Astronomisches Fernrohr
Der Große Refraktor der Universitätssternwarte Wien

Das Linsenfernrohr, auch Refraktor genannt, ist ein Teleskop, bei dem das einfallende Licht durch das Objektiv, bestehend aus einer oder mehreren Linsen, gesammelt wird. Das dabei entstehende reelle Bild eines Beobachtungsobjektes wird mittels eines Okulars betrachtet.

Gegenüber dem Galileiteleskop mit Sammel- und Zerstreuungslinse ist die Bauform des Keplerteleskops mit zwei Sammellinsen etwas länger.

Nach dem Konstruktionsprinzip unterscheidet man Galilei-Fernrohr oder Holländisches Fernrohr (Zerstreuungslinse als Okular), Kepler-Fernrohr oder astronomisches Fernrohr (Sammellinse als Okular), Falt-Refraktor (darunter der Newton-Refraktor) und Coudé-Refraktor.

Inhaltsverzeichnis

Galilei-Fernrohr

Das Galilei-Fernrohr (Galileisches Fernrohr, auch Holländisches Fernrohr) wurde vom holländischen Brillenmacher Hans Lipperhey um 1608 erfunden und in der Folgezeit von Galileo Galilei weiterentwickelt. Es hat als Objektiv eine Sammellinse und als Okular eine Zerstreuungslinse kleinerer Brennweite. Es besitzt ein kleines Gesichtsfeld, stellt die Objekte aber aufrecht und seitenrichtig dar. Es wird heute nur noch als Opernglas und Fernrohrbrille eingesetzt.

Prinzipieller Aufbau eines Galileischen Fernrohrs (Konstruktion des Strahlengangs)

Da das Okular eine negative Brennweite besitzt, muss es innerhalb der Brennweite des Objektivs liegen. Es entsteht kein Zwischenbild.

Vorteile:

  • kurze Bauweise
  • aufrechtes Bild

Nachteile:

  • kleines Sehfeld
  • im Vergleich zu Keplerschen Fernrohren mit einem Fadenkreuz im Zwischenbild ist die Lokalisierung der beobachteten Objekte schwierig.

Kepler-Fernrohr

Als Kepler-Fernrohr (Keplersches Fernrohr, auch astronomisches Fernrohr) bezeichnet man ein Linsenfernrohr, das einer von Johannes Kepler 1611 beschriebenen Bauweise folgt, die sowohl als Objektiv als auch als Okular konvexe Sammellinsen hat. Es werden zwei Sammellinsen verschiedener Brennweiten kombiniert: ein Objektiv (Objektlinse) von langer Brennweite mit einem Okular (Augenlinse) von kurzer Brennweite. Ob wirklich Johannes Kepler diesen Fernrohrtyp – der außer der Astronomie z. B. auch in geodätischen Theodoliten verwendet wird – erfunden hat, ist ungewiss. Das erste überlieferte Fernrohr in „Keplerbauweise“ wurde jedenfalls vom Jesuiten Christoph Scheiner um 1613 gebaut.

Da sich der Strahlengang im Teleskop kreuzt, erzeugt das Objektiv ein reelles, aber auf dem Kopf stehendes (um 180 Grad gedrehtes) Bild des betrachteten Gegenstands, das man mittels des Okulars – nach dem Prinzip der Lupe – vergrößert betrachtet.

Strahlenumkehr

Die meisten heutigen Ferngläser und Zielfernrohre benutzen ebenfalls die keplersche Anordnung zweier Sammellinsen, sind aber oft mit zusätzlichen optischen Elementen ausgestattet, die das Bild wieder aufrecht und seitenrichtig drehen.

Grundsätzliche Funktionsweise eines Kepler-Fernrohrs

Um das Bild zu drehen gibt es folgende Möglichkeiten:

  • Prismen, deren Eigenschaft der Totalreflexion zum Seitenumkehren des Bildes genutzt wird (wie Spiegel)
  • eine 3. Sammellinse zur erneuten Umkehrung des Bildes

