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　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。