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磁気共鳴
強磁性のでも事情は同じだ、それらが強磁性を持っている場合にはマクロな物質と同様に外部磁場により磁化が起きる、外部磁場が動的な周波数で変化するとミクロな分子や原子が持つ性質によりマクロな現象と類似した現象が起きる。
マクロな物質の磁性発生原理でもある、電子が持つ量子力学的なスピンによる磁気モーメントによる磁性と、原子観測する事で性質を調べることが出来る、それが磁気共鳴だ。
性質を持つ物質に外部磁場を掛けると、物質の磁気モーメントが一方向に揃い磁化する、これは静的な現象だが外部磁場の方向を反転させると物質の磁化も反転する、外部磁場の方向の反転を交流的に繰り返すと物質の性質上で対応できる範囲の周波数で磁化も動的に追従するが、追従できなくなると遅れや非反応へと変わる。
これは電荷と動的電場での現象と同じであり、電磁波は動的な電場の変化であり、周波数が異なると透過・吸収・反射等の現象が起きる、色々な現象もそこに生じる。
原子番号と質量数がともに偶数でない原子核は磁気双極子モーメントを持つので原子は小さな磁石として見れる、磁石に対し静磁場をかけると磁石は磁場方向の軸の周りを一定の周波数で地球の自転の様に歳差運動（自転軸の周りを回転し、同時に自転軸が回転する、コマの動作）するが、原子核も同様に磁気双極子モーメントが歳差運動する。
原子核の磁気双極子モーメントの歳差運動の周波数はラーモア周波数と呼ばれ、原子核にラーモア周波数と同じ周波数の回転磁場をかけると磁場と原子核の間に共鳴が起こる、これを核磁気共鳴と呼ばれる。
量子論の解釈では、磁場中の原子核は磁場の強度に比例するエネルギー差を持つ階層のエネルギー状態を取る、そしてエネルギー差は周波数がラーモア周波数の光子の持つエネルギーと一致する、そのために共鳴時には電磁波の共鳴吸収や放出が起こりそれを観測して共鳴現象を検知できる。
全く直感的では理解できないが、原子や半導体等の物質に対する、熱や光（電磁波）の吸収・放出でエネルギーバンドの状態が変わる現象の解釈とは、イメージ的には類似点がある。
磁気共鳴の周波数に相当する電磁波としてはラジオ波から遠赤外光に及ぶ広いものでその検出手段も多様だ、1938年にアメリカのラービが初めて分子線磁気共鳴を観測した、分子線磁気共鳴は電子スピン共鳴と核磁気共鳴の双方に適用される。
理論と測定装置と測定方法の研究・開発で次第に複雑な原子・分子のエネルギーレベル構造の解析が行われた、その解析結果から多数の物質に関する知識が得られ重要な発見も行われた。
それにより磁気共鳴方法の創始者ラービが1944年に、クーシュが1955年にノーベル物理学賞を受賞した。
第二次世界大戦後にあたる1940年代後半には、固体物理学と物性物理学が発展しその成果である半導体研究が進歩し、それがエレクトロニクスの発展進歩に繋がった、それに並行して原子・分子の磁気共鳴による研究が発展した。
磁気共鳴はその特徴が非接触方式と非破壊方式である事だ、これらは測定対象と応用範囲を拡大して、生体・医療にも広がる事になる。
NMR装置の構成は
・磁石＝永久磁石・電磁石・超伝導磁石等の強くかつ均一な磁場を発生できてそれが時間変動がないという条件の磁石
・ラジオ波発生用の高周波発振器
・共鳴周波数を与えるコイルと、吸収エネルギーを検出するコイル（コイル）
・プローブで検出した信号を増幅する増幅器
・システム全体を制御するコントロールコンピュータと、結果としての信号をデータ処理して出力するコンピュータ
が必要となる、ハードとソフト双方になる。
発振器から発生したラジオ波をパルスにして使用する事で、共鳴現象を広く効率的に観測できる、その観測結果を積算して、信号を足す事で感度を向上させる、その数学的な計算にはフーリエ変換が使用される（フーリエ変換は時間軸で得られ信号を周波数軸に変換させる計算）、現在の多くのNMR装置はパルスフーリエ変換型(FT)だ。
核磁気共鳴（NMR）装置は化合物の分子構造、特に複雑な有機化合物の化学構造の決定（元素の結合状態等）に使用し有機化学物質を非破壊で測定出来た、同時に構造だけでなく物性の解析を行い分子の相互作用や運動などの情報が得られる。
試料は液体・固体・溶液・ゲル・エマルジョン等の色々なものが可能であり複雑な前処理は不要だった、標準的な検出器でも多数の核種の測定が可能であり、同位体の識別も可能だった。
