Welche Bauarten gibt es?

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Wir werden hier nur die gängigsten Arten besprechen. Natürlich kommen hier auch einige Abwandlungen hinzu.

Die in kursiv geschriebenen Worte finden Sie im Astrogarten-Lexikon.

Linsenteleskop     Das Linsenteleskop (Refraktor)

Spiegelteleskop     Das Spiegelteleskop (Reflektor)

Cassegrain     Das Cassegrain-Spiegelteleskop

Schmidt-Kamera     Die Schmidt-Kamera

Schmidt-Cassegrain     Das Schmidt-Cassegrain Spiegelteleskop (SC)

Maksutow     Das Maksutow-Spiegelteleskop (MAK)


1. Das Linsenteleskop (Refraktor)


Im Jahre 1608 hört man zum ersten mal etwas von einem Linsenteleskop. Fast ein Jahr später, im Juli 1609, wird es in der Astronomie verwendet. Wer nun genau das Linsenteleskop erfunden hat, ist nicht erwiesen. Man hat sich auf Hans Lippershey, einen holländischen Brillenhersteller, geeinigt. Laut Überlieferung soll es jedoch ein Lehrling von H. Lippershey gewesen sein. Das Fernrohr von Lippershey bestand aus zwei Linsen, die er jeweils am vorderen und am hinteren Ende anbrachte. Am vorderen Tubus montierte er eine schwache konvexe (ist in der Mitte dicker und wird zum Rand hin dünner) und am Ende eine konkave (genau umgekehrt, in der Mitte dünner und zu den beiden Rändern hin dicker) Linse an. Galileo Galilei (* 1564; † 1642) war es schließlich, der als erster seine Beobachtungen veröffentlichte. Er hatte eine eigene Zeitschrift herausgebracht (Siderus Nuncius - der Sternbote). Galilei baute sich sein eigenes Linsenteleskop, was aber nach dem Lippersheyschen Prinzip funktionierte, und stellte dies reichen Bürgern vor. Die konvexe Linse erzeugt ein Bild, daß von der konkaven Linse (Okularlinse) vergrößert wird. Johannes Kepler ( * 1571; † 1630) schlug im Jahre 1611 vor, anstatt der konkaven Linse auch eine konvexe Linse zu nehmen. Dies hatte den Vorteil, dass sich ein größeres Gesichtsfeld ergab, als bei dem Galileischen. Auch wenn man damit schon erheblich schärfer sehen konnte, waren gleichzeitig sehr viele Farben sichtbar (chromatische Aberration). Dies kam durch die starke Linsenkrümmung.
Viele der heutigen Objektive sind nach Fraunhofer entwickelt worden.

Danach wurden noch weitere Brechungsgesetze entdeckt, bis schließlich die Objektive so perfekt wurden, das wir heute zufrieden beobachten können. Nicht zuletzt daher, das uns PC und Maschinen die Arbeit abnehmen und es nur noch am eigenen Geldbeutel liegt, wie gut das optische System sein soll.

In einem Linsenteleskop wird ein einfallender Lichtstrahl, z.B. der eines Sternes, durch die Linse gebrochen (Refraktion). Das führt dazu, daß der Lichtstrahl in seine Farben (hauptsächlich rot, grün, blau) zerlegt wird. Das heißt, das jeder Lichtstrahl (RGB) einen anderen Brennpunkt auf der optischen Achse besitzt. Man nennt dies auch den Farblängsfehler. Die Auswirkungen auf einen beobachtenden Stern sind - vorausgesetzt es ist ein weißer Stern - nicht schlimm, jedoch können sie störend wirken, weil man um den Stern einen kleinen Farbsaum sieht. Durch eine aufwendige Linsenkonstruktion und verschiedene Glassorten sowie Öl-Zwischenräume (bei sehr aufwendigen Objektiven), kann dies relativ gut beseitigt werden.

Welche Vor- und Nachteile besitzt ein Linsenteleskop?

Vorteile:
    - keine Zentralabschattung (Obstruktion)
    - höchste Abbildungsgüte
    - höchster Bildkontrast
    - geschlossenes optisches System

Durch den unobstruierten Strahlengang ist der Refraktor ideal zur Beobachtung von Sonne, Mond, Doppelsternen und Planeten geeignet. Hierbei bietet sich zur optimalen Beobachtung ein guter Binokularansatz an (siehe auch links den Unterpunkt: Teleskopzubehör).
Mittlerweile gibt es auch sehr gute kurzbrennweitige Refraktoren, die mal eben mit ins Reisegepäck können. Für die Astrofotografie sind sie ebenfalls ziemlich gut korrigiert.

