接眼レンズ

接眼レンズ、または接眼レンズは、望遠鏡や顕微鏡などのさまざまな光学機器に取り付けられるレンズの一種です。人が光学機器を通して物体やサンプルを観察するときに、目に最も近いレンズであるため、この名前が付けられています。対物レンズまたはミラーは、物体またはサンプルからの光を集めて焦点を合わせ、物体の画像を作成します。接眼レンズは、この画像を目に拡大するために対物レンズの焦点の近くに配置されます。（接眼レンズと目は一緒になって、対物レンズによって作成された画像の画像を目の網膜上に作成します。）拡大の量は、接眼レンズの焦点距離によって異なります。

接眼レンズは、ハウジング内の複数の「レンズ要素」で構成され、一方の端には「バレル」があります。バレルは、取り付けられている機器の特別な開口部にフィットするように形作られています。接眼レンズを対物レンズに近づけたり遠ざけたりすることで、画像の焦点を合わせることができます。ほとんどの機器には、接眼レンズを直接操作しなくても、接眼レンズが取り付けられているシャフトを動かすことができる焦点合わせ機構が備わっています。

双眼鏡の接眼レンズは通常、双眼鏡に恒久的に取り付けられているため、倍率と視野はあらかじめ決められています。ただし、望遠鏡や顕微鏡の場合、接眼レンズは通常交換可能です。接眼レンズを交換することで、ユーザーは見るものを調整できます。たとえば、望遠鏡の倍率を上げたり下げたりするには、接眼レンズを交換することがよくあります。接眼レンズによって、さまざまな視野と、それをのぞく人の アイレリーフの度合いも異なります。

光学機器のユーザーが接眼レンズを比較し、どの接眼レンズが自分のニーズに合っているかを判断する場合、接眼レンズのいくつかの特性が興味深いものとなる可能性があります。

接眼レンズは、入射瞳が常にシステムの外側に位置する光学システムです。この入射瞳までの特定の距離で最適なパフォーマンスを発揮するように（つまり、この距離で収差が最小になるように）設計する必要があります。屈折式天体望遠鏡では、入射瞳は対物レンズと同一です。これは接眼レンズから数フィート離れている場合があります。一方、顕微鏡の接眼レンズでは、入射瞳は対物レンズの後焦点面に近く、接眼レンズからわずか数インチです。顕微鏡の接眼レンズは、望遠鏡の接眼レンズとは異なる補正をする場合がありますが、ほとんどの接眼レンズは望遠鏡での使用にも適しています。

要素は個々のレンズであり、単純なレンズまたは「シングレット」、接合されたダブレット、または（まれに）トリプレットとして提供される場合があります。レンズがペアまたはトリプルで接合されている場合、結合された要素はグループ（レンズ）と呼ばれます。

最初の接眼レンズにはレンズ要素が 1 つしかなく、画像が非常に歪んでいました。その後すぐに 2 つまたは 3 つの要素を持つ設計が発明され、画質が向上したためすぐに標準になりました。今日では、コンピュータ支援製図ソフトウェアの支援を受けたエンジニアが、非常に大きく鮮明な画像を提供する 7 つまたは 8 つの要素を持つ接眼レンズを設計しました。

内部反射は「散乱」とも呼ばれ、接眼レンズを通過する光を分散させ、接眼レンズによって投影される画像のコントラストを低下させます。この影響が特にひどい場合は、「ゴースト画像」が見られ、「ゴースト」と呼ばれます。この問題を回避するために、長年、内部の空気とガラスの表面の数を最小限に抑えたシンプルな接眼レンズ設計が好まれてきました。

散乱に対する 1 つの解決策は、要素の表面に薄膜コーティングを使用することです。これらの薄膜コーティングは、わずか 1 波長または 2波長の深さで、要素を通過する光の屈折を変更することで反射と散乱を軽減します。一部のコーティングは、フィルムに入射する光の角度が浅い 全反射と呼ばれるプロセスで、レンズを通過しない光を吸収することもあります。

横方向または横方向の 色収差は、波長の異なる光に対してガラス表面での屈折が異なるために発生します。接眼レンズを通して見た青色光は、赤色光と同じ点ではなく、同じ軸に沿って焦点を結びます。この効果により、点光源の周りに偽色のリングが作成され、画像全体がぼやけます。

1 つの解決策は、異なる種類のガラスの複数の要素を使用して収差を減らすことです。アクロマートは、2 つの異なる波長の光を同じ焦点に集め、偽色を大幅に減らすレンズ グループです。低分散ガラスを使用して色収差を減らすこともできます。

