Fernrohre
Die technisch-wissenschaftliche Entwicklung der Neuzeit begann mit der Erfindung des Buchdrucks und des Fernrohrs. Die naturwissenschaftliche Erforschung des Weltalls erlebte ihren Durchbruch als im 17. Jahrhundert die ersten Menschen die Gestirne mit einem Fernrohr beobachteten. Heute sind optische Teleskope nicht die einzige, aber vielleicht die bedeutendsten Instrumente der Himmelsbeobachtung.
Abbildung mit einer Linse
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Linsenteleskop mit Okular. Das Licht kommt von links.
Eine optische Linse ist eine „Glasscheibe“ deren Oberfläche nicht eben ist, sondern eine bestimmte mathematische Form hat, damit das Licht gebündelt wird. Jedermann hat eine Lupe zuhause und kann ausprobieren, wie man damit beispielsweise ein Bild einer Lampe auf ein Blatt Papier projizieren kann. Das Bild steht auf dem Kopf und ist seitenverkehrt. Genau diese Abbildung bewerkstelligt auch das Objektiv (Linse vorne oder Spiegel) eines astronomischen Teleskops. In einem bestimmten Abstand − der Brennweite − vom Objektiv erzeugt die Linse ein Abbild des Himmels.
Dieses in der Luft schwebende Bild wird in der Praxis nicht auf ein weisses Blatt Papier projiziert sondern mit einer „Lupe“ einer zweiten Linse mit kürzerer Brennweite betrachtet. Diese zweite Linse nennt man in der Fachsprache Okular. Die Vergrösserung des Teleskops ist die Objektivbrennweite geteilt durch die Brennweite des Okulars.
Um mit einer Lupe das Kleingedruckte in einem Vertrag zu lesen reicht eine Linse. In der Astronomie würde die Bildqualität dadurch ruiniert, dass die Brennweite einer Linse von der Farbe des Lichts (Wellenlänge) abhängig ist (Farbfehler). Dies wird durch die Verwendung mehrerer Einzellinsen aus verschiedenen Gläsern korrigiert. Auch ein (gutes) Okular besteht immer aus mehreren Linsen, um eine optimale Abbildungsqualität bis an den Rand des Gesichtsfeldes zu ermöglichen.
Abbildung mit einem Spiegel
Bei den ersten Fernrohren war der Farbfehler ein Problem (die Qualität der Gläser ein anderes). Der berühmte Physiker Isaac Newton kam auf die Idee, dass ein Hohlspiegel, der in Form einer Parabel gebogen ist, wie eine Lupe das Licht in einem Brennpunkt bündelt; allerdings in Richtung des Himmels. Der Beobachter würde im Weg stehen. Man muss deshalb bei Newtons Teleskop das Licht noch vor dem Brennpunkt mit einem Spiegel zur Seite ablenken. Der Beobachter blickt nun seitlich und relativ weit vorne in das Teleskop. Da die Reflexion des Lichts an einer metallischen spiegelnden Fläche (mindestens im sichtbaren Bereich des Lichts) unabhängig von der Farbe ist, löst sich das Problem des Farbfehlers automatisch. Auch muss nur eine Fläche präzise geschliffen sind, während es bei einem Objektiv aus oft mehreren Linsen etliche solche Flächen geschliffen werden muss sind. Bei gleichem Objektivdurchmesser sind Linsenteleskope ungleich teurer als Newton-Teleskope.
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Verschiedene Teleskoptypen
Auflösungsvermögen
Die Frage, die sich immer stellt, ist wie viel sehe ich mit meinem Teleskop, beispielsweise auf dem Mond. Der erste Gedanke ist, je mehr mein Teleskop vergrössert, desto mehr sehe ich − dem ist jedoch nicht so. Man hat bis zu einer gewissen maximalen Vergrösserung den Eindruck mehr Details beispielsweise auf dem Mond zu sehen, jedoch bei noch stärkerer Vergrösserung wird das Bild nur verschwommen. Wie viel man an Details auf dem Mond prinzipiell maximal mit einem bestimmten Teleskop erkennen kann, hängt nur vom Durchmesser des Objektivs ab.