電磁波（ラジオ波）を使う方法は非破壊の測定な事が特徴であり、生命科学や化学や医学や食品開発や材料科学等の幅広い分野で利用された、特に知られているのが医療分野で、NMRイメージングは磁気共鳴画像（MRI）と画像診断に利用する欠かせない装置となっている。
NMR装置は原理的には分子構造を原子核１個単位の分解能で測定出来るが、その感度は低いので、他の微視的な測定方法よりも試料は多く必要だ。
電子スピン共鳴法は英語名からESR法と略して呼ばれる、量子論における原子・分子等の物性の研究で度々登場するのが電子スピンだがそれを検出する唯一の計測法であり、逆に電子スピンの概念がその実在を示された。
分子の安定状態では2個の電子がペアで軌道に入る性質があり対電子と呼ばれる、一方では非安定状態の分子（例えば固体中の格子欠陥とか、化学反応時の中間状態）や遷移金属の一部では、ペアになっていない不対電子があるとされる、不対電子を持つ物質は常磁性で、不対電子を持たない物質は反磁性となるが、大半の物質は反磁性だ。
電子は磁石の性質を持ちそれはスピンと呼ばれる、（S・P・D・F殻）の分子軌道ではそれぞれ電子が2個まで格納される、その電子のスピンは互いに逆向きになる性質がありパウリの原理と呼ばれる、逆向きの対の電子は互いに磁場を打ち消すので磁石の性質は現れなく反磁性になる。
不対電子を持つ物質は1つの電子が対を作らずに存在するので、電子が個々に持つ磁性が表に出て常磁性となる、ESR法ではこの不対電子による磁性を観測する。
現在ではESR法は物理・化学・工学・医学・薬学・地学などの科学全般に渡り広く使用されている。
電波望遠鏡
2019/04/10に日米欧等の国際共同研究グループが巨大ブラックホールの撮影に世界で初めて成功したと画像を発表した。
ブラックホールはアインシュタインの一般相対性理論の中で登場し、その存在は理論の検証になると考えられて来たが、ブラックホールの存在はその後に100年以上経過しているが周囲にある天体の動き等の間接的な証拠のみに留まっていた。
ブラックホールは直接には見えないが、その外側・周囲では重力で吸い込まれるガス等がエックス線や電波を発生している、今回の研究グループは周囲に発生している電波を観測してデータを解析してブラックホールの画像として撮影に成功した。
ブラックホールを目に見える形で直接に撮影出来て「直接証拠」を得た事により、想像で考えていたブラックホールの姿が明らかにされた、間接的な証拠に加わりブラックホールの存在が完全に証明されたとされた。
その結果は相対論等の現代の物理学の理論検証になり、それと共に宇宙誕生と銀河の成立に関する研究に於いても新しい知見が得られると思われている。
今回の観測では、研究グループは世界中の8つの電波望遠鏡を連動させて、地球サイズの巨大望遠鏡を仮想的に実現したとされ、その稼働とデータ解析に新技術が使われた、その技術は他の分野の研究例えば新素材の開発や手法に役立つともされている。
電波望遠鏡を中心にして、その技術の進歩を見て行く。
光学望遠鏡では可視光線を集めて天体を観測するが、電波望遠鏡ではそれに対して電波を集めて天体を観測する方法を取る、それは電波天文学の分野で専門的に使用されている。
可視光線で使用する光学望遠鏡は２種類有り、屈折望遠鏡はレンズで光を屈折させて光を集める方式で、反射望遠鏡は反射鏡を使い光を集める方式だ、電波は望遠鏡として使用出来る程に電波を屈折させることは難しく電波望遠鏡は反射方式のみが使用されている。
電波望遠鏡は、光学望遠鏡で観測できない波長の電磁波を観測する事が出来て可視光を出していない星雲周辺や星間ガス等の観測手段となっており、ブラックホールも対象となった。
電波望遠鏡は電波を受信する為の大型のパラボラアンテナと、受信した電波を増幅して検出する受信機と、それらを管理して受信電波のデータを解析するコンピュータシステムの設備からなる。
電波は光と比較して弱く、しかも波長が長く分解能が低い、それ故にパラボラアンテナは光学望遠鏡よりもサイズが大きい必要があり数十倍の巨大アンテナが作られている、巨大な設備を精度良く作り運用するには高い技術が必要だ。
天体望遠鏡は天体の運動を追尾する必要があり、電波望遠鏡のパラボラアンテナにも追尾装置が付属する。
