反射望遠鏡

反射望遠鏡（リフレクターとも呼ばれる）は、光を反射して像を形成する単一または複数の曲面鏡を使用する望遠鏡です。反射望遠鏡は、当時の設計では色収差がひどい屈折望遠鏡の代替として、アイザックニュートンによって 17 世紀に発明されました。反射望遠鏡は他の種類の光学収差を生み出しますが、非常に大きな直径の対物レンズを使用できる設計です。天文学の研究に使用される主要な望遠鏡のほぼすべては反射望遠鏡です。多くの変形形式が使用されており、画質を改善したり、機械的に有利な位置に像を配置したりするために、追加の光学要素を使用するものもあります。反射望遠鏡は鏡を使用するため、この設計は反射望遠鏡と呼ばれることもあります。

ニュートンの時代から 1800 年代まで、鏡そのものは金属製 (通常は鏡面金属) でした。このタイプの望遠鏡には、ニュートンの最初の設計と 19 世紀最大の望遠鏡である、幅 6 フィート (1.8 メートル) の金属鏡を備えたパーソンズタウンのリヴァイアサンが含まれます。19 世紀には、非常に薄い銀の層でコーティングされたガラスのブロックを使用する新しい方法が、世紀の変わり目までに普及し始めました。一般的な望遠鏡はクロスリー反射望遠鏡とハーバード反射望遠鏡につながり、金属鏡の設計には欠点があることが知られていたため、反射望遠鏡の評判を高めるのに貢献しました。主に、金属鏡は光の約2 ⁄ 3しか反射せず、金属が変色します。何度も磨いて変色させると、鏡は必要な正確な形状を失う可能性があります。

反射望遠鏡は天文学において非常に人気となり、ハッブル宇宙望遠鏡などの多くの有名な望遠鏡や人気のアマチュアモデルがこの設計を採用しています。また、反射望遠鏡の原理は他の電磁波の波長にも応用され、例えばX線望遠鏡も反射原理を利用して像形成光学系を作っています。

歴史

曲面鏡がレンズのように機能するという考えは、少なくともアルハゼンの11世紀の光学に関する論文にまで遡り、その著作は近世ヨーロッパでラテン語に翻訳されて広く普及していた。^[2]屈折望遠鏡が発明されて間もなく、ガリレオ、ジョヴァンニ・フランチェスコ・サグレドらは、曲面鏡の原理に関する知識に刺激されて、鏡を像形成対物レンズとして使用する望遠鏡を製作するアイデアを議論した。^[3]ボローニャのチェーザレ・カラヴァッジが1626年頃に望遠鏡を製作したという報告があり、イタリアの教授ニッコロ・ズッキは後の著作で、1616年に青銅の凹面鏡で実験したが、満足のいく像は生成されなかったと書いている。^[3]放物面鏡を使用することで、球面収差が低減し色収差がなくなるという潜在的な利点から、反射望遠鏡の設計が数多く提案されました。^[4]最も有名なのはジェームズ・グレゴリーで、彼は1663年に革新的な反射望遠鏡の設計を発表しました。それから10年後の1673年、実験科学者ロバート・フックがこのタイプの望遠鏡を製作できるようになり、グレゴリアン望遠鏡として知られるようになりました。^[5]^[6]^[7]

グレゴリーが望遠鏡を設計してから5年後、そしてフックが最初のグレゴリオ式望遠鏡を製作する5年前に、アイザック・ニュートンは1668年に独自の反射望遠鏡を製作しました。これは一般に最初の反射望遠鏡として認められています。^{[8]ニュートン望遠鏡は、球状に研磨された金属製の}主鏡と小さな斜鏡を使用した光学構成で、ニュートン式望遠鏡として知られています。

反射鏡の設計には理論上の利点があったものの、製作の難しさや当時使用されていた金属鏡の性能の悪さから、普及するまでに100年以上かかりました。反射望遠鏡の進歩には、18世紀の放物面鏡製作の完成、 ^[9] 19世紀の銀メッキガラス鏡（ 1858年にレオン・フーコーが製作）、^[10] 20世紀の耐久性の高いアルミニウムコーティング、^{[11]より大きな直径を可能にする} 分割鏡、重力による変形を補正するアクティブ光学系などがあります。20世紀半ばの革新は、シュミットカメラなどのカタディオプトリック望遠鏡で、球面鏡とレンズ（補正板と呼ばれる）の両方を主要な光学素子として使用し、主に球面収差のない広視野撮影に使用されました。