Beim Kepler-Fernrohr ist das Bild im Gegensatz zum Binokular oder Fernglas um 180° gedreht und steht also scheinbar auf dem Kopf. Bei Prismenferngläsern (Feldstechern) und Spektiven wird das umgedrehte Bild des Kepler-Fernrohrs mittels verschiedener Prismensysteme um 180° gedreht. Je nach Ausführung ergibt sich eine kürzere Bauweise. Die Bildumkehr kann auch durch eine Umkehrlinse erfolgen. Ein solches Gerät ist als Ausziehfernrohr oder Terrestrisches Fernrohr für unterwegs oder auf See gedacht. Es ist trotz Vergrößerungen von etwa 20-fach bis 60-fach klein, zusammenschiebbar und preiswert. Nachteilig sind die geringere Lichtstärke und der Zutritt von Außenluft beim Auseinanderziehen. Neuere Bautypen und Spektive haben daher einen festen Tubus und verkürzen die Baulänge durch ein geradsichtiges Porroprisma oder leicht geknicktes Umkehrprisma. Das verkehrte Bild wird bei den größeren Teleskopen der Astronomie in Kauf genommen, da die Ausrichtung der Beobachtungsobjekte am Himmel in der Regel keine Rolle spielt. Zur Verbesserung des Einblicks ins Okular werden häufig 90°- oder 45°-Umlenkprismen eingesetzt, die dann aber ein seitenverkehrtes Bild liefern.

Die für terrestrische Beobachtungen erwünschte Strahlen-Umkehr zu einem „aufrechten Bild“ kann außer mit den erwähnten Umkehrprismen auch durch eine Umkehrlinse (dritte Sammellinse) erfolgen, was aus dem astronomischen ein terrestrisches Fernrohr macht. Es findet z. B. bei Aussichtsfernrohren und manchen Zielfernrohren Verwendung. Auch mit einer (negativen, zerstreuenden) Fokussierlinse ist das möglich – etwa in neueren Theodoliten und elektronischen Tachymetern. Eine vierte Möglichkeit besteht in der Verwendung einer Zerstreuungslinse als Okular, wodurch das astronomische zu einem Galilei-Fernrohr wird (optisch ungünstiger, aber wegen der extrem kurzen Bauweise z. B. für Operngläser sehr gebräuchlich. Der Galilei-Bautyp erlaubt aber kein Anbringen eines Fadenkreuzes oder Mikrometers.

Prinzipieller Strahlengang im Astronomischen Fernrohr. Das Objektiv (1) erzeugt vom Objekt (4) ein reelles, umgekehrtes Zwischenbild (5), das man mit einer „Lupe“ (Okular 2) betrachtet. Das Auge (3) sieht ein winkelmäßig vergrößertes, virtuelles Bild (6) in scheinbar geringer Entfernung (gestrichelte Linien).

Charakterisierung

Kleine Fernrohre und Ferngläser charakterisiert man durch zwei Zahlenangaben, z. B. 6 × 20 mm (Taschengerät) oder (20 bis 40) × 50 (Spektiv). Die erste Angabe bezieht sich auf die Vergrößerung, die zweite auf die Öffnung (Apertur) des Objektivs in mm. Variable Vergrößerungen (z. B. 20 bis 40) werden durch Zoom-Okulare ermöglicht. Durch den Einsatz eines Binokulars entsteht der Eindruck des räumlichen Sehens, wodurch sich die Wahrnehmung verbessert.

Bei Linsenfernrohren für astronomische Beobachtungen wird das Verhältnis von Apertur zur Brennweite (das Öffnungsverhältnis) als Kenngröße für das Leistungsvermögen des Instruments verwendet. Die Vergrößerung ergibt sich je nach verwendetem Okular, das meist gewechselt werden kann. Ein Refraktor 100/1000 hat also eine Öffnung von 100 mm und eine Brennweite von 1000 mm und somit ein Öffnungsverhältnis von F/10.

Die Vergrößerung eines Refraktors ergibt sich aus dem Verhältnis der Brennweiten des Objektivs und des Okulars. Ein Gerät mit 1000 mm Objektiv-Brennweite und 5 mm Okular-Brennweite besitzt somit eine 200fache Vergrößerung. Wegen des durch Beugung begrenzten Auflösungsvermögens ist eine solche Vergrößerung aber nur dann sinnvoll, wenn die Öffnung des Objektivs groß genug ist. Als Richtwert hat die sogenannte nützliche Vergrößerung den doppelten Zahlenwert wie der Öffnungsdurchmesser des Objektivs in Millimetern. Im genannten Beispiel sollte das Fernrohr also eine Öffnung von 100 mm haben.

