シュミット式望遠鏡

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光路図

シュミット式望遠鏡(シュミットしきぼうえんきょう、Schmidt telescope )は反射屈折望遠鏡の一形式である。明るく広い写野を得られ[1]、中心部から周辺部までかっちりピントが合い[2]、1988年時点で吉田正太郎は「微光天体の掃天に必要不可欠で、天体観測における世紀の大発明」と評している[3]

主鏡は球面鏡で、絞りを球心位置に置いて非点収差コマ収差を除去、四次関数で表される非球面の薄いレンズを置いて球面収差を除去し、収差がほとんどない[1][4]スチグマートなので極めてシャープである[1]。像面は主鏡の球心と同一位置に球心を持つ凸球面になる像面湾曲があるため、写真乾板やフィルムは湾曲させなければならない[1][5]。鏡筒は焦点距離の約2倍の長さになってしまうため、かなり大きめの架台が必要になる[5]。また補正板の口径が大きくなってくると色収差が増大しシャープな像を得られる波長域が狭くなるため、口径1メートル(以降m)級の大型望遠鏡では補正板を2枚構成の色消しにしてあるものもある[1]

望遠鏡という言葉には「接眼レンズを通じて観察する」という印象があり、これは写真撮影専用[4]であるシュミット式の実情には合わず「シュミットカメラ」と呼ばれることも多いが、天文学者はシュミット式望遠鏡と呼ぶ[3]

発明[編集]

通常のカセグレン式望遠鏡では主鏡は放物面、副鏡は双曲面と2枚の非球面鏡を研磨する必要があるが、右手のないベルンハルト・シュミットは左手だけで扱えない主鏡を単純な研磨方式とするため、主鏡を球面、副鏡を4次以上の項を含む高次双曲面とする方式に設計を変更して、1905年ポツダム天体物理天文台に口径40センチメートル(以降cm)のカセグレン式望遠鏡を製作した[3]。これを使って観測した天文学者はこのことに誰一人として気がつかなかったという[3]。このような球面主鏡のカセグレン式望遠鏡を何台か製作して成功したシュミットは、「非球面は移転することができる」という確信を得た。球面収差を除去するには「光路長一定の条件」を満たす必要があるが、これを理論でなく研磨経験から知ったのである[3]。さらにシュミットは左手だけで扱える軽い平行平面板を研磨して非球面とし主鏡の前に入れる方式とし、これには透過面であるため要求される精度が低くなる利点もあったが、光線が補正板を往復して通過するためレンズコーティングの技術がなかった当時20%の減光になってしまった[3]

そこでシュミットは次に補正板をずっと前に出し、球面主鏡の曲率中心に置いてみたところ、焦点面が球面になるとともに広い視野にわたりコマ収差も消えることが分かったので、『明るい、コマのない反射鏡系』という論文を1932年ハンブルク天文台報告(Mitteilungen der Hamburger Sternwarte in Bergedolf )で発表した[3]。これが後のシュミット式望遠鏡に関する世界最初の論文である[3]

1935年にユルィヨ・バイサラはシュミット式望遠鏡の優秀性を説く『トゥルク大学天文台のアナスチグマート反射望遠鏡』という報告をA.N.254に発表、これでシュミット式望遠鏡は国外に有力な支持者を得た[3]。ユルィヨ・バイサラはこの後像面湾曲の低減を企図しライトシュミット式望遠鏡を開発した[3]

代表的なシュミット式望遠鏡[編集]

アマチュア用としては日本特殊光学[1][6][7]が有効口径16cm[1][6][7]、F2.5[1][7]、主鏡直径18cm[6]、焦点距離400mm[1][6][7]NTP-16B[6][7]を販売していた。またセレストロンもアマチュア向けに数種販売していた[1]

関連項目[編集]

出典[編集]

  1. ^ a b c d e f g h i j 天文ガイド 1991, pp. 28-29.
  2. ^ 『増補天体写真テクニック』pp.54-55。
  3. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v w x y z aa ab ac ad 吉田正太郎 1988, pp. 111-140.
  4. ^ a b 『天体望遠鏡ガイドブック』pp.194-195「天体用ビジュアルシステム」。
  5. ^ a b 天文ガイド 1991, pp. 54-55.
  6. ^ a b c d e 『天体望遠鏡のすべて'85年版』p.33。
  7. ^ a b c d e 『天体望遠鏡のすべて'85年版』p.166。

参考文献[編集]