Die ersten Teleskope wurden aus Linsen gebaut. Lichtstrahlen werden durch das Glas gebrochen. Aufgrund der Dispersion haben rotes und blaues Licht unterschiedliche Brennweiten. Diese Farbfehler werden durch Achromaten und Apochromaten korrigiert.
Das Objektiv eines Achromaten wird aus zwei Linsen aus Kronglas und Flintglas zusammengesetzt. Durch die unterschiedlichen Brechungsindizes wird die chromatische Aberration korrigiert.
Für noch höhere Ansprüche wurden Apochromaten mit wenigstens drei Linsen im Objektiv entwickelt.
Refraktoren, Reflektoren und katadioptrische Teleskope
Katadioptrische Teleskope sind Spiegelteleskope, die auch Linsen verwenden. Dadurch ist ihre Bauweise äußerst kompakt mit sehr geringer Länge.
Simulationen:
Im Gegensatz zu Linsenfernrohren gibt es bei Spiegelteleskopen keine Farbfehler.
Newton- und Cassegrain-Teleskope sind die beiden Grundformen der Spiegelteleskope. Der konkave Hauptspiegel fokussiert die Lichtstrahlen. Newton benutzte einen sphärischen Hauptspiegel. Jedoch sammelt dieser das Licht nicht in einem Punkt, sondern entlang der Katakaustik. Diese sphärische Aberration wird durch einen parabolischen Spiegel gelöst.
Der Fangspiegel lenkt die Lichtstrahlen aus dem Tubus heraus. Jedoch verdeckt er teilweise das einfallende Licht. Dadurch diese Obstruktion verliert das Spiegelteleskop an Kontrast.
Danksagung Christof Plicht
Astrofotografie war in meiner Jugend in den 80ern mein leidenschaftliches Hobby.
Seit 2022 verfolge ich mein Projekt Wandern trotz Gehbehinderung. Dabei erwandern wir dank eines Klappstuhls Aussichtstürme im Weser-Leine-Bergland. So lernte ich den Gelben Turm in Hildesheim kennen. Obenauf befindet sich eine Volkssternwarte. Nachfolgend eine Aufnahme vom Spiegelteleskop.
Cassegrain-Teleskop mit Sucherfernrohren
Gleich zweimal ermöglichte uns Christof Plicht das Besteigen des Gelben Turms samt Beobachtungen von Venus, Saturn und den Sonnenflecken. Damit entfachte er in mir mein Jugendhobby von neuem. An einen Spruch erinnere ich mich immer wieder:
Jedes Fernrohr hat seinen Sternenhimmel.
Für sein unnachahmliches Engagement möchte ich mich bei Herrn Plicht posthum nochmals ganz herzlich bedanken. Ein Vorbild.
Bauweisen Tabellarische Übersicht
Die wichtigsten Typen an Spiegelteleskopen:
Fangspiegel hinter dem Primärfokus:
Spiegelteleskop mit optischer Achse
Die folgende Tabelle bietet einen chronologischen Überblick über die wesentlichen Schritte der Entwicklung von Teleskopen.
| Teleskope | Informationen | |
|---|---|---|
| Refraktoren: Linsenteleskope | ||
| 1608 | Galilei-Teleskop |
Galileo Galilei
1564−1642
Okular: Streulinse = konkav => Bild ist aufrecht und seitenrichtig |
| 1610 | Kepler-Teleskop |
Johannes Kepler
1571−1630
Okular: Sammellinse = konvex => Bild steht auf dem Kopf (gedreht) |
| Reflektoren: Spiegelteleskope | ||
| 1663 | Gregory-Teleskop |
James Gregory
1638−1675
optische Achse: geradsichtige Spiegeloptik aus zwei Hohlspiegeln => Öffnung im Primärspiegel => konkaver Fangspiegel hinter Primärfokus => Bild ist aufrecht und seitenrichtig
▪ Primärspiegel: parabolisch
1673 erste Realisierung durch Robert Hooke.
