large-scale radio interferometer ALMA, which began observations in Chile in 2013, are playing an active role in observing planetary formation sites in the Milky Way and the evolution of distant galaxies.

[Nobuo Kaifu July 19, 2017]

Single parabolic radio telescope

Single parabolic radio telescopes have a history of improving in precision with the development of technology and observation. For a gigantic main reflector with an aperture of tens to 100 meters to effectively collect radio waves, the deviation from a paraboloid of revolution must be suppressed to less than a tenth of the wavelength to be observed. However, as it is driven to follow celestial bodies, it undergoes gravitational deformation, and thermal deformation occurs due to exposure to sunlight, etc. To deal with gravitational deformation, the homologous deformation method, which designs the support structure of the reflector so that it deforms from the paraboloid of revolution used in the Nobeyama 45-meter mirror into a new paraboloid of revolution, is effective and is currently widely used. In addition, measurement of mirror surface accuracy using radio waves and a heat-insulating structure to keep the temperature of the main mirror frame uniform are common in recent high-precision large parabolas. The radio waves focused at the focus by the main reflector are taken into a waveguide by an electromagnetic horn placed at the focus and guided to the receiver. The detection sensitivity of the receiver is determined by the preamplifier (preamp) or mixer-preamplifier placed at the first stage, which must be cooled to extremely low temperatures using helium gas or similar to minimize the generation of noise radio waves inside. For centimeter waves, various HEMT (high electron mobility transistor) amplifiers and their development, MMIC (monolithic microwave integrated circuit), are cooled and used. For short wavelengths of millimeter waves and submillimeter waves, the mixer-preamplifier method is mainstream, where the signal is first converted to a low frequency (heterodyne detection) using a semiconductor frequency mixer (mixer) that uses the superconducting effect, and then immediately amplified by the above-mentioned low-temperature amplifier.

The radio waves from space that have been sufficiently amplified to a manageable frequency band are then sent to an analysis device. Radio spectrometers, which divide the received radio waves into smaller frequencies and simultaneously measure their intensities, include the AOS (acousto-optical radio spectrometer) method, which uses lasers and the acousto-optical effect, and the autocorrelation digital spectrometer method, which uses high-speed correlation by computer, and are used to detect and analyze spectral lines. A huge acousto-optical spectrometer with 30,000 channels was developed for the Nobeyama 45-meter radio telescope and has been widely used around the world with the development of millimeter-wave astronomy. However, with the development of digital technology, digital autocorrelation radio spectrometers are recently replacing the acousto-optical type. Other instruments used depending on the purpose include polarimeters, which measure the direction and degree of polarization of the radio wave vibration plane, and devices that measure rapid changes in radio wave intensity.

A high-speed, large-capacity computer is required to control radio telescopes and process huge amounts of data. A single parabolic radio telescope can only receive radio waves from one point in the sky at a time, so to investigate the structure of a radio celestial body, observations are made one after another at many points, and the accumulated data is analyzed in a computer to synthesize an image. The radio image synthesized in this way is, so to speak, equivalent to a photograph taken with an optical telescope. However, in the millimeter wave band, multi-beam receivers that incorporate 10 to several tens of horns and receivers in an array and mobile observation methods that continuously sweep the sky and collect data at appropriate times to quickly create an image are now widely used. Furthermore, in the millimeter and submillimeter waves, direct detection methods that receive radio waves as photon energy in the same way as visible light, along with heterodyne detection methods, are also becoming popular. Various semiconductor detectors that work at extremely low temperatures, such as various bolometers that are thermal detection elements, and "submillimeter wave cameras" that line up more than 1,000 of these are already being used for actual observations.

