望遠鏡

望遠鏡は、電磁放射の放出、吸収、または反射によって遠方の物体を観測するために使用される装置です。^{[ 1 ]}元々は、レンズ、曲面鏡、またはその両方を組み合わせて遠方の物体を観測する光学機器、つまり光学望遠鏡でした。今日では、「望遠鏡」という言葉は、電磁スペクトルのさまざまな領域を検出できる幅広い機器、場合によっては他のタイプの検出器として定義されています。

最初に実用化された望遠鏡は、ガラスレンズを用いた屈折望遠鏡で、 17世紀初頭にオランダで発明された。これらは地上での観測と天文学の両方に用いられた。

反射望遠鏡は、鏡を使って光を集めて焦点を合わせる方式で、最初の屈折望遠鏡が発明されてから数十年以内に発明された。

20世紀には、1930年代の電波望遠鏡や1960年代の赤外線望遠鏡など、多くの新しいタイプの望遠鏡が発明された。

「望遠鏡」という言葉は、1611年にギリシャの数学者ジョヴァンニ・デミシアニが、リンチェイ・アカデミアでの晩餐会でガリレオ・ガリレイが贈呈した機器の1つに付けた造語である。^{[ 2 ] [ 3 ]}ガリレオは『星界の使者』の中でラテン語のperspicillum を使っていた。この言葉の語源は古代ギリシャ語のτῆλε, tele「遠い」と σκοπεῖν, skopein「見る」から来ており、τηλεσκόπος, teleskopos「遠くを見る」となっている。^{[ 4 ]}

望遠鏡に関する現存する最古の記録は、1608年にミデルブルフの眼鏡職人ハンス・リッペルハイがオランダ政府に提出した屈折望遠鏡の特許である。^{[ 6 ]}実際の発明者は不明だが、その噂はヨーロッパ中に広まった。ガリレオはそれを聞きつけ、1609年に独自の望遠鏡を作り、天体の望遠鏡観測を行った。^{[ 7 ] [ 8 ]}

屈折望遠鏡の発明後まもなく、対物レンズ、つまり集光要素を鏡にするというアイデアが研究され始めた。 ^{[ 9 ]}放物面鏡を使用することの潜在的な利点（球面収差の低減と色収差の排除）により、反射望遠鏡の設計案が多数提案され、製作が試みられた。^{[ 10 ]} 1668年、アイザック・ニュートンは、現在彼の名にちなんで名付けられているニュートン式反射望遠鏡という設計の最初の実用的な反射望遠鏡を製作した。^{[ 11 ]}ジョン・ドブソンは1956年にドブソニアン望遠鏡を発明した。

1733年に無色収差レンズが発明されたことで、単純なレンズに存在する色収差が部分的に補正され^{[ 12 ]}、より短く機能的な屈折望遠鏡の製作が可能になった^{[ 13 ]} 。反射望遠鏡は、屈折望遠鏡に見られる色収差の問題に制約されることはなかったが、18世紀から19世紀初頭にかけて使用されていた、すぐに変色するスペキュラム金属ミラーの使用によって妨げられていた。この問題は、1857年に銀メッキガラスミラー、1932年にアルミニウムメッキミラーが導入されたことで軽減された^{[ 14 ]。}屈折望遠鏡の最大物理的サイズ制限は約1メートル（39インチ）であり、20世紀初頭以降に作られた大型光学研究望遠鏡の大部分は反射望遠鏡である。現在最大の反射望遠鏡は10メートル（33フィート）を超える対物レンズを備えており、30～40メートルの設計もいくつか進行中である。^{[ 15 ]}

20世紀には、電波からガンマ線まで幅広い波長域で動作する望遠鏡が開発された。最初の専用電波望遠鏡は1937年に運用を開始した。それ以来、多種多様な複雑な天体観測機器が開発されてきた。

大気は電磁スペクトルの大部分に対して不透明であるため、地球表面から観測できるのはごく一部の波長帯のみです。これらの波長帯は可視光、近赤外線、および電波スペクトルの一部です。^{[ 16 ]}このため、X線や遠赤外線の地上望遠鏡は存在せず、これらは軌道上から観測する必要があります。たとえ波長が地上から観測可能であっても、雲、天体観測の視界、光害などの問題があるため、望遠鏡を衛星に搭載する方が有利な場合もあります。^{[ 17 ]}

