Taku’s Angel’s Chimes LTD
光学レンズには色収差の他に歪みの問題が有ります。
コマ収差、像面収差、歪曲収差（樽型収差、糸巻き型）、球面収差、非点収差
色収差とは異なり単一波長の光線がレンズを通って結像する際に本来の位置と異なる位置に結像し
歪んだ像になる現象です。
コマ収差：本来は点の像が彗星の尾のように尾っぽが見える現象です。
像面収差：中心にピントを合わせると周辺がボケる現象です。
樽型収差：正方形の物体が中央がふくらんだ樽型に見える現象です。
糸巻き収差：樽型に対し反対に糸巻き型に映る現象です。
球面収差：中心部を含め全体的にピントが合わない現象
非点収差：中心部と周辺部で結像位置にズレが生じる現象
．．．言葉で表現しようとすると難しい これらは数式で表現すると明確なんですが、
そこまで踏み込む意味もないでしょうから割愛します。（天文アマチュアのための...吉田正太郎著 参照）
実際に星を見た時どうかというと星雲の場合全体的にぼやっとした像になるとか、明るい星を見ると中心では綺麗な像なのに中心から外れると彗星の様に尾っぽが出来るとか...
良い光学系（単に主レンズだけでなくてアイピースも含む）で星を観測したいものです。
屈折望遠鏡にはガリレオ式とケプラー式が有ることは聞いたこと有ると思います。
ガリレオ式は凸レンズと凹レンズの組み合わせで正立像が得られます。
ケプラー式は凸レンズと凸レンズの組み合わせで倒立像が得られます。
とすると正立像の方が目視と同一なので観測には向いているように思えますが、ガリレオ式には難点が有りケプラー式に比べガリレオ式は視野が狭いのです。ガリレオ式は実視界の直径が倍率の２乗に反比例するのに対しケプラー式は倍率に反比例します。 つまり１０倍と２０倍を比較すると倍率比が２なのでケプラー式は視野が１/２に成るのに対しガリレオ式は約1/4になります。
またケプラー式は主レンズの焦点が副レンズの前に有るのでその位置に何か物があるとその像の焦点も合うので糸を十字に張ると十字線と景色が同時に見えます（ファインダーの原理）応用してマイクロメーターを入れて像の大きさを測る事が出来ます、これは見ている像の大きさや位置を定量化するのに大変便利です。
（双眼鏡が正立なのはプリズムを利用して反転して正立像を得ています。）
ですから天体望遠鏡は倒立像です。（地上プリズムというアダプターを使うと正立像が得られます。）
また、覗きながら微調整すると視野が反対に移動するので分かっていても少々やりにくいです。
星を導入する時、望遠鏡のファインダーを使う時は両目を開けて片方で実空を見つつ反対の目で倒立した像を追っていくと分かりやすいです。
ファインダーと言えば等倍のドットファインダーが便利です。
ファインダーといってもガラスにLEDの赤い点が映しだされるだけの物ですが星図と視界が一致するので大体の位置を決める時便利です。鏡筒型ファインダーと併用するか、メインの望遠鏡の倍率をうんと下げて視野を大きくして追い込む方法が考えられます。（Vixenから長焦点アイピースが発売されています。）
主レンズに使用されるレンズは２〜３枚の素性の異なるレンズを貼りあわせて構成しています。
それは色収差を補正するためで、ガラスに光が当たるとその突入角度と波長により屈折角度が異なり単レンズでは色収差が生じてしまうからです。（プリズムの分光現象のように）単レンズだけで構成した望遠鏡は像の周辺に虹のような輪郭が現れます
これでは実際の像と周辺の虹で実態が解りません。像を明るくしようとして大きなレンズを造ると更に分光作用が大きくなります、このようにレンズを使用するうえでガラスのもつ特性がネックです。まだ複数のガラスを組み合わせて色収差を取り除く技術がなかった頃は焦点距離を長くして色収差を少なくすることしか方法が有りませんでした そのため口径の大きな望遠鏡を製作しようとする場合は巨大な鏡筒とそれを支える設備が必要でした。
ガラスの種類によって屈折率が異なることを発見し、組み合わせで色収差を無くす方法は最初 人間の目が屈折率の異なる物質の組み合わせで色消し（色補正）が出来ているのだから 同じ原理で望遠鏡のレンズも色消しが出来ないか？と言う発想でした でも当時はガラスの素性を安定させることが困難で、屈折率を測定する方法すらありませんでしたから職人のカンにたよるしかありませんので、造る度に異なるレンズが出来ました。
イギリスの弁護士C.M.ホールは数学の得意なアマチュア天文家でこの色消しの原理を利用して1729年に色消しレンズを発明しました。
しかし、理論的には可能な技術ですが製造するレンズの特性を安定させなければどうにもなりません。
