Teleskope

 

Know How Teleskope

Astronomische Fernrohre


Ein Fernrohr ist eine Kombination optischer Elemente, die dem Auge entfernt befindliche Objekte unter einem größeren Sehwinkel darbietet.
Die optischen Bestandteile des Fernrohrs sind das Objektiv, ( es kann aus Linsen, Spiegeln oder aus einer Kombination von Linsen und Spiegeln bestehen ) und das Okular.
Das Objektiv entwirft von einem weit entfernt befindlichen Beobachtungsobjekt ein optisches Bild das mit dem Okular betrachtet wird.

Grundsätzlich unterscheidet man zwei Teleskoparten:


Das Linsenfernrohr ( den Refraktor) und das Spiegelfernrohr ( den Reflektor).


Beide Arten sind bei den Amateur-Astronomen gebräuchlich. Bei der Entscheidung, ob man einen Refraktor oder einen Reflektor kaufen sollte, spielt nicht zuletzt der Preis eine Rolle.

Ein Refraktor wird in der Regel bei gleicher Öffnung (Durchmesser des Objektives ) teurer sein als der Reflektor. Das Objektiv des Refraktors besteht aus zwei oder auch drei Linsen.

Man unterscheidet zwischen dem achromatischen , dem halbapochromatischen und dem vollapochromatischen Objektiv.

Das achromatische Objektiv besteht aus zwei Linsen unterschiedlicher Glassorten und erzeugt ein scharfes und kontrastreiches Bild.
Der Nachteil sind die Restfarbfehler, die beim Durchgang von Licht durch die zwei Linsen nicht vollständig auskorrigiert werden können.
Der Beobachter sieht bei hellen Objekten ( Sterne, Planeten und dem Mond ) leichte bläuliche Säume .

Das halbapochromatische Objektiv besteht aus zwei Linsen mit Spezialgläsern ( ED Glas) .
Die Restfarbfehler sind deutlich geringer als beim normalen Achromaten , die erhaltenen Bilder sind deswegen auch kontrastreicher.

Der Vollapochromat besteht aus drei oder mehr Linsen die aus ED Glas oder Fluoritglas bestehen. Erst hier sind die Restfarbfehler vollständig auskorrigiert.
Der Bildkontrast den dieser Fernrohrtyp liefert, wird von keinem anderen Typ auch nur annähernd erreicht. ( Der Nachteil dieses Fernrohrtyps liegt im sehr hohen Preis.)
Der Vollapochromat kann nur bis zu einer bestimmten Größe gefertigt werden. Größere Fernrohre werden nur noch aus Spiegeln hergestellt.

Das Spiegelteleskop hat gegenüber dem Refraktor den wesentlichen Vorteil, daß die Reflektion im Gegensatz zur Lichtbrechung nicht wellenabhängig ist.
Spiegelteleskope sind daher von Haus aus apochromatisch.

Durch die Reflektion entsteht allerdings ein gewisser Kontrastverlust der durch den Sekundärspiegel noch etwas verstärkt wird.
Da sich die Kontrastverluste jedoch in Grenzen halten und Spiegel viel billiger herzustellen sind, als Linsen gleicher Größe,
begründet dies den Siegeszug des Reflektors bei den Hobbyastronomen.

Für das gleiche Geld bekommt man also einen viel größeren Spiegel und damit ein leistungsfähigeres Teleskop. 

 

Der Refraktor


Apochromatischer Refraktor der Firma Skywatcher Esprit von Fernrohrland.

Das von einem unendlich weit entfernten Objekt ausgesandte Licht wird durch das Objektiv so gebrochen, daß es sich in dessen Brennpunkt zu einem reellen Bild vereinigt.
Das Brennpunktbild steht auf dem Kopf , woran man sich bei der Beobachtung rasch gewöhnt. Um das Brennpunktbild zu betrachten, wird ein Okular benötigt.
Das Okular ist mit einer Lupe vergleichbar. Je nach Brennweite des Okulars vergrößert es mehr oder weniger stark. Das auf dem Kopf stehende Bild kann bei Bedarf durch entsprechende Prismen umgekehrt werden.