[Nobuo Kaifu July 19, 2017]

Radio Interferometer

In order to compensate for the lack of resolution in radio observations due to the long wavelengths, radio interferometers were invented and developed from the 1940s to the 1960s. The basic idea is to place two antennas (light collectors such as parabolic reflectors) at a distance from each other, send the radio waves of the celestial object observed at the same time while maintaining their respective phases, and combine them into one to interfere with each other. The spatial resolution in this case is equivalent to the resolution of a radio telescope whose diameter is the distance between the two antennas. However, since two antennas alone are insufficient in terms of both light-gathering power and information volume, many antennas are placed and connected to each other to form a single radio telescope. In this case, only information on all the distances (baseline lengths) between each element antenna and all the baseline angles to the target celestial object on the celestial sphere can be obtained. Furthermore, the cross-correlation of the received radio waves between all antennas is taken into account while taking into account the rotation of the radio source due to the rotation of the Earth, and finally, by Fourier transforming all the data, a two-dimensional intensity distribution of the radio source, i.e., a radio image, can be obtained. When the optimal element arrangement is obtained, the number of pixels in the image is basically (maximum baseline length ÷ diameter of element antennas) ² . Although the system is complicated, this method makes it possible to directly depict the minute structure of radio celestial bodies. This is called an aperture synthesis interferometer. The American VLA (Very Large Array) is a huge aperture synthesis interferometer with 27 antennas, each 25 meters in diameter, arranged over a 40-kilometer area. The spatial resolution of the VLA is almost comparable to that of an optical telescope. Furthermore, ALMA (Large Millimeter/Submillimeter Array) in the Atacama Desert, Chile, which was jointly constructed by Japan, the United States, and Europe and began operations in 2013, is an advanced aperture synthesis interferometer that moves and arranges 66 high-precision parabolic antennas, each 7 to 12 meters in diameter, over a wide area of several dozen kilometers, achieving a maximum spatial resolution of 0.01 arc seconds, far exceeding that of large optical telescopes. The SKA project, which aims to build a continental-scale aperture synthesis telescope for long-wavelength radio waves, is also underway as an international collaboration, and the first phase of construction has already begun, mainly in Australia and South Africa.

Another development of radio interferometry is VLBI (Very Long Baseline Interferometry), which uses high-precision clock signals instead of cables to collect and synthesize radio waves observed simultaneously by large radio telescopes all over the world. Around the world, VLBA (Very Long Baseline Array) in the United States, EVN (European VLBI Network) deployed by European countries, KaVA (KVN and VERA Array) in Japan and Korea, and EAVN (East Asian VLBI Network) connecting East Asian countries are all active, and each has achieved a high resolution of 1/1000th of an arc second. The future direction will be the integration of aperture synthesis radio interferometry and VLBI, as already seen in the SKA.

[Nobuo Kaifu July 19, 2017]

"From the Galaxy to the Universe" by Kaifu Norio (1972, Shin Nihon Shuppansha)" ▽ "Cosmic Radio Astronomy" by Akabane Kenji, Kaifu Norio, and Tahara Hiroto (1988/reprinted 2012, Kyoritsu Shuppan)" ▽ "Building a Radio Telescope" by Kaifu Norio (1986, Otsuki Shoten)" ▽ "Telescopes" by Kaifu Norio, Iwanami Lecture Series: "The World of Physics" (2005, Iwanami Shoten)" ▽ "Observation of the Universe 2: Radio Astronomy" edited by Nakai Naomasa et al., Modern Astronomy Series 16 (2009, Nippon Hyoronsha)"

Green Bank Observatory 43m Radio Telescope
A radio telescope with one of the world's largest equatorial mounts. It contributed to the discovery of formaldehyde and other substances in space. Green Bank, USA ©B.Saxton,NRAO/AUI/NSF ">

Green Bank Observatory 43m Radio Telescope

Green Bank Observatory 100m Radio Telescope
It is the world's largest movable single-mirror radio telescope. The secondary mirror is installed on the outside of the primary mirror, so the light-gathering area is large, enabling wide-field, high-precision observations. Green Bank, USA ©NRAO/AUI/NSF ">