光学望遠鏡の対物レンズは焦点距離が非常に長いため、 縦方向の色収差が顕著に現れます。顕微鏡は焦点距離が一般的に短いため、この影響は受けにくい傾向があります。

接眼レンズの焦点距離は、接眼レンズの主面から平行光線が一点に収束する点までの距離です。使用時には、接眼レンズの焦点距離と、接眼レンズが取り付けられている望遠鏡または顕微鏡の対物レンズの焦点距離の組み合わせによって倍率が決まります。接眼レンズのみを指す場合は、通常ミリメートルで表されます。ただし、1 つの機器で接眼レンズのセットを交換する場合、一部のユーザーは、生成される倍率によって各接眼レンズを識別することを好む場合があります。

望遠鏡の場合、特定の接眼レンズと対物レンズの組み合わせによって生成されるおおよその角倍率は、次の式で計算できます。 ${\displaystyle \ M_{\mathsf {A}}\ }$

${\displaystyle \ M_{\mathsf {A}}\approx {\frac {\ f_{\mathsf {O}}\ }{\ f_{\mathsf {E}}\ }}\ }$

どこ：

• ${\displaystyle \ f_{\mathsf {O}}\ }$対物レンズの焦点距離、
• ${\displaystyle \ f_{\mathsf {E}}\ }$接眼レンズの焦点距離です。

したがって、接眼レンズの焦点距離が短いか、対物レンズの焦点距離が長いほど、倍率は高くなります。たとえば、焦点距離が 1200 mm の望遠鏡で 25 mm の接眼レンズを使用すると、対象物は 48 倍に拡大されます。同じ望遠鏡で 4 mm の接眼レンズを使用すると、対象物は 300 倍に拡大されます。

アマチュア天文学者は、望遠鏡の接眼レンズをミリメートル単位の焦点距離で表す傾向があります。焦点距離は通常、約 3 mm から 50 mm の範囲です。ただし、一部の天文学者は、焦点距離ではなく、結果として得られる倍率を指定することを好みます。観察レポートでは、観察者が実際に見た景色をより直接的に表現できるため、倍率で表現する方が便利な場合がよくあります。ただし、倍率は使用する特定の望遠鏡の特性に依存するため、望遠鏡の接眼レンズを説明する場合、倍率だけでは意味がありません。

複合顕微鏡の場合、対応する式は次のようになる。

${\displaystyle \ M_{\mathsf {A}}={\frac {~~~D\ \cdot \ D_{\mathsf {EO}}\ }{\ f_{\mathsf {E}}\ \cdot \ f_{\mathsf {O}}\ }}={\frac {D}{~f_{\mathsf {E}}\ }}\cdot {\frac {~~D_{\mathsf {EO}}\ }{~f_{\mathsf {O}}\ }}\ }$

どこ

• ${\displaystyle \D\}$最近視距離（通常 250 mm）です。
• ${\displaystyle \D_{\mathsf {EO}}\ }$対物レンズの後焦点面と接眼レンズの後焦点面の間の距離（大まかに「チューブ長」と呼ばれる）で、現代の機器では通常 160 mm です。
• ${\displaystyle \ f_{\mathsf {O}}\ }$は対物レンズの焦点距離、は接眼レンズの焦点距離です。${\displaystyle \ f_{\mathsf {E}}\ }$

慣例により、顕微鏡の接眼レンズは通常、焦点距離ではなく倍率で指定されます。顕微鏡の接眼レンズの倍率と対物レンズの倍率は次のように定義されます。 ${\displaystyle \P_{\mathrm {E} }\ }$${\displaystyle \ P_{\mathsf {O}}\ }$

${\displaystyle \ P_{\mathsf {E}}={\frac {D}{~f_{\mathsf {E}}\ }}\ ,\qquad P_{\mathsf {O}}={\frac {~ ~D_{\mathsf {EO}}\ }{~f_{\mathsf {O}}\ }}\ }$

したがって、先に述べた複合顕微鏡の角倍率の式から

${\displaystyle \ M_{\mathsf {A}}=P_{\mathsf {E}}\times P_{\mathsf {O}}\ }$

顕微鏡画像の全角度倍率は、接眼レンズの倍率と対物レンズの倍率を掛け合わせるだけで計算できます。たとえば、10 倍の接眼レンズと 40 倍の対物レンズを使用すると、画像は 400 倍に拡大されます。

