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可視光以外の望遠鏡：電波からガンマ線まで

望遠鏡 400 年【5】可視光以外の望遠鏡：電波からガンマ線まで
半田利弘 （東京大学大学院理学系研究科天文学教育研究センター ）1. 天体からのさまざまな信号

データ処理部は記録装置と呼ばれることも多宇宙からの信号は長らく可視光だけだと考い。分光観測も盛んに行われているので、必えられてきた。そのため、今でも“天体望遠

要に応じて、分光器が検出部の前後に組み込鏡”と言えば、可視光の望遠鏡がまず思い浮まれる。偏光板などが組み込まれることもあかぶ。多くの辞典で望遠鏡は「遠くの像を拡る。

大してみる光学機器」などと書いてあること

初心者が使用する光学望遠鏡は、検出部がからもそれが覗える。けれども、天体からは

肉眼、データ処理部が自分の頭脳に相当する。

可視光以外の電磁波も放射されており、それ検出できる信号が異なれば別の種類の望遠を検出して分析することが天体の正体を知る鏡が必要となる。これを区別するため、対象上で極めて重要であり、現代天文学の知識のとなる信号名を冠して電波望遠鏡などと呼ば多くはそれらの成果に基づくことは、皆さん、れる。ただし、可視光だけは例外で、慣例的

よくご存じのことだろう。

に光学望遠鏡と呼ばれる。

電磁波自体の性質は波長の分だけ縮尺すると全く同じである。しかし、これと物質との2. 可視光以外の電磁波検出の歴史

相互作用に着目すると、波長が大きく異なれ

天体が可視光以外の電磁波を放射しているば全く異なった性質を示すように見える。そことを最初に発見したのは、天王星の発見でこで、この観点に基づいて波長で大きく分け、

有名なハーシェルである。1800 年、ハーシェ

長い方から電波、赤外線、可視光、紫外線、X

ルは日光を分光した際に赤より長波長側でも線、ガンマ線と呼ぶ。現代天文学では、これ温度上昇が発生することを発見し、これを目ら全ての波長域に渡って観測が行われ、それに見えない光によるものと考え、熱線と名付ぞれ、特徴的な機構や構造を持つ望遠鏡が使けた。今日、赤外線と呼ばれる光線である。

われている。

これは可視光以外の電磁波の発見であると同電磁波以外の信号も検出可能になると、天時に、天体(太陽)から可視光以外の光線が届体からのこれらの信号を検出する天文学も行

いていることを最初に発見した例となる。しわれるようになる。ニュートリノと重力波がかしながら、これが直ぐには赤外線天文学へ

現在、この段階にある。

と発展することは無かった。星から熱が放射

これらいずれの信号を検出するものでも、されているとは考えにくかったためだろうか。

現代の望遠鏡は 3 つの構成要素から成り立つ。

紫外線は 1801 年にリッターが発見した。

天体からの信号を集める集光部、それを検出

しかし、これも天文学へは直ぐには結びつかして人間が容易に処理できる信号(今では、ほなかったようだ。とはいえ、写真は紫外線に

とんどの場合、電気信号)に変換する検出部、感度があるので、事実上は紫外線天文学が行

その信号を処理して蓄積するデータ処理部でわれていたと言ってもよいかも知れない。

ある。集光部は光学系、検出部は観測装置、

1888 年、ヘルツが電波の実在を証明。多く

天文教育 2008 年 9 月号（Vol.20 No.5）

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連

載

望遠鏡 400 年■―3―の物理学者が天体からの電波信号検出に挑戦

減衰せずに地表まで届く波長域を「大気の窓」

するが、ことごとく失敗。今日の目で見れば、(図 4)と呼ぶが、比較的広い波長範囲で「窓」

波長が長すぎて電離層(当時、存在が知られてが開いているのは可視光と電波に限られる。

いなかった)を透過しないことと感度不足がしたがって、それ以外の波長域での観測を行原因である。[1]うには事実上、大気圏外に出る必要がある。

こうして、可視光以外の天文学が開始され1962 年、ジャッコーニらはロケットに X

るのは 1931 年のジャンスキーによる銀河電線検出器を搭載して大気圏外へ打ち上げた。

波の発見まで待つこととなる。遠距離無線通

当時、ほとんどの科学者は太陽以外の天体か

信の背景雑音を測定していたジャンスキーはらの X 線が観測できるとは予想していなかっ

23 時間 56 分周期でゆっくり変動する弱い電

た。とはいえ、一度も見ていないだけに何が波を検出した。恒星日と同じ周期で繰り返す

見えるかわからない。実際、この最初の観測ことから、彼は直ぐにこれが太陽系外起源でで、さそり座といて座に予想外の X 線天体をあることを認識する。この発見の報を受け、発見。後に、これがブラックホール起源だと