宇宙望遠鏡を打ち上げる際の欠点としては、コスト、サイズ、メンテナンス性、アップグレード性などが挙げられる。^{[ 18 ]}

NASAの宇宙望遠鏡の例としては、可視光、紫外線、近赤外線の波長を検出するハッブル宇宙望遠鏡、赤外線を検出するスピッツァー宇宙望遠鏡、数千個の系外惑星を発見したケプラー宇宙望遠鏡などがある。^{[ 19 ]}最新の望遠鏡は、2021年12月25日にフランス領ギアナのクールーでアリアン5ロケットによって打ち上げられたジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡である。ウェッブ望遠鏡は赤外線を検出し、地球・太陽系の_L2ラグランジュ点を周回する。 ^{[ 20 ]}

「望遠鏡」という名称は、幅広い種類の観測機器を包含する。そのほとんどは電磁波を検出するが、天文学者が様々な周波数帯の光（電磁波）を収集する方法には大きな違いがある。

波長が長くなるにつれて、アンテナ技術を使って電磁波と相互作用することが容易になります（ただし、非常に小さなアンテナを作ることは可能です）。近赤外線は可視光とほぼ同じように収集できますが、遠赤外線とサブミリ波帯では、望遠鏡は電波望遠鏡のように動作することができます。たとえば、ジェームズ・クラーク・マクスウェル望遠鏡は 、3 μm (0.003  mm) から 2000  μm (2 mm)の波長を観測します が、放物面アルミニウムアンテナを使用します。^{[ 21 ]}一方、スピッツァー宇宙望遠鏡は、約 3  μm (0.003  mm) から 180  μm (0.18  mm) の波長を観測し、ミラー（反射光学系）を使用します。反射光学系も使用しており、ハッブル宇宙望遠鏡の広視野カメラ3は 、約0.2μm（ 0.0002mm）から1.7μm  （0.0017mm  ）（紫外線から赤外線）の周波数範囲で観測することができる。 ^{[ 22 ]}

波長が短く周波数が高い光子の場合、完全反射光学系ではなく、斜入射光学系が使用されます。TRACEやSOHOなどの望遠鏡は、極端紫外線を反射する特殊なミラーを使用しており、通常よりも高解像度で明るい画像が得られます。開口部が大きいほど、より多くの光が集光されるだけでなく、より細かい角度分解能も得られます。

望遠鏡は、設置場所によって地上望遠鏡、宇宙望遠鏡、飛行望遠鏡などに分類されることもあります。また、プロの天文学者によって運用されているか、アマチュア天文学者によって運用されているかによっても分類されます。1台以上の望遠鏡やその他の観測機器を備えた車両や恒久的な施設は、天文台と呼ばれます。

電波とサブミリ波

電波望遠鏡は指向性電波アンテナであり、通常は大きなパラボラアンテナを用いて電波を集めます。パラボラアンテナは、観測対象の波長よりも開口部が小さい導電性ワイヤーメッシュで構成されている場合もあります。

観測対象の空域を拡大した像を生成する光学望遠鏡とは異なり、従来の電波望遠鏡のアンテナは単一の受信機を備え、観測領域に特徴的な単一の時間変動信号を記録します。この信号は様々な周波数でサンプリングされます。最近の電波望遠鏡の設計では、1つのアンテナに複数の受信機が配列されたものが採用されており、これは焦点面アレイと呼ばれています。

複数のアンテナで同時に受信した信号を収集して相関させることにより、高解像度の画像を計算することができます。このようなマルチアンテナアレイは天文干渉計として知られており、この技術は開口合成と呼ばれています。これらのアレイの「仮想」開口は、望遠鏡間の距離とほぼ同じ大きさです。2005年現在、記録的なアレイサイズは地球の直径の何倍にも達しており、日本のHALCA （高度通信天文学研究所）VSOP（VLBI宇宙観測計画）衛星などの宇宙ベースの超長基線干渉計（VLBI）望遠鏡を使用しています。^{[ 23 ]}