 

 

Fernrohrland bietet Refraktoren von APM Telescopes, AstroPhysics, Bresser, Celestron, Coronado, Explore Scientific, Meade, Sky Watcher,  
Takahashi, TEC, Teleskop Service, TeleVue, Vixen an.



 

Der Reflektor nach Newton


Newton Reflaktor der Firma Skywatcher PDS von Fernrohrland

Das von einem unendlich weit entfernten Objekt ausgestrahlte Licht wird vom Hauptspiegel reflektiert und im Brennpunkt zu einem reellen Bild vereinigt.
Um das Brennpunktbild dem Auge zugänglich zu machen ist kurz vor dem Brennpunkt ein um 45 Grad geneigter Fangspiegel angebracht.
Dieser wird beim Newton Reflektor mit Streben gehalten. Der Fangspiegel reflektiert das Licht in einem Winkel von 90 Grad durch eine Bohrung im Tubus ,
wo das Bild mit einem Okular betrachtet wird. Das Newton Teleskop ist das am einfachsten aufgebaute und somit auch das preisgünstigste Spiegelfernrohr.

 

 

 Fernrohrland bietet Newton Refelktoren von Bresser, Celestron, Explore Scientific, Meade, Sky Watcher, Takahashi und Vixen an.

 

Der Reflektor nach Schmidt-Cassegrain / RC /  Dall Kirkham


Schmidt-Cassegrain der Firma Celestron EDH von Fernrohrland



  CDK Astrographen der Firma PlaneWave von Fernrohrland


Der Strahlengang im Schmidt-Cassegrain und ähnlichen Teleskop Systemen wie RC, EHD unterscheidet sich von dem des normalen Cassegrain- Systems durch eine,
am vorderen Tubusende eingebaute Korrektionslinse ( Die Schmidt-Platte ). Die Schmidt-Platte hat eine asphärische Form und behebt Abbildungsfehler,
die bei der kurzen Bauweise des Cassegrain Systems entstehen. Der Fangspiegel sitzt direkt auf der Schmidt-Platte, kann also ohne Streben gehalten werden,
was für die Abbildung von Vorteil ist. Der gefaltete Strahlengang und die brennweitenverlängernte Wirkung des Fangspiegels bringt eine sehr
kompakte Bauweise dieses Fernrohrsystems mit sich. Durch die kurze Bauweise wird viel Gewicht gespart . Man kommt also mit einer kleineren Montierung aus,
als dies beim Newton-Teleskop gleicher Öffnung der Fall ist. Das Schmidt-Cassegrain Teleskop kann als das im Amateurbereich weltweit am meisten verbreitete Teleskop angesehen werden

Neuerdings gibt es im Amateur Bereich auch die im Profi Bereich shon lange üblichen RC Systeme ( Ritchey Chrétien und Dall Kirkham Teleskope ), bei welchen keine Schmidt- Platte als Koprrektor dient, sondern kurz vor dem Brennpunkt eingefügte Korrektur Linsen.

Der Fangspieel wird bei diesen Systemen wir beim Newton mit Streben gehalten.  

 Fernrohrland bietet Schmidt-Cassegrain, ACF, EHD und Dall Kirkham Refelktoren von Celestron, Meade, Planwave, Takahashi und Vixen an.

