ヘリオメーター

ヘリオメーター（ギリシャ語のἥλιος hḗlios「太陽」と「測定」に由来）は、もともとは一年のさまざまな季節における太陽の直径の変化を測定するために設計された機器ですが、現在ではより幅広い用途に使用できる現代的な形の機器にも適用されています。^[1]

基本的な概念は、望遠鏡の光路に分割要素を導入して二重像を作ることです。 ねじ式マイクロメータを使用して 1 つの要素を移動させると、正確な角度測定を行うことができます。 最も単純な構成は、対物レンズを半分に分割し、片方を固定し、もう片方をマイクロメータのねじに取り付けて、カット直径に沿ってスライドさせることです。 たとえば、太陽の直径を測定するには、まずマイクロメータを調整して、太陽円盤の 2 つの画像が一致するようにします (分割要素が基本的に 1 つの要素を形成する「ゼロ」位置)。 次に、マイクロメータを調整して、太陽円盤の 2 つの画像の直径の反対側がちょうど接触するようにします。 このようにして得られた 2 つのマイクロメータの読み取り値の差が、太陽の (角度) 直径です。 同様に、近くにある 2 つの星AとBの見かけの分離を正確に測定するには、まず星の 2 つの画像を重ね合わせ、次に二重画像を調整して、一方の画像の星Aがもう一方の画像の星Bと一致するようにします。このようにして得られた 2 つのマイクロメーターの読み取り値の差が、2 つの星間の見かけの分離または角度距離となります。

シリアのアラブの天文学者ムアイヤド・アルディーン・アルウルディは、著書の中で、太陽と月の見かけの直径を測定・観測するために使用した「2つの穴のある器具」と呼ばれる装置について記述している。^[2]

天文学的な測定において分割対物ガラスと二重像の使用を最初に応用したのは、1743年のシルストンのサービントン・セイヴァリです。ピエール・ブーゲは、1748年に、糸状マイクロメータの補助なしに、つまり焦点が等しい2つの対物ガラス間の距離を変えることによって二重像を測定するという真の概念を考案しました。^[1]

1754年、ジョン・ドロンドは、サヴァリの分割対物ガラスのアイデアとブーゲの測定方法を組み合わせ、最初の本当に実用的なヘリオメータを製作しました。私たち^{[誰が？ ]}が確認できる限りでは、ジョセフ・フォン・フラウンホーファーが、1820年の少し前に、無彩色の分割対物ガラスを備えた最初のヘリオメータ、つまり現代タイプの最初のヘリオメータを製作しました。^[1]恒星の視差（恒星までの距離を決定する）の最初の成功した測定は、 1838年にフリードリヒ・ヴィルヘルム・ベッセルによって、フラウンホーファーのヘリオメータを使用して、白鳥座61番星で行われました。^[3]これは、ジョセフ・フォン・フラウンホーファーの会社によって建造されたケーニヒスベルク天文台の6.2インチ（157.5 mm）口径のフラウンホーファー・ヘリオメータでしたが、^{[4] [5]}ヘリオメーターは使いにくかったが、当時の他の優れた屈折望遠鏡に比べて視野が広く、糸状マイクロメーターに比べて測定時に大気の乱れを克服できるなど、ベッセルにとっていくつかの利点があった。^[5]

• ウィラハ、ロルフ。「ヘリオメーター：宇宙の距離を測定するための機器。」 アンティーク望遠鏡協会誌、第 26 号、5 ～ 16 ページ (2004 年)。

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• 世界最大の太陽観測装置の写真（ウィーン、クフナー天文台）