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超大型干渉電波望遠鏡群（VLA）

電波天文学（でんぱてんもんがく、英語: radio astronomy）は、電波を天体の観測手段として用い、天体に関する研究を行う天文学の一分野。
観測

電波天文学は、電磁波を使って観測する天文学の一分野。対象とする電磁波の周波数帯によって、可視光による従来の天文観測、赤外線天文学、紫外線天文学、X線天文学、ガンマ線天文学に分類されているが、最も波長の長い電波を使って観測を行う。

天体からの電波は微弱であるため、観測は電波望遠鏡によって行われる。電波は波長が長いために星間物質による散乱を受けにくく、可視光では観測できない暗黒星雲の背後などを観測することが可能である。

しかし、短波より波長が長い（40m以上）電波は電離層で反射されるために地上に届かない。また波長の短い（3cm以下）電波は大気中の水分子や酸素分子によって吸収されるため、やはり地上に届きにくい。そのため、その間の波長（電波の窓）の電波が観測に使用されている。1980年代以降では、観測装置の立地を考慮に入れつつ、電波望遠鏡の感度を向上させるなどの工夫によって、ミリメートル領域からサブミリメートル領域の観測も行われている。また大気の影響を受けない電波天文衛星による観測も行われている。

天然の天体電波観測の他に、地球外知的生命体探査（SETI）の一環としてオズマ計画など異星文明からの電波信号を検知しようとする試みも多く行われている。さらに近年は極短波により天体の元素組成を観測し、地球外生命の存在の可能性のある環境を持つ天体の探索も行われている。
天体の電波機構

天体が放射する電波にはいくつかの機構がある。いくつかの波長で観測を行うことでどのような機構で放射された電波かを知ることができる。それによって天体の性状を知ることができる。

シンクロトロン放射: 光速に近い電子が磁場中でローレンツ力を受けて円運動する際に放射される。強度の波長依存性が強い連続スペクトルを持つ偏光を放射する。

熱制動放射: 高温のプラズマ中の電子が原子核からの引力を受けて進路を曲げられる際に放射される。強度の波長依存性が小さい連続スペクトルを持つ光を放射する。

電離原子の再結合: 電離した原子と電子が再結合する際に放射される。線スペクトルを持つ。

水素原子の21cm線: 水素原子中の電子のスピンが反転する際に放射される。

分子の回転遷移: 暗黒星雲（分子雲）中の分子の回転が変化する際に放射される。線スペクトルを持つ。

宇宙背景放射: ビッグバンの時に宇宙に満ちていた光の名残。

第二次世界大戦後に戦争中に発達したレーダーの技術が応用され、より詳細な観測が行われるようになった。しかし、電波での観測は光学観測に比べて分解能が非常に劣るのがネックであった。干渉計の応用によりこの点が大幅に改善された。その結果、多くの天体が電波では可視光とは違った姿をしていることが明らかとなった。こうして電波観測が天体観測の一手段として確立した。
主要な観測の歴史

1931年、ベル研究所の無線技術者カール・ジャンスキーは空電現象の観測中にはじめて天体の電波を捕らえた。こうして電波を放射している天体があることがはじめて知られた。ジャンスキーが観測したのは銀河系の中心核からの波長14.6mの電波であった。

1940年、グロート・レーバーは直径9mのパラボラアンテナを自作した。これが初めての電波望遠鏡である。レーバーは波長1.85mの電波で天の川の観測を行い、電波地図を作成した。

1942年にイギリスのジェームス・ヘイはレーダーに混信する正体不明の電波を捕らえた。これは同年アメリカのジョージ・サウスウォースによって太陽フレアによる電波であることが確認された。

1944年にオランダのファン・デ・フルストは電離していない水素原子が波長21cmの電波を放射する可能性を示した。これは1951年にアメリカのハロルド・ユーエンとエドワード・パーセルによって確認された。

1964年にアーノ・ペンジアスとロバート・W・ウィルソンは通信機器のノイズの測定中に宇宙から等方的にやってくる電波を発見した。これがビッグバン理論で予測されていた宇宙背景放射であると考えられている。

1967年7月にアントニー・ヒューイッシュとジョスリン・ベル・バーネルは非常に正確な周期でやってくる電波を放射する天体を発見した。これはパルサーと名づけられ、その正体は高速で自転する中性子星であると予測されている。

研究途上の例

パークス天文台では、2001年頃から、1000分の1秒しか観測されないごく短時間で大量の電波が放射される高速電波バースト（英: Fast Radio Burst、FRB）と呼ばれる現象を観測している。これも発生源が特定できていなかったが、2015年4月に観測されたFRB 150418の発生源が、2016年2月、スウィンバーン工科大学や日本の国立天文台、東京大学のグループらによって、おおいぬ座の方向にある50億光年離れた楕円銀河からのものであるとつきとめた、と発表した。まだ発生メカニズムはわかっていないが、連星中性子星の合体の可能性があるという[1][2]。
電波星

グロート・リーバーははくちょう座やカシオペヤ座付近から強い電波が放射されていることを発見していた。

1946年にジェームス・ヘイらはこれらの電波が天の川とは別の天体から出ている電波であることを確認した。当時の電波望遠鏡の分解能ではこれらの電波源の光学的な対応天体を知ることはできなかったので、これらは電波星と呼ばれ、天体の属する星座とその星座内での電波強度の順にアルファベット順の符号を付けて呼称された。

電波星はその後、活動銀河や大質量星の形成が盛んな星雲、超新星残骸などに同定された。

いて座A: いて座Aイースト、いて座Aウェストからなる。いて座Aイーストは超新星残骸と考えられている。いて座Aウェストの中に銀河系中心核いて座A*を含む。

カシオペヤ座A: 1670年ごろに爆発したと考えられている超新星残骸。

おうし座A: かに星雲 M1

オリオン座A: オリオン大星雲 M42

はくちょう座A: 活動銀河 3C405

おとめ座A: 活動銀河 M87

ケンタウルス座A: 活動銀河 NGC5128

その他

近年では高周波の使用が増え、携帯電話等の送信設備からの高調波等の影響により、徐々に観測が困難になりつつある。観測に用いる周波数は割り当てられているが近隣の周波数の利用の影響を少なからず受ける。