望遠鏡の歴史

望遠鏡の歴史は、 1608年にオランダで眼鏡職人のハンス・リッペルスハイが特許を申請した、世界最古の望遠鏡の発明以前にまで遡ります。リッペルスハイは特許を取得できませんでしたが、この発明のニュースはすぐにヨーロッパ中に広まりました。これらの初期の屈折望遠鏡の設計は、凸面の対物レンズと凹面の接眼レンズで構成されていました。ガリレオは翌年この設計を改良し、天文学に応用しました。1611年、ヨハネス・ケプラーは、凸面の対物レンズと凸面の接眼レンズを使用することで、はるかに便利な望遠鏡を製作できることを説明しました。1655年までに、クリスティアーン・ホイヘンスなどの天文学者は、複眼レンズを備えた強力だが扱いにくいケプラー式望遠鏡を製作していました。^[1]

アイザック ニュートンは1668 年に、望遠鏡の側面に取り付けられた接眼レンズに光を反射する小さな平面の対角鏡を組み込んだ設計で、最初の反射望遠鏡を製作したとされています。ローラン カセグランは1672 年に、主鏡の中央の穴を通して光を反射する小さな凸面の副鏡を備えた反射望遠鏡の設計を説明しました。

対物レンズの色収差を大幅に低減し、より短く機能的な望遠鏡を可能にするアクロマートレンズは、1733年にチェスター・ムーア・ホールが製作した望遠鏡で初めて登場したが、ホールはそれを公表しなかった。ジョン・ドロンドはホールの発明^{[2] [3]}を知り、1758年からそれを使用した望遠鏡を商業的に生産し始めた。

反射望遠鏡における重要な進歩としては、 1721年にジョン・ハドレーが大型放物面鏡を製作したこと、1857年にレオン・フーコーがガラス鏡に銀メッキを施す工程を導入したこと、^[4] 、そして1932年に反射鏡に耐久性の高いアルミニウムコーティングを採用したことが挙げられる。 ^[5]リッチー・クレシアンのカセグレン反射鏡の変種は1910年頃に発明されたが、1950年以降まで広く採用されなかった。ハッブル宇宙望遠鏡を含む多くの現代の望遠鏡は、古典的なカセグレンよりも広い視野を提供するこの設計を採用している。

1850年から1900年にかけて、反射望遠鏡は金属鏡の問題に悩まされ、60センチメートルから1メートルの口径の「大屈折望遠鏡」が多数製作され、 1897年にはヤーキス天文台の屈折望遠鏡で頂点に達した。しかし、1900年代初頭からは、ウィルソン山の60インチ（1.5メートル）、100インチ（2.5メートル）のフッカー望遠鏡（1917年）、200インチ（5メートル）のヘール望遠鏡（1948年）など、ガラス鏡を使用したさらに大きな反射望遠鏡が次々と製作された。1900年以降の主要研究用望遠鏡は、基本的にすべて反射望遠鏡である。1975年から1985年にかけて、ハワイやチリの砂漠など、標高の高い優れた場所に、4メートル級（160インチ）の望遠鏡が数多く製作された。1970年代のコンピュータ制御の経緯台の開発と1980年代の能動光学系の開発により、1993年/1996年の10メートル（400インチ）ケック望遠鏡に始まり、 ESO 超大型望遠鏡、ジェミニ天文台、すばる望遠鏡を含む多数の8メートル望遠鏡など、さらに大型の新世代の望遠鏡が可能になりました。

電波望遠鏡の時代（および電波天文学）は、1931年にカール・グーテ・ヤンスキーが天文電波源を偶然発見したことで始まりました。20世紀には、電波からガンマ線まで幅広い波長を観測できる多くの種類の望遠鏡が開発されました。1960年以降の宇宙観測所の発達により、X線やより長波長の赤外線帯域など、地上からは観測できないいくつかの帯域にアクセスできるようになりました。

レンズに似た物体は4000年前から存在していますが、光学的な特性のために使われていたのか、単に装飾品として使われていたのかは不明です。^[6] 水を満たした球体の光学的特性に関するギリシャの記述（紀元前5世紀）に続いて、何世紀にもわたって光学に関する著作が続きました。プトレマイオス（2世紀）は『光学』の中で、反射、屈折、色などの光の特性について書き、その後にイブン・サール（10世紀）やイブン・アル・ハイサム（11世紀）が続きました。 ^{[7] [信頼できない情報源？ ]}

レンズの実際の使用は、13世紀後半に北イタリアで眼鏡が広く製造され使用されたことに遡ります。 ^{[8] [6] [9] [10] [11]凹レンズを使用して}近視を矯正する方法の発明は、 1451年にニコラウス・クザーヌスによるものとされています。

望遠鏡に関する最初の記録は、1608年のオランダのものである。1608年10月2日、ミデルブルフの眼鏡職人ハンス・リッペルスハイがオランダ総督府に提出した特許に記載されている。その特許は「遠くのものを近くにあるかのように見る」ための器具に関するものであった。 ^[12]数週間後、別のオランダの器具職人ヤコブ・メティウスも特許を申請した。総督府は、その器具に関する知識がすでに広く知られていたため特許を認めなかったが^{[13] [14]}、オランダ政府はリッペルスハイに彼の設計のコピーの契約を与えた。

オランダのオリジナルの望遠鏡は凸レンズと凹レンズで構成されており、このように作られた望遠鏡は像を反転させません。リッペルスハイのオリジナルの設計は3倍の倍率しかありませんでした。この「発明」の日からすぐにオランダでかなりの数の望遠鏡が作られたようで、すぐにヨーロッパ中に広まりました。^[15]