▪ Fangspiegel: elliptisch Newton- und Gregory-Teleskope:
▪ kurze Brennweiten
▪ hohe Lichtstärken |
| 1668 | Newton-Teleskop (I) |
Isaac Newton
1642−1726
Newton selber benutzte noch einen sphärischen Hauptspiegel |
| 1672 | Cassegrain-Teleskop |
Laurent Cassegrain
1629−1693
▪ Primärspiegel: parabolisch konkav ▪ Fangspiegel: hyperbolisch konvex
▪ sehr lange Brennweite: f/10 und größer
Wichtigste Fehler: ▪ sehr kurze Bauweise: kompakt+leicht ▪ Öffnungsfehler, Koma, Bildfeldkrümmung |
| 1721 | Newton-Teleskop (II) => Hadley |
John Hadley
1682−1744
parabolischer Hauptspiegel => keine sphärische Aberration 1930: Schmidt-Platte |
| Anfang 20. Jhd |
RC-Cassegrain -Teleskop |
George Willis Ritchey
1864−1945 Henri Chrétien 1879−1956 ▪ beide Spiegel sind hyperbolisch (komafrei) ▪ Eliminierung der optischen Restfehler ▪ 3x größeres Bildfeld als bei Cassegrain |
|
katadioptrische Systeme:
Korrektorplatte trägt Fangspiegel
▪ Katoptrik = Lehre von Reflexionen
▪ Dioptrik = Lehre von Lichtbrechungen |
||
| 1930 | Schmidt-Platte |
Bernhard Schmidt
1879−1935
Schmidt-Newton-Teleskop bzw. Schmidt-Cassegrain-Teleskop:
▪ sphärischer Hauptspiegel
=> fehlerfreies Bildfeld stark erweitert ▪ Korrektorplatte behebt sphärische Aberration => Schmidt-Kamera: Durchmusterung des Sternenhimmels |
| 1941 | Miniskus-Linse |
Dmitri Maksutow
1896−1964
Maksutow-Cassegrain-Teleskop:
▪ sphärischer Hauptspiegel
Unabhängig voneinander entdeckt:
▪ Korrektorplatte behebt sphärische Aberration ▪ konvexer Fangspiegel ▪ Kurt Penning 1941 angemeldet ▪ Albert Bouwers 1945 angemeldet ▪ Dennis Gabor |
| Schiefspiegler: keine Obstruktionen | ||
| TCT |
Tilted Component Telescope
1) Kutter-Schiefspiegler: Zickzack-Strahlengang 2) Jolo-Schiefspiegler: kreuzender Strahlengang 3) Multi-Schiefspiegler: 3 Spiegel, der zweite/mittlere zweifach benutzt (Wolter-Teleskope) |
|
Objektive & Okulare
Eine wichtige Kenngröße eines Teleskops ist der Durchmesser des Objektivs. Je größer der Durchmesser, desto mehr Licht wird eingefangen, umso lichtschwächere Himmelsobjekte können erkannt werden. Diese Kenngröße heißt Öffnungsverhältnis F:
F = Brennweite f / Durchmesser D
Für die Beobachtung von Planeten benötigt man eine große Vergrößerung und damit eine große Brennweite. Ein Teleskop mit einer Brennweite f = 2250 mm und einem Durchmesser D = 150 mm besitzt ein Öffnungsverhältnis
2250/150 = F/15
Für die Beobachtung des großflächigen Orionnebels benötigt man eine geringe Vergrößerung. Ein Teleskop mit 760 mm Brennweite bei einer Öffnung von 152 mm besitzt ein Öffnungsverhältnis
760/152 = F/5
Dies bedeutet, dass die Verschlusszeit der installierten Kamera kürzer gewählt werden kann. Daher ist es ein sogenanntes schnelles Teleskop.
Das Objektiv eines Teleskops ist mit seiner Brennweite f eine konstante Größe. Das austauschbare Okular hingegen definiert mit seiner charakteristischen Brennweite f die Vergrößerung V des Teleskops:
V = fObjektiv / fOkular
Wechselt man das Okular, so muss aufgrund der neuen Brennweite die Schärfe des Bildes naturgemäß wieder neu einstellt werden.
Nun gibt es sogenannte homofokale Okulare. Sie gehören zu einer Serie von Okularen, bei denen der Fokussieraufwand minimal ist. Diese Serien haben i. A. dasselbe scheinbare Gesichtsfeld.
Das geringe Nachfokussieren ist besonders bei Beobachtungen von Planeten von großem Nutzen. In diesem Fall ist die Vergrößerung sehr groß und der Aufbau sehr sensibel. Da wackelt das Teleskop mal schnell, wenn man die Schärfe nachjustiert. Gleiches gilt auch bei der Beobachtung einzelner Mondkrater oder beim Auflösen von Doppelsternen.