高性能受信機とパラボラアンテナを作ったの

わかり、X 線天文学の幕開けとなったわけでがリーバーである。これが世界初の電波望遠ある。

鏡(図 1)であり、世界初の非可視光望遠鏡である。

ガンマ線は放射線の 1 つとされるが、これも電磁波である。1967 年、他国の核実験を監

地球には大気があるために宇宙からの信号視するために打ち上げられた米国の衛星が宇が全て地表まで届くわけではない。それほど

宙からのガンマ線を検出してしまったことが始まりである。当初は、異星人の核戦争の証
拠かなどと取りざたされたが、やがて自然現象であることが判明し、ガンマ線天文学の始まりとなる。
可視光は大気の窓を通過できるが、電波との間は大気の窓が閉まり気味である。波長方
向を空間方向に例えるならば格子戸やすだれのような状況である。この隙間を狙うことで、
赤外線天文学が始まる。その嚆矢は 1960 年
代のベックリンとノイゲバウアー、クライン
マンとローなどによる原始星の観測である。
中間赤外線や遠赤外線の観測では、赤外線天文衛星 IRAS が大きな働きを示した。1975
年に運用を開始したカイパー空中天文台も赤外線天文学の初期を築いた望遠鏡といえる。
これは、現在まで事実上唯一の飛行機搭載望遠鏡である。

図 1

米国立電波天文台グリーンバンク観

大気の窓を通らない紫外線の観測は、X 線

測 所 に 保 存さ れ て いる 世 界 初の 電 波 望遠

天文学の長波長端として始まるが、1973 年、鏡(Anish Roshi 撮影)

NASA のスカイラブが太陽コロナの観測を開
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可視光以外の望遠鏡：電波からガンマ線まで始したことを紫外線天文学のはじまりと位置づけることもできよう。1978 年に打ち上げられた米英欧共同の IUE(国際紫外線天文衛星)も 20 年以上の長期にわたり、恒星の紫外線
スペクトルを観測した有名な衛星である。
電 磁 波以 外で は 、小 柴 が カ ミ オカ ンデ で
1987 年に超新星からのニュートリノを捉えたことが記憶に新しい。重力波の検出には未だ成功していないが、これによって天文学を行おうという試みは既に実行に移されている。
3. 非可視光望遠鏡の特徴と仕組み
現在では電磁波の全ての波長帯が観測対象となっているが、先に述べたように物質との相互作用に大きな違いがあるため、それらを捉える望遠鏡には機構上の大きな違いがある。
電磁波以外の信号では、もっと大きく異なっ

図2

た機構となる。

立 天 文 台 野 辺 山 の以下では、それぞれの波長帯・信号に対する望遠鏡の特徴を述べていくことにしよう。

国立天文台野辺山 45m 電波望遠鏡(国
web

ペ ー ジ

（http://www.nro.nao.ac.jp/）より。
られた装置で、基本的にはラジオや携帯電話と同じ動作原理で電波を電気信号に変換する

3.1 電波望遠鏡装置である。ただし、高感度でかつ低雑音で電波望遠鏡は、電波を集めるアンテナ、そあることが要求されるため、異なる物理現象

れを電気信号に変換する受信機、受けた電気が利用されるのが通例で、超伝導効果を利用

信号を波長に分ける分光器や信号強度を測定する SIS 受信機、十分に高い周波でも増幅作する検波器などからなる。

用を持つトランジスタを利用した HEMT 受

アンテナは、ほとんどのものがパラボラ鏡信機などが利用されている。動作条件や雑音である。可視光の主鏡と同じく、回転放物面低減のため、－270℃程度に冷凍された電子で電波を反射し焦点に集めるようになってい素子が使われることが多い。

る(図 2)。電波は金属板で反射するので、反射受信機で得られた交流信号は電磁波の波形

面はアルミ板などでできている。電磁波は波を保持しているので、この信号を分光するこ

長の 1/10 程度以下の形状には影響を受けなとで受信した電波のスペクトルを得ることがいので、波長が約 10cm 以上の場合には金属できる。現在、よく利用されるのはフィルタ網で構成される。主焦点のほか、反射板で適ーバンク型、相関型、音響光学型の 3 種類で当な位置に中継された焦点を用いるのは可視ある。

光の望遠鏡と同様である。

フィルターバンク型は、共振回路などによ

焦点には受信機が設置されている。これは、って構成される特定の狭い周波数範囲の信号

電磁波の電場で励起された導体内の電子の振のみが透過するフィルター(濾波器)を通して動を交流電気信号として取り出せるように作から強度を測る機器を、透過周波数を尐しず

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る。とはいえ、デジタル機器の急速な進歩で、
現在、電波分光器の主流となっている。
音響光学型は、電波信号から作った音波信号を透明な結晶中に通してできる粗密の周期構造を回折格子として可視光を通すことで分
光スペクトルを得る分光器である。光源は一定の波長であることが要求されるためレーザー光線が用いられる。特性は他の 2 つの型の中間的なものとなる。電波天文学用は主に日本で開発されたものが実用化されている。
検波器は交流信号の強度を得る素子からなる。単純には整流作用によって交流信号強度
図3

自己相関と信号周期の関係。一定の時間隔てた測定データは、それが信号の周期と一致していれば、常に同じ値の組になるが、ずれていると少しずつ異なった値の組になる。この値の組の積を多数回集めて平均すると、比較時間間隔と信号周期とが整数倍で一致するものだけが残る。これを数学的に処理することで分光器を構成できる。

に対応する直流電圧を得るものである。
電波観測では、アンテナの方向を順に変えることで得られる電波信号の違いを蓄積し、データ処理によって画像とする。1 点ずつ丹念に観測した結果を総合してようやく 1 枚の画像が得られるわけである。ただし、近年では多数の受信素子を焦点面に設置できるほど小型に作り込んだ受信機の製作が可能となり、盛んに利用されるようになってきた。電波カ