20 世紀後半には、視界の問題を克服するために適応光学とラッキーイメージングが開発され、反射望遠鏡は宇宙望遠鏡や多くの種類の宇宙船の撮像装置に広く採用されています。

技術的な考慮事項

曲面主鏡は、焦点面に像を作る反射望遠鏡の基本的な光学素子です。鏡から焦点面までの距離は焦点距離と呼ばれます。ここにフィルムやデジタルセンサーを配置して像を記録したり、副鏡を追加して光学特性を変更したり、光をフィルム、デジタルセンサー、または接眼レンズに向け直して目視観察したりすることもできます。

現代のほとんどの望遠鏡の主鏡は、前面が球面または放物面状に研磨された固体ガラスの円筒で構成されています。薄いアルミニウム層が鏡の上に真空蒸着され、反射率の高い第一表面鏡を形成します。

いくつかの望遠鏡は、異なる方法で作られた主鏡を使用しています。溶融ガラスを回転させて表面を放物面状にし、冷却して固化するまで回転させ続けます。（回転炉を参照）。結果として得られる鏡の形状は、必要な正確な形状に達するために最小限の研磨と研磨を必要とする、望ましい放物面形状に近似します。^[12]

光学エラー

反射望遠鏡は、他の光学システムと同様に、「完璧な」画像を生成するわけではありません。無限遠までの距離にある物体を画像化し、さまざまな光の波長で観察する必要があり、さらに主鏡が生成した画像を見るための何らかの方法が必要であるため、反射望遠鏡の光学設計には常に何らかの妥協が伴います。

主鏡は自身の反射面の前の共通点に光を集光するため、ほとんどすべての反射望遠鏡の設計では、その焦点の近くに副鏡、フィルムホルダー、または検出器があり、光が主鏡に到達するのを部分的に遮っています。これにより、システムが収集する光量が減少するだけでなく、遮蔽物の回折効果やほとんどの二次支持構造によって引き起こされる回折スパイクにより、画像のコントラストが失われます。^[13]^[14]

鏡を使うと色収差は避けられるが、他の種類の収差も生じる。単純な球面鏡では、遠くの物体からの光を共通の焦点に集めることができない。なぜなら、鏡の端に当たる光線の反射が、鏡の中心近くから反射する光線と収束しないからで、この欠陥は球面収差と呼ばれる。この問題を避けるために、ほとんどの反射望遠鏡は放物面鏡を使用する。放物面鏡は、すべての光を共通の焦点に集めることができる形状である。放物面鏡は、像の中心近くにある物体には有効に機能する（光は鏡の光軸と平行に進む）が、同じ視野の端に向かうと軸外収差が生じる：^[15]^[16]

コマ収差 - 画像の中心にある点光源 (星) が一点に焦点を合わせられるが、通常は「彗星のような」放射状の汚れとして現れ、画像の端に向かうにつれて汚れがひどくなる収差。
視野湾曲– 最適な画像平面は一般に湾曲しており、検出器の形状と一致しない可能性があり、視野全体で焦点エラーが発生します。これは、視野平坦化レンズによって修正されることがあります。
非点収差-絞りの周りの焦点の方位角の変化により、軸外の点光源画像が楕円形に見えます。非点収差は、通常、狭い視野では問題になりませんが、広い視野の画像では急速に悪化し、視野角の 2 乗で変化します。
歪み– 歪みは画像の品質（鮮明度）には影響しませんが、オブジェクトの形状には影響します。画像処理によって修正されることもあります。

反射望遠鏡の設計には、修正された鏡面（リッチー・クレティエン望遠鏡など）や、何らかの形の補正レンズ（カタディオプトリック望遠鏡など）を使用してこれらの収差の一部を補正するものがあります。

