I.

プロローグ

天体の放出する電磁波の中でも、とくに電波を受信して、天体や天体物理学現象を研究する天文学の一分野。→ 天文学：天体物理学：分光学：スペクトル

II.

歴史

1932年、アメリカのベル電話研究所ではたらいていた電波技術者カール・ジャンスキーは、遠距離通信の電波干渉源をつきとめる実験中に、銀河系(→ 天の川)の中心部からやってくる電波の雑音を検出した。

アメリカの技術者グロート・リーバーは、イリノイ州ウィートンの自宅の裏庭につくった9.5mのパラボラアンテナをつかって、この電波の分布地図をつくった。リーバーはまた、43年に太陽からの電波を発見したが、その数年前にすでにイギリス、アメリカ、ドイツのレーダーシステム(→ レーダー)が太陽電波を検出していた。レーダーシステムは航空機をみつけるためのものであったが、太陽から放出された強い電波に妨害されていたのである。

第2次世界大戦中に電波アンテナと受信機の改良がすすみ、50年代にはいると電波天文学が盛んになった。戦時中のレーダー技術をつかってオーストラリア、イギリス、オランダ、アメリカ、ソ連でさまざまな電波望遠鏡が建設され、次々に新しい発見がもたらされた。

天体の電波源の発見数はしだいにふえていき、50年代以降、電波源の多くが可視光でも観測できる遠くの銀河であることが確認された。ひじょうに小さな電波源の調査もつづけられた結果、63年にはクエーサーとよばれる準恒星状の電波源が発見された。クエーサーはそれまでに観測されたことがないほど大きな赤方偏移をしめすことから、地球からもっとも遠い距離にある可能性があった。

1965年、アメリカの電波天文学者アルノ・ペンジアスとロバート・ウィルソンが、3Kの宇宙背景放射を発見した。この発見は宇宙の起源と進化の理論に多くの意味をもっている(→ ビッグバン理論)。68年にはまったく新しいタイプの電波源であるパルサーが発見され、高速で回転する中性子星であることが確認された。

電波天文学は長年、アンテナと受信機をつくるのが簡単な、波長1m前後の比較的長い波長における研究が主流であった。より大きく精度の高いアンテナの建設を可能にする技術が開発され、感度のよい短波長の受信装置が完成するにつれて、対象は1mmの波長域にまでひろがった。同時に、宇宙技術の開発(→ 宇宙探査)によって、20m以上の長波長をさえぎってしまう電離層の上から、ひじょうに長い波長の観測もできるようになった。

III.

電波天文学の原理

宇宙からやってくる電波は、知られているかぎりではすべて自然現象によってつくられたものである。地球外の知的生命が発信したような電波はみつかっていない(→ 宇宙生物学)。観測された電波がどのように放射されたものか、物理的な仕組みはいくつかわかっている。

1.

放射のタイプ

天体は、電子がでたらめな熱運動をしているために、すべての天体はその温度特有の熱放射を放出している。放射の強度とスペクトルを精密に測定することによって、太陽系の惑星や銀河全体にあるイオン化された熱いガス雲のような天体の温度が計算できる。

しかし、電波天文学で測定される放射には、銀河内と銀河間の弱い磁場の中をうごきまわる荷電粒子が発生する、はるかに強い非熱的な放射もある。粒子のエネルギーがひじょうに高く、速度が光速に近いものはシンクロトロン放射とよばれる。シンクロトロンとは、こうした放射を最初に発見した高エネルギー物理学研究所の名前をとってつけたものである。→ 加速器

非熱的なシンクロトロン放射の電波源も、熱的な電波源も、広い波長域にわたって放射している。それとは対照的に、励起された原子、イオン、分子は、励起状態に特有の不連続な波長で放射している。ひろい波長域にわたる電波は連続放射といい、不連続な電波は輝線放射とよんでいる。

2.

電波望遠鏡

電波の波長は約1mmから1km以上までわたっており、長波長の信号を受信して鮮明な電波像をうるためには、電波望遠鏡を大きくしてやらなければならない。

世界最大の据え付け型の電波望遠鏡は、プエルトリコのアレシボ天文台の、直径305mのパラボラアンテナである。また、可動式の大きなパラボラアンテナは、直径50mから100mで、肉眼で可視光域をみたときに相当する約1分角の解像度をもっている。宇宙からやってきた電波はパラボラの表面から小さなホーンアンテナへとあつめられ、そこから非常に感度のよい電波受信機へとおくられる。受信機の原理は家庭にあるラジオと似ているが、10^-17Wというごく弱い信号をも検出することができる。受信機の重要な部分は、性能を高めるために絶対零度近くまでひやしてつかうことが多い。スペクトル線の観測には同時に1000もの周波数にあわせることのできる特殊な受信機がつかわれる。