Synonym zu homofokal wird auch der Begriff parfokal verwandt.
Fotografie fokal, afokal, Projektion
Bei der Astro-Fotografie unterscheidet man die Kamera mit und ohne Objektiv, und das Teleskop mit und ohne Okular:
| Fokale Fotografie |
|---|
|
Beim Teleskop wird das Okular herausgenommen,
und stattdessen eine Kamera ohne Objektiv eingesetzt.
Das Licht wird vom Objektiv des Teleskops gebündelt
und trifft in seinem Brennpunkt direkt auf den Sensor der Kamera.
|
| Afokale Fotografie |
|
Das Teleskop besitzt Objektiv und Okular.
Eine Kamera ohne Objektiv wird an das Okular gehalten
und fotografiert die Ansicht durchs Okular.
|
| Okular-Projektion |
|
Das Teleskop besitzt Objektiv und Okular.
Eine Kamera mit Objektiv wird an das Okular gehalten
und vergrößert die Ansicht durch das Okular.
Die Nutzung des Smartphones stellt die einfachste Umsetzung dar.
|
Teleskop mit Kamera
Obige Skizzen demonstrieren die fokale und afokale Fotografie wie auch die Okular-Projektion.
Bei der Okular-Projektion ist anzumerken, dass die Gegenstandsweite g immer etwas größer ist als die Brennweite des Okulars. Genau hier lässt sich die Vergößerung stufenlos variieren. Zum anderen wird diese größer bei zunehmender Bildweite a. Für das gesamte System gilt die effektive Brennweite:
feff = fOkular · a/g
Mit der Linsengleichung 1/a+1/g = 1/f erhält man:
feff = fOkular · (a/fOkular−1)
Beim Variieren der Abstände können Abbildungsfehler auftreten. Vignettierung bedeutet eine sichtbare Randabdunkelung auf dem Bild. Um dieses Phänomen zu vermeiden, sollte das Okular eine längere Brennweite besitzen, z.B. ab 25 mm. Ferner sollte es eine möglichst große Eintrittsöffnung aufweisen.
Filter ND, Pol, CLS/UHC
Richtet man das Teleskop auf die Sonne, MUSS vorher ein Sonnenfilter beim Einlass des Lichts ins Teleskop befestigt werden:
Gefahr der Erblindung
Bei einer gewissenhaften Handhabung sollte man sogar den Sucher abbauen.
Zu meiner Jugendzeit gab es einen Sonnenfilter für das Okular. Das gebündelte Sonnenlicht wird dabei auf diesen fokussiert. Der Filter droht aufgrund der Hitze zu platzen kann.
Der Mond reflektiert das Sonnenlicht. Im Teleskop ist seine Strahlkraft so stark, dass man das Bild abdunkel muss. Sogar Jupiter und Saturn überstrahlen ihre Strukturen. Am nahliegendsten ist der Einsatz von Graufiltern.
Die Bezeichnung ND steht für Neutral Density und bezeichnet die optische Dichte. Je größer ND ist, desto weniger Licht kann den Filter passieren, d. h. die Transmission T nimmt ab. Nach jeder Stufe der Verdopplung des Filterfaktors x verdoppelt sich die erforderliche Belichtungszeit.
| ND E=log10(x) |
Faktor x = 2Δn |
Blenden Δn |
Transmission τ = 100% / x |
|---|---|---|---|
| 0,0 | 1 | 0 | 100,0% |
| 0,3 | 2 | 1 | 50,0% |
| 0,6 | 4 | 2 | 25,0% |
| 0,9 | 8 | 3 | 12,5% |
| 1,2 | 16 | 4 | 6,3% |
| 1,5 | 32 | 5 | 3,1% |
| 1,8 | 64 | 6 | 1,6% |
Ein variabler Polarisationsfilter ist neben den Graufiltern eine weitere Möglichkeit, die Helligkeit zu mindern. Dieser besteht aus zwei einzelnen Polfiltern, die man zueinander verdrehen kann. Nach dem Passieren des ersten Polfilters schwingt das Licht nur noch in einer Richtung. Der zweite Polfilter bestimmt dann kontinuierlich den Durchlass des Lichts, je nach Stellung.
