Astronomical telescope - 天台ぼうENKYOU (English spelling)

Japanese: 天体望遠鏡 - てんたいぼうえんきょう（英語表記）astronomical telescope

This refers to a telescope used to observe celestial bodies. Today, celestial bodies are observed not only using light and the human eye, but also across a wide range of electromagnetic wavelengths, including cosmic rays, X-rays, infrared light, and radio waves, and telescopes range from space telescopes to radio telescopes, but this article will focus on ground-based optical and infrared telescopes.

There are various types of astronomical telescopes, including those for general observation, educational use, amateur use, and research use, and they also vary in size from small ones like binoculars to extra-large ones. Research telescopes come in a variety of types depending on the observation purpose, from those that accurately measure the positions of celestial bodies to those that study the physical structure of the universe, including galaxies, stars, and the sun, and are equipped with various observation devices.

As an optical instrument, a telescope has two purposes: to increase the angular magnification by using lenses or concave reflectors to magnify and see celestial objects at infinity in detail (resolution), and to collect light from faint celestial objects using a large aperture (light-gathering power). To achieve this purpose, a mechanism is required to track the movement of celestial objects and to indicate the angle so that the position on the celestial sphere can be known. In addition to visual observation through an eyepiece, observational equipment such as photography, CCD (charge coupled device) cameras, and television cameras, photometers to measure the brightness of celestial objects, and spectroscopes to make spectral observations, as well as facilities for processing scientific data, are also necessary. With the advancement of science and technology in today's world, the entire observatory can be considered as an astronomical telescope, an observation system including computer control.

[Minoru Shimizu]

Refracting and reflecting telescopes

A lens or concave mirror that focuses light on a celestial object is called an objective lens (objective mirror), those that use lenses are called refracting telescopes, and those that use concave mirrors are called reflecting telescopes. Even if a lens is used, the word "mirror" is generally used for such terms as telescope, objective mirror, and eyepiece. Also, while a visual telescope is originally a telescope that uses a magnifying glass (eyepiece) to magnify the aerial image created by the objective mirror, they are often used as telephoto cameras, and are called telescopes even without an eyepiece.

Astronomical telescopes that use a concave lens in the eyepiece are called Galilean telescopes, while those that use a convex lens are called Keplerian telescopes. With Galilean telescopes, the image appears upright, but the field of view is narrow and it is difficult to obtain high magnification. They are often used for terrestrial telescopes and opera glasses. For celestial purposes, an inverted image is not a problem, so the Keplerian type is often used, which has a wide field of view and provides high magnification. Another advantage is that a crosshair or scale glass can be placed on the focal plane.

Since the refractive index of glass differs depending on the color, a color shift occurs at the focal position. This is called chromatic aberration, and achromatic lenses made by bonding two types of lenses with different refractive indices (crown glass and flint glass) together are used for objective lenses and eyepiece lenses.

Among small telescopes, refracting telescopes are widely used for general use, but most large telescopes in recent years are of the reflecting type, due to the fact that lenses have chromatic aberration, they absorb light, it is difficult to obtain large, uniform, transparent lens materials without bubbles, and there are problems with lens support. The world's largest refracting telescope was the 101 cm (1897) aperture telescope at the Yerkes Observatory in the United States, and this is the limit.

In a reflecting telescope, the aerial image (principal focus) of a celestial body formed by the primary mirror (objective mirror) can be directed in the direction from which the light came, making it difficult to observe it as is. To solve this problem, the help of a secondary mirror (second mirror) is required. A Newtonian reflecting telescope is one in which a plane mirror is placed in the middle of the optical path to bring the focus to the side of the telescope tube, a Cassegrain reflecting telescope is one in which a convex hyperbolic mirror is placed in front of the primary focus and the focus is formed on the back of the primary mirror through a hole in the center, and a Gregorian reflecting telescope is one in which an elliptical concave mirror is placed behind the primary focus and the focus is formed on the back of the primary mirror as with the Cassegrain type. There are also various combinations, such as the Nasmyth type, which places a plane mirror (third mirror) in front of the primary mirror to project the image in the declination or altitude axis direction, and the Coude type, which uses another plane mirror to send the image in the polar axis direction.

Parabolic mirrors have long been used as the primary mirror of reflecting telescopes, but parabolic mirrors have coma aberration, and when the mirror is displaced from the center of the optical axis, the image of a star appears to have a tail like a comet. This requires a corrective lens for a wide field of view. A combination of hyperbolic mirrors for the primary and secondary mirrors is called a Ritchey-Chrétien optical system, which has no spherical aberration or coma aberration over a wide field of view and is used in large telescopes in recent years. Spherical aberration is the property of light passing near the center of the optical axis and light coming from the outside not being focused on the same focal point in optical systems that are polished to a spherical surface, such as lenses and spherical mirrors.

A Schmidt camera is a camera that places an aperture at the center of curvature of a spherical mirror and an aspherical correction lens there. Schmidt cameras can take astronomical photographs with a wide field of view covering several degrees, but because the image plane of the Schmidt camera is curved spherically (field curvature aberration), the dry plate or film must be bent to take the photograph. There are also commercially available telescopes for general use, such as Schmidt systems and Maksutov cameras, that combine mirrors and lenses for visual and imaging purposes. In Japan, there is the Large Schmidt Telescope (1974) at the Kiso Observatory of the University of Tokyo, which has a corrector lens diameter (entrance pupil) of 105 cm and a primary mirror diameter of 150 cm.

In reflecting telescopes, the secondary mirror is placed in the center of the optical path, which may seem to cause a loss of light, but since the light-gathering power is proportional to the area of the mirror, even if the diameter of the secondary mirror is one-third that of the primary mirror, the loss is only about 10%, which is more advantageous in terms of aberration than tilting the primary mirror to shift the optical axis as in the Herschel type. The value obtained by dividing the focal length of a telescope by its aperture is called the F-number (F-number, F-ratio), and just like a camera, the brighter the F (the smaller the F-number), the shorter the exposure time for capturing faint celestial objects. The bright prime focus and Newtonian focus are suitable for taking direct celestial images with a wide field of view. The Cassegrain focus of about F8 to 20 is suitable for photometry and observation of faint celestial objects with a small spectrometer, while the coude focus of F30 to 40 is suitable for high-dispersion spectroscopic observations that require large equipment and stability, but recent very large telescopes often place large equipment at the Nasmyth focus (F8 to 15) of the alt-azimuth mount. For visual observation, the Newtonian type is advantageous for observation because it is easier to observe with the naked eye. Another advantage of reflectors is that the tube can be made shorter than that of refractors. Currently, 8- to 10-meter reflecting telescopes are in use at the forefront, including the Subaru Telescope of the National Astronomical Observatory of Japan at the summit of Mauna Kea on the island of Hawaii.

[Minoru Shimizu]

Magnification and resolution

The magnification of a telescope is given by the focal length of the objective divided by the focal length of the eyepiece. Although higher magnifications can be obtained by using eyepieces with shorter focal lengths, it is said that in terms of ease of viewing, it is meaningless to increase the magnification of a small observation telescope beyond the number of millimeters of the objective's aperture (effective magnification). The magnification of a camera without an eyepiece is given by the focal length of the objective divided by the distance of distinct vision, 25 centimeters. Considering a light collector as a light collector, if the size of the human pupil is 7 millimeters, a 70 millimeter aperture will have a light collecting area 100 times larger, and stars up to 5 magnitudes fainter than the naked eye can be seen.