つずらして多数並べたもので、原理としては

メラともいうべき、この受信機はマルチビー

最も簡単な電波分光器である。ただし、周波ム受信機と呼ばれ、日本では野辺山 45m 鏡に数幅を狭くするのが難しいため、他の電波分搭載された 25 素子受信機が最大である。

光器に比べると高い分解能を得るには向いていない。

代表的な電波望遠鏡として“野辺山 45m
鏡”を図 2 に示す。

相関型は、様々な時間間隔で得た信号強度の積(自己相関)を長期間にわたり平均すると3.2 赤外線望遠鏡

信号の変動周期の整数倍に一致しない時間差

電波と可視光の間に当たるのが赤外線であのデータは 0 になるという性質を用いた分光る。この波長帯の望遠鏡は可視光の望遠鏡と器で、得られた自己相関をフーリエ変換する

同様に、主鏡などの光学系、分光器、検出器と分光スペクトルになる (ウィナーヒンチン

からなり、検出器以外は可視光で使われていの定理)。信号測定部とデータ記憶部分とフーるものとほぼ同じ原理で動作する。とはいえ、リエ変換部からなり、初期にはアナログ電気

可視光と赤外線とでは反射率などが大きく異回路で構成していたが、現在ではデジタル論

なる物質もある。可視光では反射鏡はアルミ理になっており、事実上、専用コンピュータ

でメッキされているが、赤外線では金が用いーであるといってよい。高い周波数分解能はられることも多く、レンズやプリズムにはサ得やすいが、広い周波数範囲にわたるデータ

ファイヤ (近 赤外線 用)やゲル マニウム (遠赤を得るためには高速の信号測定部が必要とな

外線用)などが用いられることがある。

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図4

可視光以外の望遠鏡：電波からガンマ線まで

大気の窓。波長によって大気透過率が大きく異なり、地上で観測できる波長範囲は限られる。なお、細かく見ると、特に赤外線の領域では、狭い範囲で透過率が高い部分が図で見るよりも多数あり、海抜にも大きく影響される。データは[2]より。
電波と可視光の間の波長の電磁波は全て赤する。このため、冷媒として液体ヘリウムが外線と呼ぶが、天文学の観点からいうと近赤搭載され、その気化熱で必要な部分を冷却す

外線、中間赤外線、遠赤外線の 3 つに分けたる。これは通例 1 年程度で全て気化してしま方がわかりやすい。

う。赤外線天文衛星の活躍時間が限られるの波長が数十μm より長いものは遠赤外線とは主にこのためである。

呼ばれ、地球大気の吸収により地上では観測

分光器は原理としては可視光と同じで、フがほとんど不可能である。また、地上の典型

ァブリペロー分光器や回折格子が用いられる。

的な温度ではあらゆる物体がこの波長の赤外

もちろん、これらの機器も極低温まで冷却し線を強くはなっているため、それを考慮するて使用される。

必要がある。このため、遠赤外線望遠鏡は人工衛星に搭載されるのが普通である。

検出器には電波の受信機と同じ動作原理のものが使われることもあるが、赤外線が当た

一般に光学系は透過率や反射率を 100%とると電流が発生したり電気伝導度が変化した

することは不可能で、その分だけ赤外線を放りする固体素子などが使用されることが多い。

射する。この赤外線放射を最小限にするためガリウム砒素半導体やゲルマニウム半導体なには絶対零度(0K=－273℃)に近い極低温にどが実用化されており、多素子のカメラも作

冷却することが効果的である。分光器や検出られている。

器は当然のこと、可能であれば主鏡まで冷却
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ることによる冷却効果を利用した設計がなされていれば観測が継続できる。
検出器には遠赤外線検出器と同じ動作原理のものが用いられ、ゲルマニウム検出器やシリコンと他の元素の複合結晶を使った検出器が使用されている。
波長約 3m と可視光との間は、近赤外線と呼ばれる。この波長域では、可視光とほとん
ど同じ方法で観測が行われており、検出器以
外は可視光の望遠鏡と共用の場合が多い。検図 5

赤外線天文衛星あかりの軌道上での出器には赤外線まで感度がある CCD のほか、想像図。宇宙情報センターの web ページ

HgCdTe( 水 銀 ・ カ ド ミ ウ ム ・ テ ル ル ) や(http://spaceinfo.jaxa.jp/)より。

InSb(インジウム・アンチモン)の複合結晶を

他にも、熱容量が非常に小さな素子の温度用いたカメラが実用化されている。なお、可変化を図ることで、そこに当たった赤外線の視光で用いる CCD で感度がある 1m より短放射エネルギーを測定する素子も実用化されい波長の赤外線は観測技術上、可視光と同一ている。これはボロメーターと呼ばれ、原理であるため可視光の一部として扱う場合も多的には全ての波長の電磁波を検出することがい。

