シュミットカメラ
シュミットカメラの図
ブロルフェルド天文台にある1966年の77cmシュミット望遠鏡には、もともと写真フィルムが装備されていました。エンジニアがここでフィルムボックスを見せています。このフィルムボックスは、望遠鏡の中央（望遠鏡の主焦点）にあるロッカーの後ろに設置されました。

シュミットカメラ（シュミット望遠鏡とも呼ばれる）は、収差を最小限に抑えながら広い視野を提供するように設計されたカタディオプトリック天体写真望遠鏡です。この設計は1930年にベルンハルト・シュミットによって発明されました。

注目すべき例としては、サミュエル・オシン望遠鏡（旧パロマー・シュミット望遠鏡）、英国シュミット望遠鏡、そして欧州南天天文台シュミット望遠鏡が挙げられます。これらは1950年から2000年まで全天写真画像の主要な情報源であり、その後電子検出器が主流となりました。近年の例としては、ケプラー宇宙望遠鏡による太陽系外惑星探査機が挙げられます。

その他の関連する設計としては、ライトカメラとルリー・ホートン望遠鏡があります。

発明とデザイン

シュミットカメラは、エストニア系ドイツ人の光学技術者ベルンハルト・シュミットによって1930年に発明されました。 [ 1 ]その光学部品は、容易に製造できる球面主鏡と、主鏡の曲率中心に配置されたシュミット補正板と呼ばれる非球面補正レンズです。フィルムなどの検出器は、カメラ内部の主焦点に配置されます。この設計は、コマ収差と非点収差を抑制しながら、非常に高速な焦点比を可能にすることで知られています。[ 2 ]

シュミットカメラは焦点面が非常に大きく湾曲しているため、フィルム、プレート、その他の検出器もそれに応じて湾曲させる必要がある。検出器自体が湾曲している場合もあれば、平らな媒体を固定クリップやボルト、あるいは真空引きによって焦点面の形状に機械的に合わせる場合もある。フィルムプレートや検出器の前に平凸レンズを配置する最も単純な形態のフィールドフラットナーが使用されることもある。この設計では補正プレートが主鏡の曲率中心に位置するため、広視野望遠鏡の場合、鏡筒の長さが非常に長くなる可能性がある。[ 3 ]また、フィルムホルダーや検出器の遮蔽物が鏡筒アセンブリの中間の焦点位置に取り付けられているため、わずかな光が遮られ、遮蔽物とその支持構造による回折効果によって像のコントラストが低下するという欠点もある。 [ 4 ]

シュミット補正板

シュミット補正板の誇張された断面。実際の曲線は視覚的に検出するのが難しく、補正板は光学的に平坦な窓のように見える。[ 5 ]

シュミット補正板は、シュミット式またはシュミット・カセグレン式望遠鏡の球面主鏡によって生じる球面収差を補正する非球面レンズである。 1931年にベルンハルト・シュミットによって発明されたが[ 6 ] 、フィンランドの天文学者ユルヨ・ヴァイサラが1924年に独自に発明した可能性もある（そのため、シュミット・ヴァイサラ・カメラと呼ばれることもある）。 [ 7 ]シュミットは当初、広視野写真用カタディオプトリック望遠鏡であるシュミット・カメラの一部としてこれを導入した。現在では、球面主鏡を用いる他のいくつかの望遠鏡設計、カメラレンズ、画像投影システムに用いられている。

関数

球面鏡のみを使用した光学系の例 (上) と、球面鏡とシュミット補正板を組み合わせた光学系の例 (下)。

シュミット補正板は、前置される球面主鏡の球面収差と等しく、かつその逆の球面収差を持つ非球面レンズであるため機能します。純粋なシュミットカメラの場合は鏡の曲率中心「 C 」に、シュミットカセグレンの場合は主焦点のすぐ後ろに配置されます。シュミット補正板は、中央と端が厚くなっています。これにより光路が補正され、鏡の外側から反射された光と内側から反射された光が同じ焦点「F」に集まります。シュミット補正板は球面収差のみを補正します。システムの焦点距離は変化しません。