1655 年、オランダの外交官ウィリアム・デ・ボリールは、誰が望遠鏡を発明したのかという謎を解こうとした。彼はミデルブルフの地方行政官に、ボリールが幼少期と成人期初期に「ハンス」という名の眼鏡職人について回想していたことを調査させた。ボリールはハンスを望遠鏡の発明者だと記憶していた。行政官は当時無名の原告、ミデルブルフの眼鏡職人ヨハネス・ザカリアッセンと連絡を取り、彼の父であるザカリアス・ヤンセンが1590 年という早い時期に望遠鏡と顕微鏡を発明したと証言した。この証言はボリールにとって説得力のあるものに思われ、ザカリアスと彼の父であるハンス・マルテンスこそが彼の記憶にある人物に違いないと今になって思い出した。^{[18]ザカリアス・ヤンセンが別の眼鏡職人}ハンス・リッペルスハイより少し先に望遠鏡を発明したというボリールの結論は、ピエール・ボレルが1656年に著した『望遠鏡の発明家について』で採用された。^{[19] [20]}ボリールの調査とザカリアスセンの証言の矛盾（ザカリアスセンが自分の生年月日と発明における役割を偽っていることを含む）から、一部の歴史家はこの主張を疑わしいと考えるようになった。^[21]「ヤンセン」の主張は長年にわたって続き、1841年にザカリアス・スナイデルがレンズの入った鉄管4本を提示し、ヤンセンの望遠鏡の1590例であると主張したことでさらに補強された^[17 ]。また、歴史家コルネリス・デ・ワールトは1906年に、 1608年のフランクフルト・ブックフェアで天文学者シモン・マリウスに壊れた望遠鏡を売ろうとした男はヤンセンに違いないと主張した^{[22] 。}

1682年、^[23]に、ロンドンの王立協会の議事録でロバート・フックはトーマス・ディッジスの 1571 年のパントメトリア(測定に関する本で、部分的に父レナード・ディッジスのメモと観察に基づいている) が、望遠鏡の発明はイギリス人の主張によるものだと記しており、レナードは1500 年代半ばにロジャー・ベーコンのアイデアに基づいた遠近法の望遠鏡を持っていたと述べている。^{[24] [25]}トーマスはそれを「適切な角度に適切に配置した比例ガラスによって、遠くのものを発見し、文字を読んだり、野原の丘で目的を持った友人たちが投げた硬貨とその表題でお金に番号を付けたりしただけでなく、7 マイル離れた私的な場所でその瞬間に何が行われたかを明らかにした」と述べている。比例ガラスまたは「遠近法のガラス」の使用については、ジョン・ディー(1575 年) と ウィリアム・ボーン(1585 年) の著作にも書かれている。^{[26] 1580年、}エリザベス1世の主席顧問バーリー卿からディッグスの装置を調査するようボーンに依頼された。ボーンの記述が最も優れており、彼の記述によると、大きなレンズで映し出された像を大きな曲面鏡で覗き込むものだったようだ。^[27]「エリザベス朝の望遠鏡」というアイデアは長年にわたって拡張され、天文学者で歴史家のコリン・ロナンは1990年代に、この反射/屈折望遠鏡はレナード・ディッグスが1540年から1559年の間に建造したと結論付けた。 ^{[28] [29] [30]}この「後方」反射望遠鏡は扱いにくいものだっただろう。作動させるには非常に大きな鏡とレンズが必要だったし、観察者は逆さまの光景を見るために後ろ向きに立たなければならず、また視野が非常に狭いため軍事目的には不向きであるとボーンは指摘した。^[27]野原に散らばっている硬貨や7マイル離れた場所での私的な活動の詳細を見るために必要な光学性能は、当時の技術をはるかに超えていたようです。^[31]また、ここで説明されている「遠近法のガラス」は、ベーコンが考案した、目の前に持った単一のレンズを使用して遠くの景色を拡大するという、はるかに単純なアイデアだったのかもしれません。^[32]

1959年にシモン・ド・ギユマが発表した研究論文では、彼が発見した証拠は、ハンス・リッペルスハイの特許申請以前の初期の望遠鏡を製作した可能性のあるもう一人の人物として、フランス生まれの眼鏡職人フアン・ロジェ（1624年以前に死去）を示唆していると主張した。^[33]

2022年、イタリアの物理学教授アレッサンドロ・ベッティーニは、レオナルド・ダ・ヴィンチが望遠鏡を発明できたかどうかについての論文を発表した。^[34]ドメニコ・アルジェンティエリが1939年にダ・ヴィンチの絵に望遠鏡のようなレンズの配置が見られるのを観察したことを基に、ベッティーニはアルジェンティエリのレンズ配置を隣接する発散光線の絵に重ね合わせ、やはり望遠鏡のように見える配置を考案した。ベッティーニはまた、イタリアの学者で教授のジロラモ・フラカストロが1538年に書いた、眼鏡のレンズを組み合わせることで「月や他の星」を「塔よりも高く見えないほど近くにする」という著作にも言及した。^[34]

リッペルスハイの特許申請は、シャム王エカトサロットがオランダに送ったシャム王国の使節団に関する外交報告書の末尾で言及されている。「シャム王の使節団がモーリス王子閣下に送られ、1608年9月10日にハーグに到着した」。この報告書は1608年10月に発行され、ヨーロッパ中に配布され、11月に報告書を受け取ったイタリアのパオロ・サルピや、1609年夏までに6倍の望遠鏡を使用して月の特徴を観測したイギリスの数学者で天文学者のトーマス・ハリオットなど、他の科学者による実験につながった。^[35]

イタリアの博学者ガリレオ・ガリレイは1609年6月にヴェネツィアに滞在し^[36]、そこで「オランダ遠近法ガラス」について耳にした。これは軍用望遠鏡で^[37]、遠くの物体がより近く大きく見えるものだった。ガリレオはヴェネツィアからパドヴァに戻った最初の夜に望遠鏡の製作の問題を解決し、翌日には鉛の管の片端に凸レンズ、もう片端に凹レンズを付けて最初の望遠鏡を製作したと述べている。この配置は後にガリレオ望遠鏡と呼ばれるようになった。^[38]数日後、最初の望遠鏡よりも優れた望遠鏡を製作することに成功したガリレオは、それをヴェネツィアに持ち込み、発明の詳細を一般大衆に伝え、会議に出席していた総督レオナルド・ドナートにその望遠鏡 を贈呈した。その見返りとして、元老院はガリレオにパドヴァでの終身の講師職を与え、給与を2倍にした。^[39]

ガリレオは望遠鏡の改良に着手し、倍率の高い望遠鏡を製作した。彼が最初に製作した望遠鏡は倍率が3倍だったが、すぐに8倍の望遠鏡を製作し、最終的には長さが1メートル近くで、対物レンズ径が37mm（16mmか12mmまで絞った）で倍率が23倍のものまで製作した。^[40]この最後の望遠鏡で、彼は1609年10月か11月に一連の天体観測を開始し、木星の衛星、月の丘や谷、金星の満ち欠け^[41]、太陽の黒点（直接観測ではなく投影法を使用）を観測した。ガリレオは、木星の衛星の公転、金星の満ち欠け、太陽の自転、一年のうちのある時期に黒点がたどる傾いた軌道が、プトレマイオスが提唱したような地球中心のシステムよりも、太陽中心のコペルニクスのシステムの妥当性を示していると指摘した。

