Astrophotography - Tentaishashin (English spelling) Astronomical photography

This refers to the recording of the positions, shapes, and distribution of celestial bodies through photography. Daguerre of France invented daguerre-plate photography in 1839, and the following year American Draper succeeded in photographing the Moon, after which celestial photography developed rapidly. In 1845, Fizeau and others took a photograph of the Sun, and in 1851 Johann Julius Friedrich Berkowski took a photograph of a total solar eclipse. In 1850, American William Cranch Bond (1789-1859) also took a photograph of a star, which is even fainter than the Sun or Moon.

The reason that photography was quickly adopted for astronomical observation is that it can leave an objective record. Until then, observations were made by visual observation, which posed many problems because the appearance varied depending on the experience and ability of the observer. Early photographs had very low sensitivity, but over the years, successive improvements have been made, and today photographs can be made that are comparable in sensitivity to the human eye.

The advantages of photographic observations are: (1) the ability to accumulate light energy by extending the exposure time; (2) the ability to capture bright celestial bodies such as the Sun by using short exposure times; (3) the ability to measure the amount of light more accurately than the naked eye; (4) the ability to capture images of ultraviolet and infrared rays that are not detectable to the naked eye; (5) the ability to make observations outside the atmosphere, where it is difficult for humans to reach; and (6) the ability to store objective data for long periods of time.

Due to these characteristics, photographic observations have been used in the following fields of astronomical observation, and have produced many results: (1) time and latitude observations (photographic zenith tubes, etc.), (2) precise position measurement of celestial bodies and the creation of star charts and star catalogs (astrographs, etc.), (3) observation of the planar shapes of planets, moons, meteors, comets, etc. (planetographs, etc.), (4) spectral observations of celestial bodies (spectrographs, etc.), (5) observation of the distribution and position of celestial bodies in star clusters, nebulae, and galaxies (Schmidt cameras, etc.). However, the accuracy of brightness measurement in astrophotography is only about 0.1 magnitude, so photomultiplier tubes have been used to observe each individual star with greater accuracy. In addition, with the recent development of electronic technology, light-receiving elements with two-dimensional light-receiving surfaces like photographs have come to be used. These have better sensitivity and accuracy than photographs, provide numerical output proportional to the amount of incident light, and can be directly processed by computer, so they are widely used in modern astronomical observatories.

However, the number of photosensitive emulsions contained in one photographic plate is huge, exceeding hundreds of millions, and in terms of recording data, it is superior to the photosensitive elements of the time, which had only a million pixels. Therefore, photography was effective for observations using Schmidt cameras that simultaneously observe a wide field of view. On the other hand, the sensitivity of photosensitive elements, such as CCDs (charge-coupled devices), has improved to the point where it exceeds the sensitivity of the eye, and large ones with 10 million pixels have become available. As a result, the production of large photographic plates and films was discontinued in the 1990s. Since then, with the advancement of semiconductor technology, the performance of photosensitive elements has improved dramatically. Cameras with a large light-receiving area have been made by arranging many CCDs in a mosaic pattern. For example, the ultra-wide-field camera HSC (Hyper Suprime-Cam), installed on the Subaru Telescope at the Subaru Telescope in Hawaii, is a huge digital camera consisting of 116 high-sensitivity CCDs with a total of 870 million pixels, and can capture an area of ​​the sky the size of nine full moons at once. In 2013, the first image of the Andromeda Galaxy, M31, was released, capturing almost the entire galaxy in a single field of view.

You can take astronomical photographs with an ordinary small camera used to take pictures of landscapes and people. Simply by fixing the camera facing the night sky, you can capture the diurnal motion of celestial bodies. If you attach the camera to a telescope and take pictures, you can get a magnified image. However, since stars are very far away, they are smaller than 1 arcsecond, and no matter how much you magnify them, you can only capture the spread caused by atmospheric turbulence. If you use an equatorial mount to move the camera or telescope in accordance with the diurnal motion, you can take beautiful astronomical photographs of star fields, star clusters, nebulae, and galaxies. To photograph planets, you need to match the specific motion of each planet and shorten the exposure time.