製造

シュミット補正板は様々な方法で製造できます。最も基本的な方法は「古典的アプローチ」と呼ばれ、[ 8 ]特殊な形状とサイズの工具を用いて、非球面形状を研磨・研削し、平らなガラス板に直接補正板を成形する方法です。この方法では、補正板を製造する光学技術者に高度な技能と訓練が求められます。[ 8 ] [ 9 ]

シュミット自身は、補正板に必要な複雑な形状を作り出すための、2つ目の、より洗練された方式を考案した。[ 10 ] 両面が完璧に研磨された正確な平面を持つ薄いガラス板を、重くて硬い金属製の皿の上に置いた。ガラス板の縁の周りの皿の上面は、使用されているガラスの種類の弾性係数に基づいて、正確な角度、つまり斜面に研磨された。ガラス板は皿の研磨された縁に密着させられた。次に、真空ポンプを使用して、皿の中央にある小さな穴から皿とガラスの間の空気を特定の負圧に達するまで排出した。これにより、ガラス板がわずかに反った。次に、露出したガラスの上面を研磨して球面状にした。[ 8 ]真空が解放されると、板の下面は元の平面に戻り、上面はシュミット補正板に必要な非球面形状になった。シュミットの真空成形法は、今日ではほとんど使用されていない。一定の真空状態で形状を維持するのは困難であり、Oリングシールの誤差やプレートの裏側の汚染によっても光学誤差が生じる可能性がある。[ 8 ]また、焦点比f/2.5以上の望遠鏡では、ガラスプレートが曲がって曲線が生じるほどに曲がると破損する恐れがある。 [ 11 ]また、焦点比が速い場合、得られる曲線は十分に正確ではなく、追加の手作業による修正が必要となる。

3つ目の方法は、1970年にトム・ジョンソンとジョン・オルークがセレストロン社のために発明したものです[ 8 ] [ 12 ]。これは、真空パンの底部に正しい曲線形状が予め成形された「マスターブロック」と呼ばれる真空パンを使用します。その後、上部の露出面を平らに研磨することで、真空を解除すると正しい形状の補正板が作成されます[ 8 ] 。これにより、正確な真空をかけて形状を保持する必要がなくなり、同じ形状の補正板を大量生産できるようになります[ 9 ] 。

シュミット補正板の製造に伴う技術的な困難さから、ドミトリ・ドミトリエヴィッチ・マクストフやアルバート・バウワースなどの設計者は、より従来的なメニスカス補正レンズを使用した代替設計を考案しました。 [ 13 ]

アプリケーション

ドイツ、テューリンゲン州タウテンブルクのカール・シュヴァルツシルト天文台にある直径2 メートルのアルフレッド・イェンシュ望遠鏡は、世界最大のシュミット カメラです。

シュミットカメラは広い視野を持つことから、主に天文調査、彗星や小惑星の探査、新星パトロール など、広範囲の天空をカバーする必要がある研究プログラムのための調査機器として利用されています。

さらに、シュミット カメラとその派生設計は、人工衛星の追跡に頻繁に使用されます。

地上ベース

最初の比較的大型のシュミット望遠鏡は、第二次世界大戦直前にハンブルク天文台とパロマー天文台に建設されました。1945年から1980年の間に、世界中でさらに8基ほどの大型（1メートル以上）のシュミット望遠鏡が建設されました。[ 14 ]

特に有名で生産性の高いシュミットカメラは、 1948年に完成したパロマー天文台のオシン・シュミット望遠鏡です。この機器は、ナショナル ジオグラフィック協会 – パロマー天文台スカイサーベイ(POSS、1958)、POSS-II サーベイ、パロマー – ライデン (小惑星) サーベイなどのプロジェクトで使用されました。

ラ・シヤに1メートル・シュミット望遠鏡を配備したヨーロッパ南天天文台と、サイディング・スプリング天文台に1.2メートル・シュミット望遠鏡を配備した英国科学研究会議は、第1回パロマー・スカイサーベイを補完する共同スカイサーベイを実施しました。ただし、南半球に焦点を当てたサーベイでした。このサーベイ中に開発された技術改良は、第2回パロマー天文台スカイサーベイ（POSS II）の開発を促しました。[ 15 ]