Green Bank Observatory 100m Radio Telescope

Nobeyama Radio Observatory 45m Radio Telescope
With an antenna diameter of 45m, it is the world's largest radio telescope capable of observing millimeter waves. Total weight is 700t. Nobeyama Radio Observatory Minamimaki Village, Minamisaku District, Nagano Prefecture ©National Astronomical Observatory of Japan ">

Nobeyama Radio Observatory 45m Radio Telescope

Structure of the Nobeyama Radio Observatory 45m radio telescope
This diagram illustrates the 45m radio telescope at the National Astronomical Observatory of Japan's Nobeyama Radio Observatory. Weak radio waves from space are reflected by the mirror surface of a 45m diameter parabolic antenna, then reflected again by the secondary mirror, pass through a window in the center of the primary mirror, and have their optical path changed by 13 mirrors starting with the first flat mirror, before being directed to receivers for each wavelength. The primary mirror is made up of approximately 600 panels, and its surface has an accuracy of approximately 60μm. Dozens of fans agitate the air between the primary mirror and the insulating plate, keeping the temperature constant. The telescope, which weighs 700t in total, changes direction by rotating wheels that rotate on circular horizontal rails. © Hayao Nogami ">

Nobeyama Radio Observatory 45m Radio Telescope

Nobeyama Radio Observatory Millimeter Wave Interferometer
The radio interferometer is made up of six 10m diameter antennas connected by cables (four of them are shown in the photo). It has the same resolution as a radio telescope with a maximum diameter of 600m. Nobeyama Radio Observatory Minamimaki Village, Minamisaku District, Nagano Prefecture ©National Astronomical Observatory of Japan ">

Nobeyama Radio Observatory Millimeter Wave Interferometer

ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array)
A large radio telescope located in the Atacama Desert at an altitude of 5,000m in northern Chile. 66 parabolic antennas are moved and deployed according to the purpose of observation, and are linked together to perform observations as a single radio telescope. Eastern suburbs of San Pedro de Atacama, Chile © Clem & Adri Bacri-Normier (wingsforscience.com) / ESO ">

ALMA (Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array)

ALMA's high-precision parabolic antenna
By linking different types of antennas and adjusting the spacing between them, it becomes a radio telescope with high resolution and a wide field of view. The photograph shows high-precision parabolic antennas with diameters of 12m and 7m (right at the back center). Both are made in Japan. Eastern suburbs of San Pedro de Atacama, Chile ©ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), W.Garnier (ALMA) ">

ALMA's high-precision parabolic antenna

National Radio Astronomy Observatory's Very Large Array (VLA)
27 parabolic antennas are arranged in a Y-shape to function as a giant radio telescope. It has achieved many accomplishments, including the discovery of ice on Mercury and supermassive black holes. Socorro, New Mexico, USA ©NRAO/AUI/NSF ">

The National Radio Astronomy Observatory's Very Large Interferometer…

Long Baseline Observatory 25m VLBA antenna
One of ten parabolic antennas deployed along a baseline of over 8,000 km from Mauna Kea on the Big Island of Hawaii to St. Croix in the U.S. Virgin Islands. Owens Barry, California, USA ©NRAO/AUI/NSF ">

Long Baseline Observatory 25m VLBA…

Source: Shogakukan Encyclopedia Nipponica About Encyclopedia Nipponica Information | Legend

Japanese:

宇宙からやってくる電波を集め、強め、分析して、宇宙におけるさまざまな自然現象を研究する道具として発達した装置が、電波望遠鏡である。可視光望遠鏡と同様に、大きな回転放物面（パラボラ）等の反射鏡を用いて宇宙からのかすかな電波を一点（焦点）に集め、受信機システムで分析するのが基本である。可視光望遠鏡の場合は、その焦点に拡大レンズを置いて目でのぞいたり写真乾板やCCDカメラを置いて写真に撮ったりするが、電波では波長が長いため、波長が短いミリ波・サブミリ波を除いては基本的に焦点面検出はできない。そのかわり、集めた電波を電磁波の波動のままアンテナや電磁ホーンで取り込み受信機に導いて、波のままで強め（増幅）、低周波の電波に周波数変換（ヘテロダイン変換）し、周波数分析（電波分光）や、偏波、強度の測定などを行うことができる。長波長の電波では、パラボラのかわりに長大な放物面柱を用いたり、広帯域アンテナを多数並べたダイポール・アレイなどによる集光も行われる。

