野辺山電波ヘリオグラフ　よくある質問集

　（例）
・ヨーロッパのｃｍ波ヘリオグラフ
　　　フランス、ドイツ等を中心に、数秒角の解像力をもつ装置の検討が１９７０代 中頃からおこなわれてきた。

・オーストラリアのｍｍ波ヘリオグラフ
　　　国立理工学電波物理研究所で、回転型ヘリオグラフが計画された。

実現に至らなかった理由

前者はアンテナ数を減らす良いアイデアが出されなかった、後者はアイデアは面白かったが回転に伴う振動の影響等技術的問題を解決できなかった。

稼動中または建設中の装置

・ＶＬＡ（Ｖｅｒｙ　Ｌａｒｇｅ　Ａｒｒａｙ）米国国立電波天文台
宇宙電波観測用の巨大干渉計。一辺約２１kmのＹ字型基線上に２７基の大型アンテナ（直 径２５ｍ）を配置。銀河の観測などでは、地球回転を利用した超合成法を駆使することにより実質 的にアンテナ数を増やしたことと同じ効果を得る。このことにより、高画質の電波像を得て、素晴 らしい成果をあげているが、太陽フレアのようにはやい変動現象の観測にはこの方法が使えず、ア ンテナ数が不足しているために画質が著しく劣っている。この結果、観測した電波像には大きな構 造が無視され、細かい明暗がことさら強調されることになる。結果の解釈には曖昧さが常に伴い、 明解な結論は出せない。

・シベリア太陽電波望遠鏡
２５６基のアンテナからなる大型望遠鏡。アンテナ配列法に無駄が多過ぎるため解像力は 約３０秒角で電波ヘリオグラフの７ないし８秒角より４から５倍悪い。

　　　

ａ．活動する太陽の姿を１秒に１０コマの超高速撮影ができる。

　＝＝　爆発で作られるエネルギーの高い電子の流れを追跡でき、それによって今まで全く判らなかった粒子の加速領域を特定できる。

ｂ．爆発を起こす黒点の上の磁力線の形状を観測できる。

　＝＝　野辺山太陽電波観測所で開発した自己較正法を採用することによって、従来より１桁以上すぐ れた画質でフレアの電波像を撮影でき、これから磁力線の全貌をつかむことができる。

ｃ．太陽面のどこで爆発が起こっても１００％撮影できる。

　望遠鏡の広い視野と高い解像力を同時に達成。前記のＶＬＡでは素子アンテナの口径が ２５ｍあり、アンテナ口径と視野の広さは反比例するため、太陽のごく限られた領域しか一度にみ ることができない。

　アンテナ基線に直角な方向（θ＝０）から入ってくる電波に対しては、Ａ_１とＡ_２の出力は、波 の山と山、谷と谷とが重なるので、相強め合って最大となる。電波の到来方向が垂直から少しずれると Ａ_１とＡ_２に入る電波の経路にＸの差ができるので、山と山とは一致せず出力は低下してくる。さらに 到来方向が大きくなって、経路差ｘが波の波長の半分に等しくなると、Ａ_１とＡ_２との出力は、山と谷、 谷と山とが重なるので相打ち消し合って受信機出力は０となる。そうして到来方向が大きくなってｘが １波長となると再び出力は最大となる。
このように波と波が重なって強めあったり、打ち消す現象を波の干渉という。
受信機の出力が電波の到来方向に対してどう変化するかを図に示す。アンテナの出力を干渉させるこ とによって、電波の到来方向を測ることができる。つまり、発生位置を分解（解像）して測ることができる。

答え

：思考実験、計算機による数値実験をくり返して到達した結論。

・Ｔ字型基線上に、内側ほど密に外側ほど疎にアンテナを並べる多重Ｔ型配列が最も効率的である。

・これ以上アンテナを減らすと、性能が急激に低下する限界がフレア観測では７６基である。 活動域の高画質の画像を得るためにはアンテナ数をこれより約５割増やす必要がある。

・更に、コロナホール、フィラメント等の低コントラストの大規模構造を観測するためには ８４基の２倍程度の数のアンテナが必要である。

　　　

電波ヘリオグラフに取り入れた創意

　　　

・上の多重Ｔ型配列を考案したこと。

・電波干渉計に最も重要な波の位相較正法として、「実時間自己較正法」＜用語説明集参照＞ を導入したこと（野辺山で開発）。