 

Der Reflektor nach Maksutow - Cassegrain


Maksutov - Cassegrain Reflektor der Firma Skywatcher  von Fernrohrland




Die Bauweise ähnelt dem des Schmidt-Cassegrain Teleskopes. Anstelle einer asphärischen Schmidt-Platte sitzt am vorderen Tubusende eine meniskasförmige Maksutow Platte.
Diese bewirkt ein etwas größeres brauchbares Bildfeld im Brennpunkt. Die Herstellung der Meniskaslinse ist aufwendiger als die der Schmidt-Platte,
was sich auf den Herstellungspreis auswirkt. Ein optisch gut geschliffener Maksutow Spiegel hat durchaus refraktorähnliche Eigenschaften!
Andere Fernrohrsysteme wie der Schaer-Refraktor, der Newton Refraktor, der Schiefspiegler sind heute im Amateurbereich wenig verbreitet und
werden von den Herstellern von Fernrohren kaum noch angeboten.

 

 Fernrohrland bietet Maksutov Teleskope, Ritchey Chrétien und  Teleskope von Sky Watcher,Teleskop Service und Orion an. , 


Die Kennwerte eines Teleskopes

Die Öffnung

Die Öffnung ist der Durchmesser eines Objektives ( Linse oder Spiegel ). Die Öffnung wird mit D bezeichnet.
Die Fähigkeit eines Teleskopes Licht zu sammeln, steht in einem proportionalen Verhältnis zum Quadrat des Objektivdurchmesssers.

Z.B. sammelt ein 100mm Objektiv viermal mehr Licht als ein solches mit 50mm Öffnung.
An Hand der Öffnung kann das Lichtsammelvermögen eines Objektives ermittelt werden.
Es sagt aus, wieviel mal mehr Licht ein Objektiv gegenüber dem bloßem Auge sammelt ( siehe Tabelle ).

 Die Brennweite und der Brennpunkt
Die Brennweite ist der Abstand vom Objektiv bis zum Brennpunkt. Die Brennweite eines Objektives wird mit groß F, die eines Okulares mit klein f bezeichnet.
Im Brennpunkt eines Objektives wird ein unendlich weit entferntes Objekt scharf abgebildet. Die Brennweite definiert den Abbildungsmaßstab des eingestellten Objektes.
Warum der Brennpunkt so benannt wurde, wird sofort klar, wenn man das Teleskop auf die Sonne richtet und ein Streichholz in den Brennpunkt hält. Im nächsten Augenblick entzündet es sich! Deshalb:
Nie ohne geeignete Objektivsonnenfilter, oder andere geeignete Schutzvorrichtungen die Sonne anvisieren, es droht Erblindungsgefahr!

Das Öffnungsverhältnis

Es ist das Verhältnis zwischen freier Öffnung eines Objektives und dessen Brennweite in Millimetern.
Ist der Durchmesser eines Objektives 100 mm und die Brennweite 1000 mm, dann wäre das Öffnungsverhältnis 1:10.
Das Öffnungsverhältnis wird mit groß N angegeben. Bei einem Objektiv mit 100mm Öffnung und Brennweite 600mm wäre N 1:6. Fotografisch wäre N 1:6 lichtstärker, als N 1:10.

 Die Vergrößerung

Die Vergrößerung V gibt an, um wieviel mal der Winkel, unter dem man ein Objekt mit dem Fernrohr sieht, größer ist, als der Winkel, unter dem man dasselbe Objekt mit bloßem Auge sieht.
Die Vergrößerung errechnet sich aus der Objektivbrennweite groß F geteilt durch die Okularbrennweite klein f . Hat das Teleskop 1000 mm Brennweite und das Okular 10 mm Brennweite,
ergibt sich eine Vergrößerung von 100x. Die Vergrößerung wird immer linear angegeben. Ein Betrachter der durch ein Teleskop mit 100x Vergrößerung den Mond anschaut,
wird ihn sehen, als sei er ihm 100 mal näher. Die Vergrößerung wird um so stärker, je kürzer die Okularbrennweite und je länger die Fernrohrbrennweite.
Demnach könnte man die Vergrößerung eines Teleskopes beliebig in die Höhe treiben. In der Praxis ist jedoch wegen der Wellennatur des Lichtes eine Grenze gesetzt.