The important factor in the performance of a telescope is the resolution, rather than the magnification. Resolution is the number of arc seconds that two closely spaced stars (double stars) can be separated. It depends on the wavelength of light, but for visible light (550 nanometers), if the aperture of the telescope is expressed in millimeters , it can be resolved to an angle of 116 arc seconds/ D . In other words, an aperture of 116 millimeters can distinguish 1 arc second. In the case of CCD imaging, the balance between the optical system, the size of the unit pixel, and the seeing size (diameter of the star image) must be taken into consideration. Also, the optical system has aberrations, so the resolution is worse than this. In addition to chromatic aberration, there are spherical aberration, coma aberration, astigmatism aberration, curvature of field, and distortion aberration, and these five are called Seidel's five aberrations. Astigmatism is an aberration like astigmatism that occurs when the focal point is different in the vertical and horizontal directions. When assembling a telescope yourself, you can check for aberrations by slightly shifting the focus while looking at a star image, allowing you to check for overtightening of mirrors and lenses or misalignment of the optical axis. The Hartmann test is often used to check the optical performance of a telescope. This method involves placing a plate with many holes in front of the nose or primary mirror, taking images at positions where the focus is shifted an equal distance inward and outward, and measuring the mirror surface error from the positional deviation of the images at each hole. The radius of the image with the least amount of confusion, expressed in arc seconds, is called the Hartmann constant and is used to evaluate the precision of the mirror surface.

The Earth's atmosphere has temperature variations and turbulence, which also reduce resolution. This is why stars in the winter sky or near the horizon flicker and are difficult to see. This is called seeing. Not only weather conditions but also the installation location and the structure of the dome or building affect seeing, so it is important to make the conditions inside the dome the same as the outside air. For small-scale telescopes, a sliding roof is used, where only the roof moves.

[Minoru Shimizu]

Visual and Imaging

There are many types of eyepieces. For refraction, there are the Ramsden type and the Heigen type, while for both refraction and reflection, there are the Kellner type and the orthoscopic type. They are used according to the objective type, eye position, field of view, and other purposes. The Kellner type, which has a wide field of view, and the orthoscopic type, which has high magnification, are the most commonly used. To use eyepieces correctly, it is important to pay attention to diopter adjustment and eye position. If your posture is uncomfortable, use eyepieces with zenith prisms.

When taking pictures through an eyepiece, the eyepiece and camera are set to infinity and connected. This method is often used for videography. Starry sky photographs can be taken by removing the eyepiece and attaching a camera body without the interchangeable lenses. Reduction and magnification lenses may also be used. When taking pictures with a CCD, red, green, and blue filters are inserted to separate the image into three colors, and the images are later combined into colors. However, since CCDs have a high infrared sensitivity, an infrared cut filter is also required. When a filter is inserted, the focal position extends by one-third of its thickness.

When observing the Sun, you should never look directly at it. You must use the dark sunglasses provided or use a projection to observe. When photographing sunspots and other objects using white light, a shutter speed of about 1/1000th of a second is required to avoid the effects of seeing. Recently, it has become possible to photograph the chromosphere and prominences using a commercially available Hα (alpha) filter.

[Minoru Shimizu]

Mount and tracking mechanism

There are two types of mounts that support astronomical telescopes: altazimuth mounts, which can rotate around a vertical axis and in the altitude direction, and equatorial mounts, which have a rotation axis (polar axis) parallel to the Earth's rotation axis and a declination axis. Altazimuth mounts make it easier for beginners to point a telescope at a celestial object, but tracking the object is difficult. Equatorial mounts make it easy to track the movement of celestial objects, but the polar axis must be correctly pointed at the North Celestial Pole. Celestial objects can be fixed in place by rotating the polar axis with a motor in line with the Earth's rotation. Long exposure times are necessary, especially when photographing faint celestial objects, and equatorial mounts are advantageous. It is also possible to take astronomical photographs by attaching a normal camera to an equatorial mount.

The position (direction) of a celestial object is expressed by right ascension and declination, which are coordinates on the celestial sphere, just as longitude and latitude indicate positions on Earth. The angle measured from the meridian is called the hour angle, and right ascension and hour angle are expressed in units of time (hours, minutes, and seconds). Equatorial mounts have a scale or display system for hour angle and declination, making it easy to find celestial objects using star catalogs and charts. The hour angle is calculated by "sidereal time - right ascension". Therefore, an accurate clock and knowledge of the local sidereal time are required. To use an equatorial mount, knowledge of the celestial north pole, the celestial sphere, sidereal time, etc. are required, but most telescopes have a wide-field finder (guiding telescope), and the finder can generally be used to guide the main telescope to the target celestial object based on the constellation and approximate direction. Some telescopes have a polar axis telescope attached to the polar axis to make polar axis setting easier. Telescopes equipped with computers are also available commercially, and it is now possible to accurately calculate the direction of the telescope and easily introduce celestial bodies into it by correcting for corrections for celestial position such as precession, nutation, and aberration, atmospheric refraction (the phenomenon in which celestial bodies appear to float due to refraction in the Earth's atmosphere), and instrument errors (mechanical errors such as deviations of the polar axis, declination axis, optical axis, and deflection of the telescope tube).

The most commonly used mount types for small and medium-sized equatorial mounts are German, British, and fork types. For larger mounts, yoke and horseshoe types are used because of the need to support the heavy weight of the telescope tube. Recent ultra-large mounts use a well-balanced altazimuth mount system that can support a weight of several hundred tons with minimal distortion, and a computer is used for highly accurate rotation control.

In equatorial mounts, once the celestial object is inserted, the polar axis can be rotated at a uniform speed to match the Earth's rotation, but in altazimuth mounts, the azimuth and altitude axes must be rotated at non-uniform speeds. In addition, the field of view rotates, so rotation control is also required to correct this. Precision worm gears and spur gears have often been used to drive the polar axis, but gears have periodic errors and backlash, which cause problems in tracking and guiding the stars. Recently, friction drive methods that do not use spur gears or gears have also been adopted. The mounts of large astronomical telescopes are installed on sturdy concrete piers. These piers are usually built separately from the foundations of the building to prevent vibrations from the building from being transmitted.

[Minoru Shimizu]

Telescopes for different purposes

To accurately measure the positions of celestial bodies and study the Earth's rotation, telescopes that rotate only in the direction of the meridian, called meridian instruments or meridian circles, are used. Most of these are refracting telescopes, but their optical and mechanical systems are extremely precise. Celestial mechanics and astronomy have made great advances thanks to these telescopes.

To observe the sun, we use devices called heliostats and coelostats, which use plane mirrors to send light in one direction. Coelostats are characterized by the lack of rotation of the field of view, and are also used in telescope towers. To observe the solar corona, we select altitudes of over 3,000 meters and use coronagraphs, which use lenses with little scattered light and special optical systems that artificially hide the photosphere.

There are also various types of telescopes for different purposes, such as vacuum telescopes, which create a vacuum inside the telescope tube to prevent disturbances in the air flow inside the tube, and domeless telescopes (such as Kyoto University's Hida Observatory) that can be exposed to rain.

[Minoru Shimizu]

History of the development of telescopes

Before the advent of the telescope, astronomy developed solely with the use of precision sights to observe the positions and movements of celestial bodies. The appearance of the telescope in the 17th century, the development of photography and spectroscopes in the 19th century, and the advances in electronics in the 20th century, including control technologies such as computers and CCDs, gave rise to the age of ultra-large telescopes in the 21st century. The history of the development of the telescope can be said to be the history of modern astronomy itself.