ガリレオの機器は、初めて「望遠鏡」という名前が付けられた。この名前は、1611年4月14日にフェデリコ・チェージ王子がガリレオ・ガリレイをアカデミア・デイ・リンチェイの会員にするために開いた宴会で、ギリシャの詩人/神学者ジョヴァンニ・デミシアーニによって考案された。^{[42]この単語は、}ギリシャ語のtele =「遠い」、skopein =「見る」、teleskopos =「遠くを見る」から作られた。

1626年までに、ドイツのイエズス会士で天文学者のヨハン・アダム・シャル・フォン・ベルが中国語とラテン語で『遠鏡說』を出版し、望遠鏡に関する知識が中国に広まった。 ^[43]

ヨハネス・ケプラーは、著書『カトプトリックス』（1611年）の中で、2枚の凸レンズで構成された望遠鏡の理論と実用的な利点のいくつかを初めて説明しました。この形式の望遠鏡を実際に作った最初の人物はイエズス会のクリストフ・シャイナーであり、著書『ローザ・ウルシナ』（1630年）の中でその説明をしています。^[15]

ウィリアム・ガスコインは、ケプラーが提案した望遠鏡の形態の主な利点、すなわち対物レンズと接眼レンズの共通焦点面に小さな物体を置くことができるという利点を最初に利用した人物である。この利点からガスコインはマイクロメーターを発明し、精密天文機器に望遠鏡の照準器を応用した。ケプラーの望遠鏡が一般に使われるようになったのは、17世紀中ごろになってからである。これはガスコインが指摘した利点のためというよりは、その視野がガリレオ式望遠鏡よりもはるかに広かったためである。^[15]

ケプラー式望遠鏡の最初の強力な望遠鏡は、クリスティアーン・ホイヘンスが多大な労力をかけて製作したもので、弟も手伝った。この望遠鏡の1つ、対物レンズ径2.24インチ（57 mm）、焦点距離12フィート（3.7 m）のものを使って、 ^[44] 1655年に土星の衛星の中で最も明るい衛星（タイタン）を発見した。1659年には「土星の環の体系」を出版し、初めて土星の環の真の説明を与えた。これは同じ機器で行った観測に基づいている。^[15]

ケプラーの望遠鏡の像の鮮明さは、対物レンズの不均一な屈折特性によって生じる色収差によって制限されていた。高倍率でこの制限を克服する唯一の方法は、非常に長い焦点距離を持つ対物レンズを作ることだった。ジョヴァンニ・カッシーニは、 1672年に長さ35フィート（11メートル）の望遠鏡で土星の5番目の衛星（レア）を発見した。ヨハネス・ヘヴェリウスなどの天文学者は、焦点距離が150フィート（46メートル）にも及ぶ望遠鏡を製作していた。これらの望遠鏡は、非常に長い筒を持っているだけでなく、支えるための足場や長いマストやクレーンが必要だった。望遠鏡のフレーム「筒」は、わずかな風でも曲がったり振動したりし、時には完全に倒れたりしたため、研究ツールとしての価値は最小限だった。^{[45] [46]}

1675年以降に作られた非常に長い屈折望遠鏡の中には、鏡筒が全く使われていないものもあった。対物レンズは、棒、木、または利用可能な背の高い構造物の上部にある回転ボールジョイントに取り付けられ、紐またはコネクティングロッドで照準を合わせた。接眼レンズは手で持つか、焦点のスタンドに取り付けられ、像は試行錯誤で見つけられた。したがって、これらは航空望遠鏡と呼ばれた。^{[47]そして、}クリスティアーン・ホイヘンスと彼の兄弟コンスタンティン・ホイヘンス・ジュニア^{[45] [48]}によるものとされているが、彼らが発明したかどうかは明らかではない。^[49]クリスティアーン・ホイヘンスと彼の兄弟は、最大直径8.5インチ(220 mm) ^{[44] 、焦点距離210フィート(64 m)の対物レンズを作り、}アドリアン・オーズーなどの他の人たちは、最大焦点距離600フィート(180 m)の望遠鏡を作った。これほど長い望遠鏡は当然ながら使いにくく、観測者の技術と忍耐力を極限まで駆使したに違いない。^{[38]空中望遠鏡は他の多くの天文学者によっても使用された。カッシーニは1684年に土星の第3衛星と第4衛星を発見したが、その際に使用した空中望遠鏡の対物レンズは}ジュゼッペ・カンパーニ製で、焦点距離はそれぞれ100フィートと136フィート（30メートルと41メートル）であった。^[15]

曲面鏡が像を結ぶ能力は、ユークリッドの時代から知られていた可能性があり^[50] 、 11世紀にはアルハゼンによって広範に研究されていた。ガリレオ、ジョヴァンニ・フランチェスコ・サグレドらは、曲面鏡がレンズと同様の特性を持つという知識に刺激され、鏡を像を結ぶ対物レンズとして使う望遠鏡を作るというアイデアを議論した。^{[51]イタリアのイエズス会天文学者で物理学者の} ニッコロ・ズッキは、1652年の著書『Optica philosophia』の中で、1616年に屈折望遠鏡のレンズを青銅製の凹面鏡に取り替えようとしたと書いている。ズッキは手持ちの凹レンズで鏡を覗き込もうとしたが、満足のいく像は得られなかった。これはおそらく、鏡の質が悪かったか、鏡が傾いていた角度、あるいは頭が像を部分的に遮っていたためだろう。^[52]

1636年、マリン・メルセンヌは、放物面主鏡と放物面副鏡からなる望遠鏡を提案した。この望遠鏡は、主鏡の穴を通して像を反射し、像を見るという問題を解決した。^[53] ジェームズ・グレゴリーは著書「Optica Promota」 （1663年）でさらに詳しく述べ、円錐曲線の一部のような形をした鏡を備えた反射望遠鏡は、屈折望遠鏡に見られる色収差だけでなく球面収差も補正できると指摘した。彼が考案した設計は「グレゴリアン望遠鏡」と名付けられたが、彼自身の告白によれば、グレゴリーには実用的技術がなく、彼のアイデアを実現できる光学技師を見つけることができず、いくつかの無駄な試みの後、彼の望遠鏡を実用化する望みをすべて捨てざるを得なかった。^[15]