Die Austrittspupille (AP) ist eine weitere interessante Kenngröße eines Fernglases bzw. Teleskops mit Okular neben der Vergrößerung. Sie berechnet sich entweder als Produkt aus Okularbrennweite und Öffnungsverhältnis oder als Quotient aus Öffnung und Vergrößerung. In den obigen Beispielen wäre die Austrittsupille also 5 mm/10 = 0,5 mm bzw. 20 mm/6 = 3,3 mm. Durch die AP wird die Bildhelligkeit bei Betrachtung durch das Teleskop mit der bei Betrachtung mit bloßem Auge vergleichbar. Wenn die AP kleiner ist als die Pupillengröße des Auges, ist das Bild dunkler als bei Betrachtung mit bloßem Auge, wenn sie größer ist, höchstens gleich hell, weil die das Auge erreichende Lichtmenge nun durch die Pupillengröße des Auges begrenzt wird. So haben z. B. Nachtgläser oft eine AP von 5 mm (10 × 50), um möglichst viel Licht ins Auge zu bringen. Bei Teleskopen mit Obstruktion (Abschattung des Strahlengangs) führt eine zu große AP sogar dazu, dass die effektive Abschattung am Auge größer wird als die Abschattung im Strahlengang.

Das Gesichtsfeld ist bei gleicher Instrumentengröße ausgedehnter als beim Galilei-Fernrohr. Zielfernrohre für die Jagd haben geringe Vergrößerungen bei hoher Lichtstärke und ein Gesichtsfeld, das auf den Einblick aus größerer Distanz optimiert ist.

Bauweisen

Für spezielle Aufgaben werden in der Astronomie auch Linsensysteme und mechanische Bauweisen verwendet, die sich von den normalen Refraktoren unterscheiden. Beispielhaft seien hier Kometensucher und große Doppelfernrohre genannt, sowie Astrografen, Zenitteleskope oder Heliometer.

Ist der Gegenstand optisch unendlich entfernt, fallen beim normalsichtigen Beobachter die beiden Brennpunkte (der bildseitige des Objektivs und der objektseitige des Okulars) zusammen, sodass die Baulänge etwa ihrer Summe (f1 + f2) entspricht. Sie kann durch Umkehrprismen um mehr als die Hälfte verkürzt werden, was beim Feldstecher oder bei Miniaturgläsern wie dem Leitz-Trinovid ein angenehmeres Handling und fast verwacklungsfreies Betrachten ermöglicht.

Die optische Vergrößerung entspricht dem Quotienten der beiden Brennweiten. Mit austauschbaren Okularen – wie in der Astronomie üblich – kann man daher die Vergrößerung variieren: je stärker das Okular (kürzere Brennweite), desto höher die Vergrößerung. Eine übertrieben starke Vergrößerung ist jedoch sinnlos („leere Vergrößerung“) – wenn nämlich das Bild zwar größer, aber wegen der Beugung unschärfer wird. Dieser Effekt beginnt etwa bei jener Vergrößerung, die dem Objektivdurchmesser (Apertur) in Millimeter entspricht.

Mit zunehmender Vergrößerung sinkt auch die Lichtstärke für flächenhafte Gegenstände (z. B. während punktförmige Lichtquellen (wie Sterne) fast unverändert bleiben. Die Lichtstärke ist umgekehrt proportional der Austrittspupille, die ihrerseits aus Apertur durch Vergrößerung resultiert.

Resümee: das Astronomische Fernrohr kann gedeutet werden:

  1. als Kombination zweier Sammellinsen,
  2. als fotografisches Teleobjektiv mit hinten angebrachter Lupe,
  3. als umgekehrtes Mikroskop,
  4. als Basiskonstruktion für etwa 10 weitere Fernrohrtypen.

Faltrefraktoren

Schaer-Refraktor Strahlengang
Amateurteleskop als Faltrefraktor (unten) mit 230 mm Linsendurch- messer und 2,058 mm Brennweite

Die Faltrefraktoren sind eine Sonderform des Linsenfernrohrs. Der Strahlengang wird meist über einen oder zwei Planspiegel umgelenkt. Das Teleskop wird quasi gefaltet. Die diversen Faltvarianten werden dabei oft nach ihren Konstrukteuren oder nach dem äußeren Erscheinungsbild des Teleskops benannt. So erinnert der Fagott-Refraktor (einfache Faltung) an die geknickte Bauweise des gleichnamigen Musikinstrumentes und der Newton-Refraktor (zweifache Faltung) wegen seinem Okulareinblick an das Spiegelteleskop nach Newton. Der Schaer-Refraktor ist zweifach gefaltet und nach seinem Konstrukteur benannt.

Okularzenitprismen oder -spiegel gehen bei der Klassifizierung dieser Bauweisen nicht mit ein, sondern sind Zubehörteile für alle Fernrohrtypen.

Linsenobjektive haben den Nachteil, dass sie durch die Brechung des Lichtes im Bild Farbsäume bilden. Diese so genannte chromatische Aberration war früher bei einfachen zweilinsigen Objektiven nur ab einem Öffnungsverhältnis von kleiner als ca. 1:15 akzeptabel. Dadurch wurden die Teleskope bei größeren Öffnungen sehr lang und unhandlich.