このレンズパワーの定義は、機器の角倍率を接眼レンズと対物レンズの別々の要素に分割するという恣意的な決定に依存しています。歴史的に、アッベは顕微鏡の接眼レンズを接眼レンズの角倍率と対物レンズの「初期倍率」という異なる方法で説明しました。これは光学設計者にとっては便利でしたが、実用的な顕微鏡の観点からは不便であることが判明し、その後廃止されました。

一般的に認められている最短焦点距離は250 mm で、接眼レンズの倍率は通常この値を想定して指定されます。一般的な接眼レンズの倍率は 8 倍、10 倍、15 倍、20 倍です。したがって、必要に応じて、250 mm を接眼レンズの倍率で割ることで、接眼レンズの焦点距離 (mm) を決定できます。 ${\displaystyle \D\}$

現代の機器では、160 mm ではなく無限のチューブ長に合わせて光学的に補正された対物レンズが使用されることが多く、チューブ内に補助補正レンズが必要になります。

ラムズデン接眼レンズ（詳細は後述）などの一部の接眼レンズでは、接眼レンズは拡大鏡として機能し、その焦点面は接眼レンズの外側、視野レンズの前に位置しています。したがって、この面は目盛り線やマイクロメーターの十字線の位置としてアクセス可能です。ホイゲニアン接眼レンズでは、焦点面は接眼レンズの内側、目と視野レンズの間にあるため、アクセスできません。

視野は、しばしば FOV と略され、接眼レンズを通して見ることができる対象物の領域 (観察位置からの角度として測定) を表します。接眼レンズを通して見える視野は、特定の望遠鏡または顕微鏡に接続したときに達成される倍率、および接眼レンズ自体の特性によって異なります。接眼レンズは、視野絞りによって区別されます。視野絞りは、接眼レンズに入る光が接眼レンズの視野レンズに到達するために通過しなければならない最も狭い開口部です。

これらの変数の影響により、「視野」という用語は、ほぼ常に次の 2 つの意味のいずれかを指します。

真のまたは望遠鏡の視野

望遠鏡または双眼鏡の場合、特定の望遠鏡で使用され、特定の倍率を生み出す特定の接眼レンズを通して見ることができる空の範囲の実際の角度サイズ。通常は 0.1 ～ 2 度の範囲です。顕微鏡の場合、スライドまたはサンプルトレイ上の目に見えるサンプルの実際の幅で、通常はミリメートルで示されますが、望遠鏡のように角度で示されることもあります。双眼鏡の場合は、ある標準距離 (通常は 100 フィートまたは 30 メートルで、どちらもほぼ同じです。30 メートルは 100 フィートより 2% 小さいだけです) における実際の視野幅としてフィートまたはメートルで表されます。

見かけの視野または目の視野

望遠鏡、顕微鏡、双眼鏡の場合、見かけの視野は、接眼レンズを通して目に見える像の角度の大きさの尺度です。言い換えれば、像がどのくらい大きく見えるかということです（倍率とは異なります）。望遠鏡や顕微鏡の鏡筒によるケラレがない限り、これは固定焦点距離の接眼レンズであればどれでも一定であり、接眼レンズを特定の望遠鏡や顕微鏡で使用した場合の真の視野を計算するために使用できます。現代の接眼レンズの場合、測定値は30〜110 度の範囲で、レチクルを備えたものなど、いくつかの特殊用途の接眼レンズを除き、現在優れた接眼レンズはすべて少なくとも50°です。

接眼レンズのユーザーが実視野を計算したいと考えるのはよくあることです。実視野は、接眼レンズを望遠鏡に使用したときに空がどの程度見えるかを示すからです。実視野を計算する最も便利な方法は、見かけの視野がわかっているかどうかによって異なります。

見かけの視野がわかっている場合、実際の視野は次の近似式から計算できます。

${\displaystyle T_{\mathsf {FOV}}\approx {\frac {\ A_{\mathsf {FOV}}\ }{M}}}$

どこ：

• ${\displaystyle \ T_{\mathsf {FOV}}\ }$提供される角度測定単位で計算された、（天空上の）真の視野です。${\displaystyle A_{\mathsf {FOV}}\ }$
• ${\displaystyle \ A_{\mathsf {FOV}}\ }$見かけの視野（目の中での）です。
• ${\displaystyle \M\}$倍率です。

この式の精度は、見かけの視野が 40° までは 4% 以内、60° では 10% の誤差となります。

どこから: ${\displaystyle \ M={\frac {\ f_{\mathsf {T}}\ }{f_{\mathsf {E}}}}\ ,}$

• ${\displaystyle \ f_{\mathsf {T}}\ }$望遠鏡の焦点距離です。
• ${\displaystyle \ f_{\mathsf {E}}\ }$接眼レンズの焦点距離であり、${\displaystyle \ f_{\mathsf {T}}\ ;}$