The telescope was invented by a Dutch optician in 1608, and when Galileo heard about it, he immediately added his own unique observations to make a telescope and used it for astronomical observations. He observed sunspots and the irregularities on the surface of the moon, discovered Saturn's appendages (which did not appear to be rings), Jupiter's four major moons, the waxing and waning of Venus, and discovered that the Milky Way is a collection of stars. The honor of inventing the astronomical telescope naturally goes to Galileo. It was Kepler who improved upon and theorized the shortcomings of the Galilean telescope mentioned above. Kepler did not make the telescope himself, but in 1615 the German Scheiner put it into practice, and it became useful for projecting and observing sunspots. Telescopes at that time had a single lens, which caused a large amount of chromatic aberration, and in the second half of the 17th century telescopes with a long focal length (tube) became popular. The telescopes used by Huygens, Cassini, and Hevelius, known for the Heigen eyepiece, to observe Saturn's rings and Comet Harry ranged in size from 3 meters to several tens of meters. They were called air telescopes because they were too long to use iron tubes. It took about a century for the achromatic lens to be invented. I. Newton, who gave up on lenses, succeeded in making a Newtonian reflecting telescope using a metal concave mirror in 1671, but prior to that, in 1663, J. Gregory had invented a method using an elliptical mirror, but this was unsuccessful. It was Laurent Cassegrain (c. 1629-1693) who invented (1672) the method of drilling a hole in the center of the primary mirror and looking through it from behind. However, the metal mirrors of the time had poor reflectivity, and using two mirrors resulted in a large loss of light. F. W. Herschel came up with the idea of tilting the primary mirror and observing from the side of the tube, and in 1789 built a 122-centimeter telescope. He is famous for discovering Uranus and its moons, as well as those of Saturn, and studying the structure of the galaxy by counting the number of stars. Later, W. Parsons and H. N. Russell built large-aperture telescopes of over one meter, but after John Dollond (1706-1761) invented the achromatic lens in 1758, refracting telescopes became popular again. The 90-centimeter telescope (1888) at Lick Observatory and the 101-centimeter telescope (1897) at Yerkes Observatory are still in use today.

In 1856, Karl August Steinheil (1801-1870) of Germany created a 10-centimeter reflecting mirror with a parabolic glass surface plated with silver. Unlike lenses, only the surface of a glass mirror is used, so air bubbles and transparency are not an issue. Unlike metals, it does not rust or need to be repolished, and there is little temperature change. It is also easy to support. For these reasons, reflecting telescopes entered the era of large-scale telescopes, once again replacing refracting telescopes, and from the end of the 19th century to the present day, Europe and America competed to create large mirrors. In 1917, a 257-centimeter one was completed at Mount Wilson Observatory, in 1948, a 508-centimeter one was completed at Mount Palomar Observatory, and in 1976, a 600-centimeter one was completed at Zelenchukskaya Observatory in Russia. During this time, coupled with the development of photography and spectroscopes, important discoveries in astrophysics continued, building the modern astronomy of today.

In Japan, it is recorded that Iwahashi Zenbei built the first refracting telescope in 1793 (Kansei 5), and that Kunitomo Tobei (1778-1840) built an excellent reflecting telescope in 1832 (Tenpo 3). In more recent times, a 65-centimeter refracting telescope was built at the National Astronomical Observatory in Mitaka, Tokyo in 1929 (Showa 4), and a 188-centimeter reflecting telescope was built at Okayama Astrophysical Observatory in 1960.

[Minoru Shimizu]

Modern telescope

It can be said that technological innovation in telescopes in the 20th century began with the 508-centimeter mirror at Mount Palomar Observatory (1948). The factors that made the 5-meter mirror a success were the use of Pyrex, which has a low thermal expansion coefficient, a honeycomb structure on the back side to reduce the weight of the mirror and the consideration of a complete support mechanism, aluminum deposition on the surface plating, the development of a Ross lens to correct coma aberration at the prime focus and the devising of a prime focus cage, the introduction of a Serlier truss structure to reduce the effect of bending of the telescope tube and keep the optical axis stable, the horseshoe-type polar axis and the use of hydrostatic oil film bearings, and many other design ideas and numerous efforts in construction. This telescope took 20 years to complete, but astronomers chose a 4-meter class telescope as their next step. This was because they realized that it was necessary to increase the efficiency of the detector that receives the light before increasing the diameter of the telescope.

Photographs as detectors use only a few percent of photons from celestial bodies. With the development of detectors using electronics such as photomultiplier tubes, various two-dimensional imaging tubes, and CCD cameras, the efficiency of detectors improved significantly, making it possible to achieve many accomplishments with 4-meter class telescopes. In the 1970s, 3.5- to 4-meter telescopes were built one after another around the world, including in the Southern Hemisphere. During this time, advances in design technology, control technologies such as encoders and direct drive motors, time management using GPS (Global Positioning System), and the development of large CCDs and infrared detectors also contributed to a significant improvement in the pointing accuracy, tracking accuracy, and observation accuracy of telescopes. On the other hand, radio astronomy emerged and large radio telescopes appeared in various places, and the development of computers and space development made it possible to observe infrared and X-ray regions with space telescopes. Observations at wavelengths other than visible light completely changed the image of the universe.

All 4-meter class telescopes were built in locations with the best observing conditions. Most were concentrated in the arid mountainous region of northern Chile in South America, La Palma in the Spanish Canary Islands, and Mauna Kea on the island of Hawaii. New technologies during the 4-meter era included the appearance of zero-expansion glass (ceramic glass), the adoption of Ritchey-Chrétien optics, computer control of telescopes and instruments, and the emergence of infrared astronomy. The era of very large telescopes began with the Russian 6-meter telescope completed in 1976 and the Multimirror Telescope completed in 1979 on Mount Hopkins in Arizona.

Conventional primary mirrors maintain their shape by themselves, with a thickness of about one-sixth the diameter of the primary mirror, and are supported by levers and counterweights, or by air pads that allow them to float gently, allowing their position to be determined with a light force. However, for a 10-meter class mirror, the mirror alone weighs more than 200 tons, making it impossible to manufacture using conventional methods. Thin mirrors and segmented mirrors that are 1/20th to 1/100th the thickness require active control of the shape and position of the mirror depending on the telescope's attitude. There are also many problems with polishing, deposition, inspection, and transportation. To make the dome smaller, it is also necessary to shorten the focal length and reduce the F-number. It is also necessary to have the possibility of infrared observations and observations as an interferometer using multiple telescopes. Complete remote control is also necessary on a mountain 4,000 meters high.

In the 1990s, 1-meter class telescopes were installed at public observatories throughout Japan, starting with the 101-cm (1993, equatorial mount) at the Bisei Astronomical Observatory in Bisei Town, Okayama Prefecture (now the Bisei Astronomical Observatory in Ibara City). In the 21st century, large telescopes have become available to the general public, not only for research but also for education and public observation, such as the 1.5-meter (1999, alt-azimuth mount) at the Prefectural Gunma Astronomical Observatory and the 2-meter (2004, alt-azimuth mount) at the Hyogo Prefectural Nishi-Harima Astronomical Observatory (now the Nishi-Harima Astronomical Observatory of the University of Hyogo). In addition, it is now possible to remotely control telescopes in remote locations using the Internet, making it possible to observe from observatories on the other side of the Earth even during the day while in Japan, which has been effective in promoting education.