できるため、フィルターを適宜組み合わせて使用されることが多い。
波長 3m 程度より長い赤外線は中間赤外線と呼ばれる。ここは大気の窓がとびとびに開いており、高山や高空では窓が広くなり、観測可能な波長範囲が広がる。遠赤外線ほどではないが、熱放射の影響は強く、分光器や検出器は低温に冷凍される。
光学系や分光器は可視光や遠赤外線と原理的には同じものを用いるが、主鏡の端から漏れ込む熱放射が最小限になるように、可視光に比べて、副鏡からの見込範囲を主鏡より小さめに作るのが普通だ(オーバーサイズ主鏡)。
上空へ運ぶ手段としてはロケット、気球、航空機などが用いられる。この順に到達高度がより高くなり条件がよくなるが、滞空時間や操作性などは逆順になりがちで、どれが最適なのかを観測の仕様によって判断する必要がある。人工衛星に搭載してしまう場合もあり、遠赤外線観測装置と共に搭載されている場合には、冷媒が切れた後でも宇宙空間にあ図 6 すばる望遠鏡。可視光の望遠鏡として知られるが、近赤外線でも多くの観測が行われている。国立天文台ハワイ観測所のweb ページ(http://subarutelescope.org/)より。

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―8―可視光以外の望遠鏡：電波からガンマ線まで

遠赤外線望遠鏡の代表として、“あかり”を
図 5 に、近赤外線望遠鏡の代表として光学望
遠鏡でもある“すばる望遠鏡”を図 6 に示す。
3.3 紫外線望遠鏡
可視光を通り越すと紫外線の領域にはいる。
波長が 200nm より長い紫外線は近紫外線と呼ばれ、大気を透過するので地上で観測可能である。物質との相互作用も可視光とあまり変わらない。したがって、近赤外線と同様に、この波長域では可視光との違いはあまりない。

図 7

X 線望遠鏡の主鏡に用いられる、か

すめ入射鏡の原理

これより波長が短い紫外線は真空紫外線とで知られる。2 重のすだれを通して景色を見も呼ばれ、観測にはロケットや人工衛星が必ると、見込む角度によって外の見え方が変わ要である。さらに、波長 10nm を切ると極端ることにヒントを得て小田稔が開発したもの

紫外線と呼ばれ、波長が長めの X 線望遠鏡とである。現在では情報処理理論に基づく最適

ほぼ同じ構造になってくる。

なマスクパターンが利用されており、コーデ

検出器には、蛍光を利用して可視光に変換して検出するものや、光電効果を利用したものが使用されている。

ッドマスクと呼ばれている。これは“集光”
はしていないが、光学系をなしている。
かすめ入射鏡もコーデッドマスクも 90°

現 代 を代 表す る 紫外 線 天文 衛 星と して は“GALEX”が挙げられる。

以上の反射がないため、観測対象からみて光学系の後ろに検出部が位置し、屈折望遠鏡に似た配置となる。

3.4 X 線望遠鏡

地上には全く届かないので、望遠鏡は全て

X 線は波長が原子間隔程度であるため、金人工衛星搭載である。短時間観測の場合には属であっても単純に当てると反射が起きない。 衛星軌道に達しないロケットが利用されるこ
けれども、軟 X 線と呼ばれる波長が 0.1～1nmともある。
程度以上ある X 線ならば、浅い角度で斜めに

X 線は集光した後でも光子の到達頻度が低

当てると反射させることができる。これをかいので、より波長が長い電磁波とは異なった

すめ入射反射鏡と呼ぶ(図 7)。近年では、異な考え方で検出器や分光器が利用される。

る間隔の金属層を多数積層して深い角度でも軟 X 線の検出器には、可視光で用いられる

反射する面を構成する多層膜スーパーミラーのとほぼ同じ特性を持つ CCD が用いられる。

も開発されている。

X 線の光子が CCD に当たるとそのエネルギ

より波長が短い X 線は硬 X 線と呼ばれる。

ーに応じた量の電荷を生じるので、2 つ目の現在の技術では硬 X 線の反射鏡を作ることが光子が当たる以前に読み出してしまうことでできない。このため、特定のパターンで硬 X

X 線光子のエネルギーを知ることができる。

線を遮るマスクを通して観測し、そのマスク

明るさは、多数回の読み出しデータ中での検による影のパターンからデータ処理によって出頻度として測定する。

画像を再生するという方法がとられる。この

蛍光によって可視光に変換して検出するシ方式の最初のものは、すだれコリメータの名ンチレーター、X 線で誘発される放電を利用

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望遠鏡 400 年■―9―するものである。観測対象となるチェレンコ
フ光は可視光であり、光学望遠鏡に類した装置が用いられる。ただし、大集光力が必要なのに対してチェレンコフ光に対する角分解能は低くても問題がないため一般の光学望遠鏡とはかなり異なった見かけをしている。複数のチェレンコフ光観測装置を組にすると荷電粒子の飛来ルートを推定することができるため、ガンマ線に対する角分解能はこちらで決図8

X 線天文衛星すざく。JAXA デジタル

アーカイブスの web ページ

まる。
大気チェレンコフ望遠鏡の代表として東大(http://jda.jaxa.jp/)より。
した計数管、上記の CCD と同じ動作原理による半導体検出器もよく用いられる。また、
赤外線検出器のところで述べたボロメーターが使用されることもあり、X 線の場合にはマイクロカロリメーターと呼ばれている。この
場合も、CDD の場合と同じ理由で光子 1 個のエネルギーを測定でき、分光性能をもつ。
より高い分解能が必要な場合には、結晶を利用した回折格子が用いられることもある。
X 線望遠鏡の代表として X 線天文衛星“すざく”を図 8 に示す。