見かけの視野を知らなくても、真の視野は次の式で与えられます。

${\displaystyle T_{\mathsf {FOV}}\approx {\frac {A_{\mathsf {FOV}}}{\ \left[{\frac {f_{\mathsf {T}}}{\ f_{\mathsf {E}}\ }}\right]\ }}=A_{\mathsf {FOV}}\times {\frac {\ f_{\mathsf {E}}\ }{f_{\mathsf {T}}}}~.}$^[あ]

望遠鏡の対物レンズの焦点距離は、対物レンズの直径と焦点比を掛け合わせたものです。これは、鏡または対物レンズによって星からの光が一点に収束する距離を表します (収差は除く)。 ${\displaystyle \ f_{\mathsf {T}}\ ,}$

見かけの視野が不明な場合は、次の式を使用して実際の視野を概算できます。

${\displaystyle \ T_{\mathsf {FOV}}~\approx ~{\frac {\ 57.3\ d\ }{f_{\mathsf {T}}}}\ }$

どこ：

• ${\displaystyle \ T_{\mathsf {FOV}}\ }$実際の視野を度単位で計算します。
• ${\displaystyle \ d\ }$接眼レンズの視野絞りの直径（mm）です。
• ${\displaystyle \ f_{\mathsf {T}}\ }$望遠鏡の焦点距離（mm）です。

2 番目の式の方が実際にはより正確ですが、視野絞りのサイズは通常、ほとんどのメーカーによって指定されていません。視野が平坦でない場合、またはほとんどの超広角接眼レンズの設計で一般的な 60° を超える場合、最初の式は正確ではありません。

上記の式は近似値です。ISO 14132-1:2002 規格では、実際の視野からの見かけの視野の正確な計算は次のように示されています。 ${\displaystyle \ A_{\mathsf {FOV}}\ ,}$${\displaystyle \ T_{\mathsf {FOV}}\ ,}$

${\displaystyle \ \tan \left({\frac {\ A_{\mathsf {FOV}}\ }{2}}\right)=M\times \tan \left({\frac {\ T_{\mathsf {FOV}}\ }{2}}\right)~.}$

接眼レンズの前に対角レンズまたはバローレンズを使用すると、接眼レンズの視野がわずかに制限されることがあります。これは、前のレンズの視野絞りが接眼レンズの視野絞りよりも狭い場合に発生し、前面の障害物が接眼レンズの前でより小さな視野絞りとして機能します。正確な関係は次のように表されます。

${\displaystyle A_{\mathsf {FOV}}~=~2\times \arctan \left({\frac {d}{\ 2\times f_{\mathsf {E}}\ }}\right)~.}$

時々使われる近似値は

${\displaystyle A_{\mathsf {FOV}}~~\approx ~~57.3^{\circ }\times {\frac {d}{\ f_{\mathsf {E}}\ }}~.}$

この式は、与えられた見かけの視野を持つ接眼レンズの設計では、視野絞りが鏡筒自体よりも大きくなることはないため、鏡筒の直径によってその接眼レンズの最大焦点距離が決まることを示しています。たとえば、1.25インチの鏡筒で見かけの視野が45°のプルーセルの場合、最大焦点距離は35mmになります。^[1] これより長い場合は、鏡筒を大きくするか、縁によって視界が制限され、実質的に視野が45°未満になります。

望遠鏡や顕微鏡の接眼レンズは、通常、倍率を上げたり下げたりするために交換され、ユーザーが特定の性能特性を持つタイプを選択できるようにします。これを可能にするために、接眼レンズは標準化された「バレル直径」で提供されます。