天文学研究での使用

研究用の大型天体望遠鏡のほぼすべては反射型です。これにはいくつかの理由があります。

反射鏡は、屈折望遠鏡や反射屈折望遠鏡に見られるようなガラス要素を通過する際に特定の波長が吸収されるため、より広い光スペクトルで機能します。
レンズの場合、材料全体に欠陥や不均一性がないようにする必要がありますが、ミラーの場合は、1 つの表面だけを完璧に研磨する必要があります。
異なる波長の光は、真空以外の媒体を異なる速度で通過します。これにより、色収差が発生します。これを許容レベルまで低減するには、通常、2 つまたは 3 つの開口部サイズのレンズを組み合わせる必要があります (詳細については、アクロマートとアポクロマートを参照してください)。したがって、このようなシステムのコストは、開口部のサイズに応じて大幅に増加します。ミラーから取得された画像は、そもそも色収差の影響を受けず、ミラーのコストはサイズに応じて大幅に減少します。
大口径レンズの製造と操作には構造上の問題があります。レンズは端でしか固定できないため、大きなレンズの中心は重力によってたわみ、生成される像が歪んでしまいます。屈折望遠鏡のレンズの実用的な最大サイズは約1メートルです。^[17]対照的に、鏡は反射面の反対側の面全体で支えることができるため、重力によるたわみを克服できる反射望遠鏡の設計が可能になります。現在、最大の反射鏡の設計は直径10メートルを超えています。

反射望遠鏡の設計

グレゴリオ暦

グレゴリオ式望遠鏡は、スコットランドの天文学者で数学者のジェームズ・グレゴリーが1663 年に著した『Optica Promota』で説明されているように、主鏡の穴を通して像を反射する凹面の副鏡を採用しています。これにより正立像が生成され、地上観測に役立ちます。一部の小型スポッティングスコープは、現在でもこの方法で作られています。バチカン先端技術望遠鏡、マゼラン望遠鏡、大型双眼鏡望遠鏡、巨大マゼラン望遠鏡など、グレゴリオ式構成を採用した現代の大型望遠鏡がいくつかあります。

ニュートン式

ニュートン式望遠鏡は、 1668 年にアイザックニュートンによって完成された、最初の成功した反射望遠鏡です。通常は放物面主鏡を備えていますが、焦点比が約 f/10 以上の場合には、球面主鏡でも高い視覚解像度が得られます。平面の副鏡は、望遠鏡の筒の上部側面にある焦点面に光を反射します。これは、特定のサイズの主鏡に対して最もシンプルで安価な設計の 1 つであり、アマチュア望遠鏡製作者の間では、自作プロジェクトとして人気があります。

カセグレン式設計とそのバリエーション

カセグレン望遠鏡(「クラシックカセグレン」と呼ばれることもある)は、ローランカセグレンが 1672 年に設計したとされるもので初めて発表されました。この望遠鏡には、放物面の主鏡と、主鏡の穴を通して光を反射する双曲面の副鏡があります。副鏡の折り畳み効果と発散効果により、筒の長さが短くても焦点距離が長い望遠鏡が実現します。

リッチー・クレティエン

リッチー・クレティアン望遠鏡は、ジョージ・ウィリス・リッチーとアンリ・クレティアンによって1910年代初頭に発明されたもので、2つの双曲面鏡（放物面鏡の代わりに）を備えた特殊なカセグレン反射望遠鏡です。主曲率と副曲率を適切に計算すれば、ほぼ平坦な焦点面でコマ収差や球面収差が発生しないため、広視野や写真観測に適しています。^[18]世界中のほぼすべてのプロ用反射望遠鏡は、リッチー・クレティアン設計です。

3面鏡アナスチグマット

3 つ目の曲面ミラーを追加することで、リッチー・クレティエン設計の残りの歪み、つまり非点収差を補正できます。これにより、視野が大幅に広がります。

ダル・カーカム

ダル・カーカム・カセグレン望遠鏡の設計は、1928 年にホレス・ダルによって考案され、アマチュア天文家のアラン・カーカムと当時の雑誌編集者アルバート・G・インガルスとの議論を経て 1930 年にScientific Americanに掲載された記事でその名前が付けられました。凹面の楕円形の主鏡と凸面の球面の副鏡を使用します。このシステムは、古典的なカセグレンやリッチー・クレチアンシステムよりも研磨が簡単ですが、軸外コマは補正されません。実際、像面湾曲は古典的なカセグレンよりも小さくなっています。これは焦点距離が長いほど目立たなくなるため、ダル・カーカム望遠鏡の絞りが f/15 より速くなることはめったにありません。