　電波望遠鏡の方式としては、大型の回転放物面をもつ単一パラボラ型電波望遠鏡と、多くの集光器（アンテナ）と受信機システムを互いに距離を置いて配し、ケーブルで全体をつなぎ合わせて一つの電波望遠鏡とする電波干渉計がある。遠い宇宙を観測する望遠鏡としては、まずは「集光器」である反射鏡の直径を大きくすることが、より大きな集光力とより高い分解能を実現するために重要である。だが観測する電波源の構造を細かく見分ける能力（分解能）は、反射鏡の直径に比例し観測する電波の波長に反比例するから、光に比べて波長が桁(けた)違いに（1000倍から1000万倍）長い電波では、反射鏡を相当に大きくしても分解能は悪く、ぼやけた電波天体の姿しかとらえられない。そこで空間分解能の不足を補うため、互いに遠く離して設置した複数のアンテナをケーブルでつなぎ、同時に観測して受信電波を合成する電波干渉計が発明された。電波観測は技術的に比較的容易な長波長から高度なエレクトロニクスを要する短波長へと進んだが、現在では地上で観測できる最低周波数である2～30メガヘルツ（波長15メートル～10メートル）から、赤外線との境界で大気を通して観測できる限界である1000ギガヘルツ（波長0.3ミリメートル）付近まで、電波の全帯域を覆って観測が行われている。なお電波の周波数と波長との間には、「周波数（メガヘルツ）×波長（メートル）≒300」という関係がある。

［海部宣男　2017年7月19日］

歴史

宇宙からの電波は、1931年、雷の電波を研究していたアメリカの電波技師カール・ジャンスキーが発見した。独自のパラボラ型電波望遠鏡をつくってジャンスキーの観測を受け継いだのがアメリカの若手電波工学者グロート・リーバーGrote Reber（1911―2002）で、天の川に沿って電波が放出されていることや、いくつかの孤立した電波源が存在することなどを明らかにした。太陽からの電波は、第二次世界大戦中、レーダーの研究をしていたイギリスのヘイJames Stanley Hey（1909―2000）が最初に発見したとされる。宇宙からの電波も太陽からの電波も、電波技術の向上がもたらした偶然の発見である。

　第二次世界大戦の終了とともに、電波天文学は急速に発展した。早くも1946～1948年には、電波観測の空間分解能不足を克服する手段としての電波干渉計が、イギリスのマーチン・ライル、オーストラリアのジョン・ボルトンJohn Gatenby Bolton（1922―1993）らによって開発された。一方、回転放物面の主反射鏡は、観測しようとする電波の波長に比べて十分な滑らかさであればよい。電波天文学初期（1950～1960年代）には波長1メートルから10センチメートル程度の長波長での観測が主流だったから、このころ建設された大型電波望遠鏡はほとんどがパラボラ型やシリンダー型の反射面を軽量の金網によって構成したものだった。反射鏡は光学望遠鏡と同様、天球の動きを追って方向を変えるため、二つの回転軸をもつ架台の上に置いて駆動されねばならないが、軽量の主鏡であれば直径数十メートルの巨大な電波望遠鏡の建設も比較的容易だったのである。1960年代には、イギリス・ジョドレルバンクの76メートル鏡（1957）、オーストラリア・パークスの64メートル鏡（1961）、アメリカ・グリーンバンクの高精度43メートル鏡（1965）などが競って観測を開始し、水素原子の波長21センチ線、パルサー、クエーサー、宇宙背景放射などの大発見が相次いで、電波天文学の黄金時代が幕を開けた。