望遠鏡の標準的なバレル直径は 6 種類あります。バレルのサイズ (通常はインチで表​​されます^{[引用が必要]} ) は次のとおりです。

• 0.965 インチ(24.5 mm) – これは最小の標準バレル直径で、通常、小売店の玩具店やショッピング モールの望遠鏡で見つかります。このような望遠鏡に付属する接眼レンズの多くはプラスチック製で、プラスチック レンズが付いているものもあります。このバレル サイズの高級望遠鏡接眼レンズは製造中止になっていますが、ケルナー タイプはまだ購入できます。
• 1.25 インチ(31.75 mm) - これは最も一般的な望遠鏡の接眼レンズバレルの直径です。1.25 インチバレルの接眼レンズの焦点距離の実際の上限は約 32 mm です。焦点距離が長くなると、接眼レンズバレルの端が視界に入り込み、サイズが制限されます。焦点距離が 32 mm を超えると、利用可能な視野は 50° 未満になりますが、これはほとんどのアマチュアが許容可能な最小幅であると考えています。これらのバレルサイズには、30 mmフィルター用のネジ山が付いています。
• 2 インチ(50.8 mm) – 2 インチ接眼レンズのバレルサイズが大きいため、焦点距離の制限が緩和されます。これは、一般に入手可能な最大サイズです。2 インチ接眼レンズの焦点距離の上限は約 55 mm です。その代償として、これらの接眼レンズは通常より高価で、一部の望遠鏡には適合せず、望遠鏡を傾けるほど重い場合があります。これらのバレルサイズには、48 mmフィルター(まれに 49 mm) 用のねじ山が付いています。
• 2.7 インチ(68.58 mm) – 2.7 インチの接眼レンズは、少数のメーカーによってのみ製造されています。これにより、視野がわずかに広くなります。現在、多くの高級フォーカサーでこの接眼レンズが使用できます。
• 3 インチ(76.2 mm) – 3 インチ接眼レンズのバレルサイズはさらに大きくなり、極端な焦点距離と 120 度を超える視野の接眼レンズが可能になります。欠点は、これらの接眼レンズはやや希少で、非常に高価で、重量が最大 5 ポンドあり、これらを受け入れるのに十分な大きさのフォーカサーを備えた望遠鏡はごくわずかであることです。重量が非常に大きいため、10 インチ未満のシュミットカセグレン、5 インチ未満の屈折望遠鏡、16 インチ未満の反射望遠鏡ではバランスの問題が発生します。また、視野絞りが大きいため、大口径の副鏡がなければ、ほとんどの反射望遠鏡とシュミットカセグレンではこれらの接眼レンズを使用すると深刻なケラレが発生します。^[b]
• 4 インチ(102 mm) – このサイズの接眼レンズは珍しく、古い天文台の長い屈折望遠鏡でのみ一般的に使用されています。このサイズを製造しているメーカーは非常に少なく、現在アマチュアの間では焦点距離が短く焦点比が小さい望遠鏡が人気があるため、このサイズの需要は低いです。古い映写機から取り出したレンズを再改造して即席で作ることもあります。

顕微鏡の接眼レンズにはさまざまなバレル直径があり、通常は 23.2 mm や 30 mm などミリメートル単位で表されます。

接眼レンズを通して像を正しく見るには、目を接眼レンズの後ろの一定の距離に保つ必要があります。この距離をアイレリーフと呼びます。アイレリーフが大きいほど、最適な位置が接眼レンズから遠くなり、像を見やすくなります。ただし、アイレリーフが大きすぎると、長時間正しい位置に目を保つのが難しくなる場合があります。そのため、アイレリーフの長い接眼レンズの中には、観察者が正しい観察位置を維持できるように、接眼レンズの後ろにカップが付いているものもあります。目の瞳孔は、入射瞳の像である射出瞳と一致する必要があります。天体望遠鏡の場合は、対物ガラスに相当します。

アイレリーフは、接眼レンズの構造に応じて、通常約 2 mm から 20 mm の範囲です。焦点距離の長い接眼レンズは通常、十分なアイレリーフを備えていますが、焦点距離の短い接眼レンズでは問題が多くなります。最近まで、そして今でもかなり一般的に、焦点距離の短い接眼レンズはアイレリーフが短いものでした。優れた設計ガイドラインでは、不快感を避けるために、観察者のまつげに合わせて最低 5～6 mm のアイレリーフを設けることが推奨されています。ただし、レンズ要素を多数備えた最新の設計では、これを補正できるため、高倍率での観察がより快適になります。これは特に眼鏡着用者に当てはまり、眼鏡を合わせるために最大 20 mm のアイレリーフが必要になる場合があります。

技術は時とともに発展し、望遠鏡、顕微鏡、照準器、その他の装置で使用するための 接眼レンズのデザインは多様化しています。これらのデザインのいくつかについて、以下で詳しく説明します。

対物レンズの焦点の前に配置された単純な負レンズは、正立像を呈示できるという利点がありますが、視野が限られているため低倍率に適しています。このタイプのレンズは、1608 年頃にオランダで登場した最初の屈折望遠鏡のいくつかで使用されたと考えられています。また、ガリレオ ガリレイの 1609 年の望遠鏡の設計にも使用され、このタイプの接眼レンズの配置に「ガリレオ式」という名前が付けられました。このタイプの接眼レンズは、非常に安価な望遠鏡、双眼鏡、オペラグラスで今でも使用されています。