ローウェル天文台の地球近傍天体探査（LONEOS）で使用されている望遠鏡もシュミットカメラです。カール・シュヴァルツシルト天文台のシュミット望遠鏡は、世界最大のシュミットカメラです。

宇宙ベース

シュミット望遠鏡は、欧州宇宙機関（ ESA）のヒッパルコス衛星（1989～1993年）の心臓部でした。この望遠鏡はヒッパルコス・サーベイで使用され、100万個以上の恒星の距離を前例のない精度で測量しました。この測量には、11等級までの恒星の99%が含まれていました。この望遠鏡に使用された球面鏡は非常に高精度で、大西洋の大きさに拡大すると、表面の凹凸は約10cmの高さになります。[ 16 ]

ケプラー光度計は、NASAのケプラー宇宙望遠鏡（2009～2018年）に搭載されており、宇宙に打ち上げられた最大のシュミットカメラです。

その他のアプリケーション

1977年、ヤーキス天文台では小型のシュミット望遠鏡を使用して、惑星状星雲NGC 7027の正確な光学位置を導き出し、写真と電波地図を比較できるようにしました。[ 17 ]

1970年代初頭、セレストロンは8インチシュミットカメラを販売しました。このカメラは工場でピント調整が行われ、膨張係数の低い素材で作られていたため、現場でピント調整する必要がありませんでした。初期のモデルでは、フィルムホルダーにフィルムが1枚しかセットできなかったため、35mmフィルムを1枚ずつ切り取って現像する必要がありました。セレストロンシュミットカメラは約300台製造されました。

シュミットシステムは人気があり、逆の用途でテレビ映写システムに使用され、特にヘンリー・クロスによるアドベント設計が有名です。[ 18 ]大型のシュミットプロジェクターは劇場で使用されましたが、8インチほどの小型のシステムは家庭用やその他の小規模な会場向けに作られました。

シュミットカメラのリスト

天文台 位置 絞り 建設された 用途 注記
パロマーアメリカ合衆国46センチメートル1936概念実証北米初
ハンブルクドイツ60センチメートル1930最初のシュミットカメラベルンハルト・シュミットによって建造された
パロマーアメリカ合衆国122センチメートル1948パロマー天文台のスカイサーベイサミュエル・オシン望遠鏡
ラ・シヤチリ100センチメートル1971年[ 19 ]南天の調査ESO 1メー​​トルシュミット[ 20 ]
ビュラカンアルメニア102センチメートル[ 21 ]1961年[ 21 ]マルカリアン銀河調査–
カール・シュヴァルツシルトドイツ134センチメートル1960広域調査アルフレッド・イェンシュ望遠鏡[ 22 ]
アジアーゴイタリア67センチメートル[ 23 ]1966年[ 23 ]彗星と小惑星の研究–
カラル・アルトスペイン80センチメートル[ 24 ]1955年[ 24 ]ヨーロッパの天体調査1980年にハンブルクから移転[ 24 ]
木曽日本105センチメートル[ 25 ]1974年[ 25 ]超新星と変光星の研究–
コンコリハンガリー60センチメートル1962小惑星研究ピシュケステテー駅
サイディングスプリングオーストラリア120センチメートル[ 26 ]1973年[ 26 ]南天の調査英国シュミット望遠鏡[ 26 ]
ウプサラスウェーデン85センチメートル1963年[ 27 ]北天の調査クヴィスタベリ駅にて
ケプラー宇宙ベース95センチメートル2009太陽系外惑星の検出ケプラー光度計

派生デザイン

レンズレス・シュミット

1930年代、シュミットは、低速（数値的に高いF値）カメラにおいて、補正板を鏡の曲率中心に設けた単純な絞りに置き換えることができることに着目しました。この設計は、視野角5°のパロマー・シュミットの1/8スケールの実用モデルの作成に用いられました。[ 28 ]この構成は「レンズレス・シュミット」というレトロニックネームで呼ばれています。