[Minoru Shimizu]

Subaru and the 21st Century

The Keck Observatory's 10-meter telescope, completed in 1994 on Mauna Kea in Hawaii, is a mosaic of 36 hexagonal 1.8-meter mirrors, controlled as a single parabolic mirror by sensors and actuators. A second telescope was completed in 1996, and the two are used as an interferometer. In 1999, the National Astronomical Observatory of Japan's Subaru Telescope, 8.2 meters (manufactured by Mitsubishi Electric), was completed on the same Mauna Kea, and became the world's first thin meniscus mirror. This 20-centimeter-thick single mirror has 261 holes on the back, each of which is supported by a method called active support, with a force sensor, actuator, and counterweight developed in-house. The shape of the primary mirror is controlled in real time by a mirror inspection method called the Shack-Hartmann method, achieving a resolution of 0.23 arc seconds. Incidentally, the seeing size at the summit of Mauna Kea is said to be 0.3 arc seconds. Both the azimuth and altitude axes are supported by oil film bearings and driven by direct drive motors, with a high tracking accuracy of 0.07 arc seconds.

As a result of wind tunnel experiments, an elliptical cylindrical dome (enclosure) was selected. The dome seeing was controlled by opening and closing the side windows depending on the wind direction, utilizing natural ventilation. Unlike other telescopes of this class, the Subaru telescope is unique in that it can observe at the prime focus (F2.0). A special corrective lens system is used to correct spherical aberration, allowing a wide field of view of 30 arc minutes to be captured by a mosaic CCD camera. The F numbers of the Cassegrain and Nasmyth foci are 12.2 and 12.6, respectively, and the field of view of both is 6 arc minutes. The secondary mirror is aluminum-evaporated for visible light and silver-plated for infrared light, and is made of thin glass laminated together to reduce weight. A high-dispersion echelle spectrograph and a night-light-removing infrared spectrograph are mounted on the Nasmyth platform, and various infrared spectrographs and infrared coronagraphs are mounted at the Cassegrain focus. In addition, it incorporates many other new technologies, such as an autoguider that automatically guides the telescope using nearby stars, and a seeing canceller that detects atmospheric turbulence and corrects the wavefront. These new technologies have also been applied to small telescopes for general use and are now commercially available.

になったんです。 English: The first thing you can do is to find the best one to do.

[Shimizu Minoru]

Structure of astronomical telescopes
©Shogakukan ">

Structure of astronomical telescopes

Focus of refractive telescopes
©Shogakukan ">

Focus of refractive telescopes

Focus of reflective telescope
©Shogakukan ">

Focus of reflective telescope

Main types of eyepieces
©Shogakukan ">

Main types of eyepieces

Mounting Type
©Shogakukan ">

Mounting Type

How to mount the equatorial mount
(1) Place the telescope horizontally facing north. Point one of the tripod legs toward north or south, and adjust the length of the tripod so that the equatorial mount is horizontal. Using a spirit level is useful. (2) Balance the telescope. Adjust the balance weight so that the telescope tube is balanced around the polar axis. (3) Use the three optical axis correction screws to adjust the optical axis of the finder so that the star visible in the telescope's field of view is also in the center of the crosshairs in the finder. (4) Set the polar axis to the same angle as the latitude of the land. If the location is 35° north, set the polar axis to 35°. (5) Loosen the declination clamp, and make sure the polar axis and the telescope tube are parallel. (6) Point the entire equatorial mount toward the North Celestial Pole. Using one of the tripod legs facing north or south as a fulcrum, move the two legs left and right little by little. ©Shogakukan ">

How to mount the equatorial mount

National Astronomical Observatory Repsold Meridian
A transit instrument at the National Astronomical Observatory's Mitaka campus. It was manufactured by the German company Repsold and purchased by the Meiji government in 1881 (Meiji 14). Nationally designated important cultural property ©National Astronomical Observatory ">

National Astronomical Observatory Repsold Meridian

National Astronomical Observatory of Japan Automatic Photoelectronic Meridian Ring
The automated meridian circle at the National Astronomical Observatory's Mitaka campus. Observations began in 1984, and it has made a great contribution to elucidating the movements of celestial bodies and the rotation of the galaxy. It is currently open to the public as a historical document. ©National Astronomical Observatory ">

National Astronomical Observatory of Japan Automatic Photoelectronic Meridian Ring

National Astronomical Observatory Solar Tower Telescope Coelostat
The coelostat of the Solar Tower Telescope at the Mitaka Campus of the National Astronomical Observatory of Japan. It uses two 60cm diameter flat mirrors to guide sunlight to the telescope inside the tower. ©National Astronomical Observatory of Japan ">

National Astronomical Observatory Solar Tower Telescope Coelostat

Kiso Observatory 105cm Schmidt Telescope (Schmidt Camera)
The correction lens at the top of the lens barrel and the spherical reflector at the bottom allow for wide field of view to capture clear images with little distortion © Kiso Observatory, Graduate School of Science, Graduate School of Science, University of Tokyo ">

Kiso Observatory 105cm Schmidt Telescope (…

National Astronomical Observatory 65cm Refractive Telescope
A refractive telescope located inside the Great Equatorial Centre (Astronomical Observatory History Museum) at the Mitaka Campus of the National Astronomical Observatory. It was installed in 1929 (Showa 4). It is currently being published as historical materials ©National Astronomical Observatory ">

National Astronomical Observatory 65cm Refractive Telescope

Okayama Astrophysics Observatory 188cm Reflector Telescope
A reflective telescope with one of the largest calibers in Japan. The secondary mirror has three focuses: Newton's focus, Caseglen's focus, and Coupe's focus. ©National Astronomical Observatory ">

Okayama Astrophysics Observatory 188cm Reflector Telescope

Structure of the Okayama Astrophysics Observatory 188cm Reflective Telescope
This diagram illustrates the 188cm reflecting telescope at the Okayama Astrophysics Observatory of the National Astronomical Observatory. This telescope has three focal points due to the exchange of secondary mirrors. The Newtonian focal point (focal length 9.12m, F/4.5) is used for direct photographic observations, the Caseglen focal point (34m, F/15) is used for spectroscopic and photometric observations, and the Coupe focal point (54m, F/29) is used for spectroscopic observations. In the case of the Coupe focal point, the light guided by the Coupe plane mirror passes through the polar axis and reaches a spectrometer with a constant temperature, where various spectroscopic observations are made here © Nogami Hayao ">

Okayama Astrophysics Observatory 188cm Reflective Telescope...