宇宙線研究所の“カンガルー望遠鏡”を図 9に示す。
3.6 ニュートリノ望遠鏡
電磁波以外ではニュートリノも真空中を伝播するので、その飛来方向を特定できれば望遠鏡を作ることができる。
ニュートリノは現在の技術では反射・屈折はおろか阻止もできないので光学系が作れない。そこで大気チェレンコフ望遠鏡と同じ原理を用いる。ただし、ニュートリノはガンマ線以上に相互作用が稀なので、より高密度で透明な物質を用いる。つまり、巨大な水槽を高感度の可視光検出器で取り囲むことでニュ

3.5 ガンマ線望遠鏡
ガンマ線も地上には達しないので、直接検出は衛星軌道上で行われる。この場合、光学ートリノ望遠鏡を構成する。
ニュートリノ望遠鏡は現在、僅かな数しか系や検出器は、使用している物質などに違いはあるものの原理は硬 X 線と同様な現象を利用した装置が用いられている。
現代を代表するガンマ線天文衛星にはIntegral や HETE2 衛星がある。
ガンマ線望遠鏡としてユニークなのは大気
チェレンコフ望遠鏡である。これは地球大気上層をガンマ線が通過する際に生じる荷電粒子(主に電子)が大気と相互作用して生じるチェレンコフ光を地上から観測するもので、いわば地球大気自体を検出器の一部として使用

図 9 カンガルー望遠鏡。大気チェレンコ
フ光を観測することでガンマ線を捉える。
甲南大学の web ページ(http://www.hep.konan-u.ac.jp/
pukiwiki/index.php?CANGAROO)より。

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可視光以外の望遠鏡：電波からガンマ線まで建設されていない。“スーパーカミオカンデ”
が代表である。
3.7 重力波望遠鏡
重力波も真空中を伝播する信号である。これは未だに直接検出に成功していない信号である。重力波が到達すると時空の歪みが生じ、

図 10

米国にある電波干渉計 VLA。25m のア

到達した重力波に応じて一時的に同一点間のンテナ 27 台で１台の電波干渉計を構成して距離が変動する。そこで、2 地点間の距離をい る 。 米 国 立 電 波 天 文 台 の web ペ ー ジ

レーザー干渉などの技術で超精密測定するこ(http://www.nrao.edu)より。

とで重力波を検出する試みがなされている。

面の各点に到達する光が焦点で干渉した場合検出に成功すれば、それ自体が素晴らしい発にどのような像を作るのかを回路や計算で求見であるが、その飛来方向などを知ることがめることができるならば、鏡面を実際に構成できるため、人類は新たな種類の望遠鏡を手して焦点を結ばせる必要はない。この原理をにすることとなる。

電波で実現したのが電波干渉計である。

国立天文台三鷹には、基礎技術の開発を目先に述べたように電波の受信機は、電磁波的とした重力波望遠鏡“TAMA300”があり、の波形を保持したままの電気信号を出力でき極めて特異な現象が発生すれば、その重力波る。これを電線などを通して集めて干渉させ、パルスを検出できると言われている。

焦点で生じるはずの画像情報を得るのである。
この処理を行って画像を再現するには、多く

3.8 電波干渉計の異なった距離と方向を持つ組で得られた干ここまで述べてきた望遠鏡は、大気チェレ

渉データが必要であり、これを全て考慮してンコフ望遠鏡を除くと、全て、1 ヵ所に設置

同時に答えを得る必要がある。原理的には逆された望遠鏡が全システムとなる。根本的にフーリエ変換を適用すればよいのであるが、は光学系で 1 ヵ所に集めた信号を検出器で検実際には、データ取得に際して生じる様々な出するという構成になっている。

制約を克服するために CLEAN や MEM(最大ところで、望遠鏡を用いる大きな理由の 1

エントロピー法)などと呼ばれる特殊な画像

つに、高い角分解能で画像を得たいというこ

処理技術を用いてコンピューターによる画像とがある。このためには同じ波長ならば、よ合成が行われている。

り口径の大きな主鏡を用いる必要がある。け波形が記録できるならば干渉をその場で発れども、現実的には建設可能な主鏡の大きさ生させる必要はない。電気信号の場合だと、には限界がある。望遠鏡の進歩は、必要な精

正確な記録時刻と共に“録音”しておけばよ

度を保ちながら、いかに大口径の主鏡を実現い。この原理を用いた干渉計が VLBI(超長基するかに大きな努力が払われてきたかの歴史

線干渉計)である。カナダで開発された後の改であると言ってもよいだろう。

良が加えられ世界には多くの VLBI 網がある。

光学の原理に戻って考えてみると、口径が大きな望遠鏡ほど到達可能な分解能が高くな

そのうち、専用アンテナによる常設 VLBI 網が米国で運用されている VLBA である。

るのは、鏡面の各点で反射した光が相互に干現在では、軌道上にアンテナを飛ばすこと渉して像を作るからである。したがって、鏡で地球直径を凌ぐ距離だけ離したアンテナ間

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望遠鏡 400 年■―11―

4. 非可視光望遠鏡による歴史的成果
これまでに紹介した望遠鏡を用いることで、人類はそれまでに知られていなかった宇宙の様子を次々と明らかにしてきた。その歴史的成果を振り返ることは、現代天文学の歴史そのものといってよい。したがって、本稿でその全てを正しく紹介することは不可能だが、何も語らないのもよろしくないので、私の独断と偏見で最小限に絞って紹介したい。
4.1 電波天文学
電波天文学の起こりは先に述べたようにジャンスキーとリーバーによる。彼らが発見し
図 11