Verschiedene zweifach gefaltete Refraktoren sind u. a. die von E. Schaer, Ainslie und G. Nemec, wobei zwischen den beiden zuletzt genannten kleinere Modifikationen in der Strahlenführung die schnelle Typenbestimmung oftmals erschweren. So führte Ainslie den Strahlengang seiner Newtonvariante nach der 2. Spiegelung an dem einfallenden Strahlengang seitlich vorbei.

Die Amateurastronomen Nemec, Sorgenfrey, Treutner, Unkel wurden in den 1960er bis Ende der 1970er Jahre durch hochwertige Astrofotos mit ihren Faltrefraktoren bekannt, und brachte diese Refraktortypen eine gewisse Popularität.

Faltrefraktoren werden heute im Wesentlichen als Selbstbaugeräte von Amateurastronomen und einigen Volkssternwarten eingesetzt. Die Firma Wachter bot in den 1970er und 1980er Jahren einen Schaer-Refraktor aus industrieller Serienfertigung an. Es handelte sich um einen FH 75/1200 mm des japanischen Herstellers Unitron.

Coudé-Refraktor

Refraktor der Volkssternwarte Aachen

Auch beim Coudé-Refraktor wird der Strahlengang durch zwei Planspiegel oder Prismen gefaltet. Diese lenken das Licht durch die Montierung zu einem ortsfesten Fokus.

Das Coudé-System findet auch bei Spiegelteleskopen Anwendung.

Das Fernrohrobjektiv

Jede optische Linse weist mehr oder weniger starke Farbfehler (chromatische Aberration) auf. Die unterschiedlichen Wellenlängen des Lichtes werden unterschiedlich stark gebrochen. Langwelliges rotes Licht wird weniger stark gebrochen als kurzwelliges blaues Licht. Somit liegt für jeden Wellenlängenbereich ein eigener Brennpunkt vor. Bei der praktischen Beobachtung führt dies zu störenden Farbsäumen. Die Fehler werden umso stärker, je kürzer die Brennweite des Objektivs ist.

In der Vergangenheit versuchte man den Fehler mitunter dadurch zu minimieren, indem man möglichst langbrennweitige Teleskope konstruierte. So benutzte der Danziger Gelehrte Johannes Hevelius meterlange „Luftteleskope“.

Eine weitere Möglichkeit der Minimierung besteht in der Kombination von Glaslinsen mit unterschiedlichen Brechzahlen, sog. Krongläser und Flintgläser. Bedeutende Verbesserungen auf diesem Gebiet erzielte der deutsche Physiker Joseph von Fraunhofer.

Hochwertige Objektivlinsen aus mehreren Gläsern werden als Achromate oder Apochromate bezeichnet.

Auch die Okulare von Teleskopen bestehen aus mehreren Linsen, um Fehler zu korrigieren und das Gesichtsfeld zu verbessern. Mit zunehmender Fernrohrgröße und Qualität wird der Entwurf und Bau solcher Linsensysteme sehr aufwendig.

Die Herstellung von Glaslinsen ist nur bis zu einem gewissen Durchmesser sinnvoll. Sie biegen sich unter ihrem Eigengewicht durch. Wird diese Durchbiegung zu groß, ist das Objektiv unbrauchbar. Mit zunehmender Dicke absorbieren Glaslinsen zunehmend Licht, wodurch die Leistungsfähigkeit beeinträchtigt wird. Darüber hinaus führen die unterschiedlichen Wärmeausdehnungskoeffizienten der verschiedenen Glasarten eines Objektivs zu mechanischen Problemen. Schließlich sind zur Herstellung von Linsen fehlerfreie Glasrohlinge erforderlich, die mit zunehmender Größe aufwendiger herzustellen sind.

Bedeutende astronomische Refraktoren

Der Yerkes-Refraktor

Die ersten Linsenfernrohre verwendeten nur eine Linse als Objektiv, und wiesen deshalb eine starke chromatische Aberration auf. Bei den größten Teleskopen der damaligen Zeit verringerte man diesen Effekt durch längere Brennweiten, welche sich jedoch deshalb in der nur umständlich handhaben ließen, wie beispielsweise die Luftteleskope von Johannes Hevelius mit 46 Meter Brennweite, einer Öffnung von 12 cm aus dem Jahr 1645 und von Constanin Huygens mit 63 Meter Brennweite, einer Öffnung von 22 cm, 1686.