Large optical infrared telescope "Subaru"
A 8.2m diameter and 22.2m high, a graticular reflecting telescope with a height of 8.2m. It has achieved great results, including discovering the most distant galaxy in the universe and discovering exoplanets using the coronagraph. Hawaii Island, Hawaii, USA © National Astronomical Observatory ">

Large optical infrared telescope "Subaru"

パラナル天文台8.2m超大型望遠鏡（VLT）
Richie-Cretian Optical Reflecting Telescope. One of the four units that make up the Paranal Observatory's super-large telescope VLT. Chilean Antofagasta South ©ESO/José Francisco Salgado(josefrancisco.org) ">

パラナル天文台8.2m超大型望遠鏡（V…

Hubble Space Telescope
It orbits the Earth at an altitude of about 570 km. It is 13.1 m long and weighs 11 t. The left side is the front, and you can see that the aperture is open. It can observe light from near ultraviolet to visible light and near infrared. ©NASA ">

Hubble Space Telescope

Source: Shogakukan Encyclopedia Nipponica About Encyclopedia Nipponica Information | Legend

Japanese:

天体を観測するための望遠鏡をいう。今日では光と目を使うだけではなく、宇宙線、X線、赤外線、電波まで、広い電磁波の波長領域にわたって天体が観測されており、望遠鏡も宇宙空間望遠鏡（スペーステレスコープ）から電波望遠鏡まで含まれるが、ここでは光学赤外線用の地上天体望遠鏡について述べる。

　天体望遠鏡には、一般観望用、教育用、アマチュア用、研究用などの種類があり、大きさも双眼鏡のような小型のものから超大型まで多様である。研究用は、天体の位置を正確に測るものから、銀河、星、太陽など宇宙の物理構造を研究するためのものまで観測目的によって種々あり、各種の観測装置が取り付けられる。

　光学器械としての天体望遠鏡は、レンズまたは凹面反射鏡を用いて角倍率をあげ、無限遠にある天体を拡大して詳しく見ること（解像力）と、大きい口径を用いて暗い天体からの光を集めて明るく見ること（集光力）、の二つの目的をもっている。この目的を達するためには、天体の運行にあわせてそれを追尾したり、天球上の位置がわかるような角度表示などの機構も必要である。また、接眼鏡（アイピース）による眼視だけではなく、写真やCCD（charge coupled device、電荷結合素子）カメラ、テレビカメラによる撮影、天体の明るさを測る測光器、スペクトル観測をする分光器などの観測装置や、科学的データとして処理するための設備も必要であり、科学技術の進歩した現在では天文台全体を、コンピュータ制御を含む観測システムとしての天体望遠鏡ととらえることもできる。

［清水　実］

屈折望遠鏡と反射望遠鏡

天体に向かって光を集めるレンズまたは凹面鏡を対物レンズ（対物鏡）とよび、レンズを用いたものを屈折望遠鏡、凹面鏡を用いたものを反射望遠鏡という。なお、レンズを使っていても望遠鏡、対物鏡、接眼鏡など、一般的には鏡の字をあてる。また対物鏡でつくられた空中像を虫めがね（接眼鏡）で拡大して見るのが本来の眼視望遠鏡であるが、望遠カメラとして使う場合が多く、接眼鏡なしでも望遠鏡という。

　天体望遠鏡で接眼鏡に凹レンズを用いたものをガリレオ式天体望遠鏡、凸レンズを使ったものをケプラー式天体望遠鏡という。ガリレオ式は像が正立して見えるが視野が狭く、大きな倍率が得にくい。地上望遠鏡やオペラグラスに多く用いられる。天体用としては像が倒立していても問題にならないため、視野の広い、高倍率が得られるケプラー式が多く用いられる。また、焦点面に十字線や目盛ガラスを入れることができるという利点もある。

　ガラスの屈折率は色によって差があるため、焦点位置に色ずれが生じる。これを色収差といい、対物レンズや接眼レンズには屈折率の異なる2種類（クラウンガラスとフリントガラス）のレンズを張り合わせた色消しレンズが用いられる。

　小型のものでは屈折望遠鏡が一般用として多く使用されているが、レンズは色収差があること、光の吸収があること、均一で気泡のない透明で大きなレンズの材質を得ることが困難なこと、レンズの支持に問題があること、などの点から、近年の大型望遠鏡ではほとんど反射式が採用されている。世界最大の屈折望遠鏡はアメリカのヤーキス天文台の口径101センチメートル（1897）のものであり、これが限界である。

　反射望遠鏡では、主鏡（対物鏡）による天体の空中像（主焦点）は光のきた方向にできるので、そのままでは観測しにくい。これを解決するためには副鏡（第二鏡）の助けが必要である。光路の途中に平面鏡を入れて鏡筒の側面に焦点をもってくる形式をニュートン式反射望遠鏡、主焦点の手前に凸の双曲面鏡を入れて主鏡の中央にあけた孔(あな)から背面に焦点を結ばせる形式をカセグレン式反射望遠鏡、主焦点の後ろに楕円(だえん)凹面鏡を入れカセグレン式と同様に主鏡の背面に焦点を結ばせる形式をグレゴリー式反射望遠鏡とよんでいる。また、主鏡の手前に平面鏡（第三鏡）を置いて赤緯軸や高度軸方向に出すナスミス式や、さらにもう1枚平面鏡を使って極軸方向に送り込むクーデ式など、種々の組合せ方式がある。

　反射望遠鏡の主鏡には古くから放物面鏡が使われているが、放物面鏡にはコマ収差があり、光軸中心からずれたところでは星像が彗星(すいせい)のように尾を引いて見える。そのため広い視野では補正レンズが必要である。主鏡と副鏡に双曲面鏡を使った組合せをリッチー‐クレチアン光学系といい、広い視野にわたって球面収差もコマ収差もなく、近年の大型望遠鏡で使われている。球面収差とは、レンズや球面鏡のように球面に研磨されている光学系において、光軸の中心付近を通る光と外側からきた光が同一焦点を結ばない性質をいう。

　球面鏡の曲率中心に絞りを置き、そこに非球面補正レンズを置いたものをシュミット・カメラという。数度角にわたる広視野で天体写真を撮ることができるシュミット・カメラでは像面が球面に曲がっている（像面湾曲収差）ため、乾板やフィルムを曲げて撮影しなくてはならない。一般用にもシュミット系やマクストフ・カメラのような鏡とレンズを組み合わせた眼視用や撮像用の望遠鏡が市販されている。日本では補正レンズ径（入射瞳）105センチメートル、主鏡径150センチメートルの東京大学附属木曽観測所の大型シュミット望遠鏡（1974）がある。

　反射望遠鏡では光路中央に副鏡が置かれており、光を損するように思えるが、集光力は鏡の面積に比例するので、たとえば副鏡の直径が主鏡の3分の1としても10％程度の損失でしかなく、ハーシェル式のように主鏡を傾けて光軸をずらすよりも収差の点で有利である。望遠鏡の焦点距離を口径で割った値をF数（F値、F比）とよび、Fが明るい（F数が小さい）ほど暗い天体を短い露出で写すことができるのはカメラと同様である。Fの明るい主焦点やニュートン焦点は広視野での直接天体画像の撮影に適している。F8～20程度のカセグレン焦点は測光や小型分光器での暗い天体の観測に、F30～40のクーデ焦点は大型で安定を必要とする高分散分光観測などに適しているが、最近の超大型望遠鏡では経緯台のナスミス焦点（F8～15）に大型装置を置くことが多い。眼視用では、ニュートン式は観測姿勢が楽であり、観望用に有利である。反射式は屈折式に比べ筒を短くできるのも利点である。現在ではハワイ島のマウナ・ケア山頂にある国立天文台の「すばる」望遠鏡をはじめとして8～10メートル級の反射望遠鏡が第一線で活躍している。