　波長が短い電波への進出は技術的困難のために遅れたが、1980年ころからの半導体工学、精密工学、大型コンピュータなど第一線の技術の発展によって、電波としてもっとも波長が短いミリ波帯で、巨大で精密な単一パラボラ望遠鏡や干渉計の実現が急速に進んだ。これは、ミリ波帯で宇宙の低温の分子が放つ星間分子のスペクトル線が次々と発見され、星間分子雲（暗黒星雲）からの星の形成や銀河系の構造などが明らかになってきたことに大きく刺激されたものである。日本では東京天文台（当時）野辺山(のべやま)宇宙電波観測所の45メートルミリ波望遠鏡とミリ波干渉計、アメリカではカリフォルニア工科大学のミリ波干渉計、ヨーロッパではドイツのマックス・プランク電波天文学研究所の100メートル鏡、フランスにおかれた国際電波天文学研究所であるミリ波天文学研究所の30メートルミリ波鏡とミリ波干渉計などが建設され、その成果が競われた。また電波干渉計は、高速コンピュータの登場により、天体の電波画像を高分解能で描き出す電波写真儀（開口合成電波干渉計とよばれる）へと発展した。開口合成電波干渉計も短波長帯に進出し、チリで2013年から観測を開始した大型電波干渉計ALMA（アルマ）をはじめとする本格的なミリ波・サブミリ波開口合成干渉計が、銀河系内の惑星形成現場や遠方の銀河の進化の観測などに活躍している。

［海部宣男　2017年7月19日］

単一パラボラ型電波望遠鏡

単一パラボラ型電波望遠鏡は、技術と観測の発展とともに高精度化してきた歴史がある。口径数10メートルから100メートルの巨大な主反射鏡が有効に電波を集めるためには、回転放物面からのずれが観測する波長の10数分の1以下に抑えられなければならない。だが天体を追って駆動されるため重力変形が起き、また太陽光にさらされるなどのため熱変形が起きる。重力変形に対しては、野辺山45メートル鏡で用いられた回転放物面から新たな回転放物面に変形するように反射鏡支持構造を設計するホモロガス変形法が有効で、現在広く用いられている。また電波による鏡面精度の測定、主鏡骨組みの温度を均一に保つ断熱構造などが、最近の高精度の大型パラボラでは一般的である。主反射鏡で焦点に集められた電波は、焦点に置かれた電磁ホーンにより導波管へ取り込まれ、受信機に導かれる。受信の検出感度を決定するのは、初段に置かれた前置増幅器（プリアンプ）ないしはミクサ・プリアンプで、ヘリウムガスなどで極低温に冷やし、内部での雑音電波発生を極力抑えなければならない。センチメートル波では各種のHEMT（高電子移動度トランジスタ）増幅器やその発展であるMMIC（モノリシックマイクロ波集積回路）を冷却して用いる。短波長のミリ波・サブミリ波ではミクサ・プリアンプ方式が主流で、超伝導効果を用いた半導体周波数混合器（ミクサ）によって低周波への変換をまず行い（ヘテロダイン検波）、すぐに上記の低温増幅器で増幅する。

　扱いやすい周波数帯域で充分に増幅された宇宙からの電波は、さらに分析装置へ送られる。受信電波を周波数ごとに細分し、その強度を同時に測定する電波分光器には、レーザーと音響光学効果を応用したAOS（音響光学型電波分光器）方式や、コンピュータによる高速相関を用いた自己相関型デジタル分光器方式があり、スペクトル線の検出、分析に用いられる。音響光学型は野辺山45メートル電波望遠鏡用に3万チャネルという巨大なものが開発されて広く活躍し、ミリ波天文学の発展とともに世界で広く用いられてきた。しかしデジタル技術の発展とともに、最近はデジタル自己相関型電波分光器が音響光学型にとってかわりつつある。そのほか電波の振動面の方向や偏りの程度を測る偏波計、電波強度の速い変化を測定する装置などが、目的に応じて使用される。