1666年、アイザック・ニュートンは屈折と色に関する自身の理論に基づき、屈折望遠鏡の欠点はレンズの形状の不完全さよりも、レンズによる様々な色の光の屈折のばらつきによるものであると認識した。彼は、レンズを通して光を屈折させると必ず色収差が生じると結論付けたが、いくつかの大まかな実験^[55]から、すべての屈折物質はプリズムの色をその平均屈折の一定割合で発散させるという誤った結論を下していた。これらの実験から、ニュートンは屈折望遠鏡を改良することはできないと結論付けた。^[56]ニュートンの鏡を使った実験では、鏡はレンズの色収差の影響を受けないことが示され、すべての色の光について、鏡に反射される入射角は反射角に等しかったため、ニュートンは自身の理論を証明するために反射望遠鏡の製作に着手した。^[57]ニュートンは1668年に最初の望遠鏡を完成させたが、これは機能する反射望遠鏡として知られている最も古いものである。 ^[58] 多くの実験の後、彼は対物鏡に最も適した材料としてスズと銅の合金（鏡面金属）を選択した 。彼は後にそれらを研磨する方法を考案したが、構造を簡素化するために放物面ではなく球形の鏡を選択した。彼は反射鏡に「ニュートン式望遠鏡」の設計の特徴である、主鏡の焦点の近くに二次的な「対角」鏡を追加し、望遠鏡の側面に取り付けられた接眼レンズに90度の角度で像を反射した。このユニークな追加により、対物鏡の遮蔽を最小限に抑えて像を見ることができた。彼はまた、すべてのチューブ、マウント、および付属品を製作した。ニュートンの最初のコンパクトな反射望遠鏡の鏡の直径は1.3インチ、焦点比はf/5であった。^{[59]これにより、彼は}木星の4つのガリレオ衛星と金星の三日月を見ることができることを発見しました。この成功に勇気づけられた彼は、38倍の倍率を持つ2番目の望遠鏡を製作し、1671年12月にロンドン王立協会に提出しました。 ^{[15]このタイプの望遠鏡は現在でも}ニュートン式望遠鏡と呼ばれています。

反射望遠鏡の 3 番目の形式である「カセグレン反射望遠鏡」は、1672 年にローラン・カセグレンによって考案されました。この望遠鏡には、主焦点の近くに小さな凸型双曲面の副鏡が配置され、主鏡の中央の穴を通して光を反射します。

反射望遠鏡の設計や構造において、実用的な進歩はその後50年間見られなかったが、ジョン・ハドレー（八分儀の発明者として最もよく知られている）が精密な非球面および放物面鏡の金属鏡の製作法を考案した。1721年に彼は王立協会に最初の放物面ニュートン反射望遠鏡を披露した。^[60]その直径は6インチ（15cm）で、62+3 ⁄ 4インチ (159 cm) の焦点距離を持つ金属鏡面対物鏡。この装置はジェームズ・パウンドとジェームズ・ブラッドリーによって検査された。 ^[61]ニュートンの望遠鏡が 50 年間放置されていたことに気づいた後、彼らはハドリーがこの発明が単なる理論だけではないことを十分に証明したと述べた。彼らはその性能を、コンスタンティン・ホイヘンス・ジュニアが王立協会に提出した直径 7.5 インチ (190 mm) の空中望遠鏡の性能と比較し、ハドリーの反射鏡は「後者が本来の電荷を帯びた場合と同じ数倍に物体を拡大するだけの電荷を帯びる」こと、そして物体をはっきりと明るくは映さないものの、はっきりと映し出すことを発見した。 ^[62]

ブラッドリーとサミュエル・モリニューは、ハドリーから鏡面金属の研磨法を教わり、独自の大型反射望遠鏡の製造に成功した。そのうちの1つは焦点距離が8フィート（2.4メートル）あった。この鏡の製造方法はモリニューからロンドンの2人の眼鏡技師、スカーレットとハーンに伝えられ、彼らは望遠鏡の製造業を始めた。^[63]

イギリスの数学者で光学技師のジェームズ・ショートは、1730年代にグレゴリーの設計に基づいて望遠鏡を作る実験を始めた。彼は最初、グレゴリーの提案に従ってガラスで鏡を作ろうとしたが、後に金属鏡に切り替え、オリジナルの設計者が放物面と楕円形にしたグレゴリオ式望遠鏡を作った。ショートはその後、望遠鏡作りを職業とし、最初はエディンバラで、その後はロンドンで実務を行った。ショートの望遠鏡はすべてグレゴリオ式だった。ショートは望遠鏡の販売でかなりの財産を築き、1768年にロンドンで亡くなった。^[64]

鏡面金属鏡の二次鏡や斜鏡は接眼レンズに届く光を大幅に減らすので、反射望遠鏡の設計者の中にはそれらをなくそうとした者もいた。1762年、ミハイル・ロモノーソフはロシア科学アカデミーのフォーラムで反射望遠鏡を発表した。この望遠鏡は主鏡を望遠鏡の軸に対して4度傾けており、望遠鏡の前面に取り付けた接眼レンズを通して像を見ることができるため、観察者の頭が入射光を遮ることはない。この革新は1827年まで発表されなかったため、このタイプの望遠鏡はウィリアム・ハーシェルの同様の設計にちなんでハーシェル望遠鏡と呼ばれるようになった。^[65]

1774年頃、ウィリアム・ハーシェル（当時はイギリスのバースで音楽教師をしていた）は、余暇を反射望遠鏡の鏡の製作に費やし始め、最終的にはその製作と天文学研究への利用に専念した。1778年、彼は6+ハーシェルは、直径約18インチ（46cm）、焦点距離約20フィート（6.1m）の反射鏡（彼が製作した約400枚の望遠鏡の鏡の中で最良のもの）を購入し、それを使って焦点距離7フィート（2.1m）の望遠鏡を製作した。この望遠鏡を使って、彼は初期の輝かしい天文学的発見をした。 ^[66] 1783年、ハーシェルは直径約18インチ（46cm）、焦点距離約20フィート（6.1m）の反射鏡を完成させた。彼はこの望遠鏡で約20年間天体を観測し、何度か鏡を交換した。1789年、ハーシェルはであるイギリスのスラウにある天文台ハウスで、鏡径49インチ（120cm）、焦点距離40フィート（12m）の最大の反射望遠鏡（一般に40フィート望遠鏡として知られる）の製作を終え。当時の鏡面反射鏡の反射率の低さから生じる光の損失を減らすため、ハーシェルは設計から小さな対角鏡を取り除き、主鏡を傾けて形成された像を直接見ることができるようにした。この設計はハーシェル望遠鏡と呼ばれるようになった。彼は、この望遠鏡を初めて使用した夜 (1789 年 8 月 28 日) に土星の 6 番目の衛星エンケラドゥスを発見し、9 月 17 日には 7 番目の衛星ミマスを発見した。この望遠鏡は 50 年以上にわたって世界最大の望遠鏡であった。しかし、この大型の望遠鏡は扱いが難しく、彼のお気に入りの 18.7 インチ反射望遠鏡よりもあまり使用されなかった。