［清水　実］

倍率と分解能

望遠鏡の倍率は、対物鏡の焦点距離を接眼鏡の焦点距離で割った値で与えられる。短い焦点距離のアイピースを使えば高い倍率が得られるが、見やすさの点からは、小型の観望用望遠鏡では対物鏡の口径をミリメートルで表した数（有効倍率）以上に倍率をあげることは無意味であるといわれている。カメラとしての接眼鏡なしでの倍率は、対物鏡の焦点距離を明視の距離25センチメートルで割った値で与えられる。集光器として考えると、人間の瞳孔(どうこう)の大きさを7ミリメートルとすると、70ミリメートルの口径では集光面積は100倍となり、肉眼より5等級暗い星まで見える計算になる。

　望遠鏡の性能として重要なのは倍率より分解能である。二つの接近した星（二重星）が何秒角まで分離して見えるか、というのが分解能である。光の波長によって異なるが、可視光（550ナノメートル）では、望遠鏡の口径をDミリメートルで表すと、116秒角／Dで与えられる角度まで分解できる。つまり116ミリメートルの口径で1秒角が見分けられる計算になる。CCD撮像の場合には、光学系と、単位画素の大きさとシーイングサイズ（星像直径）とのつり合いを考慮しなければならない。また、光学系には収差があるため分解能はこれより悪くなる。収差には色収差のほかに球面収差、コマ収差、非点収差、像面湾曲、歪曲収差(わいきょくしゅうさ)などがあるが、この五つをザイデルの五収差とよぶ。非点収差とは、縦方向と横方向で焦点位置が違っているためにおこる乱視のような収差である。自分で望遠鏡を組み立てるときには星像を見ながら焦点をわずかにずらすと収差がわかるので、鏡やレンズの締めすぎや光軸の狂いを検査することができる。望遠鏡の光学性能を検査するためには、ハルトマン検査がよく行われる。これは筒先または主鏡の前にたくさんの孔(あな)をあけた板を置き、焦点を内と外に等距離ずらした所で像を撮り、各孔の像の位置ずれから鏡面誤差を測定する方法である。最少錯乱像の半径を秒で表したものをハルトマン常数といい、鏡面精度の評価に使われる。

　地球大気には温度むらや乱流があり、これによっても分解能は落ちる。冬空や水平線近くの星が揺らいで見にくいのはこのためである。これをシーイングとよんでいる。気象条件だけではなく、設置する場所、ドームや建物の構造もシーイングに影響するので、ドーム内の条件を外気と同じにすることが肝要である。小型用では屋根だけが動くスライドルーフが用いられる。

［清水　実］

眼視と撮像

接眼鏡にはいろいろな種類がある。屈折用にはラムスデン式、ハイゲン式が、屈折・反射両用としてケルナー式、オルソスコピック式などがあり、対物鏡の種類、目の位置、視界など目的によって使い分けられる。視界の広いケルナーや高倍率用のオルソスコピックがもっとも多く使われている。接眼鏡を正しく使うには、視度調節と目の位置に注意することがたいせつである。姿勢が苦しいときには天頂プリズム付きの接眼鏡を使う。

　また、接眼鏡を通してカメラ撮影をする場合は、接眼鏡およびカメラを無限遠に合わせて接続させる。この方法はビデオ撮影によく使われる。接眼部を外し、交換レンズを外したカメラボディを取り付けて星野写真を撮ることができる。縮小レンズや拡大レンズを用いることもある。CCD撮像の場合には、赤、緑、青のフィルターを挿入して三色分解して撮像を行い、後でカラー合成をするが、CCDは赤外感度が強いので赤外カットフィルターも必要である。フィルターを挿入したときには、厚みの3分の1だけ焦点位置が伸びる。

　太陽を観測する場合、けっして直接見てはいけない。必ず備え付けの濃いサングラスを使うか、投影して観察しなければならない。白色光で黒点などを撮像する場合はシーイングの影響を避けるために1000分の1秒程度のシャッター速度が必要である。最近は市販のHα(アルファ)フィルターを使用して彩層やプロミネンスを撮像することも可能になった。

［清水　実］

架台と追尾機構

天体望遠鏡を支える架台としては、垂直軸の周りの回転と高度方向の回転とができる経緯台式と、地球の自転軸と平行な回転軸（極軸）と赤緯軸をもつ赤道儀式とがある。経緯台式は初心者には天体に望遠鏡を向けやすいが天体の追尾がむずかしい。赤道儀は天体の運行の追尾は容易であるが、極軸を正しく天の北極に向けて使用しなければならない。地球の自転にあわせて極軸をモーターで回転させれば天体を固定してとらえることができる。とくに暗い天体を撮影する場合は長時間露出が必要であり、赤道儀が有利である。赤道儀に普通のカメラを取り付けて天体写真を撮ることもできる。

　天体の位置（方角）は、地球上の位置を表す東経や北緯と同様に、天球上の座標である赤経・赤緯で表される。子午線から測った角度を時角といい、赤経と時角は時間の単位（時分秒）で表す。赤道儀にはこの時角と赤緯の目盛りまたは表示系がついており、星表や星図を使って天体を容易にみつけることができる。時角は「恒星時－赤経」で計算される。したがって正確な時計とその土地の恒星時を知らなければならない。赤道儀を使いこなすためには天の北極、天球、恒星時などの知識が必要であるが、天体望遠鏡にはたいてい広視野のファインダー（案内望遠鏡）がついており、一般には星座とおよその方角からファインダーを用いて主望遠鏡に目的の天体を導くことができる。極軸設定が簡単にできるよう、極軸に望遠鏡が仕込んである極軸望遠鏡付きというものもある。コンピュータ付きの望遠鏡も市販されており、歳差、章動、光行差などの天体位置に関する補正、大気差（地球大気の屈折によって天体が浮き上がって見える現象）、器差（極軸、赤緯軸、光軸のずれ、鏡筒のたわみなどの機械誤差）を補正して正確に望遠鏡の方向を計算し容易に天体を導入することもできるようになった。

　赤道儀の架台の型式としては、小型・中型では、ドイツ式、イギリス式、フォーク式がよく使われる。大型になると大重量の鏡筒を支える必要からヨーク式やホースシュー式（馬蹄(ばてい)型）のものが採用されている。最近の超大型ではバランスのよい経緯台方式で数百トンの重量を歪(ゆが)みを最小にして支え、コンピュータを用いて高精度の回転制御を行っている。

　赤道儀式は一度天体を入れれば、あとは等速度で極軸を地球の自転にあわせて回転させればよいが、経緯台は方位軸と高度軸を不等速で回転制御しなければならない。また視野が回転するので、これを補正するための回転制御も必要である。極軸駆動用には精密なウォームギヤや平歯車がこれまでよく使われてきたが、歯車には周期誤差や遊び（バックラッシ）があり、星を追尾したりガイドするのに不具合が生じる。最近では平歯車や歯車を使わないフリクションドライブ方式も採用されるようになった。大型天体望遠鏡の架台は、頑丈なコンクリート製のピアの上に据え付けられる。このピアは建物からの振動が伝わらないように、通常は建物の基礎とは独立して建てられている。

［清水　実］

目的ごとの望遠鏡

天体の位置を正確に測ったり、地球の自転を研究するためには、子午儀や子午環とよばれる、子午線の方向だけ回転する望遠鏡が使われる。主として屈折望遠鏡であるが、光学系も機械系もきわめて高精度である。天体力学や位置天文学は、これらの望遠鏡によって発展をとげた。