オフアクシス設計

二次鏡を排除したり、二次鏡の要素を主鏡の光軸から外したりすることで入射光の遮蔽を避けようとする設計がいくつかあります。一般にオフアクシス光学システムと呼ばれます。

ハーシェリアン

光の道

ハーシェル反射望遠鏡は、1789年に40フィート望遠鏡を含む非常に大きな望遠鏡を製作するためにこの設計を採用したウィリアム・ハーシェルにちなんで名付けられました。ハーシェル反射望遠鏡では、主鏡が傾いているため、観測者の頭が入射光を遮ることはありません。これにより幾何学的収差が発生しますが、当時の金属鏡はすぐに変色し、反射率が60%しか達成できなかったため、ハーシェルはニュートンの副鏡の使用を避けるためにこの設計を採用しました。^[19]

シーフシュピーグラー

カセグレン望遠鏡のバリエーションであるシーフシュピーグラー望遠鏡 (「傾斜」または「斜反射鏡」) は、傾斜した鏡を使用して、副鏡が主鏡に影を落とすのを回避します。ただし、回折パターンを排除する一方で、コマと非点収差の増加につながります。これらの欠陥は、大きな焦点比で管理可能になります。ほとんどのシーフシュピーグラーは f/15 以上を使用しており、これにより、中程度の視野に収まるオブジェクトに有用な観察が制限される傾向があります。6 インチ (150 mm) f/15 望遠鏡は、1.25 インチの接眼レンズを使用して最大 0.75 度の視野を提供します。さまざまな種類の鏡の数が異なるいくつかのバリエーションが一般的です。クッター (発明者のアントンクッターにちなんで名付けられた) スタイルでは、単一の凹面主鏡、凸面副鏡、および必要に応じて副鏡と焦点面の間に平凸レンズを使用します (これはカタディオプトリックシーフシュピーグラーの場合です)。マルチシーフシュピーグラーのバリエーションの 1 つは、凹面のプライマリ、凸面のセカンダリ、および放物面の 3 次ミラーを使用します。一部のシーフシュピーグラーの興味深い点の 1 つは、ミラーの 1 つが光路に 2 回関与できることです。つまり、各光路は異なる子午線経路に沿って反射します。

ステヴィック・ポール

ステヴィック・ポール望遠鏡^{[20]は、ポール 3 ミラーシステム}^[21]の軸外バージョンで、平面の対角ミラーが追加されています。凸面の二次ミラーは、望遠鏡に入る光のすぐ横に配置され、平行光を三次ミラーに送るようにアフォーカルに配置されています。凹面の三次ミラーは、入射ビームの横に凸面の二次ミラーのちょうど 2 倍の距離に配置され、曲率半径だけ二次ミラーから離れています。三次ミラーは二次ミラーから平行光を受け取るため、焦点に像を形成します。焦点面はミラーシステム内にありますが、平面の対角ミラーを含めることで目で確認できます。ステヴィック・ポール構成では、緩やかに湾曲したペッツヴァル面を除き、3 次までのすべての光学収差が合計でゼロになります。

ヨロ

Yoloは、1960年代半ばにアーサー・S・レナードによって開発されました。^[22]シーフシュピーグラーと同様に、遮るもののない傾斜反射望遠鏡です。オリジナルのYoloは、同じ曲率と主軸に対する同じ傾きを持つ主凹面鏡と副凹面鏡で構成されています。ほとんどのYoloはトロイダル反射鏡を使用しています。Yoloの設計ではコマ収差が除去されていますが、著しい非点収差が残ります。これは、何らかの形のワーピングハーネスで副鏡を変形するか、またはトロイダル形状を副鏡に研磨することで軽減されます。シーフシュピーグラーと同様に、多くのYoloのバリエーションが追求されてきました。必要な量のトロイダル形状は、主鏡に完全にまたは部分的に転写することができます。焦点比の大きい光学アセンブリでは、主鏡と副鏡の両方を球面のままにして、副鏡と焦点面の間に眼鏡補正レンズを追加することができます（カタディオプトリックYolo）。凸型の長焦点三次鏡を追加することで、レナードのソラノ構成が実現します。ソラノ望遠鏡にはトーリック面は含まれていません。