ドイツのストラウビングにヨーゼフ・フォン・フランホーフェルという技術者が現れます。
フランホーフェルは太陽光スペクトルの暗線（物質が特定の波長光を吸収するため暗く見える線）700本（フランホーフェル線）を発見しこれを基準としてガラスの屈折率を高精度に計測する技術を開発しました。
これによりガラスの品質が安定し良質のガラスが製造できるようになると色消しレンズの性能が飛躍します。
量産可能な色消しレンズが発明されると色々な種類のレンズが開発されました。
スタンダードなアクロマート（色消し）レンズから天然の蛍石（フローライト）や人工的に合成したEDレンズ（ Extra low Dispersion）（メーカーによりSD,UD,LDともいう）を使用したものが有ります。
EDレンズは比較的新しく種類も豊富で単一の物を指しません、フローライトは原石が少なく最近では希少価値が高くなっています。
色消しを十分に対策された鏡筒は一般的な鏡筒に比べ数倍〜数十倍の価格差が有ります、
しかし、この性能を十分に発揮できるのは主に写真撮影です。
フランホーフェルが設計した24.4ｃｍ屈折赤道儀望遠鏡
高橋製作所 フローライト鏡筒
御殿場スター・パーティにて撮影
天文関連のアイコンを書くときは大抵屈折型望遠鏡の絵を描きます、以前ニュートン式をトライし
それらしく描けたのですが..なんか違和感を感じて引っ込めてしまいました。
やっぱり天体望遠鏡といえば屈折型を思い浮かべるほどポピュラーな望遠鏡で、
何より比較的取り扱いも簡単です
屈折型望遠鏡の基本は対物レンズ（物体の像を作るレンズ）とこの像を拡大する接眼レンズにより構成します
対物レンズはレンズ周囲をホルダーにより固定する構造でシンプルで堅牢なので、運搬に際してもちょっとしたケースに入れて手軽に運搬できますが、反面一般ユーザーでは光軸などの調整が難しいです。
相応の設備が必要ですからもし調整の必要を感じたならメーカーに依頼するしかありません。
レンズホルダー部分は大抵分解しようと思えば簡単にできる構造ですが、メーカーでは
光軸の調整検査を行って出荷するので、もし分解してしまうととっても残念な結末を招くことになります。
例えばレンズ裏面に汚れが有っても、決して自分で分解などはされないようにしてください。
屈折鏡筒の焦点調整機構ですが多くはドローチューブ方式です。
ラックアンドピリオンギアでドローチューブを引き出して焦点位置を決める構造です。
ドローチューブは滑り機構のため強度が弱く大型のカメラを取り付けると重みで曲がりが発生します。
天頂付近では光軸歪みが少ないですが水平近くなるほど問題が露見してきます。
負担にならないカメラを使うか、ドローチューブの強度（補強）をどうするか．．．
屈折型の望遠鏡は各社より様々な製品がリリースされています。
非常に安価な玩具的機種やキットから高い物は主に写真分野に特化した製品や太陽表面の観測やコロナ観測に
用いられる特殊な観測機器が有ります。
口径を見てみると大体60mmから80mm辺りが一般的でこれ以上の機器は非常に高価なクラスになります。
重量も大きくなり設営が大変です。 ...鏡筒落としたら大変です！
屈折、反射式に関わらず望遠鏡を評価するうえで先ず口径こそが大きなファクターと成ります。
大きければ大きいほど集光力が大きく目視ではより鮮明に写真ではより高速撮影が可能となります。
ちなみに、綺麗な星雲写真をアルバムなどで見る事があると思いますが、望遠鏡で星雲を見ても
白黒にしか見えません 光が足りなく網膜で色の認識ができないからです。
色を付けるには写真を撮るしかありません。（1mクラスの望遠鏡ならM45で色が認識できるといいます。）
屈折系は反射系に比べ口径に対する価格比が高くなります
一般的に80mmの屈折望遠鏡は200mmの反射望遠鏡より高価です。
それに鏡筒ばかり大きい物を考えていてもそれを支える台座もそれに乗じて大きくならざるをえないので
ことさら高価になってしまいます。
不思議なアルゴリズム！！！
一度入力した式は自動的に解析され式の要素を答えから逆算します。
数値だけの式でも内部では変数として扱いますので式の入力が簡単です。
モールス信号を学習する機能をコンパクトなiPhoneに実現しました。
通勤の移動中にも学習することが出来ます。
モールス信号音をマイクで拾って文字列に復調することも出来ます。
intelli-Morse
iPhone Application
intelli-Calc
iPhone Application
Production PR
屈折式
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