1845年、第3代ロス伯爵ウィリアム・パーソンズは、 「パーソンズタウンのリヴァイアサン」と呼ばれる72インチ（180cm）のニュートン反射望遠鏡を製作し、これにより銀河の渦巻き形状を発見した。

これらの大型反射鏡はすべて、金属鏡の反射率の低さとすぐに変色するという問題を抱えていました。つまり、鏡を頻繁に取り外して磨き直す必要があったため、望遠鏡 1 台につき複数の鏡が必要でした。研磨の過程で鏡のカーブが変わる可能性があるため、通常は正しい形状に 「再加工」する必要があり、時間がかかりました。

最初の屈折望遠鏡が発明されたときから、レンズに見られる色収差は、単にレンズ表面の球面形状の誤差から生じると一般に考えられていました。光学技師たちは、これらの誤差を修正するために、さまざまな曲率のレンズを作ろうとしました。^[15]アイザック・ニュートンは、1666 年に、色収差は実際には光がガラス媒体を通過する際の不均一な屈折から生じることを発見しました。この発見により、光学技師たちは、各タイプのガラスによって生じる誤差を打ち消すために、複数のタイプのガラスで作られたレンズの実験を行いました。これにより、「アクロマート レンズ」、つまりすべての色を一点に焦点を合わせ、焦点距離のはるかに短い機器を作れるレンズが作られると期待されました。

実用的な色消し屈折望遠鏡を製作することに成功した最初の人物は、イギリスのエセックス出身のチェスター・ムーア・ホールでした。^[要出典]彼は、人間の目のさまざまな体液が光線を屈折させて網膜上に色のない像を作り出すと主張し、異なる屈折媒体で作られたレンズを組み合わせることで同様の結果を生み出すことができるかもしれないと合理的に主張しました。しばらく研究した後、彼は異なる種類のガラスで作られた2つのレンズを組み合わせることで、2色の光（赤と青）の不均等な屈折の影響が補正された色消しレンズを作ることができることを発見しました。1733年、彼は色収差が大幅に減少した望遠鏡レンズの製造に成功しました。彼の機器の1つには、2を測定する対物レンズがありました。+1 ⁄ 2インチ（6.4 cm）で、焦点距離は比較的短い20インチ（51 cm）です。 ^[64]

ホールは独立した資力のある人物で、名声を気にしていなかったようだ。少なくとも、彼は自分の発明を世間に広めるのに苦労しなかった。ウェストミンスター ホールで行われたジョン ドロンドに与えられた特許権に関する裁判(ワトキン対ドロンド) で、ホールはアクロマート望遠鏡の最初の発明者であると認められた。しかし、マンスフィールド卿は「発明品を自分の秘密室に閉じ込めた人がその発明品から利益を得るべきではなく、人類の利益のために発明品を生み出した人がその発明品から利益を得るべきである」と判決した。^[64]

1747年、レオンハルト・オイラーはプロイセン科学アカデミーに、レンズの色収差と球面収差の両方を補正できる可能性を証明しようとした論文を送った。グレゴリーやホールと同様に、オイラーは、人間の目のさまざまな体液が組み合わさって完璧な像が作られるので、異なる屈折媒体のレンズを適切に組み合わせることで、完璧な望遠鏡の対物レンズを作ることができるはずだと主張した。異なる色の光線の分散に関する仮説的な法則を採用して、ガラスと水のレンズで構成された無色収差の対物レンズを作る可能性を解析的に証明した。^[64]

オイラーがこの構造の実際の対物レンズを作ろうとした努力はすべて無駄に終わり、彼はその失敗の原因を、必要な曲線に正確に従うレンズの入手が困難だったことだけであるとしている。^[67] ジョン・ドロンドはオイラーの分析の正確さには同意したが、彼の仮説は純粋に理論的な仮定に過ぎず、その理論はニュートンの光の屈折に関する実験の結果に反しており、分析的推論だけでは物理法則を決定することは不可能であるという理由でオイラーの仮説に異議を唱えた。^{[64] [68]}

1754年、オイラーはベルリンアカデミーにさらなる論文を送った。その中で、光は弾性流体内で発光体によって励起された振動から成り、光の色の違いは与えられた時間におけるこれらの振動の周波数の高低によるという仮説から出発して、彼は以前の結果を推論した。彼は、ドロンドが引用したニュートンの実験の正確さを疑っていなかった。^[64]

ドロンドはこれに返事をしなかったが、その後すぐにスウェーデンの数学者で天文学者のサミュエル・クリンゲンシュテルナの論文の要約を受け取り、ニュートンが屈折光の分散について導き出した結果の正確さに疑問を抱くようになった。クリンゲンシュテルナは純粋に幾何学的な考察（ドロンドも十分に理解していた）から、ニュートンの実験結果は屈折に関する他の普遍的に受け入れられている事実と調和させることができないことを示した。^[64]

実践家であったドロンドは、すぐに実験で自分の疑問を検証した。彼はクリンゲンシュテルナの結論を確認し、色の発散に関してさまざまな種類のガラスの屈折特性に予想をはるかに超える違いがあることを発見し、こうしてまず色収差を、その後球面収差を補正したレンズを素早く製作するに至った。^{[64] [69]}

ドロンドは屈折望遠鏡で色消しを実現するために必要な条件を知っていたが、ニュートンの実験の正確さに頼っていた。彼の著作は、彼の虚勢を除けば、彼が十分に準備していた発見にもっと早く到達していたであろうことを示している。ドロンドの論文は、ホールの以前の発明とは独立して彼が発見に至った一連のステップと、これらのステップが彼の心に思い浮かんだ論理的プロセスを詳述している。^[66]