HI および CO の観測から得られた天の川銀河のガス分布。鹿児島大学中西らによる。下の 3 角形状の領域は解析方法の都合で正確な分布が得られない。

た銀河電波は当初、天の川銀河内の星間塵が発する熱放射であると考えられていた。リーバーがパラボラアンテナを作ったのは、これを確かめるには幅広い波長にわたって観測する必要があると知ったからである。

の干渉を調べることが可能となり、電波天文

ところが得られたスペクトルは予想とは全衛星はるかと VLBA の組合せによって超高

く異なるものであり、特殊な星＝電波星によ分解能観測が実現している。

るのではという仮説が出された。しかし、実干渉計技術のおかげで、最も角分解能が高は星ではなく、星間磁場に高エネルギー電子

い観測が実現している波長帯は、実は現在はが巻き付いて発生するシンクロトロン放射で電波観測なのである。

あった。しかし、このことがわかるのは発見

チリで建設中の ALMA も電波干渉計であから 10 年以上も後のことである。

る。電波干渉計の代表例として、“VLA(Very

一方、始まったばかりの電波観測で何がでLarge Array 大型電波干渉計)”を図 10 に示

きるのかを物理理論から考えたのがファンデす。

フルストである。オールトの指示により彼が電波干渉計は原理的には受信信号が波動的考えて得た結論は、中性水素原子(HI)が放つ性質を持ってさえいれば良く、電波であるこ

21cm 輝線であった。実際の検出は 1951 年にとが本質ではない。したがって、赤外線や可ユーインとパーセルが成功。わずかな遅れで、視光、あるいは X 線で干渉計を構成すること

オランダとオーストラリアも観測に成功する。

も可能であり、そのための技術開発が進めら

その後の観測データを総合することで、1958れている。ただし、当然のことながら、原理

年 、 オ ール トら に よっ て 、天 の 川銀 河内 のがわかっていれば直ぐに実現できるわけでは

HI ガスの分布が明らかとなり、天の川銀河がない。大気揺らぎや熱などによる伝送路長の渦巻銀河であるというオールトらの予想を裏

変動を含めた様々な不安定要因を取り除く方

付ける結果が得られた。これに相当する最新法の研究などが進められている。

データによる HI と水素分子ガスの総量分布を図 11 に示す。

天文教育 2008 年 9 月号（Vol.20 No.5）

―12―可視光以外の望遠鏡：電波からガンマ線まで

電波望遠鏡の分解能が上がると、シンクロ
トロン放射の源が超新星残骸や特殊な銀河であることがわかってくる。後者は、電波干渉計の開発によって「2 つ目玉」であることがわかる。1 つの銀河を挟むように 2 つの電波源が見つかるのである。これは、その後、中央の銀河から噴き出すジェットの終端が電波で光っているためだとわかる。
宇宙での電波源が恒星ではないとわかると、当然ながらその正体を追求する動きが出てく

図 12る。こうしてシュミットらが 1964 年に発見ジェット。NRAO の web ページよりしたのがクェーサーである。電波観測の分解

宇宙背景放射も忘れてはならない。宇宙膨能が上がり光学同定天体が判明すると、張を単純に外挿することで得られたビッグバ

3C273 と 3C48 の可視光でのスペクトルが観

ン宇宙論は、提唱者であるガモフ自身により測され、著しく赤方偏移した極めて明るい天

宇宙背景放射が予言され、それを 1965 年に体の存在が明らかとなる。その後、これは遠ペンジャウスとウィルソンが発見する。もっ方の活動的な銀河の核であり、そこにあるブとも発見者の 2 人はそのような事情は知らず、

ラックホールをエネルギー源とするものだと

具体的な天体が何もない宇宙からの電波強度判明する。そして、ジェットを出す電波銀河を測定すること自体を目的として観測していとの関連が知られるようになった。

た。いわば、偶然の産物がノーベル賞に結び

こうして示唆された銀河中心のブラックホ

VLA で観測したクェーサー3C175 のついたわけである。

ールは、渦巻銀河 NGC4258 中心でのメーザ

偶然から出たノーベル賞といえば、パルサ

ー電波源の運動を用いることで中井らがーの発見もそうである。星間プラズマの斑に1993 年に存在を確証することになる。

よる電波天体の瞬きを観測しようとヒューイ

HI の観測によって星間ガスの存在が明らッシュが作った電波望遠鏡を使って、1 秒ほかになった一方で、1970 年代には種々の星間

どという短時間で周期的に変動を繰り返す電分子ガスの存在が判明する。遊離水酸基 OH

波天体をベルが 1967 年に発見したのである。

を皮切りに、一酸化炭素 CO が発見され、地これによって、時間分解能を高くすることで上でもおなじみの分子や地上では見かけないも新種の天体が発見されることが示された。

