質問: 大きく「反射式」と「屈折式」の2種類に分けられる、夜空の天体を観察する際に使われる道具は何でしょう?
回答: 望遠鏡

タイトル: 反射望遠鏡
反射望遠鏡(はんしゃぼうえんきょう、Reflecting telescope )は、鏡を組み合わせた望遠鏡である。

タイトル: 天体望遠鏡
さまざまな分類法があるが、 ひとつの分類法としては捕らえる電磁波(光を含む)に着目して、光学望遠鏡 / 電波望遠鏡 / X線望遠鏡 / 赤外線望遠鏡 ...などと分類する方法がある。

タイトル: 望遠鏡
レンズ・反射鏡・接眼レンズ・鏡筒をセットにした天文教材。しばしば天体観望用の解説書や星座早見環なども付属。天体観測や天体観望の初心者も使える商品。

タイトル: 観測天文学
ほぼ全ての近代の観測天文学で主要な機器は望遠鏡である。望遠鏡は光を集め、非常に暗い天体を見えるようにし、また小さく遠い天体を拡大する。光学天文学は、非常に精度の高い光学部品を必要とする。例えば、曲がった鏡を作るために、その表面を光の波長程度以内の歪みになるように磨く必要がある。近代の「望遠鏡」の多くは、実際は、その解像度を合わせて開口合成を作るために協調して動く一連の望遠鏡から構成されている。大きな望遠鏡は、気候から守るため及び観測条件を安定化させるためにドームに格納される。例えば、望遠鏡の両端の温度が異なると熱膨張のために構造が変化し、光学素子の位置を変え、像に影響を与える。このため、ドームは通常は明るい白色(酸化チタン(IV))または無塗装の金属である。ドームは、空気が循環し、望遠鏡全体が周りと同じ温度になるように、観測が始まるずっと前の夕方頃に開かれる。

タイトル: 天体望遠鏡
天体望遠鏡(てんたい ぼうえんきょう)とは、天体観測用の望遠鏡。(天体望遠鏡の歴史を踏まえると、可視光をとらえるための天体望遠鏡の歴史が長く、それがオーソドックスではあるが、その後に可視光以外をとらえるための望遠鏡が次々と開発されて多様化してきた歴史があり)最近では光より波長の長い電磁波で見る赤外線望遠鏡、電波望遠鏡なども、また人工衛星に搭載して地球大気外から観測を行うスペーステレスコープ(space telescope。宇宙望遠鏡)も広義の天体望遠鏡に含めている。個人で購入・使用できる小型の光学望遠鏡から、大学、研究機関、行政組織、国際組織などが設置・運用する大型望遠鏡、高性能望遠鏡まで、多様である。太陽については光量が非常に大きく、通常の天体望遠鏡では失明など極めて重大な健康被害を生じるおそれがあるため、専用の太陽望遠鏡を用いる。

タイトル: オーロラ
このバリウムの雲は、赤色と黄色の2色で輝いてから緑色に変わるものと、紫色から青色に変わるものの2種類できる。普通この実験はオーロラの仕組みを調べることよりも、上空の風や電磁場を調べるために行われる。電離するためには太陽光が必要であり、なおかつ人工オーロラの光は太陽光にかき消されるほど弱いので、実験はたいてい宵や明け方に行われる。赤道付近で人工オーロラを発生させると、赤道付近は磁力線が地面とおおよそ並行になっているため、横長なオーロラが出現する。ノルウェーの物理学者クリスチャン・ビルケランドは19世紀末、人工オーロラの発生実験を行った。まず真空状態にした箱の中に蛍光塗料を塗った中空の鉄球を置き、そこへコイルを入れ磁場を作った。そして同じ箱のなかに電極を取り付け陰極とし、電子を鉄球に当てると、鉄球が陽極になって光らせることができた。

タイトル: コロナグラフ
地球軌道は、太陽を中心としたとき、僅かであるが楕円軌道を描いている。離心率にして、0.0167であるため、1.67%程度。太陽からの距離にして、約3%程度の軌道半径が異なる。そのため、約3%程度視直径が変化する。このため、コロナグラフやプロミネンスグラフを用いて、太陽表面活動を観察する際には、遮光円盤を取り替えて観測する必要がある。日食では、月及び太陽からの距離によって、金環日食や皆既日食が観測できるが、本装置の場合には、コロナ観測を目的としているため、遮光円盤を取り替える必要がある。遮光円盤は、リングフィルターや三角錐状の遮光器具から出来ている。