Nachteile:
    - Chromasie (Farbfehler)
    - Teilweise lange Baugrößen (Tubus)
    - Öffnungen ab 100 mm werden mit zunehmender Qualität sehr schnell teuer

© Nils Kloth 2000 - 2008

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2. Das Spiegelteleskop (Reflektor)


Sir Isaac Newton ( * 1643 in Woolsthorpe / Lincolnshire; † 1727 in London) studierte 1661 an der Universität Cambridge. 1669 wurde er dort Professor für Mathematik. Newton entdeckte das Gesetz der Massenanziehung. Physikalisch hat er dies auf die Planetenbewegung (Kepler, Kepler'sche Gesetze) angewandt. Als Newtons Versuche zur Herstellung eines Achromaten nicht gelangen, befaßte er sich mit der Entwicklung und dem Bau von Spiegelteleskopen. 1668 baute er sein erstes Modell.
Newton musste viele Schwierigkeiten überwinden (Material, Bearbeitungsmethoden, Oberflächenprüfung, usw.), bis er ein brauchbares Spiegelteleskop 1672 der Royal Society vorstellte und dort aufgenommen wurde. Das besondere an Newtons Spiegelfernrohr war die sehr kurze Bauweise (30 cm). Vergleichbare Linsenteleskope waren mindestens einen Meter lang.
Für John Hadley stellte sich die Herausforderung, Spiegelteleskope mit noch größerer Öffnung und besserer Qualität zu fertigen. Hadley war Sohn des obersten Grafschaftsvorstehers von Herefordshire. Durch andere Erfindungen wurde er schon früher in die Royal Society aufgenommen. Hadley stellte mit Hilfe seiner beiden Brüder George und Henry 1721 ein Spiegelteleskop mit 15 cm Öffnung und einer Brennweite von 1,5 Meter her.
Die Erfolge von Hadley überzeugten Molyneux, die Spiegelmetallverbindung noch erheblich zu verbessern. Durch viele Experimente kam er zu einer Kupfer-Zinn-Zink - Legierung, im wesentlichen eine Mischung aus Bronze und Messing.
Wilhelm Herschel (* 1738 in Hannover; † 1822 bei Windsor) baute 1789 ein Teleskop mit einem Spiegeldurchmesser von 1,2 m .
Herschel entdeckte am 13.03.1781 den Planeten Uranus und bestimmte den Uranusdurchmesser auf 5" (heute: 3" - 4")!
Earl of Ross (* 1800; † 1867) baute damals das größte Siegelteleskop mit einem Durchmesser von 1,80 m (1845). Er war der erste, der die Spiralstruktur in M 51 erkannte. Bis zu dieser Zeit waren die Spiegel aus Metall gefertigt. 1856 wurde das erste Spiegelteleskop von Steinheil (* 1801; † 1870) mit einem Glasspiegel gefertigt, es hatte eine Öffnung von 10 cm.
Foucault (Paris) schliff anschließend einen Spiegel von 33 cm Durchmesser. Foucault entwickelte sein eigenes Prüfverfahren, um seine Spiegel zu testen. Heute ist diese Methode als Foucaultsche (Messer-) Schneidenprüfverfahren bekannt. Damit wird die Qualität des Spiegels während des Schleifens überprüft, oder in der herkömmlichen Astrofotografie, die Brennpunktebene definiert.
Der deutsche Chemiker Justus von Liebig hatte die Fertigkeit, auf chemischem Wege eine stark reflektierende Silberschicht herzustellen, wiederentdeckt. Die Verspiegelung konnte nun wesentlich dünner und gleichmäßiger aufgebracht werden.
Heute wird die Spiegelfläche in einer Hochvakuumkammer in einer (mehreren) Schicht(en) auf den polierten Glaskörper aufgedampft. Als Material wird Aluminium oder Silber benutzt, wobei Silber wegen seiner chemischen Beständigkeit meist nur in geschlossenen Systemen verwendet wird. Als Schutzschicht wird bei Alu-Spiegeln Aluminium-Oxyd (Al2O3 ; galvanisch aus der aufgedampften Aluschicht erzeugt) bevorzugt. Es kann auch zusätzlich eine Magnesium-Fluorit (MgF2 )- oder Quarz (SiO2: Siliziumdioxyd)- Schicht aufgedampft werden. In der Regel werden so Reflexionen von 88% bis 98% erzielt.