解像度をより高くするために、いくつものアンテナを干渉計としてつかうことがおこなわれる。これによって、最高の観測状態にある大きな光学望遠鏡にひとしい、約1秒角の解像度がえられる。

このタイプで最大の電波望遠鏡は、ニューメキシコ州ソコロ近くの平原にあるVLAである。VLAは直径25mの27機のパラボラアンテナを、一辺の長さ21kmのY字形に並べたものである。それぞれのアンテナごとに受信機を装備しており、各受信機からの信号を中央にある建物におくって、開口合成法という技術を使って合成し1つのデータとすることで、高解像度の像がえられる。別のタイプの干渉計は、巨大なテレビアンテナのようなアンテナをつかう。イギリスのケンブリッジにあるものは、波長2mの放射を検出するのに60機のアンテナをつかっている。

アンテナを何千kmもはなして設置すれば、さらに高い解像度がえられる。しかし何千kmもはなれている場合には、それぞれのアンテナから1つの施設に直接に信号をおくることは事実上不可能である。そこで、それぞれのアンテナの電波望遠鏡で広域帯のテープに記録し、テープを中央処理施設におくる。

これが超長基線干渉法(VLBI)とよばれる技術であり、100万分の1秒以上の正確さでそれぞれのテープ録音を同期させるために、各望遠鏡で原子時計をつかってあわせている。 VLBIの方法では、月においたバスケットボールの大きさに相当する1000分の1秒角の角解像度が達成できるのである。さらに1984年、アメリカは、超長基線アレイ(VLBA)とよばれる、カナダとの国境からプエルトリコ、ハワイまでひろがる10機の電波アンテナのネットワークを実現した。VLBAでは5000分の1秒角もの角解像度がえられると期待されている。

IV.

電波源の種類

多くの電波源が太陽系、銀河系(→ 天の川)、銀河系外のさまざまな天体で発見され、研究されている。

1.

太陽系の電波天文学

太陽は全天のなかでもっとも明るい電波源である。太陽電波は、表面温度約6000Kの熱放射から予想されるよりもはるかに強い。これは、より長い波長の電波の大部分が、光学的にはみることのできない、100万°C近くある外側の大気から放出されているためである。熱的な放射にくわえて、非熱的な電波の嵐やバーストもおきている。とくに太陽黒点の活動が盛んなときには、電波の強度が約1時間という短い間に100万倍かそれ以上にも増大する。

太陽系の中で非熱的な電波源は、太陽をのぞくと木星だけである。木星は、いっしょに回転している雲の表面近くの比較的小さな領域から、波長約15mの強い電波をバースト的に放射している。バーストの強度は、衛星イオに影響されているようにみえる。さらに木星は、約1mよりも短いマイクロ波域の波長の電波を放射する広大な放射帯にとりまかれている。

惑星の表面あるいは大気からは、さまざまな波長の電磁波が放射されている。惑星探査機からの観測により、惑星の気象状態やさまざまな現象の情報がえられた。

2.

銀河系内の電波源

銀河系は、弱い星間磁場の中を動いている電子からのシンクロトロン放射によって電波を放出している。中性水素が放出する波長21cmの電波も銀河系全体で観測されている。21cm波の観測される波長には小さな変化がみられる。水素の雲が地球にむかって、あるいは遠ざかる方向に運動しているためである。

これらの変化はドップラー偏移(へんい)または赤方偏移とよぶ現象の一例である。銀河系の中心からもっとも遠くにある雲は最大の速度で回転しており、ドップラー効果の観測により水素雲の速度と位置を知ることができる。この方法をつかって、可視光域では観測することのできない銀河系の渦巻腕の形をしらべることができたのである。

宇宙背景放射にくわえて、銀河系の中には膨大な数の電波源が存在している。超新星の残骸(ざんがい)、電波星、輝線星雲、分子雲、パルサーなどである。

超新星の残骸は、爆発した星の名残の雲である(→ 新星と超新星)。超新星の爆発でつくられた電子が、爆発のおこったあたりの磁場にとらえられる。電子は磁力線の周りをらせん状に運動する間、何千年間も放射をつづける。まれには星そのものが電波を放射しつづけ、電波星とよばれる。電波星には、連星で、一方の星からもう一方の星へと質量が移動するときに電波を放出するものもある。電波星はまたX線源であることが多い。

輝線星雲は、熱的な電波が、銀河系の渦巻腕にそって存在する水素の雲(HⅡ領域とよぶ)から放出されているのが観測されるものである。自由電子が水素や軽い原子のイオンと再結合すると電波エネルギーが解放され、スペクトルの電波領域に再結合線として観測される。