対物レンズの焦点の後に配置された単純な凸レンズは、拡大された反転像を観察者に提示します。この構成は、オランダの最初の屈折望遠鏡で使用された可能性があり、ヨハネス・ケプラーの 1611 年の著書「ディオプトリス」で、望遠鏡の視野を大幅に広げ、倍率を高める方法として提案されました。レンズは対物レンズの焦点面の後に配置されているため、焦点面でマイクロメーターを使用することもできます (これは、観察する物体の角度サイズや物体間の距離を決定するために使用されます)。

ホイヘンス接眼レンズは、目に向かって平らな面が空気の隙間で隔てられた 2 つの平凸レンズで構成されています。レンズは接眼レンズと視野レンズと呼ばれます。焦点面は 2 つのレンズの間にあります。これは1660 年代後半にクリスティアーン ホイヘンスによって発明され、最初の複合 (マルチレンズ) 接眼レンズでした。 ^[2]ホイヘンスは、2 つの空気間隔レンズを使用して、横方向の色収差がゼロの接眼レンズを作れることを発見しました。レンズが同じアッベ数のガラスで作られている場合、リラックスした目と無限遠の対物レンズを備えた望遠鏡で使用すると、間隔は次のようになります。

${\displaystyle d={\tfrac {1}{2}}\left(f_{\mathsf {A}}+f_{\mathsf {B}}\right)}$

ここで、およびは構成レンズの焦点距離です。 ${\displaystyle \ f_{\mathsf {A}}\ }$${\displaystyle \ f_{\mathsf {B}}\ }$

これらの接眼レンズは、非常に長い焦点距離の望遠鏡に適しています。^[c] この光学設計は、今日のより短い焦点距離の望遠鏡では、接眼レンズのアイレリーフが短い、画像の歪みが大きい、軸上色収差が大きい、非常に狭い見かけの視野が問題となるため、現在では時代遅れと見なされています。これらの接眼レンズは製造コストが安いため、安価な望遠鏡や顕微鏡によく使用されています。^[3]

ホイヘンス接眼レンズにはレンズ要素を保持するためのセメントが含まれていないため、望遠鏡のユーザーは、これらの接眼レンズを「太陽投影」の役割、つまり太陽の画像を長時間スクリーンに投影する目的で使用することがあります。セメントで固定された接眼レンズは、強い光の集中によって熱による損傷を受けやすいと従来考えられてきました。

ラムズデン接眼レンズは、同じガラスで作られた焦点距離の近い2枚の平凸レンズで構成され、1枚のレンズの焦点距離未満離して配置されています。これは、天文および科学機器メーカーのジェシー・ラムズデンが1782年に考案したデザインです。レンズの間隔はデザインによって異なりますが、通常は⁠ 7 /10⁠と⁠ 7 /8⁠接眼レンズの焦点距離は、低い値では残留横色収差が残り、高い値では、近視の観察者や、調節力で近い虚像に対応できる若者など、近い虚像で作業する観察者が使用した場合に視野レンズが焦点面に接触するリスクがあるため、選択はトレードオフになります（これは、マイクロメータと一緒に使用すると機器を損傷する可能性があるため、深刻な問題です）。

焦点距離の 1 倍だけ離すのも、視野レンズ上のほこりが焦点に収まらなくなるため、お勧めできません。2 つの曲面は内側を向いています。焦点面は接眼レンズの外側にあるため、目盛りやマイクロメーターの十字線を配置できる場所としてアクセスできます。横方向の色収差を補正するには焦点距離の 1 倍だけ離す必要があるため、ラムズデン設計では横方向の色収差を完全に補正することはできません。この設計はホイヘンスよりわずかに優れていますが、それでも今日の基準には達していません。

偏光計などのほぼ単色光源を使用して動作する機器での使用に非常に適しています。

ケルナー接眼レンズでは、ラムズデン設計の単純な平凸接眼レンズの代わりにアクロマートダブレットが使用され、残存する横方向の色収差を補正します。カール・ケルナーは、1849年にこの最初の現代的なアクロマート接眼レンズを設計しました。 ^[4]これは「アクロマートラムズデン」とも呼ばれます。ケルナー接眼レンズは3レンズ設計です。安価で、低倍率から中倍率までかなり良好な像が得られ、ホイゲニアンやラムズデン設計よりもはるかに優れています。アイレリーフはホイゲニアンより良く、ラムズデン接眼レンズより悪いです。^[5]ケルナー接眼レンズの最大の問題は内部反射でした。今日の反射防止コーティングにより、これらは焦点比f/6以上の小口径から中口径の望遠鏡で使用可能で経済的な選択肢となっています。一般的な見かけの視野は40～50°です。