開口合成は現在、光学干渉計（光学望遠鏡のアレイ）や、単一の反射望遠鏡における開口マスク干渉法を用いて、光学望遠鏡にも応用されている。

電波望遠鏡はマイクロ波を収集するためにも使用され、マイクロ波は大気や星間ガス、塵の雲を透過できるという利点がある。

アレン望遠鏡アレイなどの電波望遠鏡は、SETI ^{[ 24 ]}やアレシボ天文台などのプログラムで地球外生命体の探索に使用されています。^{[ 25 ] [ 26 ]}

可視光線

光学望遠鏡は、主に電磁スペクトルの可視光部分からの光を集めて焦点を合わせます。 ^{[ 27 ]}光学望遠鏡は、遠方の物体の見かけの角サイズと見かけの明るさを増大させます。観測、撮影、研究、コンピュータへの送信を行うために、望遠鏡は通常、ガラスレンズや鏡で作られた1つ以上の湾曲した光学素子を使用して、光やその他の電磁放射を集め、その光や放射を焦点に集めます。光学望遠鏡は、天文学だけでなく、セオドライト（トランジットを含む）、スポッティングスコープ、単眼鏡、双眼鏡、カメラレンズ、スパイグラスなど、多くの非天文学機器にも使用されています。主な光学タイプは3つあります。

• レンズを使って像を形成する屈折望遠鏡。 ^{[ 28 ]}
• 鏡の配置を用いて像を形成する反射望遠鏡。 ^{[ 29 ]}
• 反射屈折式望遠鏡は、鏡とレンズを組み合わせて像を形成する。

フレネルイメージャーは、フレネルレンズを使用して光を集束させる、宇宙望遠鏡用の超軽量設計案です。^{[ 30 ] [ 31 ]}

これらの基本的な光学タイプ以外にも、天体写真装置^{[ 32 ]} 、彗星探査機^{[ 33 ]}、太陽望遠鏡^{[ 34 ]}など、実行するタスクによって分類されるさまざまな光学設計のサブタイプが多数存在します。

X線

X線は、波長の長い電磁波よりも収集や集束がはるかに難しい。X線望遠鏡は、 X線光学系、例えば、数度だけ光線を反射できる重金属製のリング状の「斜入射」ミラーで構成されたウォルター望遠鏡などを使用する。ミラーは通常、回転放物線と双曲線または楕円の一部である。1952年、ハンス・ウォルターは、この種のミラーのみを使用して望遠鏡を構築できる3つの方法を概説した。^{[ 37 ] [ 38 ]}このタイプの望遠鏡を使用する宇宙天文台の例としては、アインシュタイン天文台^{[ 39 ]}、ROSAT ^{[ 40 ]}、チャンドラX線天文台などがある。^{[ 41 ] [ 42 ]} 2012年にNuSTAR X線望遠鏡が打ち上げられ、長い展開式マストの先端にウォルター望遠鏡設計の光学系を使用して79 keVの光子エネルギーを実現した。^{[ 43 ] [ 44 ]}

ガンマ線

高エネルギーのX線望遠鏡やガンマ線望遠鏡は、完全に焦点を合わせるのではなく、符号化開口マスクを使用する。マスクによって作られる影のパターンを再構成することで画像を形成する。

X線望遠鏡やガンマ線望遠鏡は、地球の大気はこの電磁スペクトルの領域に対して不透明であるため、通常は高高度気球^{[ 45 ] [ 46 ]}または地球周回衛星に設置されます。この種の望遠鏡の例としては、2008年6月に打ち上げられたフェルミガンマ線宇宙望遠鏡があります^{[ 47 ] [ 48 ]。}

通常のガンマ線よりも波長が短く周波数が高い、非常に高エネルギーのガンマ線の検出には、さらに専門的な技術が必要です。このような検出は、イメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）または水チェレンコフ検出器（WCD）のいずれかで行うことができます。IACTの例としては、HESS ^{[ 49 ]}およびVERITAS ^{[ 50 ] [ 51 ]}があり、次世代ガンマ線望遠鏡であるチェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）は現在建設中です。HAWCおよびLHAASO は、水チェレンコフ検出器に基づくガンマ線検出器の例です。

2012年の発見により、ガンマ線望遠鏡の焦点合わせが可能になるかもしれない。^{[ 52 ]}光子エネルギーが700 keVを超えると、屈折率が再び増加し始める。^{[ 52 ]}

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• 光学以外の望遠鏡：その他の種類の望遠鏡
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