シュミット・ヴァイサラ

ユルヨ・ヴァイサラは、ベルンハルト・シュミットの「シュミットカメラ」に類似した「天体カメラ」を当初設計しましたが、その設計は未発​​表でした。ヴァイサラは1924年の講義ノートに「問題のある球面焦点面」という脚注を付けてこの設計について言及しています。シュミットの論文を目にしたヴァイサラは、すぐに着手し、両凸レンズをフィルムホルダーの少し手前に配置することで、シュミットの設計における視野平坦化の問題を解決しました。このシステムは、シュミット・ヴァイサラカメラ、あるいはヴァイサラカメラとも呼ばれています。

ベイカー・シュミット

1940年、ハーバード大学のジェームズ・ベイカーはシュミットカメラの設計を改良し、凸面鏡を備えた副鏡を導入しました。副鏡は光を主鏡に向けて反射しました。写真乾板は主鏡の近くに設置され、天空に向けられました。この改良型はベイカー・シュミットカメラと呼ばれています。

ベイカー・ナン

スミソニアン衛星追跡プログラムで最初に使用されたベイカー・ナンカメラの1つ
使用中のベーカー・ナン衛星追跡カメラ。

ベイカー・ナン設計は、ベイカーとジョセフ・ナンによって考案され、ベイカー・シュミットカメラの補正板を、カメラの焦点に近い位置に配置した小型のトリプレット補正レンズに置き換えたものである。このカメラは、シネマスコープ55の映画撮影プロセスに由来する55mm幅のフィルムを使用した。[ 29 ] [ 30 ] 20インチ口径のf/0.75ベイカー・ナンカメラ12台（それぞれ3.5トンの重量で、天空の衛星を追尾できる多軸マウントを含む）は、 1958年6月から[ 31 ] 1970年代半ばまで、スミソニアン天体物理観測所で人工衛星の追跡に使用された。 [ 32 ]

いくつかのベイカー・ナン望遠鏡は衛星追跡の時代が終わった後、天文学的な用途に再利用されました。[ 33 ]

メルセンヌ＝シュミット

ナイニ・タル（インド）のベーカー・ナン・カメラの55mmフィルムリールからの画像。人工衛星はオペレーターによって黒く丸で囲まれている。2024年にボッソン氷河で発見された。このフィルムは、1966年1月24日にモンブランに墜落したエア・インディア101便に搭載されていた。 [ 34 ]

メルセンヌ・シュミットカメラは、凹面放物面の主鏡、凸面球面の副鏡、そして凹面球面の三次鏡で構成されています。最初の2枚の鏡（メルセンヌ構成）は、従来のシュミットカメラの補正板と同じ機能を果たします。この形態は1935年にポールによって発明されました[ 35 ]。 その後、ベイカーによる論文[ 36 ] で、同様の構成ですが焦点面が平坦なポール・ベイカー設計が発表されました[ 37 ] 。

シュミット・ニュートン

シュミット設計の光軸に対して 45° の平面二次鏡を追加すると、シュミット・ニュートン式望遠鏡が作成されます。

シュミット・カセグレン

シュミット設計に凸面の二次鏡を追加して、主鏡の穴を通して光を導くと、シュミット・カセグレン望遠鏡が完成します。

最後の 2 つの設計は、コンパクトでシンプルな球面光学系を使用しているため、望遠鏡メーカーに人気があります。

参照

注釈と参考文献

  1. ^ ast.cam.ac.uk (ケンブリッジ大学天文学研究所 (IoA)) –シュミットカメラ
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  3. ^ 「Telescope Optics – Schmidt」。2009年10月20日時点のオリジナルよりアーカイブ。2014年10月1日閲覧。
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  6. ^ライト, フランクリン B. (1959). 「補正レンズを用いたアプラナティック反射鏡の理論と設計」.インガルス, アルバート G. (編). 『アマチュア望遠鏡製作の高度化』.サイエンティフィック・アメリカン. pp.  401– 409.
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さらに読む

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