プルーセルは、1860年にゲオルク・プルーセルが設計した、通常2組のダブレットから構成される接眼レンズである。2つのダブレットは同一でもよいため、この設計は対称型接眼レンズと呼ばれることもある。^[6]複合プルーセルレンズは、50°以上の大きな見かけの視野と、それに比例して大きな実視野を提供する。このため、この接眼レンズは、深宇宙や惑星の観察を含むさまざまな観測目的に理想的である。プルーセルの光学設計の主な欠点は、プルーセルのアイレリーフが焦点距離の約70～80%に制限されるため、正視鏡に比べてアイレリーフが短いことである。アイレリーフが短いことは、約10 mm未満の短い焦点距離ではより重要であり、特に眼鏡をかけている人にとっては見づらくなる可能性がある。

プルーセル接眼レンズは、1980年代に天文機器メーカーが再設計されたバージョンを販売し始めるまで、あまり知られていないデザインでした。^[7]今日では、アマチュア天文市場で非常に人気のあるデザインであり、^[8]プルーセルという名前は、少なくとも4つの光学要素を備えたさまざまな接眼レンズをカバーしており、エルフレのデザインと重複することもあります。

この接眼レンズは、ガラスの品質と、内部反射を防ぐためによく適合した凸レンズと凹レンズが必要なことから、製造コストが高いものの 1 つです。このため、Plössl 接眼レンズの品質はさまざまです。最も単純な反射防止コーティングが施された安価な Plössl と、よくできた Plössl の間には、顕著な違いがあります。

4 要素オルソスコピック接眼レンズは、平凸単眼レンズと、接合された凸凸三重視野レンズのアクロマート視野レンズで構成されています。これにより、接眼レンズはほぼ完璧な画質と良好なアイレリーフを実現しますが、見かけの視野は約 40°～45° と狭くなります。これは1880 年にエルンスト アッベによって発明されました。 ^{[3]歪みの度合いが低いため、「}オルソスコピック」または「オルソグラフィック」と呼ばれ、「オルソ」または「アッベ」と呼ばれることもあります。

マルチコーティングの登場とプルーセルの人気が高まるまで、オルソスコープは望遠鏡の接眼レンズの最も一般的なデザインでした。今日でも、これらの接眼レンズは惑星や月の観察に適した接眼レンズと考えられています。これらは、外部焦点面を備えた広視野、長いアイレリーフ設計の 1 つであるため、レチクル接眼レンズとして好まれています。徐々にケーニッヒに取って代わられつつあります。歪みの程度が低く、それに伴う球面効果のため、機器の広範囲なパンを必要とする用途にはあまり適していません。

モノセントリックは、フリントガラスの両側に 2 枚のクラウンガラスを接着したアクロマート トリプレット レンズです。このレンズは厚く、強く湾曲しており、表面に共通の中心があるため、「モノセントリック」と呼ばれています。1883 年頃に HA シュタインハイルによって発明されました。^{[9]この設計は、トーレス、}ヘイスティングス、テイラーのソリッド アイピース設計と同様に、 ^[10]ゴースト反射がなく、明るくコントラストのある画像を生成します。これは、発明された当時 (反射防止コーティング以前) に望ましい特徴でした。^[11]見かけの視野は約 25° と狭いですが^[12]、惑星観測者に好まれました。^[13]

エルフレは、2枚の アクロマートダブレットとその間の追加の単純なレンズで構成される5要素の接眼レンズです。第一次世界大戦中にハインリッヒエルフレによって軍事用に発明されました。 ^[14]この設計は、プルーセルなどの4要素接眼レンズの基本的な拡張であり、より広い視野のために強化されています。

エルフレ接眼レンズは広い視野（約 60°）を持つように設計されていますが、非点収差やゴースト像が発生するため、高倍率では使用できません。^[d] ただし、レンズコーティングにより、低倍率（焦点距離20～30 mm 以上）では許容範囲であり、40 mm では優れた性能を発揮します。エルフレは、アイレンズが大きいため、広い視野で非常に人気があり、長い焦点距離でもアイレリーフが良好で非常に快適に使用できます。

ケーニッヒ接眼レンズは、凹凸の正ダブレットと平凸シングレットから構成されています。ダブレットとシングレットの強い凸面は向き合い、（ほぼ）接触しています。ダブレットは凹面が光源に面しており、シングレットはほぼ平らな（わずかに凸状の）面が目に面しています。これは、1915年にドイツの光学技師アルベルト・ケーニッヒ（1871−1946）^[要出典]によって設計され、実質的には簡易化されたアッベです。この設計により、非常に長いアイレリーフで高倍率を実現しています。これは、1979年のナグラー以前の設計の中で、焦点距離に比例したアイレリーフが最も長いものです。約55°の視野はプルーセルよりわずかに優れており、アイレリーフがより良く、必要なレンズ要素が1つ少ないというさらなる利点があります。