タイトル: ドラえもんのひみつ道具 (て)
天体けんび鏡(てんたいけんびきょう)は、「あべこべ惑星」(てんとう虫コミックス17巻に収録)に登場する。「天球儀」を観察する道具。顕微鏡で小さなものを覗くように天球儀に当てることで、天球儀の中の星々を実際の宇宙の星と同様に見ることができる。倍率を上げれば、惑星上の陸地の形をも観察することができる。原作では小さな接眼レンズで同時に1人しか観察できないが、アニメ第2作第2期ではノートを開いた位の大きさの画像パネルで2人以上同時に観察できる。

タイトル: 流星眼視観測
バックグラウンドの流星の数に対し、放射状に飛ぶ成分が卓越していると、概して新たな流星群の存在の証明となっているのである。また上記の諸特徴の情報が、総じて、同一群として矛盾がないかどうかで確認される。以上の流星眼視記録観測が、日常不意に出た火球や隕石について多くの市民によって行われると、たいへん貴重な情報となる。特に隕石の場合、普通の流星眼視記録観測の要領で観測された情報から、隕石の軌道がかなり詳しく推定できるためである。2007年9月1日晩に出現が予想されているぎょしゃ座流星群の突発にはこの観測法が最も適していると思われる。流星の出現数の動向、平たく言えば「たくさん飛んだかどうか」を眼視で確認する観測である。視覚的に観測可能な明るさの流星について行われるものである。

タイトル: ブレーズド回折格子
エシェル回折格子は特殊な形のブレーズド回折格子である。エシェル回折格子は、特に大きなブレーズ角(>45°)によって特徴付けられる。したがって、光は三角形の格子線の長い面ではなく短い面に当たる。エシェル回折格子は大部分はより大きな線間隔で製造されるが、より高い回折次数に対して最適化される。エシェル回折格子は惑星探索天文学において有用であり、HARPSの分光器で使われている。

タイトル: 気象観測
一方で、1908年には色の付いた気球を飛ばし、1台ないし複数台の測風経緯儀で目視で気球を追跡して風向・風速を観測する測風気球(パイロットバルーン)観測も始まり、同様に気球を飛ばして雲量を目視で観測する測雲気球観測も行なわれたが、目視観測は天候不順や夜間は観測できないため、夜間は気球に豆電球を点して飛ばしたり、小型の無線発信器を気球に付けて飛ばし、地上で電波の強弱で風向・風力を調べることも行なわれた(現在ではレーウィンゾンデからの電波を自動追跡する方向探知器やGPSゾンデの観測結果により風向・風速を観測することができる)。1950年代後半以降は気球の特殊観測装置を搭載したオゾンゾンデや露点ゾンデ、観測ロケットで気球で届かない高高度の成層圏全体の観測を行なうロケットゾンデ、台風の目の中に飛行機などから投下して観測するドロップゾンデなども登場している。

タイトル: 測光 (天文)
その最も単純な手法は開口測光(aperture photometry)で、天体を中心とする開口内のピクセルのカウント数を合計し、開口の周辺の平均的なカウント数に開口のピクセル数を掛けたものを空の明るさとして差し引く。こうして求められるのは、目標天体の生の明るさを示す数値である。例えば球状星団のような、非常に混んでいる領域で測光を行う場合は、恒星の像が大幅に重なり合っていることがあるので、それらを分離する手法を用いる必要がある。星像にPSFの輪郭を当てはめることで、個々の恒星の明るさを推定するPSF測光が、その代表的な手法である。銀河などのように広がった天体では、銀河全体で合計した明るさよりも、銀河内における明るさの空間分布の方が重要であることは少なくない。

タイトル: 地球照
地球照は、地球で反射した太陽光が、月を照らすことによって生じるものである。この現象は、地球で反射した太陽光が月にまで達し、その光がさらに月面で反射され、再度地球にまで戻ってくることによって生じる。 月は大気や雲がなく岩石のみであり、満月が明るく見えるといっても、月のアルベド(反射能)は7%程である。それに対して地球(月から望む“満地球”)は面積で約13.5倍大きく、アルベドが37%(雲や氷雪が良く光を反射する)である。月から望む“満地球”は、地球から望む満月の70倍も明るいことになる。

タイトル: 高精度視線速度系外惑星探査装置
通常のHARPSの観測ではカセグレン焦点で集めた観測対象の非偏光が単純に接続ユニットと光ファイバーを通じてHARPSの本体に送られるが、 HARPSpolはカセグレン焦点の非偏光から互いに直交する偏光軸を持つ2つの偏光を抽出して2本の光ファイバーを通じてHARPSに送信することで偏光観測が可能となる。HARPSpolには直線偏光と円偏光の観測モードが存在する。 HARPS本体に入射して以降は非偏光/偏光で経路や処理の違いはない。HARPSpolはの登場により初めて南半球でESPADOnSと同等の偏光分光観測が可能となった。 2010年に完成したHARPSpolはESPaDOnSやNarvalが行っていた恒星磁場の大規模サーベイ「MiMeS」に加わった

