天体干渉計とは？
てんたいかんしょうけい
天体干渉計とは、複数の望遠鏡を結合して光や電波の干渉を利用することで、単一の巨大望遠鏡に相当する高い角分解能を実現する観測装置です。
天体干渉計は、二つ以上の望遠鏡・アンテナを組み合わせ、それぞれが受け取った電磁波（光・電波・赤外線など）の干渉縞を解析することで、天体の微細な構造を高精度で明らかにする観測システムです。干渉計の角分解能は、単一の鏡面径ではなく、アンテナ間の距離（基線長）によって決まるため、地球規模・さらには宇宙規模の基線を設けることで超高分解能を達成できます。
仕組みの要点は「干渉」にあります。同一の天体からの電磁波が二つの受信点に届く際、わずかな光路差が生まれます。この差を精密に計測・解析することで、天体の形状・位置・輝度分布を再構築できます。
代表的な種類は次のとおりです。
- 電波干渉計：VLAや野辺山宇宙電波観測所など。複数のパラボラアンテナをアレイ状に配置。
- VLBI（超長基線電波干渉法）：大陸をまたぐ基線を利用し、地球自転の測定にも応用。
- 光学干渉計：VLTIやCHARAアレイなど。光の波長は短いため技術的難易度が高い。
2019年にブラックホールの初撮影を成し遂げた「イベント・ホライズン・テレスコープ（EHT）」は、地球全体を基線とするVLBIの一形態であり、天体干渉計技術の集大成といえます。現代の天体物理学において、銀河核・パルサー・恒星表面の詳細観測に欠かせない手法です。
使い方・例文
「電波干渉計を用いてブラックホールのシャドウを撮像した」という研究発表など、複数アンテナを協調させて高解像度の宇宙観測を行う場面でこの語が使われます。
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