　太陽を観測するためには、平面鏡を用いて光を一方向に送り込むヘリオスタットやシーロスタットという装置を使う。シーロスタットは視野回転がないのが特徴であり、搭望遠鏡などにも使われている。太陽コロナを観測するためには3000メートル以上の高地を選び、散乱光の少ないレンズと人工的に光球を隠す特別な光学系を使うコロナグラフを用いる。

　また鏡筒内を真空にして筒内気流の乱れを防ぐ真空望遠鏡、雨ざらしにしても大丈夫なドームレス望遠鏡（京都大学飛騨天文台）など、目的によって種々の変わり種の望遠鏡が存在する。

［清水　実］

望遠鏡の発達史

望遠鏡以前の天文学は、天体位置・運行を調べる精密な照準儀だけで発達してきた。17世紀における望遠鏡の出現と、19世紀における写真術と分光器の発達、20世紀におけるエレクトロニクスの進歩によるコンピュータをはじめとする制御技術、CCDの発展は、21世紀の超大型望遠鏡時代を生み出した。天体望遠鏡の発展の歴史は、近代天文学の歴史そのものといえる。

　望遠鏡は1608年オランダの眼鏡師によって発明されたが、これを伝え聞いたガリレイはただちに彼独得の考察を加えて望遠鏡を製作し、天体観測に応用した。太陽の黒点や月面の凹凸を観測したり、土星の付属物（環には見えなかった）、木星の四大衛星、金星の満ち欠け、天の川が星の集まりであること、などを次々と発見した。天体望遠鏡発明の栄誉は当然ガリレイに与えられる。先に述べたガリレオ式の欠点を改良し理論づけたのがケプラーである。彼は自らは製作しなかったが、1615年ドイツのシャイナーがこれを実現させ、太陽黒点の投影観測に役だたせた。当時の望遠鏡は1枚レンズのため色収差が大きく、17世紀後半には焦点距離（筒）の長い望遠鏡が流行した。ハイゲン式接眼鏡で知られるホイヘンス、カッシーニ、ヘベリウスらが土星の環やハリー彗星の観測に用いた望遠鏡は3メートルから数十メートルに及んでいる。長すぎて鉄筒を使えなかったので空気望遠鏡とよばれている。色消しレンズが発明されるまでには約1世紀を待たなければならなかった。レンズをあきらめたI・ニュートンは1671年に金属製凹面鏡を用いたニュートン式反射望遠鏡を成功させたが、それ以前1663年にJ・グレゴリーは楕円鏡を使った方式を考案、これは成功しなかった。主鏡の中心に孔をあけて後ろからのぞくことを考案（1672）したのはカセグレンLaurent Cassegrain（1629ころ―1693）である。しかし当時の金属鏡は反射率が悪く、二面使うと光の損失が大きかった。そこからF・W・ハーシェルは、主鏡を傾けて鏡筒の側面で観測する方法を思い付き、1789年に122センチメートル口径の望遠鏡をつくった。そして天王星とその衛星、土星の衛星を発見し、星の数を調べて銀河構造の研究をしたことは有名である。その後もW・パーソンズやH・N・ラッセルによって1メートル以上の大口径望遠鏡がつくられたが、1758年にドロンドJohn Dollond（1706―1761）による色消しレンズが登場すると、ふたたび屈折望遠鏡が幅を利かせるようになった。リック天文台の90センチメートル（1888）、ヤーキス天文台の101センチメートル（1897）は現在もまだ活躍している。

　1856年ドイツのシュタインハイルKarl August Steinheil（1801―1870）は、ガラスの放物面に銀めっきを施した10センチメートルの反射鏡を作製した。ガラスの鏡はレンズと違って使用するのは表面のみであり、気泡や透明度は気にならない。金属のように錆(さ)びたり再研磨の必要もなく温度変化も少ない。支持も容易である。こうした理由から反射望遠鏡は大型時代を迎え、再度、屈折望遠鏡にとってかわり、19世紀末から今日にかけてヨーロッパとアメリカで競って大型鏡の製作が進められた。1917年にはウィルソン山天文台に257センチメートル、1948年にはパロマ山天文台の508センチメートル、1976年にはロシアのゼレンチュクスカヤに600センチメートルのものが完成した。この間、写真術と分光器の発達と相まって天体物理学上の重要な発見が続き、近代天文学の今日を築いた。

　日本では岩橋善兵衛が1793年（寛政5）に初めて屈折望遠鏡をつくり、反射望遠鏡は国友藤兵衛(くにともとうべえ)（1778―1840）によって1832年（天保3）に優れたものがつくられたと記録されている。近代では東京三鷹(みたか)の国立天文台にある65センチメートルの屈折望遠鏡が1929年（昭和4）に、岡山天体物理観測所の188センチメートルの反射望遠鏡が1960年に建設された。

［清水　実］

現代の望遠鏡

20世紀における望遠鏡の技術革新はパロマ山天文台の508センチメートル鏡（1948）に始まったといってよい。5メートル鏡を成功させた要因は、鏡材に熱膨張係数の小さいパイレックスを用いたこと、鏡の軽量化のため裏面を蜂(はち)の巣構造にし、完全な支持機構を考えたこと、表面のめっきをアルミ蒸着にしたこと、主焦点のコマ収差補正用にロスレンズを開発し、主焦点ケージを考案したこと、鏡筒のたわみの影響を少なくし光軸を安定に保つためにセルリエトラス構造を導入したこと、極軸をホースシュー型式にし静圧油膜軸受を採用したこと、などきわめて多くの設計上のアイデアと製作上の数々の努力に満ちあふれている。この望遠鏡は20年の歳月を費やして完成したが、天文学者は次のステップとして4メートルクラスの望遠鏡を選択した。これは、望遠鏡の口径を大きくする以前に、光を受ける検出器の効率をあげることが先決であることに気づいたからである。

　検出器としての写真は、わずか数％しか天体からの光子を利用していない。光電子増倍管、各種の二次元撮像管、CCDカメラなどといったエレクトロニクスを駆使した検出器が開発されて、検出器の効率は著しく向上し、4メートルクラスの望遠鏡で多くの業績をあげることが可能となった。1970年代に入ると、南半球を含む世界各地に次々と3.5メートルから4メートルの望遠鏡が建設された。この間、設計技術の進歩、エンコーダーやダイレクトドライブモーターなどの制御技術、GPS（全地球測位システム）による時刻管理、大型CCDや赤外線検出器などの発展も貢献し、望遠鏡の指向精度、追尾精度と観測精度は著しく向上した。また一方では電波天文学が台頭して各地に大型電波望遠鏡が出現し、またコンピュータと宇宙開発の発展はスペーステレスコープによる赤外線、X線領域の観測を可能にした。可視光以外の波長での観測は宇宙像を一変させた。

　4メートルクラスの望遠鏡はすべて最良の観測条件の場所を選んで建設された。南アメリカのチリ北部の乾燥した山岳地帯、スペイン領カナリア諸島のラ・パルマ山、ハワイ島のマウナ・ケア山にほとんどは集中した。この4メートル鏡時代の新技術としては、ゼロ膨張係数ガラス（セラミックガラス）の出現、リッチー‐クレチアン光学系の採用、望遠鏡と観測装置のコンピュータ制御、赤外線天文学の登場などがある。さらに1976年に完成したロシアの6メートル鏡や、アリゾナのホプキンス山に1979年に完成したマルチミラー望遠鏡を先駆けとする、超大型望遠鏡時代が到来した。