1765年、ピーター・ドロンド（ジョン・ドロンドの息子）は、クラウンガラスの凸レンズ2枚とその間のフリント凹レンズを組み合わせた三重対物レンズを考案した。彼はこの種の望遠鏡を数多く製作した。[ 66 ^]

適切な純度と均質性を備えたガラス（特にフリントガラス）のディスクの入手が困難であったため、アクロマート望遠鏡のレンズの直径と集光力が制限されていました。フランス科学アカデミーが光学的に完璧なフリントガラスの大型ディスクに賞を与えたが、無駄に終わりました。^[66]

反射望遠鏡の金属鏡は実用的ではないため、大型の屈折望遠鏡が作られることになった。1866年までに屈折望遠鏡の口径は18インチ (46 cm) に達し、19世紀中期から後期にかけては、より大型の「大屈折望遠鏡」が数多く作られた。1897年、研究用望遠鏡として、ヤーキス天文台の40インチ (100 cm) 屈折望遠鏡が作られたことで、屈折望遠鏡は実用限界に達した (ただし、1900年のパリ万国博覧会では、直径49.2インチ (1.25 m) の対物レンズを備えた、より大きな屈折望遠鏡「1900年パリ博覧会大望遠鏡」が一時的に展示された)。重力がレンズに及ぼす影響のため、これより大きな屈折望遠鏡は作れなかった。レンズは端でしか固定できないため、大型レンズの中心は重力によってたわみ、像が歪んでしまう。^[70]

1856年から1857年にかけて、カール・アウグスト・フォン・シュタインハイルとレオン・フーコーは、ガラス製の望遠鏡の鏡に銀の層を蒸着するプロセスを導入しました。銀の層は、鏡面鏡の仕上げよりもはるかに反射率が高く、長持ちするだけでなく、ガラス基板の形状を変えずに除去して再蒸着できるという利点がありました。19世紀末には、非常に大型のガラス鏡に銀を蒸着した反射望遠鏡が作られました。

20 世紀初頭には、最初の「近代的」な大型研究用反射望遠鏡が建設された。これは精密な写真撮影用に設計され、遠く離れた高高度の晴天の場所に設置された^[71] 。例えば、 1908 年の60 インチ ヘール望遠鏡や、 1917 年の100 インチ (2.5 メートル)フッカー望遠鏡は、どちらもウィルソン山天文台に設置された。^[72]これらの望遠鏡やこのサイズの他の望遠鏡では、数ヶ月ごとに主鏡を取り外して銀メッキし直すための設備が必要だった。カリフォルニア工科大学の若い物理学者、ジョン ドナヴァン ストロングは、熱真空蒸着法を使用して、はるかに長持ちするアルミニウム コーティングで鏡をコーティングする技術を開発した。1932 年、彼は鏡を「アルミニウム化」した最初の人物となった。 3年後、60インチ（1,500 mm）と100インチ（2,500 mm）の望遠鏡は、鏡がアルミニウムメッキされた最初の大型天体望遠鏡となった。^{[73] 1948年には、}パロマー山に200インチ（510 cm）のヘール反射望遠鏡が完成し、27年後にロシアで巨大な605 cm（238 in）のBTA-6が完成するまで、世界最大の望遠鏡であった。ヘール反射望遠鏡は、非常に低い摩擦のための静圧ベアリング、重力でチューブがたわんだときに2つの鏡のたわみを均等にするセルリエトラス、鏡にパイレックス低膨張ガラスを使用するなど、将来の望遠鏡に使用されるいくつかの技術革新を導入した。大幅に大きな望遠鏡の登場は、鏡の適切な形状を維持するためにガラスの剛性以外の方法の導入を待たなければならなかった。

1980年代には、大型望遠鏡の建造と画質向上を目的とした、アクティブ光学とアダプティブ光学と呼ばれる2つの新技術が導入されました。アクティブ光学では、画像分析装置が1分間に数回星像の収差を感知し、コンピューターが主鏡の多くの支持力と副鏡の位置を調整して、光学系を最適な形状と配置に保ちます。これは大気によるぼやけの影響を補正するには遅すぎますが、直径最大8メートルの薄い単一鏡、またはさらに大きな分割鏡の使用が可能になります。この方法は、1980年代後半に ESO新技術望遠鏡によって開拓されました。

1990年代には、能動光学系を使用した新世代の巨大望遠鏡が登場し、1993年に2基の10メートル（390インチ）ケック望遠鏡の最初のものが建造されました。それ以降に建造された他の巨大望遠鏡には、2基のジェミニ望遠鏡、超大型望遠鏡の4つの独立した望遠鏡、大型双眼望遠鏡などがあります。

適応光学は同様の原理を使用するが、地球の大気の乱気流の動きによる急速に変化する光学歪みの影響を補正するために、1秒間に数百回の補正を適用する。適応光学は、波面の歪みを測定し、小さな変形可能ミラーに適用されたアクチュエーターの急速な変化、または液晶アレイフィルターによって歪みを補正することによって機能します。AOは1953年にホレス・W・バブコックによって最初に構想されましたが、1990年代にコンピューターと検出器の技術が進歩し、必要な補正をリアルタイムで計算できるようになるまで、天体望遠鏡で一般的に使用されることはありませんでした。^[74]適応光学では、高速補正が必要になるため、対象物の非常に近くにかなり明るい星が必要になります（またはレーザーで人工の星を作成します）。また、単一の星またはレーザーの場合、補正は非常に狭い範囲（数十秒角）でのみ有効であり、複数の 8 ～ 10 メートルの望遠鏡で動作する現在のシステムは、単一天体の観測では主に近赤外線波長で動作します。

適応光学の開発には、より広い補正フィールドにわたる複数のレーザーを備えたシステムや、可視波長での良好な補正のためにキロヘルツを超える速度で動作するシステムが含まれます。これらは現在進行中ですが、2015 年時点ではまだ日常的な運用には至っていません。

20 世紀には、1931 年にカール・ヤンスキーが天体が電波を発していることを発見して以来、可視光以外の波長を使用して画像を作成できる望遠鏡が建造されました。これにより、第二次世界大戦後に観測天文学の新しい時代が到来し、電波からガンマ線まで、電磁スペクトルの他の部分を観測する望遠鏡が開発されました。