液体鏡望遠鏡

望遠鏡の 1 つの設計では、一定速度で回転するトレイ内の液体金属からなる回転鏡を使用します。トレイが回転すると、液体は基本的に無制限のサイズの放物面を形成します。これにより、非常に大きな望遠鏡の鏡 (6 メートル以上) を作成できますが、天頂望遠鏡での使用に限定されます。

焦点面

主な焦点

主焦点設計では二次光学系は使用されず、画像は主鏡の焦点でアクセスされます。焦点には、フィルムプレートまたは電子検出器を保持するための何らかの構造があります。過去、非常に大きな望遠鏡では、観測者は望遠鏡内の「観測ケージ」に座って、画像を直接観察したり、カメラを操作したりしていました。^[23]今日では、CCDカメラにより、世界中のほぼどこからでも望遠鏡を遠隔操作できます。主焦点で利用できるスペースは、入射光を遮らないようにする必要があるため、大幅に制限されています。^[24]

電波望遠鏡は主焦点設計になっていることが多く、鏡の代わりに電波を反射する金属面が使われ、観測者はアンテナになります。

カセグレンフォーカス

カセグレン式望遠鏡やその他の類似の設計では、像は主鏡の後ろ、副鏡の焦点に結ばれます。観測者は望遠鏡の背面から観察するか、カメラやその他の機器を背面に取り付けます。カセグレン焦点は、アマチュア用望遠鏡や小型の研究用望遠鏡でよく使用されます。ただし、大型の望遠鏡とそれに応じた大型の機器の場合、カセグレン焦点にある機器は望遠鏡の回転に合わせて移動する必要があります。これにより、機器支持構造の強度に対する要件がさらに高まり、壁や天文台内の機器などの障害物との衝突を避けるために、望遠鏡の動きが制限される可能性があります。

ナスミスとクーデの焦点

ナスミス

ナスミス設計はカセグレン式に似ていますが、光が主鏡の穴を通らない点が異なります。代わりに、3番目の鏡が光を望遠鏡の側面に反射し、重い機器を搭載できるようにします。これは大型研究用望遠鏡で非常に一般的な設計です。^[25]

クーデ

ナスミス型望遠鏡にさらに光学系を追加して、光（通常は赤緯軸を通して）を固定焦点に送り、望遠鏡の向きを変えても焦点が動かないようにすると、クーデ焦点（フランス語で肘を意味する）が得られる。^[26]クーデ焦点はナスミス焦点よりも視野が狭く^[26]、広い視野を必要としない非常に重い機器で使用される。そのような用途の1つに、大きなコリメートミラー（理想的には望遠鏡の主鏡と同じ直径）と非常に長い焦点距離を備えた高解像度分光器がある。このような機器は移動に耐えることができず、光路にミラーを追加してクーデトレインを形成し、光を観測フロアの上または下に収容された（通常は天文台の建物の動かない一体部分として構築される）固定位置に向けることが唯一の選択肢であった。60インチヘール望遠鏡（1.5メートル）、フッカー望遠鏡、200インチヘール望遠鏡、シェーン望遠鏡、ハーラン・J・スミス望遠鏡はすべてクーデ焦点装置を搭載して建造された。エシェル分光計の開発により、はるかにコンパクトな装置で高解像度の分光が可能になり、カセグレン焦点にうまく取り付けることができるようになった。1980年代に安価で十分に安定したコンピューター制御の赤道儀が開発されて以来、大型望遠鏡では一般的にナスミス設計がクーデ焦点に取って代わった。

ファイバー給電式分光器

非常に高い安定性が求められる機器や、非常に大きく扱いにくい機器の場合、望遠鏡と一緒に移動させるのではなく、剛性のある構造物に機器を取り付けることが望ましい。視野全体を透過させるには標準的なクーデ焦点が必要であるが、分光法では通常、星や銀河などのいくつかの個別の物体のみを測定する。したがって、望遠鏡から任意の距離に機器を設置し、望遠鏡で光ファイバーを使用してこれらの物体からの光を集めることは可能である。光ファイバー給電式分光器の例には、惑星探査用分光器HARPS ^[27]やESPRESSO ^[28]などがある。

さらに、光ファイバーの柔軟性により、どの焦点面からでも光を集めることができます。例えば、HARPS分光器はESO3.6m望遠鏡のカセグレン焦点を利用し、^{[27]主焦点分光器は}すばる望遠鏡の主焦点に接続されています。^[29]

参照

参考文献

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外部リンク

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