現代の改良では、視野は通常 60°〜70° です。ケーニヒの設計の改訂では、特殊なガラスを使用したり、レンズ グループを追加したりしています。最も一般的な改良は、ダブレットの前に単純な正の凹凸レンズを追加し、凹面を光源に向け、凸面をダブレットに向けることです。

RKE 接眼レンズには、ケルナー接眼レンズを逆に応用したアクロマート視野レンズと二重凸レンズがあり、レンズの配置はケーニッヒに似ています。これは、 エドモンド サイエンティフィック コーポレーションのデイビッド ランク博士によって設計され、1960 年代後半から 1970 年代前半にかけて販売されました。この設計により、従来のケルナー設計よりも視野がわずかに広くなり、ケーニッヒの広い間隔バージョンに似た設計になっています。

エドモンド・サイエンティフィック・コーポレーションによると、RKE は「Rank Kellner Eyepiece」の略です。^[要出典] 1979年1月16日の商標出願の修正では、この接眼レンズの由来となった3つのデザインにちなんで「Rank-Kaspereit-Erfle」と記載されました。^[15] エドモンド・アストロノミー・ニュース（1978年3月）は、この接眼レンズを「Rank-Kaspereit-Erfle」（RKE）、「再設計された...タイプ II ケルナー」と呼びました。^[16]しかし、RKE のデザインはケルナーに似ておらず、改良されたケーニッヒに近いです。ある時点で、「K」が、めったに見られないケーニッヒではなく、より一般的なケルナーの名前であると誤って解釈されたのではないかという推測もあります。

アルバート・ナグラーが発明し、1979年に特許を取得したナグラー接眼レンズは、天体望遠鏡用に最適化された設計で、非点収差やその他の収差を良好に補正した超広視野（82°）を提供します。2007年に発表されたエトスは、テレビュー・オプティクスでアルバート・ナグラーの指導の下、主にポール・デレカイエが開発した強化された超広視野設計で、100～110°のAFOVを主張しています。^{[17] [18]}これは、特殊な高屈折率ガラスと4つまたは5つのグループに分かれた最大8つの光学素子を使用して実現されています。ナグラー、ナグラータイプ2、ナグラータイプ4、ナグラータイプ5、ナグラータイプ6と呼ばれる同様の設計がいくつかあります。新しいデロス設計はエトス設計の改良版で、FOVは「わずか」72度ですが、アイレリーフが20 mm長くなっています。

ナグラーの要素の数からすると複雑に見えますが、設計の考え方は極めて単純です。すべてのナグラーには、倍率を上げる負のダブレットフィールド レンズがあり、その後にいくつかの正のグループが続きます。最初の負のグループとは別と見なされる正のグループは、長い焦点距離を持つように結合され、正のレンズを形成します。これにより、設計により低倍率レンズの多くの優れた特性を活用できます。実際、ナグラーは、長い焦点距離の接眼レンズと組み合わせたバロー レンズの優れたバージョンです。この設計は、他の広視野または長いアイレリーフの接眼レンズで広く模倣されています。

ナグラーの主な欠点は重量にあります。その重量とサイズの大きさから、しばしば「手榴弾」と悲しげに呼ばれます。長焦点バージョンは0.5 kg (1.1 lb) を超え、小型から中型の望遠鏡のバランスを崩すのに十分です。もう1つの欠点は購入コストが高いことです。大型のナグラーの価格は小型望遠鏡の価格に匹敵します。そのため、これらの接眼レンズは多くのアマチュア天文学者から贅沢品と見なされています。^[19]

• ウィキメディア・コモンズのアイピースに関連するメディア
• EYEPIECE EVOLUTION 2021-02-27 にWayback Machineでアーカイブ
• A. ナグラー – 米国特許 US4286844
• A. ナグラー – 米国特許 US4747675
• A. ナグラー – 米国特許 US4525035
• A. ナグラー – 天体望遠鏡用ファインダースコープ
• 天体望遠鏡の進化、様々な設計と理論的背景についての詳細な議論
• John Savard のアイピース ページ。アイピースのリストと、その構造の詳細が記載されています。
• 米国特許庁: 超広角接眼レンズ NAGLER。^{[永久リンク切れ‍ ]}