受信した電波は受信機内に送られて低周波電気信号に変換されて増幅される、電気回路により特定の周波数だけを選び出してから狭い周波数幅での電波強度を測定する、多数のフィルタを使用して周波数幅をさらに細かく分割する事で、原子や分子の線スペクトルを得る。
増幅した電気信号には、地球大気やパラボラアンテナや受信機内で発生する雑音も含まれるので、その中から天体の出す弱い電波信号を選び出す為必要がある。
それには 電気信号を磁気テープ等に保存・記録してその後にコンピュータを使用してある程度の幅がある時間の観測結果を足し合せて、信号を計算して検出する。
弱い電波を観測するには大口径のパラボラアンテナが必要であり、その材質は電波を反射する材料になり金属は反射鏡の素材になる、反射鏡は形状的に理論値から波長の1/10程度以下のずれに維持される必要がある、自重で形が歪み易いので反射鏡はアルミニウム等の軽い金属を使用する。
電波望遠鏡で観測する電波の波長は20m－1mmまでの範囲なので、パラボラの曲面は実用的には観測波長の1/20以内のずれに保つがミリ波ならば約0.1mm程度が必要である、リアルタイムで歪みを計測して微調整する必要があり、位置精度は人工衛星からの電波を使用して測定する方法が行われて、それ用の設備も設けられている。
電波望遠鏡のパラボラアンテナは精度を上げる為に軽量化が必要だが、電波にはその波長よりも小さい隙間がアンテナの受信面の金属面に有っても透過せずに反射される性質がある。
電波の上記の性質を利用する事で、アンテナの受信面の設計では軽量化を目的として幾つかの工夫が行われた
・受信面のパネルに穴を開ける
・多数の隙間があるパネルを組み合わせて受信面を構成する
・金網状の受信面を使用する
それぞれの隙間は観測する電波の波長に応じて制限される。
電波の受信機はあらゆる部分でのノイズを減らす必要がある、材料や装置の特性には最大限のノイズの低減対策が行われるが、熱ノイズへの対策として装置全体を例えばマイナス270度の極低温に冷やして使用する。
波長が長い電波観測では大型のアンテナでも分解能が不足する、それを補う為に1940年代から電波干渉計が発明され開発された。
二つのアンテナを離して設置して、天体の電波を同時に観測してその位相情報を保持してケーブルで送り重ねあわせて干渉させる、空間分解能は二つのアンテナの間の距離を直径とする電波望遠鏡の分解能に相当するので分解能を上げることができる。
実際にはアンテナ二つでは光量も・情報量も不足するので、アンテナを多数個配置して相互に結なげて一つの電波望遠鏡とする、地球の自転での電波源の回転の考慮も必要であり行い、全てのアンテナ間の受信電波の相関をとり最後に全データを変換して電波画像を得る。
電波干渉計はシステムは遙かに複雑になるが、空間分解能が向上して電波を出す天体の微細な構造を直接描き出すことが出来た。
例えばイギリスのケンブリッジの1マイル望遠鏡は、約 1.6km離れた2つのパラボラアンテナを使い高分解能を得た、アメリカでは直径25mのアンテナ27基を、40kmの範囲に配置して巨大な電波干渉計を構成した。
原子時計を使用して電波の位相を精密に決める事が可能になり、独立した2カ所で観測して記録して、集めたデータをコンピュータ処理することで天体の位置を決める大陸間干渉計も実用化されてきた。
単一の電波望遠鏡は基本的に一時には一点からの電波しか受けられない、電波天体の構造を観測して調べる為には時間経過に合わせて次々と多数の点を観測して、その結果として蓄積したデータをコンピュータ内で解析して画像を合成する事になる、合成電波画像は通常の天体観測用光学望遠鏡の写真に該当する。
時間短縮を目的として、受信機を並べるマルチ・ビーム受信機や、連続的に空を走査しながら適時にデータを取り込み画像化してゆく移動観測法等が、開発されて使用されている。
また電波を電磁波粒子エネルギーとして直接検出する方式も開発されている、検出素子としては各種の半導体検出器が使用されるが、必要に応じて超低温環境で使用される。
個々の単一の電波望遠鏡の精度と測定効率の改良が行われて来たが、それらを前述の電波干渉計や大陸間干渉計として接続してあるいは総合的にデータ解析する事が行われ、世界中の電波望遠鏡を繋ぎ、圧倒的な感度と解像度をの地球サイズの仮想的な望遠鏡を作り上げるのがイベント・ホライズン・テレスコープ・プロジェクトだ、そしてその成果がブラックホールの撮影と繋がった。