Komfortabler sind zwei Single-Polarisationsfilter, die im Strahlengang voneinander getrennt eingebaut werden. Der letzte wird direkt ins Okular geschraubt. Durch Drehen wird die Helligkeit variiert, ohne dass das Okular herausgenommen werden muss. Eine physikalische Visualisierung zur Polarisation befindet sich beim Thema Fototechnik.
Emissionsnebel emittieren Wellen mit charakteristischen Wellenlängen. Dank von Filtern kann man nur diese ins Okular passieren lassen, während alle anderen Wellenlängen blockiert werden. Somit wird der Kontrast erhöht: Der Hintergrund wird schwärzer, während die Emissionsnebel sich stärker abheben.
In einer Großstadt mit viel Lichtverschmutzung wird die Beleuchtung teilweise weggefilter. Die zwei geläufigsten Nebelfilter sind:
| Bedeutung | |
|---|---|
| CLS | City Light Suppression Breitbandfilter |
| UHC | Ultra High Contrast Schmalbandfilter |
Bei Breitbandfiltern ist der Lichtdurchschlupf breiter als bei Schmalbandfiltern. Solche Filter können mehrere Fenster aufweisen. Bei Linienfiltern wird nur eine Wellenlänge durchgelassen. Hierbei wird die Durchlassbreite von ein paar wenigen Nanometern (nm) angegeben.
| Ionen | λ | |
|---|---|---|
| Wasserstoff | H-α H-β |
656,3 nm 486,1 nm |
| Sauerstoff | O-III_1 O-III_2 |
495,9 nm 500,7 nm |
| Schwefel | S-II_1 S-II_2 |
671,7 nm 673,1 nm |
| Stickstoff | N-II_1 N-II_2 |
654,8 nm 658,3 nm |
Mit roten, orangenen, gelben, grünen, blauen und violetten Filtern kann man z. B. die Bänderstruktur auf Jupiter und Saturn kontrastreichen machen, oder die Polkappen auf dem Mars.
Glossar Kleine Auswahl
| Eigengesichtsfeld | ||
|---|---|---|
| SWA | Super Wide Angle | 60°−70° |
| UWA | Ultra Wide Angle | 70°−100° |
| XWA | Extreme Wide Angle | > 100° |
| Bedeutung | |
|---|---|
| FL | Focal Length Brennweite |
| AF | Apparent Field of View Eigengesichtsfeld |
| ED |
Extra-Low Dispersion
-- spezielles Glas
-- minimiert Farbfehler -- schärferes kontrastreicheres Bild |
| ER | Eye Relief Augenabstand |
| OPFA | Okular-Projektions Fokal Adapter |
| Bedeutung | |
|---|---|
| eyepiece | Okular |
| 1,25″ / 2″ barrel | Steckhülse |
| thread |
Gewinde |
| outer diameter |
Außendurchmesser |
| sharpness | Schärfe |
| flattener | korrigiert gekrümmtes Bildfeld |
| eyecup |
Augenmuschel |
| amici-prisma |
Ansicht im Gegensatz
zum Zenitspiegel:
-- aufrecht
-- seitenrichtig -- für Naturbeobachtung |
| focal ratio | Öffnungsverhältnis z. B. F/4 = schnelles Teleskop |
Linsengleichung Abbildungsgesetz
Für eine Sammellinse gilt folgende Linsengleichung:
1/g + 1/b = 1/f
Die nur positiv definierten Kenngrößen lauten:
Die Herleitung der Linsengleichung befindet sich im Backstage Mathematik. Die Vergrößerung V einer Linse ist das Verhältnis der Bildhöhe B zur Gegenstandshöhe G, oder den Strahlensatz angewandt das Verhältnis der Weiten:
V = B/G = b/g
Für eine Lupe bzw. Mikroskop gilt V>1.
| Grafik: |
linsengleichung.png
|
Hintergrund | |
| Vergrößerung V: | |
| Brennweite f: | |
| Bildweite b: | |
| Gegenstandsweite g: |
Die Brennweite f der Sammellinse ist gegeben. Die Gegenstandsweite g wird variiert. Die Bildweite b wird nach Umstellung der Linsengleichung berechnet:
b(g) = g·f / (g−f)
Bei einer sehr großen Gegenstandsweite g entspricht die Bildweite b der Brennweite f:
| lim | b(g) = f |
|
g → ∞
|
Beweis: Bei der Bildung des Grenzwerts divergieren Zähler und Nenner. Nach dem Satz von de L'Hospital können dann beide getrennt voneinander nach g differenziert werden.
f / (1−0) = f
| Transparenz: | ||
|
|
||
| Radius: | ||
| Länge: | ||
| Horizontal: | ||
| Vertikal: | ||
Strahlengang Kepler-Teleskop
Guckt man in seinem Leben erstmals durch ein Linsenteleskop, wird man sich stark wundern: Widererwartend steht das Bild auf dem Kopf.