分子まで、1980 年代以降も続々と発見が続く。 探していないところには常に新発見が待って予想以上に複雑な炭素系分子が発見されるにいるということである。
至り、生命の起源は星間分子にあるのではな

これらの発見によって、宇宙のイメージは

いかという仮説が提唱されるまでになった。

静的なものから一変し、極めて活動性に富ん星間分子ガスの発見で特に研究が進んだのだ場であることが広く認識されるようになっが星の形成過程である。1970～80 年代に進た。これこそ電波天文学がもたらした最大のんだ星間ガス雲の観測は原始星周囲のガス円

成果といえるだろう。

盤と双極ガス流の存在を明らかにし、赤外線観測と共に、恒星の形成過程のあらすじを確定するに至っている。

4.2 赤外線天文学
ハーシェルの後、事実上、赤外線天文学を

天文教育 2008 年 9 月号（Vol.20 No.5）

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連

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望遠鏡 400 年■―13―

ったのである。また、原始星や恒星によって加熱された星間塵は赤外線を発する。このため、星形成が盛んな領域の研究には赤外線は必須の観測情報源となっている。
地球との間に暗黒星雲が密集している天の川銀河中心やその向こう側も可視光では観測できない。赤外線観測によって、天の川銀河
中心には多数の恒星が密集していることがわ
かり、5 年以上に及ぶ継続観測によって、その軌道運動から、電波天体 いて座 A*が超大
質量ブラックホールであることが確定した。
これは、2002 年頃に、ゲッツら Keck のグループ、ゲンツェルとシュネーデルら ESO のグループにより独立に示されている。
図 13

すばる望遠鏡見たオリオン KL(クラインマン・ロー)天体の近赤外線画像。国立天文台ハワイ観測所の web ページより

宇宙は膨張しているので、遠くの天体ほど発せられた電磁波は現地でよりも長い波長で観測される。したがって、遠方の銀河が発する可視光は赤外線で観測されることになる。

始めたのはベックリンとノイゲバウアーであこのため、宇宙初期の銀河の様子を調べる目る。近赤外線で掃天観測を行った結果、1967

的で多くの赤外線観測が実施されている。

年に彼らが発見したのが、オリオン星雲など

宇宙背景放射も、遠赤外線での観測がなさにある原始星である。彼らは 1960～70 年代

れ、そのスペクトルが完全に黒体放射であるにかけて全天サーベイを実施し、赤外線天体

ことが確認されている。輝度の一様からのずのカタログを作成した。

れを検出することでビッグバン直後の宇宙の中間赤外線や遠赤外線観測は赤外線天文衛

密度分布が求められており、宇宙年齢などの星 IRAS による掃天観測が事実上の始まりで情報が得られている。これは、専用衛星であある。オランダが計画し、英国および米国とる COBE や WMAP の観測データが中心であの 共 同 計 画 と し て 実 施 さ れ 、 12m か らるが、他にも多数の観測が総合されてこそ得

100m の 4 バンドでの全天図と点状源カタられた結果であることも認識すべきである。

ログを作成した。20 年近くにわたって赤外線源を調べるといえば IRAS カタログと言われ

4.3 紫外線天文学る時代を築いた。このデータを用いて 1991

中性水素ガスは 91.2nm(光子エネルギー換

年に中田らが天の川銀河のバルジが棒状であ算で 13.6eV)より短い紫外線を効果的に吸収ることを最初に指摘したことも重要な発見とするため、紫外線では遠方の天体は観測できいってよいであろう。

ないと考えられてきた。このため、紫外線天核融合が始まる前の恒星は温度が低い上に、 文学の対象は太陽表面での活動現象や近傍の恒温星の観測に限られてきた。あるいは、吸母胎となる暗黒星雲が取り囲んでいるために可視光での観測は困難であった。赤外線観測

収を用いて星間ガスの研究がなされている。

によって、恒星形成の最終段階が明らかとな
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―14―

可視光以外の望遠鏡：電波からガンマ線まで

ところが、実際に観測をしてみると、予想より遠くの天体も見えることがわかってきた。
X 線観測から示唆されていたのだが、太陽系近傍が電離ガスで満たされているためである。
宇宙膨張の効果を考えると、可視光で観測される遠方宇宙の様子は、近傍宇宙では紫外線で見えた様子に対応する。この意味で、紫外線観測の重要性が近年強く認識されるよう

図 14になってきている。

陽画)と X 線像(右、陰画)。SkyView より作

かみのけ座銀河団の可視光像(左、成。DSS および ROSAT 衛星によるデータ。
4.4 X 線天文学不足であることがわかり、失われた質量の問

ジャッコーニによって発見された X 線天体

題は結局解決できていない。このため、銀河は、ブラックホール周囲の降着円盤が発してや銀河団に付随する暗黒物質の存在を仮定すいるものであることが、その後の研究でわかるのが現在の説となっている。