タイトル: 変光星
恒星の外層や大気の爆発によって変光する星で、変光に規則性が見られない。星の表層が周期的に膨張・収縮することにより、変光する星。回転変光星 (rotating variable)は、星の表面の明るさの分布が一様でないとき、星の自転に伴って明るさが変化して見える星。りょうけん座α型(ACV)、りゅう座BY型(BY)、楕円体状変光星 (ellipsoidal variable) (ELL)、かみのけ座FK型(FKCOM)、パルサー(PSR)、連星で反射(R)、おひつじ座SX型(SXARI)の7種類に細分類される。回転変光星の変光範囲は小さいものが多いので、眼視観測には適さない。突発的に増光する星で、新星(N)、新星状変光星(NL)、超新星(SN)、矮新星(UG)、アンドロメダ座Z型(ZAND)に細分類される。

タイトル: 月の光
月の光(つきのひかり)は、太陽の光を反射した月の光のことであり、月光(げっこう)、月明かり(つきあかり)、月下/月華(げっか)、月影(つきかげ)等とも言う。英語では moonlight(ムーンライト)。0.2ルクス程度の明るさで、夜空にひときわ明るく輝いている。その光は、おおよそ38万km離れた月面より反射され、地球に至る。月齢によって様々に変化する様子や、しかしはかなげな光は古くから神秘的なものととらえられてきた。西洋では芸術作品、特に音楽の世界で月の光をモチーフにした曲が多く存在している。

タイトル: 反射
光は物体に当たると特殊な場合(屈折率が等しい場合や完全に黒色の物体)を除いて表面ではね返る。これを光の反射という。光の反射には、光が一方向にはね返る鏡反射と四方八方にはね返る乱反射がある。鏡反射では反射する光の入射角と反射角は等しいという、反射の法則が成り立つ。入射角と反射角は、それぞれの光の進行方向と境界面の垂線との間の角度として定義される。説明図における左の α が入射角、右の α が反射角である。なお、歴史的な事情から電気工学から発展した電磁気学においては、この入射角と反射角が反射面に対する角度として定義されることがある。ただ、いずれにしても入射角と反射角が等しいということに変わりはない。完全に滑らかな面では一定の方向から入射した光は一定の方向に反射するが、現実の物体では必ずしもそうなっておらず乱反射する。

タイトル: ヘリオスタット
そして、直線CEが鏡Xの反射面の法線となり、且つ、線分BEの長さが線分BCの長さと等しくなるように、棹DBCと棹DEを調節すると、光の反射方向はBEと平行となり、この向きは時間が経っても変化しなくなる。原理さえ満たせばヘリオスタットは作れるので、その設計には無数の変形が考えられる。しかし、実際に装置として製作されるものは、特に科学的な観測や実験用途では、最も簡潔な極軸ヘリオスタットか、視野が回転しないシーロスタットが選択されている。極軸ヘリオスタットは、平面鏡による光の反射方向を、極軸方向に固定する機構である。極軸ヘリオスタットの利点は、設計を簡略化しやすい点にある。極軸(回転軸)と平面鏡、そして平面鏡の角度調節機構を備えていれば、極軸ヘリオスタットは実現できる。

タイトル: Phongの反射モデル
物体表面上の点からそれぞれの光源 (light) への方向ベクトルを L {\displaystyle L} と置き、この表面上の点における法線 (normal) を N {\displaystyle N} 、面上のその点において光線が完全に反射 (reflect) される方向を R {\displaystyle R} とする。そして、(仮想的なカメラのような) 視点 (view) に向かう方向を V {\displaystyle V} とする。表面上の各点における陰影つまり光の強度 I p {\displaystyle I_{p}} は、次の方程式を用いて計算できる。これがPhongの反射モデルである。拡散反射光の項は視点の方向 V {\displaystyle V} には影響を受けない。拡散反射光の項はその点から視点方向を含むすべての方向について等しいからである。

タイトル: 流星電波観測
送信電波が流星の電離柱に斜めに入射して、入射角=反射角で散乱される。送信している送信局と受信局が異なる位置になる。つまり、電離柱に対する入射角で受信地が決まる。電波を送信して自ら受信する送信局と受信局が同じになる。この観測では電離柱に対して垂直に当たることが条件。電波を発信してから、その電波が戻ってくるまでの時間を測定することによって、その物体への距離を測定することができる。