電波天文学は、1931年にカール・ヤンスキーが地上の静電気を研究していたときに天の川が電波放射源であることを発見したときに始まりました。ヤンスキーの研究を基に、グローテ・レーバーは1937年に31.4フィート（9.6メートル）の皿を備えたより洗練された専用の電波望遠鏡を建造しました。これを使用して、彼は空でさまざまな説明のつかない電波源を発見しました。電波天文学への関心は、250フィート（76メートル）のジョドレルバンク望遠鏡（1957年）、300フィート（91メートル）のグリーンバンク望遠鏡（1962年）、100メートル（330フィート）のエッフェルスベルク望遠鏡（1971年）など、はるかに大きな皿が建造された第二次世界大戦後に高まりました。巨大な1,000フィート（300メートル）のアレシボ望遠鏡（1963年）は大きすぎたため、地面の自然のくぼみに固定されました。中央のアンテナを操作して、望遠鏡で天頂から 20 度までの範囲の物体を観測することができます。ただし、すべての電波望遠鏡が皿型というわけではありません。たとえば、ミルズ クロス望遠鏡(1954 年) は、長さ 1,500 フィート (460 m) の 2 本の垂直なアンテナ列を使用して天空を観測するアレイの初期の例です。

高エネルギーの電波はマイクロ波として知られており、 1964 年に宇宙マイクロ波背景放射が発見されて以来、天文学の重要な分野となっています。地上の多くの電波望遠鏡でマイクロ波を研究できます。短波長のマイクロ波は、水蒸気 (高高度でも) によって信号が著しく弱まるため、宇宙から研究するのが最適です。宇宙背景放射探査機(1989 年) は、マイクロ波背景放射の研究に革命をもたらしました。

電波望遠鏡は解像度が低いため、 2 台以上の離れた機器で同時に同じ源を観測できる干渉法を採用した最初の機器でした。超長基線干渉法では、この技術が数千キロメートルにまで拡張され、解像度は数ミリ秒角まで下がりました。

大型ミリ波望遠鏡（2006 年から稼働）のような望遠鏡は、0.85 ～ 4 mm（850 ～ 4,000 μm）を観測し、遠赤外線/サブミリ波望遠鏡と、波長約 1 mm（1,000 μm）～ 1,000 mm（1.0 m）のマイクロ波帯域を含むより長波長の電波望遠鏡との橋渡しをします。

赤外線のほとんどは大気に吸収されるが、高山では大気中の水蒸気による吸収がほとんどないため、特定の波長での赤外線天文学を実施することができる。適切な検出器が利用可能になって以来、高高度のほとんどの光学望遠鏡は赤外線波長で画像を撮影できるようになった。マウナケアにある口径3.8メートル（150インチ）のUKIRTや口径3メートル（120インチ）のIRTFなどの望遠鏡は、専用の赤外線望遠鏡である。1983年のIRAS衛星の打ち上げは、宇宙からの赤外線天文学に革命をもたらした。60センチメートル（24インチ）の鏡を備えたこの反射望遠鏡は、冷却剤（液体ヘリウム）の供給がなくなるまで9か月間稼働した。この望遠鏡は全天を調査し、245,000個の赤外線源を検出した。これは、それまで知られていた数の100倍以上である。

光学望遠鏡は近紫外線を撮影できるが、成層圏のオゾン層は300 nm より短い紫外線を吸収するため、紫外線天文学のほとんどは衛星によって行われている。紫外線望遠鏡は光学望遠鏡に似ているが、従来のアルミニウムコーティングされたミラーは使用できず、代わりにフッ化マグネシウムやフッ化リチウムなどの代替コーティングが使用される。軌道上太陽観測衛星は、1962 年にはすでに紫外線での観測を行っていた。国際紫外線探索衛星(1978 年) は、口径 45 センチメートル (18 インチ) の望遠鏡と 2 つの分光器を使用して、18 年間にわたって体系的に空を調査した。極端紫外線天文学 (10～100 nm) は、それ自体が独立した分野であり、X 線天文学の技術の多くが含まれる。極端紫外線探索衛星(1992 年) は、これらの波長で動作する衛星であった。

宇宙からのX線は地球の表面には届かないため、X線天文学は地球の大気圏上で行う必要がある。最初のX線実験は弾道 ロケット飛行で行われ、太陽からのX線（1948年）が初めて検出され、その後、さそり座X-1（1962年6月）とかに星雲（1962年10月）といった最初の銀河系X線源からのX線が検出された。それ以来、X線を検出器に偏向させるネストされた斜入射ミラーを使用したX線望遠鏡（ウォルター望遠鏡）が構築されてきた。OAO衛星のいくつかは1960年代後半にX線天文学を実施していたが、最初の専用X線衛星は300個の源を発見したウフル（1970年）であった。最近のX線衛星には、EXOSAT（1983年）、ROSAT（1990年）、Chandra（1999年）、Newton（1999年）などがあります。

ガンマ線は地球の大気圏上層部で吸収されるため、ガンマ線天文学のほとんどは衛星によって行われている。ガンマ線望遠鏡はシンチレーションカウンタ、スパークチェンバー、そして最近では半導体検出器を使用する。これらの装置の角度分解能は通常非常に低い。1960年代初頭には気球による実験が行われていたが、ガンマ線天文学が本格的に始まったのは1967年のOSO3衛星の打ち上げからである。最初の専用ガンマ線衛星はSAS B（1972年）とCos B（1975年）であった。コンプトンガンマ線観測所（1991年）は、それ以前の調査を大幅に改善した。非常に高エネルギーのガンマ線（200 GeV以上）は、ガンマ線が地球の大気圏を通過することで生成されるチェレンコフ放射を介して地上から検出できる。これまでに世界中でいくつかのチェレンコフ撮像望遠鏡が建造されており、その中にはHEGRA (1987)、STACEE (2001)、HESS (2003)、MAGIC (2004) などがあります。

1868 年、フィゾーは、従来の望遠鏡における鏡やガラスレンズの配置の目的は、望遠鏡に入る光波場のフーリエ変換の近似値を提供することに過ぎないことに気づきました。この数学的変換はよく理解されており、紙の上で数学的に実行できるため、彼は、小さな機器のアレイを使用することで、アレイ全体と同じ大きさの単一の望遠鏡と同じ精度で星の直径を測定できることに気づきました。この技術は、後に天体干渉法として知られるようになりました。1891 年になって初めて、アルバート A. マイケルソンがこの技術を天体の角直径、つまり木星の衛星の直径の測定に使用しました (Michelson 1891)。 30年後、マイケルソンとフランシス・G・ピーズ（1921年）は、ウィルソン山の100インチフッカー望遠鏡に搭載された20フィート（6.1メートル）の干渉計を使用して、恒星の直径を直接測定する干渉測定法をようやく実現しました。