スペクトル線はまた、水蒸気、アンモニア、ホルムアルデヒド、一酸化炭素のような星間分子の振動と回転の変化によっても生じる。現在、複雑な有機分子をふくめ50種類以上の星間分子が知られている。一部の星間雲では、メーザー(マイクロ波エネルギーの増幅)効果によって、電波分子線が異常に強くなっている(→ レーザー)。

宇宙電波源の強度は一定であるか、ごくゆっくりと変化しているにすぎない。しかし、パルサーは約1秒に1回、短周期のパルスを放出している。最初は強い電波が脈動しているのが発見されたが、のちに一部のパルサーは可視光やX線のパルスも放出していることがわかった。パルサーは、太陽の10倍以上の質量をもつ星が自らの重力で直径10kmくらいまで崩壊したものだ、と考えられている。密度が非常に高くなり、電子が原子核に吸収されて中性子星になっている。

3.

電波銀河

大部分の銀河が、わたしたちの銀河系とほぼ同じく約10³²Wのエネルギーで電波を放出している。しかし、電波銀河の場合は、電波放射が1億倍も強いものさえある。このエネルギーのほとんどは銀河そのものからではなく、親銀河から何十万光年あるいは100万光年も離れたところにあるひじょうに熱いイオン化されたガス、すなわちプラズマの雲から放出されている。この巨大な電波雲は銀河の100倍の大きさがあり、知られているかぎりでは宇宙最大の天体のひとつとなっている。

電波銀河から放出されるような強力な電波放射をつくるには、膨大なエネルギーが必要とされ、銀河全体を核燃焼させてえられる全エネルギーのかなりの割合に相当するものと思われる。エネルギー源が何であるか、どのようにして電波放射にかえられるのかということは、20年以上前に電波銀河が発見されたときから、天体物理学の大きな課題となっている。

VLAのような高分解能の電波望遠鏡でえられた電波銀河の写真には、活動銀河核の明るい小さな電波源と、もっとひろがった電波ローブとをむすぶ、ジェットがはっきりうつっていることが多い。このジェットあるいはビームが、エネルギーを銀河の中心核から電波ローブへとはこんでおり、そのエネルギー源は銀河の中心にある巨大な天体、たぶんブラックホールであろうと考えられている。電波銀河の中心には小さな電波源がみつかる。80年代半ばに観測された電波銀河の場合、中心近くの2つの明るい星団が、明らかにたがいにからみあったジェットを放出していた。

4.

クエーサー

クエーサーは銀河数百個分の明るさでかがやいているが、大きさはふつうの銀河の100万分の1くらいしかない。クエーサーの赤方偏移はひじょうに大きいので、銀河系から遠くはなれた天体だと考えられる。以前にはクエーサーの放射があまりに強く、急速に変化することから、比較的近くの弱い天体だろう、と考えられた時期もあった。電波銀河、クエーサー、とかげ座BL天体とよばれる明るい天体は、密接に関係しているだろう。

一部のクエーサーもまた強い電波を放射する星雲状の帯でとりまかれている。しかし、クエーサーからの電波放射の大部分は、直径わずか数光年以下の明るい核から放出されており、光学的にみえるクエーサーと一致している。

ひじょうに高分解能の電波干渉計で観測すると、クエーサーからまっすぐにのびた一連の構造がみうけられる。しかも、この電波源は光速よりもかなり大きな速度で離れていくようにみえる。

一見、アインシュタインの特殊相対性理論(→ 相対性理論)に反しているように思えるかも知れないが、実際には、ほぼ観測者の方向にむかっている光速よりわずかにおそい運動のせいである。うごいている電波源が、放出した放射においつきそうになっているために、ジェットの位置を観測する間隔が見かけ上は短くなり、速度が実際よりもかなり大きくなったようにみえるのである。この現象は見かけの超光速運動とよばれている。

V.

宇宙論

電波銀河とクエーサーはひじょうに強力な電波源なので、はるか遠くにあっても検出することができる。遠くの電波源から地球に信号がとどくのに長い時間がかかるところから、100億年以上前の宇宙のようすをみたり、ビッグバンとよばれる宇宙の起源にむけて時間をさかのぼることができる。

残念ながら、電波源の距離は電波観測だけでは決定することができないので、強力な遠くの電波源なのか近くの弱い電波源なのかを区別することができない。距離の決定は、電波源が銀河あるいはクエーサーと光学的に確認され、赤方偏移が測定できるときにしかできない。多数の電波源の統計的分布の研究から、宇宙がまだ数十億歳だったころ、強力な電波源の数はもっと多く、もっと小さかったことがわかる。→ 宇宙論