電波が宇宙を理解するのにどのように役立つか

Karl Jansky Very Large Array of radio telescopes は、ニューメキシコ州ソコロの近くにあります。この配列は、空のさまざまな物体やプロセスからの電波放射に焦点を当てています。 NRAO/AUI

人間は、目に見える可視光を使って宇宙を認識しています。しかし、宇宙には、恒星、惑星、星雲、銀河から流れる可視光を使って私たちが目にするもの以上のものがあります。宇宙のこれらの物体や事象は、電波放射を含む他の形態の放射線も放出します。これらの自然信号は、宇宙のオブジェクトがどのように、なぜそのように振る舞うかという宇宙の重要な部分を埋めます.

Tech Talk: 天文学における電波

電波は電磁波（光）ですが、目には見えません。それらは、1 ミリメートル (1000 分の 1 メートル) から 100 キロメートル (1 キロメートルは 1000 メートルに等しい) の間の波長を持っています。周波数で言えば、これは 300 ギガヘルツ (1 ギガヘルツは 10 億ヘルツに等しい) と 3 キロヘルツに相当します。ヘルツ (Hz と略記) は、一般的に使用される周波数測定単位です。 1 ヘルツは周波数の 1 サイクルに相当します。したがって、1 Hz の信号は 1 秒あたり 1 サイクルです。ほとんどの宇宙物体は、毎秒数百から数十億のサイクルで信号を放出します。

人々はしばしば、「ラジオ」放射を人が聞くことができるものと混同します。その主な理由は、私たちが通信と娯楽にラジオを使用しているためです。しかし、人間は宇宙物体からの無線周波数を「聞く」ことはありません。私たちの耳は、20 Hz から 16,000 Hz (16 KHz) までの周波数を感知できます。ほとんどの宇宙物体は、耳が聞くよりもはるかに高いメガヘルツの周波数で放射しています。これが、電波天文学 (X 線、紫外線、赤外線とともに) が、私たちが見ることも聞くこともできない「目に見えない」宇宙を明らかにするとしばしば考えられる理由です。

宇宙の電波源

電波は通常、宇宙のエネルギー的な物体や活動によって放出されます。の 太陽 地球外で最も近い電波放射源です。木星はまた、土星で発生するイベントと同様に電波を放出します。

太陽系外、天の川銀河を超えた最も強力な電波放射源の 1 つは、活動銀河(AGN)。これらの動的オブジェクトは、 超大質量ブラックホール 彼らの核心に。さらに、これらのブラック ホール エンジンは、電波放射で明るく輝く物質の巨大なジェットを生成します。これらは、多くの場合、無線周波数で銀河全体を凌駕する可能性があります。

パルサー 、または回転する中性子星も、強力な電波源です。これらの強力でコンパクトな天体は、大質量星が死滅するときに作られます。 超新星 .それらは、究極の密度の点でブラックホールに次ぐものです。強力な磁場と高速回転速度により、これらのオブジェクトは幅広いスペクトルを放出します。 放射線 、そして彼らはラジオで特に「明るい」です。超大質量ブラック ホールのように、強力な電波ジェットが生成され、磁極または回転する中性子星から放出されます。

多くのパルサーは、その強力な電波放射のために「電波パルサー」と呼ばれています。実際、 フェルミガンマ線宇宙望遠鏡 より一般的な電波の代わりにガンマ線で最も強いように見える新種のパルサーの証拠を示しました。それらの作成プロセスは同じままですが、それらの放出は、各タイプのオブジェクトに含まれるエネルギーについてより多くを教えてくれます.

超新星残骸自体は、電波を特に強力に放出する可能性があります。かに星雲は、その電波信号で有名です。 天文学者のジョセリン・ベルに警告 その存在に。

電波天文学

電波天文学は、電波を放射する宇宙の物体とプロセスの研究です。これまでに検出されたすべての発生源は、自然に発生したものです。放射はここ地球で電波望遠鏡によって拾われます。これらは、検出領域が検出可能な波長よりも大きいことが必要なため、大型の機器です。電波は 1 メートルを超える場合があるため (場合によってはそれよりもはるかに大きい場合もあります)、スコープは通常、数メートルを超えます (場合によっては直径 30 フィート以上)。一部の波長は山のように大きくなる可能性があるため、天文学者は電波望遠鏡の拡張アレイを構築しました。

電波望遠鏡の角度分解能は、波のサイズに比べて収集領域が大きいほど高くなります。 (角度分解能は、2 つの小さなオブジェクトが区別できなくなるまでの距離の尺度です。)

電波干渉法

電波は非常に長い波長を持つことがあるため、標準的な電波望遠鏡は、あらゆる種類の精度を得るために非常に大きくする必要があります。しかし、スタジアム サイズの電波望遠鏡を構築するには法外なコストがかかる可能性があるため (特に、ステアリング機能をまったく持たせたい場合)、望ましい結果を得るには別の手法が必要です。

1940 年代半ばに開発された電波干渉計は、信じられないほど大きな皿から得られるような角度分解能を費用をかけずに達成することを目的としています。天文学者は、互いに並行して複数の検出器を使用することによってこれを達成します。それぞれが他の人と同時に同じ対象を研究します。

連携することで、これらの望遠鏡は効果的に、検出器のグループ全体を合わせたサイズの 1 つの巨大な望遠鏡のように機能します。たとえば、Very Large Baseline Array には、8,000 マイル離れた検出器があります。理想的には、さまざまな分離距離にある多くの電波望遠鏡のアレイが連携して、収集領域の有効サイズを最適化し、機器の解像度を向上させるでしょう。

高度な通信技術とタイミング技術の開発により、互いに遠く離れた場所にある望遠鏡を使用することが可能になりました (地球上のさまざまな地点から、さらには地球を周回する軌道上からでも)。 VLBI (Very Long Baseline Interferometry) として知られるこの技術は、個々の電波望遠鏡の機能を大幅に向上させ、研究者が宇宙で最も動的なオブジェクトのいくつかを調べることを可能にします。 宇宙 .

ラジオとマイクロ波放射の関係

電波帯もマイクロ波帯（1ミリ～1メートル）と重なっています。実は一般的に言われているのは 電波天文学 、実際にはマイクロ波天文学ですが、一部の無線機器は1メートルをはるかに超える波長を検出します.

マイクロ波帯域と無線帯域を別々に記載している出版物もあれば、従来の無線帯域とマイクロ波帯域の両方を含むために「無線」という用語を単に使用する出版物もあるため、これは混乱の元です。

によって編集および更新されましたキャロリン・コリンズ・ピーターセン。