Erstmal gelang Chester Moor Hall 1733[1] die Herstellung eines achromatischen Teleskops, wenngleich mit einer Öffnung von rund 6 cm. Er verwendete Objektive aus zwei Linsen unterschiedlicher Gläser, Kronglas und Flintglas. John Dollond erfuhr von der Erfindung, meldete sie als Patent an und konstruierte zusammen mit seinem Sohn in der Folgezeit eine Reihe größere Teleskope bis hin zu einem Durchmesser von knapp 13 cm und einer typischen Brennweite von etwas über einem Meter.

Lange Zeit gelang es nicht, größer Flinglass-Rohlinge herzustellen. Erst rund ein halbes Jahrhundert später schafften es Guinand und Fraunhofer nach vielen Experimente, die einer spezielle Rührtechnik mündeten, größer Rohlinge und damit Linsen zu fertigen.[2] Der 1824 an der Sternwarte Dorpat in Betrieb genommene Refraktor besaß mit 24,4 cm das größte Objektiv, das Fraunhofer je hergestellt hat. 1838 war der 38-cm-Refraktor der Sternwarte Pulkowa das größte Teleskop der Welt. Hiermit begann der Höhepunkt der Linsenteleskope, die den größeren, aber auch unhandlicheren und damit unpräziseren und aufgrund des Spiegelmetalls weniger Licht sammelnden Spiegelteleskopen.

Von etwa 1860 bis 1900 wurden sehr große Refraktoren gebaut, darunter der 68-cm-Refraktor der Universitätssternwarte Wien, der 76-cm-Refraktor des Observatoriums von Nizza, der 83-cm-Refraktor des Observatorium Meudon bei Paris und der 91-cm-Refraktor des Lick-Observatoriums in Kalifornien (1888), 1899 der 80+50-cm-Doppelrefraktor des Astrophysikalischen Instituts in Potsdam. 1896 wurde der 68-cm-Refraktor der Archenhold-Sternwarte in Berlin in Betrieb genommen, der mit 21 m Brennweite der längste bewegliche Refraktor der Welt ist. 1897 wurden allerdings mit der Fertigstellung des 102-cm-Refraktors des Yerkes-Observatoriums die Grenzen des technisch Machbaren erreicht. Das größte Linsenfernrohr aber war das 125-cm-Gerät (Brennweite 49 m), das anlässlich der Weltausstellung in Paris 1900 gebaut wurde. Wegen unbefriedigender Leistung (Standort mitten in der Stadt mit Qualm sowie störendem Licht vom Ausstellungsgelände), aber wohl auch weil die Grenzen des Machbaren überschritten waren, wurde es bald wieder abgebaut; das Objektiv liegt noch heute im Pariser Observatorium.

Zusammen mit der hochreflektierenden Silberbeschichtung von Glasspiegeln und dem Bau größerer Spiegelteleskope zu dieser Zeit endete damit die Epoche der großen Linsenteleskope. Die Optik neuer großer Beobachtungsgeräte für die astronomische Forschung besteht deshalb nur noch aus Spiegelsystemen. Die leistungsfähigsten Reflektoren erreichen heute Durchmesser von 8 bis 10 m und sind mit ihren Leistungen den Refraktoren weit überlegen. Durch adaptive Optiken können sogar atmosphärische Störungen ausgeglichen werden. Erst im Jahr 2002 wurde wieder ein neuer Großrefraktor in Betrieb genommen: das schwedische 100-cm-Sonnenteleskop. Ein spezialteleskop zur Sonnenbeobachtung mit adaptiver Optik auf La Palma, welches aber nur über eine Linse verfügt und damit in einem engen Spektralbereich genutzt wird.

Vorsichtsmaßnahmen

Bei der Sonnenbeobachtung durch ein Teleskop muss zwingend ein geeigneter Sonnenfilter verwendet werden, der vor dem Objektiv anzubringen ist. Kleine Glasfilter, die vor die Okulare geschraubt werden, können infolge Hitzeentwicklung platzen und schlimmstenfalls zur Erblindung des Beobachters führen.

Literatur

  • Rolf Riekher: Fernrohre und ihre Meister. 2. Auflage. Verlag Technik GmbH, Berlin 1990 S. 350–359, ISBN 3-341-00791-1
  • Uwe Laux: Astrooptik. Verlag Sterne und Weltraum, München, ISBN 3827413052

Weblinks

Einzelnachweise

  1. Henry C. King: The History of the Telescope, S. 144
  2. http://books.google.de/books?id=VJ6SE3sbxDsC&printsec=frontcover&source=gbs_summary_s&cad=0 Spectrum of believe

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