Das Objektiv ist eine Sammellinse. Diese bündelt das einfallende Licht. Die Brennweite f1 ist durch die Wahl des Teleskops festgelegt. Das Okular hingegen kann ausgetauscht werden. Mit seiner Brennweite f2 legt man letztendlich die Vergrößerung des Teleskops fest.
Beobachtet man Objekte, die hoch am Himmel sind, zeigt das Teleskop steil nach oben. Damit man sich den Hals nicht verrenkt, fügt man einen Zenitspiegel vor das Okular ein. Dadurch steht das Bild wieder aufrecht, aber seitenverkehrt. Ein Amici-Prisma sorgt für die gewohnte Orientierung. Dies ist bei Naturbeobachtungen wie z. B. Vögeln unverzichtbar.
Bei Feldstechern wird ebenso ein Umkehrprisma verwandt. Im Falle eines Porroprismas, bestehend aus zwei Halbwürfelprismen, wird das Bild gleich viermal gespiegelt. Es ist also nicht selbstverständlich, dass die Ansicht durch eine Optik aufrecht und seitenrichtig erscheint.
| Grafik: |
strahlengang.png
|
Hintergrund | |
| Aufbau: |
| Vergrößerung: | |
| Brennweite Objektiv: | |
| Brennweite Okular: |
|
|
||
| Transparenz: | ||
|
|
||
| Radius: | ||
| Länge: | ||
| Horizontal: | ||
| Vertikal: | ||
Montierung äquatorial
Eine azimutale Montierung besteht aus einer horizontalen und vertikalen Achse. Diese Montierung hat den Nachteil, dass bei der Nachführung der Himmelsobjekte zwei Achsen nachgeführt werden müssen.
Bei der äquatorialen Montierung hingegen zeigt eine Achse zum Polarstern. Somit ist diese Achse parallel zur Erdachse, um die sich die Erde dreht. Folglich muss nur die Rektaszension nachgeführt werden. Dies erfolgt manuell oder mittels eines Antriebmotors.
Der Winkel Rektaszension wird aufgrund der Erdrotation in Stunden und Minuten angegeben, der vertikale Winkel Deklination hingegen in Grad und Bogenminuten. Er entspricht dem Abstand vom Himmelsäquator.
| Grafik: |
strahlengang.png
|
Hintergrund | |
| Rektaszension α: | ||
| Deklination δ: | ||
| Geografische Breite φ: | ||
|
|
||
| Horizontal: | ||
| Vertikal: | ||
Bilder Mond
Fokale Fotografie
Albedo beschreibt die Rückstrahlfähigkeit des Sonnenlichts. Für den Mond beträgt sie 0,12 = 12%.
Fokale Fotografie
Links oben der Krater Heinzel mit Mee. Rechts Tycho, darunter der Krater Clavius mit Rutherford.
Bilder Galileische Monde
Fokale Fotografie
Wie groß ist die maximale Belichtungszeit bei 1520 mm Brennweite, ohne dass die Objekte einen Strich bilden?
Fokale Fotografie
Bei 1520 mm Brennweite sollte die Belichtungszeit unter einer Sekunde liegen, damit die Objekte nicht als Strich abgebildet werden.
Die Galilei-Monde von links nach rechts:
| Mond | Helligkeit |
|---|---|
| Callisto | 5,72 mag |
| Europa | 5,44 mag |
| Io | 5,12 mag |
| Ganymed | 4,76 mag |
| Jupiter: | −2,47 mag Ø 44,75″ |
Okular-Projektion
Mit dem Smartphone durch das Okular fotografiert.
Die Galilei-Monde von links nach rechts,
links Callisto über Ganymed:
| Mond | Helligkeit |
|---|---|
| Callisto | 5,79 mag |
| Ganymed | 4,83 mag |
| Io | 5,19 mag |
| Europa | 5,52 mag |
| Jupiter: | −2,38 mag Ø 43,23″ |
www.harald-blazy.de/
astro/teleskope.html