タイトル: 観測天文学
同時に生成し、同じような環境にある同じ質量の恒星は、観測上の特徴も似る傾向にある。球状星団のように密接に関連した恒星の質量の観測は、恒星の種類の分布を構築するデータを提供する。遠い銀河や活動銀河核の観測は、全体的な形や性質、属する銀河団等を明らかにする。別の銀河に存在するある種の変光星や光度が既知の超新星は、標準光源とされ、属する銀河までの距離を推測する手がかりとなる。宇宙の膨張により、遠い銀河のスペクトルは距離に応じて偏移し、銀河の視線速度のドップラー効果によって変化する。銀河の大きさと赤方偏移は、銀河までの距離を推測するのに用いられる。多数の銀河の観測は赤方偏移サーベイと呼ばれ、銀河の形成と進化のモデル化に用いられる。

タイトル: はちぶんぎ座
この星座のモチーフとされた八分儀は、天体の水平線からの高度や離角を観測するために用いられた測角器である。角度45°の扇型の本体に2枚の平面鏡が取り付けられた構造となっており、1730年にイギリスのジョン・ハドリーによって発明された。はちぶんぎ座は、18世紀半ばにニコラ・ルイ・ド・ラカーユによって考案された。初出は、1756年に刊行された1752年版のフランス科学アカデミーの紀要『Histoire de l'Académie royale des sciences』に掲載された星図で、八分儀の星座絵とフランス語で「反射式八分儀」という意味の l’Octans de Reflexion という名称が描かれていた。

タイトル: 月
月の明るさは満月で-12.7など、半月でも-10等前後に達し、夜間における最も明るい天然光源である。地球上から月を観察すると、月の大きさが変わっているように見えることがある。空高くに位置する場合と地平線または水平線近くに位置する場合とは、明らかに大きさに変化があり、前者の場合は小さく見え、後者の場合は大きく見える。この現象は人間の目の錯覚によるものである。カメラとは異なり、人間の目は視界に入るすべての物体を鮮明に見るべく、常に焦点位置を調節し、脳で画像を合成している。このため近場から遠方に連なる風景の先端に月が見える場合,ズームレンズを動かしながら見るように、人の認識する月が巨大化する。逆に空高くに位置する場合は、比較となる対象物が存在しないために、小さく(実質的な目視上のサイズとして)見えるのである。実際の月の視直径は、腕を伸ばして持つ五円玉の穴の大きさとほぼ同じである。

タイトル: 光条
例を挙げると、月の海に噴出した玄武岩の溶岩がそれである。このような物質は天体の地表において暗い筋を作ることになる。熱的な「光」条(周辺と温度的に異なっている筋)はテミスの赤外線観測によって火星面で発見されている。これは、特に夜間、火星面が赤外線を放射しない時に観測されやすい。光条を成す層と別の層の重なり具合は、クレーターの形成年代を推定する指標となる。地質学的な年代を経ると、様々な要因で光条は風化するからである。月のように大気が無い天体においては、降り注ぐ宇宙線や宇宙塵が光条のアルベドと下層の物質のアルベドを均一化する。特に宇宙塵は低アルベドのレゴリスを融解させガラスのようにする。溶岩や別のクレーターによって覆われることもある。

タイトル: ボートル・スケール
ボートル・スケール (The Bortle scale ) は、ある地域の夜天光の明るさを測るための9段階の数値スケールである。どの程度の明るさの天体が観測できるか、また光害の悪影響がどのくらいあるかを計量することができる。アメリカのアマチュア天文家ジョン・E.ボートルによって、スカイ&テレスコープ誌2001年2月号に、アマチュア天文家が天体観測場所の空の暗さを評価するのを助け、また観測地毎の空の暗さを比較するための尺度として公表された。ボートル・スケールは、地球上で最も暗い夜空であるクラス1から都市中心部のクラス9までの9段階で示され、肉眼で見ることができる星の明るさ(NELM)の目安にもなる。ただし最近の研究においては、スケールの精度と有用性が疑問視されている。

タイトル: 光球
太陽以外の恒星にも光球は存在し、その温度は太陽より低温のものから高温のものまで様々である。粒状斑は小さすぎるため観測不能だが、恒星の自転に伴う周期的な光度の変化から黒点や白斑の存在が知られている天体もある。

タイトル: 全反射
全反射(ぜんはんしゃ、英語: total reflection)は、物理学(光学)でいう反射の一例である。屈折率が大きい媒質から小さい媒質に光が入るときに、入射光が境界面を透過せず、すべて反射する現象を指す。ただし、エバネッセント光は低屈折率の媒質に浸透するが、1波長程度の距離で指数関数的に減少するため肉眼では確認できない。入射角がある一定の角度以上の場合、境界面を透過することができず、全反射がおこる。この角度のことを臨界角という。