次の大きな進歩は 1946 年に起こりました。マーティン ライルとデレク フォンバーグがマイケルソン干渉計の無線版を構築して、いくつかの新しい宇宙電波源を特定したのです。2 つの無線アンテナからの信号が電子的に加算され、干渉が生成されました。ライルとフォンバーグの望遠鏡は、地球の自転を利用して空を 1 次元でスキャンしました。より大きなアレイと、必要なフーリエ変換を迅速に実行できるコンピューターの開発により、フーリエ変換を実行するための巨大な放物面反射鏡を必要とせずに高解像度の画像を取得できる最初の開口合成画像化装置がすぐに開発されました。この技術は現在、ほとんどの電波天文学観測で使用されています。電波天文学者はすぐに、多くの場合複数の大陸にまたがるはるかに大規模な望遠鏡アレイを使用して開口合成フーリエ画像化を実行するための数学的手法を開発しました。1980 年代には、開口合成技術が可視光天文学と赤外線天文学に拡張され、近くの星の最初の非常に高解像度の光学画像と赤外線画像が提供されました。

1995年に、この画像化技術は初めて個別の光学望遠鏡アレイで実証され、解像度のさらなる向上が可能になり、恒星表面のさらに高解像度の画像化も可能になりました。同じ技術は現在、海軍プロトタイプ光学干渉計、CHARAアレイ、IOTAアレイなど、他の多くの天文望遠鏡アレイにも適用されています。^[75]

2008 年、マックス・テグマークとマティアス・ザルダリアガは、コンピューターが必要な変換をすべて実行できるほど高速になればレンズとミラーを完全に不要にできる 「高速フーリエ変換望遠鏡」の設計を提案しました。

•  この記事には、現在パブリック ドメインとなっている出版物のテキストが組み込まれています:  Taylor, Harold Dennis ; Gill, David (1911)。「Telescope」。Chisholm , Hugh (編)著。Encyclopædia Britannica。第 26 巻 (第 11 版)。Cambridge University Press。pp. 557–573。
• クロフォード、デイヴィッド・リヴィングストン編 (1966)。『大型望遠鏡の建設』国際天文学連合シンポジウム第27号。ロンドン、ニューヨーク：アカデミック・プレス。p. 234。
• エリオット、ロバート S. (1966)。『電磁気学』、マグロウヒル。
• フィゾー、H. 1868 CR Hebd. Seanc. Acad. Sci. Paris 66, 932 ^{[全文引用が必要]}
• ヘンリー・C・キング編（1955年）。『望遠鏡の歴史』ロンドン：チャールズ・グリフィン社。
• リンドバーグ、DC（1976年）。『アル・キンディーからケプラーまでの視覚理論』シカゴ：シカゴ大学出版局。
• マイケルソン、AA 1891 Publ. Astron. Soc. Pac. 3, 274 ^{[全文引用が必要]}
• Michelson, AA & Pease, FG 1921 Astrophys. J. 53, 249 ^{[全文引用が必要]}
• ラシェド、ロシュディ、モレロン、レジス (1996)。アラビア科学史百科事典。第 1 巻と第 3 巻。ラウトレッジ。ISBN 0-415-12410-7。
• Ryle, M.; Vonberg, D. (1946). 「175Mc/s の太陽放射」. Nature . 158 (4010): 339. Bibcode :1946Natur.158..339R. doi :10.1038/158339b0.
• ウェイド、ニコラスJ .; フィンガー、スタンレー (2001)。「光学機器としての目: カメラ オブスキュラからヘルムホルツの視点まで」。知覚。30 ( 10): 1157–1177。doi :10.1068/p3210。PMID 11721819。S2CID  8185797  。
• ヴァン・ヘルデン、アルバート（1977年）。「望遠鏡の発明」アメリカ哲学協会紀要67（4）。– 2008年に修正を加えて再版
• ヴァン・ヘルデン、アルバート;デュプレ、スヴェン。ヴァン・ゲント、ロブ。 Zuidervaart、Huib、編。 （2010年）。望遠鏡の起源(PDF)。オランダの科学と学問の歴史。 Vol. 12. アムステルダム：KNAW Press。
• ワトソン、フレッド編 (2004)。『Star Gazer: The Life and History of the Telescope』シドニー: Allen & Unwin。

光学の歴史に関する記事

• 最高のアイデア、目を大きく開いて

望遠鏡記事の歴史

• ガリレオ プロジェクト – アル ヴァン ヘルデンによる望遠鏡
• 望遠鏡発明400周年 2010-04-25にWayback Machineでアーカイブ
• 望遠鏡の歴史と関連テーマに関する記事 2012-03-17 にWayback Machineでアーカイブされました
• 望遠鏡の発明の前史
• 望遠鏡の簡単な歴史と高校の物理の授業での使用に関するアイデア
• 望遠鏡の歴史
• 物理学 1040 – 天文学入門 – 望遠鏡
• 望遠鏡の初期の歴史 – 紀元前3500年から紀元後1900年頃まで
• 反射望遠鏡の歴史的概要 – 初期（1608–1672）^{[永久リンク切れ‍ ]}

その他のメディア

• Eyes on the Skies - 望遠鏡の歴史と未来についてのドキュメンタリーがオンラインで公開されています。2015-02-24 にWayback Machineでアーカイブされました。

その他の望遠鏡の発明者候補

• レナード・ディッジス(1520–1559) 反射望遠鏡はイギリス発祥か? レナードとトーマス・ディッジス、コリン・A・ロナン、理学修士、フランス科学アカデミー著 - 1991 年英国天文学会誌 101、6 号に初掲載 2004-10-29ウェイバックマシンにアーカイブ
• フアン・ロジェ（1624年以前に死亡） - 歴史家ニック・ペリングは、1617年から1624年の間に死亡したブルゴーニュの眼鏡職人フアン・ロジェが初期の望遠鏡を発明した可能性があると述べています。望遠鏡の起源をめぐる論争 - BBCニュース 2008年9月16日