Beispielsweise kann man mit einem Objektiv von 30 cm Durchmesser („Fernrohrdurchmesser“) auf dem Mond noch Details von einem Kilometer Grösse gerade noch erkennen. Will man Details bis hinunter von 500 Meter Grösse erkennen, so muss man den Objektivdurchmesser verdoppeln. Eine Faustregel besagt, dass bei Amateurteleskopen die sinnvoll einsetzbare Vergrösserung etwa dem Objektivdurchmesser ausgedrückt in Millimeter entspricht. Ist die Vergrösserung mehr als doppelt so gross wie der Objektivdurchmesser in Millimeter so ist aber nur noch Aufschneiderei.
Bei Kaufhausteleskopen liest man manchmal „Linsendurchmesser 60 mm, maximale Vergrösserung 300x“. Eine Vergrösserung 5x der Objektivdurchmesser kann kein scharfes, angenehmes Bild mehr liefern. Nur auf dem Hochglanzprospekt, nicht aber in der Praxis beeindrucken solche Zahlen.
Damit ein Spiegelteleskop oder ein Linsenteleskop wirklich das erwartete Auflösungsvermögen erreicht, muss seine Oberfläche auf Bruchteile seiner Wellenlänge genau eine bestimmte mathematische Form (z.B. Paraboloid beim Newton Teleskop) über den ganzen Durchmesser einhalten. Nur glasartige Materialien können präzise genug geschliffen werden, damit eine Oberfläche einer Linse oder Spiegels über Dezimeter oder etliche Meter ihre Form mit einer Toleranz von ca. einem zehntausendstel Millimeter einhält.
Linsenteleskope können nur bis zu einem Objektivdurchmesser von einem Meter gebaut werden. Danach verformen sich die Linsen unter ihrem eigenen Gewicht zu stark. Spiegel können unterstützt werden und biegen sich deshalb weniger schnell durch. Ab 5-6 Meter Durchmesser wird auch hier dieselbe technische Grenze erreicht. Erst als man in der Lage war mit computergesteuerten Stempel die Spiegel aktiv immer in die richtige Form zu bringen, egal in welche Richtung das Teleskop schaut und damit egal in welche Richtung die Schwerkraft auf den Spiegel wirkt, konnte diese technische Grenze überwunden werden. Heute sind 12 Meter Spiegeldurchmesser realisiert und viel grössere Durchmesser geplant. Ganz grosse Teleskope werden nicht nur wegen des grossen Auflösungsvermögens gebaut, sonder auch wegen der Lichtstärke. Die beobachteten Objekte erscheinen in einem Teleskop viel heller als dem blossen Auge.
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Simulation verschiedener Auflösungen am Beispiel "Mars in Erdnähe".
Von links nach rechts: 6 cm, 12 cm, 30 cm und 300 cm Objektivdurchmesser.
Mechanik
Neben der Optik entscheidet auch die Mechanik, ob man am neu erworbenen Teleskop Freude haben wird. Die beste Optik auf einem wackligen Stativ wird keine grosse Freude aufkommen lassen.
Um ein Teleskop auf jede beliebige Stelle am Himmel ausrichten zu können, muss es um zwei Achsen drehbar sein. Dies kann Azimut und Höhe sein (Azimutale Montierung). Ohne Computersteuerung ist es jedoch von Vorteil, das Teleskop nach der Himmelskugel auszurichten (äquatoriale Montierung), d.h. dass bei der Drehung um die eine Achse nur die Rektaszension und bei der Drehung um die andere Achse die Deklination verstellt wird. Dazu muss die eine Drehachse Richtung Himmelspol zeigen. Dies hat auch den Vorteil, dass das Teleskop nur um diese Achse drehen muss, um während der Beobachtung die Erdrotation zu kompensieren, also ein Objekt im Blickfeld zu halten (Nachführung). Somit muss nur diese Achse über eine Übersetzung mit einem Motor verbunden werden. Ausserdem kann man an Gradeinteilungen an beiden Achsen (Teilkreise) direkt die Koordinaten eines zu beobachtenden Objekts einstellen.
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Teleskop der Urania-Sternwarte Zürich.
30 cm Objektivdurchmesser, 5 Meter Brennweite. Baujahr 1907.
Weiterführende Links