In einem Spiegelteleskop wird ein einfallender Lichtstrahl, z.B. der eines Sternes, am konkaven Hauptspiegel reflektiert und trifft auf einen in 45° geneigten Planspiegel (Fangspiegel) und wird so aus dem Tubus gelenkt, damit der Fokus außerhalb des Tubuses zugänglich ist. Das erste Spiegelteleskop von dem italienischen Physiker Zucchi (* 1586; † 1670) hatte keinen Fangspiegel, so daß er den Hauptspiegel etwas "kippen" musste, um überhaupt etwas sehen zu können (Front View Teleskop), denn der Kopf hätte die Lichtstrahlen versperrt. Der Lichtstrahl wird also im Vergleich zum Refraktor nicht gebrochen. Ein Spiegelteleskop zeigt daher keine Farbfehler - er ist farbfehlerfrei. Jedoch befindet sich im Strahlengang der Fangspiegel, der einen kleinen Teil des Hauptspiegels abschattet. Dieser Vorgang wird Obstruktion genannt. In der Regel kommen Obstruktionswerte von ca. 16% bis ca. 40% bei Amateurteleskopen vor.

Wie sehen nun die Vor- und Nachteile der Newton-Teleskope aus?

Vorteile:
    - frei von Farbfehlern
    - guter Kontrast (je nach Obstruktion, also je nach Größe des Fangspiegels)
    - kurze Bauform gegenüber Refraktoren
    - lichtstark
    - sehr günstig in der Anschaffung

Ein besonderer Vorteil ist, daß Newton-Teleskope sehr günstig im Handel sind. D.h., würden Sie sich einen Refraktor von 150mm Öffnung kaufen, müssten Sie ca. 2.000 - 10.000 DM zahlen. Ein Spiegelteleskop von 150mm Öffnung würde Sie dagegen ca. 900 - 1.700 DM kosten. Sie können also das viele Geld in einen guten Refraktor investieren, oder in ein Spiegelteleskop mit sehr hoher Öffnung. Natürlich sind hier (natürliche?) Grenzen gesetzt, wie z.B. der richtige Standort zum Beobachten, Anzahl der klaren Nächte usw.

Nachteile:
    - obstruierter Strahlengang (= etwas kontrastmindernd)
    - außeraxiale Bildfehler (Koma, Astigmatismus, Bildfeldwölbung)

Bei einem Newton-Teleskop kann immer nur ein Fehler korrigiert werden. Mittlerweile gibt es gute Komakorrektoren, um den größten Fehler (Koma) zu beheben. So gelingen einem dann auch schöne Astrofotos, die Sie hier in unserem Fotoalbum vom Astrogarten zeigen können.

© Nils Kloth 2000 - 2008

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3. Das Cassegrain-Spiegelteleskop


Als Newton sein zweites Spiegelteleskop fertiggestellt hatte, stellte Cassegrain sein eigenes System der Öffentlichkeit vor. Cassegrain nutzte die Bauweise von James Gregory, einem schottischen Astronomen. Gregory entwarf 1663 ein Spiegelteleskop, bei dem das einfallende Licht auf einen konkaven Hauptspiegel trifft, der es ebenfalls auf einen konkaven Fangspiegel wirft. Die Besonderheit ist nun, daß der konkave Fangspiegel die Lichtstrahlen durch eine zentrale Bohrung im Hauptspiegel zurücklenkt. Das Okular befindet sich also zentral hinter dem Hauptspiegel. Da der Fangspiegel den Hauptspiegel ein paar Zentimeter verdeckt, konnte man ihn auch direkt durchbohren. 1672 verbesserte Cassegrain die Bauweise von Gregory, indem er, anstatt des konkaven Fangspiegels einen konvexen (hyperbolisch geschliffenen) Fangspiegel einbaute. Vorteil des Gregory/Cassegrain Teleskop ist, daß eine wesentlich kürzere Bauweise gegenüber einem Newtonteleskop möglich ist, verbunden mit einer längeren Brennweite.