った。逆に、このような天体の研究には X 線観測が欠かせない。いて座 A*も、短時間で著しい強度変動を示すことが発見されたのは X線が最初である。

4.5 ガンマ線天文学
先に述べたようにガンマ線天体の発見は全くの偶然であった。このとき発見されたのが超新星残骸の研究も X 線観測の大きなテー

ガンマ線バースト(突発的ガンマ線天体)であマの 1 つで、電波観測との比較が重要である。

る。軍事衛星のデータであったためか発見は

超新星残骸内部を満たしている超高温プラズ

1973 年とされている。最初の本格的なガンマ

マが X 線を、その膨張によって圧縮された磁線天文衛星は 1991 年打ち上げのコンプトン

場と加速された高エネルギー電子が電波を放である。これにより 270 個のガンマ線天体カ射するため、両者が関連するからである。

タログが作られる。現在では、ガンマ線バー

太陽表面では随時、爆発現象が発生していストの正体は超新星の中でも特に高いエネルる。その研究には X 線と電波の観測が重要な

ギーで非等方に爆発するものであろうと推定

手がかりを与える。プラズマと磁場の相互作

されるようになったが、それには、ガンマ線用という点で、両者の輻射が関連しているか

バースト発生直後に、X 線を含む様々な波長らである。さらに、原始星からも X 線が放射での観測が即応して実行されるようになった

されていることが小山らの観測から明らかとことが大きく貢献している。

なり、この分野でも X 線観測の有効性が認識された。

定常的なガンマ線源としては、1975 年のCOS-B 衛星による観測が挙げられる。高エネ

銀河団中の銀河の運動から見失われた質量

ルギー宇宙線が星間ガスと相互作用すると0の存在がツビッキーにより指摘されていたが、 中間子が発生することがあり、これが素粒子
X 線観測により、銀河団には可視光で観測さ崩壊する際にガンマ線を放射する。これを捉れる銀河の総質量より大きな質量が超高温プえることで星間ガス中の陽子密度と宇宙線強ラズマとして存在することが明らかとなった。 度を決めることができる。つまり、ガンマ線
ところが、このプラズマを銀河団中に引き留
観測から星間ガスの総量を得ることができる
めておくためにはプラズマを含めた質量でものである。これによって、電波観測で得られ天文教育 2008 年 9 月号（Vol.20 No.5）

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る水素分子ガスの相対分布を物質量に変換す

望遠鏡 400 年■―15―

る人が多いが、天体望遠鏡として利用するにる係数を見積もることができるようになった。 は、感度を含めて様々な問題を乗り越えて改
近年では、大気チェレンコフ光望遠鏡であ良していく必要があろう。

る HESS により、TeV エネルギー領域でのガンマ線源も発見されているが、対応する X 線

5. むすび天体が存在しないなど従来の予想を裏切るも以上、非常に大急ぎで、可視光以外の天体のが見つかっており、宇宙での粒子加速につ望遠鏡の仕組みや歴史的成果を紹介した。こいて新たな疑問を投げかけている。

の短い文書で十分な理解を得るのは難しいだ
ろうし、ここには書ききれなかった面白い話も数多くある。可視光以外の全ての望遠鏡に4.6 ニュートリノ天文学
天体ニュートリノは、1967 年に開始したデ

ついてまとめたものはなかなか見かけないが、ービスの実験による太陽ニュートリノの検出

天 文 学 の 入 門 者 向 け の 書 籍 [3,4] や 教 科 書が最初である。しかしながら、彼の実験装置[5,6]が参考になろう。また、発見に関連したは、ニュートリノの飛来方向を特定できない

歴史については、多くの書籍があるが、そのものであったため、望遠鏡とは言いがたい。

中から 1 冊だけ[7]紹介しておく。

飛来方向を特定できる最初の装置がカミオ
カンデである。この後、大型化などによって参考文献

感度を上げたスーパーカミオカンデが建設さ[1] 赤羽賢司、海部宣男、田原博人『宇宙電れたほか、水の代わりに重水を用いたサドバ

波天文学』共立出版(1988 年)

リー・ニュートリノ天文台などが建設され、[2] Rohlfs & Wilson 『 Tools of Radio3 種あるニュートリノの種類が識別できるよ

Astronomy 4 th ed.』Springer (2006)

うになるなどの経緯を経て、ニュートリノ自[3] 半田利弘『よくわかる宇宙の基本と仕組

体の性質と同時に研究が進んでいる。

み』秀和システム(2007 年)

現在の装置では、太陽以外は超新星など突[4] 池内、半田、大内、橋本『図鑑 Neo 宇宙』

発的な天体からのニュートリノしか検出でき

小学館(2004 年)

ないが、電磁波では直接観測できない恒星内[5] 『現代天文学講座 第 11・12 巻 宇宙の観部の核反応を直接調べることができる唯一の測 I・II』恒星社厚生閣(1982 年)

手段であり、その発展に期待する人は多い。

[6] 『現代の天文学 第 15～17 巻 宇宙の観測
1~3』日本評論社(近刊)[7] 半田利弘『ミステリアスな宇宙』誠文堂

4.7 重力波天文学
重力波は、一般相対性理論の結論として存新光社(2006 年)

在が予言され、テイラーとハルスが発見した連星パルサーの公転周期の変化などから間接的に検出されてはいるものの、直接検出には、成功していない(1969 年のウェーバーの“発見”は再現性に問題があり、重力波検出に成功したとは言えないと扱う人が多い)。
電磁波では観測できない、天体内部の質量分布を直接調べられるのではないかと期待す
天文教育 2008 年 9 月号（Vol.20 No.5）

半田利弘