　電波望遠鏡の制御と膨大なデータの処理のためには、高速で大容量のコンピュータが必要である。単一パラボラ型の電波望遠鏡は基本としては一時に空の一点からの電波しか受けられないので、電波天体の構造を調べるには次々と多くの点について観測を行い、蓄積したデータをコンピュータ内で解析して画像を合成する。このようにして合成された電波画像が、いわば光学望遠鏡の写真に相当する。しかし現在ミリ波帯では、10から数十のホーンと受信機を並べて組み込むマルチ・ビーム受信機や、天空を連続的に掃いて行きながら適時データを取り込んですばやく画像化する移動観測法も、盛んに用いられるようになった。さらにミリ波・サブミリ波では、ヘテロダイン検波方式と併せて可視光と同様に電波を光子のエネルギーとして受け取る直接検出方式も盛んになっている。熱検出素子である各種のボロメータなど超低温で働く各種の半導体検出器と、それを1000個以上並べた「サブミリ波カメラ」が、すでに実際の観測に用いられている。

［海部宣男　2017年7月19日］

電波干渉計

波長が長いことによる電波観測の分解能不足を補うため、1940年代から1960年代にかけて電波干渉計が発明・開発された。基本は、二つのアンテナ（パラボラ型反射鏡などの集光器）を互いに離して置き、同時に観測した天体の電波をそれぞれの位相を維持しながらケーブルで送り、一つにあわせて干渉させることである。このときの空間分解能は、二つのアンテナの間の距離を直径とする電波望遠鏡の分解能に相当する。ただし二つだけでは集光力・情報量ともに不足なので、多くのアンテナを配置して相互に結合し、一つの電波望遠鏡とする。この場合、各素子アンテナ間の距離（基線長）のすべてと、天球上の目的天体に対するすべての基線の角度だけの情報が得られることになる。さらに地球の自転による電波源の回転も考慮しつつすべてのアンテナ間の受信電波の相互相関をとり、最後に全データをフーリエ変換することによって、電波源の二次元強度分布、すなわち電波画像が得られる。最適な素子配置が得られる場合には、画像の画素数は基本的に(最大基線長÷素子アンテナの直径)²となる。システムは複雑になるが、この方式によって電波天体の微細な構造を直接描き出すことが可能になった。これを、開口合成干渉計という。アメリカのVLA（Very Large Array、超大型電波干渉計）は、直径25メートルのアンテナを27基、40キロメートルの範囲に配置した巨大な開口合成干渉計である。VLAの空間分解能は、光学望遠鏡のそれにほぼ匹敵する。さらに日米欧の共同で建設され2013年から活動を始めたチリ・アタカマ高地のALMA（アルマ、大型ミリ波サブミリ波電波干渉計）は、7～12メートルの高精度パラボラ66基を十数キロメートルの広範囲に移動・配置する高度な開口合成干渉計で、最高空間分解能は大型光学望遠鏡を大きくしのぐ0.01秒角を達成する。長波長の電波でも、国際共同で大陸規模の開口合成望遠鏡をつくるSKA計画が進行中で、すでにオーストラリアと南アフリカを中心にその第一フェーズの建設が始まっている。

　電波干渉計の別の発展として、ケーブルのかわりに高精度の時計信号を媒介として、全地球上の大型電波望遠鏡で同時観測した電波を集め合成するのが、VLBI（超長基線電波干渉計）である。世界ではアメリカのVLBA（Very Long Baseline Array、超長基線電波干渉計）、ヨーロッパ諸国が展開するEVN（European VLBI Network、欧州VLBIネットワーク）、日本と韓国のKaVA（KVN and VERA Array、日韓合同VLBI観測網）、東アジア諸国を結ぶEAVN（East Asian VLBI Network、東アジアVLBIネットワーク）などが活動中で、それぞれ角度で1000分の1秒という高分解能を達成している。今後の方向としては、SKAがすでにそうであるように、開口合成電波干渉計とVLBIとの合体が進むことになる。