　従来の主鏡は形状をそれ自身で保つため、厚みは主鏡直径の6分の1程度であり、支持はレバーとカウンターウェイトで、あるいはエアパットでふわふわに浮かし、軽い力で位置決定を行ってきた。しかし10メートルクラスでは鏡だけで200トンを超す重量になり、従来の方法では製作が不可能である。厚みが20分の1から100分の1という薄い鏡やセグメント鏡は、鏡の形状や位置を望遠鏡の姿勢に応じて積極的に制御する必要がある。また研磨や蒸着、検査、輸送などについても問題は多い。ドームを小さくするためには焦点距離を短くしF数を小さくする必要もある。また赤外線観測や複数の望遠鏡を使って干渉計として観測する可能性も備えていなければならない。4000メートルもの山の上では完全なリモートコントロールも必要である。

　1990年代には岡山県美星(びせい)町立美星天文台（現、井原市美星天文台）の101センチメートル（1993年、赤道儀）をはじめとして日本国内各地の公共天文台に1メートルクラスの望遠鏡が続出した。県立ぐんま天文台の1.5メートル（1999年、経緯台）や兵庫県立西はりま天文台（現、兵庫県立大学西はりま天文台）の2メートル望遠鏡（2004年、経緯台）など、21世紀には、一般の人々が大きな望遠鏡を使用して、研究のみならず教育普及や一般観望にも利用できるようになった。また、インターネットを利用して遠隔地の望遠鏡をリモート制御し、日本にいながら昼間でも地球の裏側の天文台を使って観測を行うことが可能となり、教育普及に効果をあげている。

［清水　実］

すばると21世紀

1994年にハワイのマウナ・ケア山に完成したケック天文台の10メートル望遠鏡は六角形の1.8メートル鏡を36枚モザイク状に並べ、センサーとアクチュエーターで1枚の放物面鏡として制御されている。2台目は1996年に完成し2台で干渉計として利用される。1999年には同じマウナ・ケア山に日本の国立天文台の「すばる」望遠鏡8.2メートル（三菱電機製）が完成し、1枚の薄メニスカス鏡として初めて世界をリードした。この厚さ20センチメートルの一枚鏡は裏側に261個の孔をあけ、その各々に独自に開発された力センサーとアクチュエーターおよびカウンターウェイトを取り付けた能動支持という方法で鏡を支持している。主鏡の形状はシャックハルトマン法という鏡面検査方式により実時間で制御され、0.23秒角という分解能を実現させた。ちなみに、マウナ・ケア山頂のシーイングサイズは0.3秒角といわれている。方位、高度の両軸とも油膜軸受けで支えられ、ダイレクトドライブ方式のモーターで駆動されている。天体を追尾する精度は0.07秒角という高性能である。

　ドーム（エンクロージャー）は風洞実験の結果、楕円形の筒型が選ばれた。側面の窓を風向きによって開け閉めして自然通風をも利用してドームシーイングを制御する方法がとられた。「すばる」望遠鏡は、このクラスの他の望遠鏡と違って主焦点（F2.0）でも観測できるのが特徴である。球面収差を補正する特別の補正レンズ系を採用して、30分角という広視野をモザイクCCDカメラで撮像できる。カセグレンとナスミス焦点のF数はそれぞれ12.2と12.6であり、視野はともに6分角である。副鏡は可視光用はアルミ蒸着、赤外線用は銀メッキが施されており、薄いガラスを張り合わせて軽量化をはかっている。ナスミス台上には高分散エシェル分光器と夜光除去赤外分光器が、カセグレン焦点には各種の赤外線分光器や赤外線コロナグラフなどが取り付けられている。そのほか、自動的に近くの星を使って望遠鏡をガイドするオートガイダー、大気のゆらぎを検出して波面修正するシーイングキャンセラーなど、多くの新技術が盛り込まれている。これらの新技術は最近の一般用の小型望遠鏡にも応用され市販されるようになった。

　「すばる」のような8～10メートルクラスの望遠鏡によって、ハッブル定数、銀河や恒星の誕生、系外惑星の発見などの研究が大きく進展するであろう。宇宙望遠鏡が種々の波長域で今後大きな発見をもたらすことが予見されるが、長期にわたる安定した地道な観測や突発天体の監視などでは、まだまだ地上望遠鏡の役割は重要である。20世紀末から、マクドナルド天文台の9.2メートル、ESO（ヨーロッパ南天天文台）のVLT（Very Large Telescopes、8.2メートル4台の集合望遠鏡）がチリのパラナル山に、またアリゾナ大学、イタリア、ドイツ連合プロジェクトの8.4メートルの双眼望遠鏡が、さらにはアメリカ、イギリス、カナダなどの連合によるジェミニ望遠鏡がマウナ・ケア山に完成。他の新技術望遠鏡やハッブル宇宙望遠鏡の次の世代の宇宙望遠鏡（NGST）、月面天文台などとともに活躍している。

［清水　実］

天体望遠鏡の構造

屈折望遠鏡の焦点

反射望遠鏡の焦点

接眼鏡のおもな種類

架台の種類

赤道儀の据え付け方
(1)望遠鏡を北に向けて水平に置く。三脚の1本を北あるいは南に向け、赤道儀が水平になるよう三脚の長さを調節する。水準器を用いると便利である。(2)望遠鏡のバランスをあわせる。極軸を中心に鏡筒とつり合いがとれるように、バランスウェイトを調節する。(3)望遠鏡の視野に見えている星がファインダーの十字線の中心にも見えるように、3本の光軸修正ねじを使ってファインダーの光軸を調整する。(4)極軸の傾きをその土地の緯度と同じにする。北緯35°の場所ならば極軸の傾きを35°にする。(5)赤緯クランプを緩め、極軸と鏡筒が平行になるようにする。(6)赤道儀全体を天の北極に向ける。北または南向きの三脚の1本を支点に、少しずつ2本の脚を左右にずらす©Shogakukan">

赤道儀の据え付け方

国立天文台レプソルド子午儀

国立天文台自動光電子午環

国立天文台太陽塔望遠鏡シーロスタット

木曽観測所105cmシュミット望遠鏡（…

国立天文台65cm屈折望遠鏡

岡山天体物理観測所188cm反射望遠鏡

岡山天体物理観測所188cm反射望遠鏡の構造
この図は、国立天文台岡山天体物理観測所の188cm反射望遠鏡を図解したものである。この望遠鏡は副鏡の交換により三つの焦点をもつ。ニュートン焦点（焦点距離9.12m、F／4.5）は直接写真観測に、カセグレン焦点（34m、F／15）は分光・測光観測に、クーデ焦点（54m、F／29）は分光観測に使用される。クーデ焦点の場合、クーデ用平面鏡で導かれた光が極軸内を通って温度を一定に保った分光器に達し、ここで各種の分光観測が行われる©野上隼夫">

岡山天体物理観測所188cm反射望遠鏡…

大型光学赤外線望遠鏡「すばる」

パラナル天文台8.2m超大型望遠鏡（VLT）
リッチー‐クレチアン光学系反射望遠鏡。パラナル天文台の超大型望遠鏡VLTを構成する4台のうちの一つ。チリ　アントファガスタ南©ESO/José Francisco Salgado(josefrancisco.org)">

パラナル天文台8.2m超大型望遠鏡（V…

ハッブル宇宙望遠鏡

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

<<: Celestial body nomenclature - Tentaimeimeiho

>>: Point moss method - Tentaihou (English spelling)