Vorteile:
    - Farbfehlerfrei
    - Kurze Bauform
    - Mittlerer bis hoher Bildkontrast (je nach Öffnung und Obstruktion)

Nachteile:
    - starke Bildfehler (Korrektoren müssen verwendet werden)
    - obstruierter Strahlengang
    - wenige Händler

© Nils Kloth 2000 - 2008

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4. Die Schmidt-Kamera


Die Schmidt-Kamera wurde erst sehr spät erfunden. 1930/31 wurde sie von Bernhard Schmidt (*1879; † 1935) entwickelt und gebaut. Schmidt schaffte es, mit seinem Teleskop ein Gesichtsfeld von 16 Grad zu erzielen, mit einem Spiegeldurchmesser von gerade einmal 36 cm! Normale Spiegelteleskope weisen ein Gesichtsfeld von ein bis zwei Grad auf.
Schmidt hatte auch noch ein Spiegelteleskop von 60 cm Öffnung angefangen zu bauen, konnte dies 1935 jedoch nicht mehr fertig stellen.
Als Neuheit verwendete Bernhard Schmidt einen Kugelspiegel. So konnten bis auf den Öffnungsfehler und die Bildfeldwölbung alle Fehler vermieden werden. Dennoch bekommt man diese beiden Fehler auch noch unter Kontrolle. Da die Schmidt-Kamera ihren Brennpunkt im Tubus selbst hat, wird dort der Film (Kamera) eingebaut. Die Fotoplatte wird entsprechend der Bildfeldwölbung gebogen, so daß dieser Fehler auch behoben werden kann. Den Öffnungsfehler behob Schmidt, indem er eine asphärisch geschliffene Schmidt-Platte am vorderen Tubus anbrachte. Das Verfahren, um die Schmidt-Platte zu schleifen, entwickelte er selbst. Die Korrektionsplatte ist nur durch Verspannungen, z.B. durch ein Vakuum, während des Schleifens durch herkömmliche Schleifmethoden herstellbar.
Der chromatische Fehler, der durch die Schmidt-Platte hervorgerufen wird, ist sehr gering. Das Schmidt-Teleskop hat eine sehr hohe Abbildungsgüte und wird ausschließlich für spektroskopische und für fotografische Zwecke verwendet.

Vorteile:
    - sehr hohes Öffnungsverhältnis
    - sehr geringe Bildfehler

Nachteile:
    - doppelte Baulänge der Brennweite gegenüber normalen Newtonsysteme
    - meist nur Selbstbau

© Nils Kloth 2000 - 2008

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5. Das Schmidt-Cassegrain Spiegelteleskop (SC)


Bei einem Schmidt-Cassegrain Teleskop hat man letztendlich eine Korrektionsplatte wie bei einer Schmidt-Kamera oben auf die Öffnung gesetzt. Auf dieser Platte wird der konvexe Fangspiegel befestigt. Baker schaffte es so, die vier wesentlichen Abbildungsfehler (sphärische und chromatische Aberration, Koma, Astigmatismus, Bildfeldkrümmung) zu beseitigen.

Vorteile:
    - fast frei von Farbfehlern
    - kurze Bauform

Nachteile:
    - Mittlerer Bildkontrast
    - Obstruierter Strahlengang
    - außeraxiale Bildfehler

© Nils Kloth 2000 - 2008

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6. Das Maksutow-Spiegelteleskop (MAK)


Bei einem Maksutow-System, die Weiterentwicklung des klassischen Schmidt-Teleskops hat der sowjetische Physiker D. D. Maksutow anstatt der Korrektionsplatte zur Korrektur der sphärischen Aberration eine dicke, zum Kugelspiegel hin konzentrische Meniskuslinse eingesetzt. Das Maksutow-Teleskop wird daher auch als Meniskusteleskop bezeichnet (z.B. Meniscas / MAK von Carl Zeiss). Maksutow, D. Gabor, K. Penning und A. Bouwers haben dieses Spiegelsystem 1941 fast gleichzeitig entwickelt.
Die Baulänge eines Maksutows beträgt 75% gegenüber eines Schmidt-Cassegrain. Durch die Meniskuslinse wird der Öffnungsfehler korrigiert.

Vorteile:
    - Fast farbfehlerfrei
    - Sehr hohe Abbildungsgüte
    - Kurze Bauform
    - Bessere außeraxiale Bildkorrektur als bei einem Schmidt-Cassegrain Teleskop

Nachteile:
    - obstruierter Strahlengang
    - Öffnungen nur bis ca. 16"
    - Relativ dunkles Bild (f/15)
    - Sehr hohes Gewicht durch die Meniskuslinse
    - Teuer in der Anschaffung

© Nils Kloth 2000 - 2008

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