［海部宣男　2017年7月19日］

『海部宣男著『銀河から宇宙へ』（1972・新日本出版社）』▽『赤羽賢司・海部宣男・田原博人著『宇宙電波天文学』（1988／復刊・2012・共立出版）』▽『海部宣男著『電波望遠鏡をつくる』（1986・大月書店）』▽『海部宣男著『望遠鏡』岩波講座「物理の世界」（2005・岩波書店）』▽『中井直正他編『宇宙の観測2　電波天文学』シリーズ現代の天文学16（2009・日本評論社）』

グリーンバンク天文台43m電波望遠鏡

グリーンバンク天文台100m電波望遠鏡

野辺山宇宙電波観測所45m電波望遠鏡

野辺山宇宙電波観測所45m電波望遠鏡の構造
この図は、国立天文台野辺山宇宙電波観測所の45m電波望遠鏡を図解したものである。宇宙からの微弱な電波は、口径45mのパラボラアンテナの鏡面に反射し、副鏡でふたたび反射して、主鏡の中央にあけられた窓を通り、第1平面ミラー以下、13個のミラーによって光路を変え、それぞれ波長ごとの受信機に導かれる。主鏡は約600枚のパネルからなり、その表面は約60μmの精度である。主鏡と断熱板の間の部分では数十個のファンによって空気が撹拌され、温度が一定に保たれる。全重量700tに及ぶこの望遠鏡は、円形の水平回転用レール上を回転車輪が回ることで方向が転換される©野上隼夫">

野辺山宇宙電波観測所45m電波望遠鏡の…

野辺山宇宙電波観測所ミリ波干渉計

ALMA（アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計）
チリ北部、標高5000mのアタカマ砂漠にある大型電波望遠鏡。66基のパラボラアンテナを観測目的に応じて移動展開し、連結して一つの電波望遠鏡として観測を行う。チリ　サン・ペドロ・デ・アタカマ東郊©Clem＆Adri Bacri-Normier（wingsforscience.com）／ESO">

ALMA（アタカマ大型ミリ波サブミリ波…

ALMAの高精度パラボラアンテナ
異なる種類のアンテナを連動させ、アンテナの間隔を調整することで、高解像度かつ広視野の電波望遠鏡となる。写真は口径12mと7m（中央奥右側）高精度パラボラアンテナ。いずれも日本製である。チリ　サン・ペドロ・デ・アタカマ東郊©ALMA（ESO／NAOJ／NRAO）, W.Garnier（ALMA）">

ALMAの高精度パラボラアンテナ

アメリカ国立電波天文台超大型干渉電波望遠鏡群（VLA）
27基のパラボラアンテナをY字形に配列し、巨大な電波望遠鏡として観測を行う。水星の氷や超巨大ブラックホールの発見など、数多くの成果をあげた。アメリカ　ニュー・メキシコ州　ソコロ©NRAO/AUI/NSF">

アメリカ国立電波天文台超大型干渉電波望…

ロングベースライン天文台25mVLBAアンテナ
ハワイ島マウナ・ケア山からアメリカ領バージン諸島のセント・クロイ島まで、8000kmを超える基線に配置されたパラボラアンテナ10台のうちの一つ。アメリカ　カリフォルニア州　オーエンズ・バリー©NRAO/AUI/NSF">

ロングベースライン天文台25mVLBA…

出典　小学館　日本大百科全書(ニッポニカ)日本大百科全書(ニッポニカ)について　情報 | 凡例

<<: Electromagnetic darkroom

>>: Radio Law - Denpaho