[Shuzo Isobe and Ryoko Miyauchi, May 19, 2015]

Source: Shogakukan Encyclopedia Nipponica About Encyclopedia Nipponica Information | Legend

天体の位置、形状、その分布状態などを写真によって記録するものをいう。フランスのダゲールが銀板写真技術を1839年に発明し、その翌年にアメリカのドレーパーが月の写真撮影に成功したが、それ以後天体の写真撮影は急速に発達した。1845年にはフィゾーらによって太陽の写真が写され、1851年にはベルコウスキーJohann Julius Friedrich Berkowskiによって皆既日食の写真が写された。太陽や月よりも一段と暗い恒星の写真も1850年にアメリカのボンドWilliam Cranch Bond（1789―1859）によって写されている。

　写真術がいち早く天体観測に取り入れられた理由は、客観性のある記録を残せることである。それまでは眼視観測をしており、観測者の経験や能力により見え方が異なっていたので問題が多かった。初期のころの写真は非常に感度の悪いものであったが、長い年月の間に次々と改良が加えられ、現在では目の感度に匹敵するものがつくられるようになった。

　写真観測を行う利点は、(1)露出時間をかけることにより光のエネルギーを蓄積できる、(2)短時間露光によって太陽のような明るい天体も撮影できる、(3)光の量を肉眼より精度よく測定できる、(4)肉眼に感じない紫外線や赤外線でも撮影できる、(5)人間が行くことがむずかしい大気圏外での観測を可能にした、(6)客観性のあるデータを長期間保存できる、などである。

　このような特徴があるために、次のような天体観測の分野で写真観測が行われて、数多くの成果を生み出してきた。(1)時刻観測や緯度観測（写真天頂筒など）、(2)天体の精密位置の測定と星図、星表の作成（アストログラフなど）、(3)惑星や月、流星、彗星(すいせい)などの平面形状の観測（惑星写真儀など）、(4)天体のスペクトル観測（分光写真儀など）、(5)星団や星雲、銀河内での天体の分布や位置の観測（シュミット・カメラなど）など。しかし、天体写真では明るさの測定精度が0.1等級程度しかなく、一つ一つの星のよりよい精度の観測のために光電子増倍管を使った観測が行われるようになった。また、近年の電子技術の発達により、写真と同様に二次元の受光面をもった受光素子が使われるようになってきた。これは感度と精度が写真よりよく、入射光量に比例した出力が数値データとして得られ、コンピュータによる画像処理が直接できるので、近代的な天文台では多く使われるようになっている。

　ただ、1枚の写真乾板に含まれる受光乳剤の数は何億個を超える膨大な数になっており、データを記録しておく点においては、画素数が百万程度の当時の受光素子より優れていた。そのため広視野を同時に観測するようなシュミット・カメラなどによる観測には写真が有効であった。一方、CCD（電荷結合素子）に代表される受光素子の感度は目の感度を凌駕(りょうが)するまでに向上し、1000万画素規模の大型のものも供給されるようになった。そのため、1990年代には、大型の写真乾板やフィルムの製造が中止された。以後、半導体技術の進歩に伴い、受光素子の性能は飛躍的に向上している。多数のCCDをモザイク状に並べて受光面積の広いカメラがつくられるようになってきた。たとえばハワイ観測所のすばる望遠鏡に搭載されている超広視野カメラHSC（Hyper Suprime-Cam。116個の高感度CCDからなる合計8億7000万画素の巨大なデジタルカメラ）は、満月9個分の広さの天域を一度に撮影できる。2013年にアンドロメダ銀河M31のほぼ全体を一視野でとらえたファーストライト画像が公開された。

　風景や人物を写す普通の小型カメラでも天体写真を撮ることができる。カメラを夜空に向けて固定しておいただけで、天体の日周運動を写すことができる。カメラを望遠鏡に取り付けて撮影すると拡大して写せる。ただし、恒星は非常に遠いので1秒角より小さく、いくら拡大しても大気の揺らぎによる広がりしか写らない。カメラや望遠鏡を赤道儀などを用いて日周運動にあわせて動かしながら撮影すると、星野(せいや)写真や星団・星雲・銀河のきれいな天体写真を撮ることができる。惑星の撮影のためには、それぞれの惑星の固有の動きにあわせたり、露出時間を短くする必要がある。

［磯部琇三・宮内良子　2015年5月19日］

出典　小学館　日本大百科全書(ニッポニカ)日本大百科全書(ニッポニカ)について　情報 | 凡例