Die Austrittspupille

Die freie Öffnung eines Fernrohrs wird auch Eintrittspupille genannt, das vom Okular entworfene verkleinerte Abbild der Eintrittspupille wird als Austrittspupille bezeichnet ( AP ).Ihr kommt
bei den astronomischen Fernrohren eine besondere Bedeutung zu. Der Durchmesser der AP ergibt sich aus dem Objektivdurchmesser D dividiert durch die Vergrößerung des Fernrohrs:
Hat ein Fernrohr 100 mm Öffnung, und 1000 mm Brennweite,verwendet man ein Okular von 20mm Brennweite, ergibt sich eine Vergrößerung von 50x. Die Austrittspupille wäre: 100: 50 = 2mm.
Die Austrittspupille entsteht je nach Okular einige Millimeter hinter dem Okular. Führt man das Auge genau bis zur Austrittspupille des Okulars, entsteht auf der Netzhaut des Auges ein optimales Bild. Die AP ist wichtig,
um die Minimalvergrößerung, die Optimalvergrößerung und die Maximalvergrößerung eines Teleskopes zu berechnen .

Die Minimalvergrößerung

Bei der Betrachtung von verschiedenen astronomischen Objekten ist keine hohe Vergrößerung notwendig. Z.B. bei allen großflächigen Objekten wie der Milchstraße , großen Kometen,
der Andromedagalaxie und vielen anderen Objekten ist ein großes Gesichtsfeld notwendig. Dieses erzielt man mit geringen Vergrößerungen. Zu gering sollte man die Vergrößerung allerdings
auch nicht wählen, um nicht Licht zu verschenken. Die Mindestvergrößerung eines Fernrohres ist dann erreicht, wenn Austrittspupille und Augenpupille den gleichen Durchmesser haben.
Es gilt folgende Formel: f maximal = A x N . Hierbei ist f max. die Brennweite des erforderlichen Okulars, A der Durchmesser der Augenpupille und N die Öffnungszahl der Teleskopes.
Bei einer Öffnungszahl von N = 6 und einem Durchmesser der Augenpupille von 6mm darf also zur Erreichung der schwächsten Vergr. maximal ein Okular mit 6x6 = 36mm Brennweite benützt werden.
Noch geringere Vergrößerungen sind sinnlos, da dann die AP größer als die Augenpupille ist und nicht mehr das gesamte Licht auf der Netzhaut des Auges abgebildet wird.

 

Die Optimalvergrößerung

Wenn die AP einen Durchmesser von einem Millimeter erreicht, wird das vom Fernrohrobjektiv entworfene Beugungsscheibchen eines punktförmigen Objektes ( Stern ) durch Okular und Auge in der Größe eines Netzhautelementes auf ihr abgebildet. Ein Stern wird dann vom Auge gerade noch punktförmig gesehen. Die Optimalvergrößerung wird dann erreicht, wenn man ein Okular verwendet, dessen Brennweite in Millimetern der Öffnungszahl N entspricht. Bei N 6 ergibt ein Okular mit 6 mm Brennweite die Optimalvergrößerung. Bei N 10 genügt ein Oklular von 10mm Brennweite. Bei stärkeren Vergrößerungen wird das Beugungsscheibchen einer punktförmigen Lichtquelle auf mehreren Netzhautelementen abgebildet, die Struktur der Beugungsringe ist erkennbar. Das Objekt wird dem Auge zwar größer dargestellt, es werden jedoch keine weiteren Details sichtbar. Die Anwendung von höheren Vergrößerungen kann jedoch in der Praxis manchmal sinnvoll sein, um z.B. enge Doppelsterne besser trennen zu können. Als Faustregel kann gelten: Objektivdurchmesser des Teleskopes in Millimetern ist gleich die Optimalvergrößerung. Bei hellen Objekten wie dem Mond, den hellen Planeten und engen Doppelsternen kann dieser Wert bis auf etwa das Doppelte gesteigert werden, was der Maximalvergrößerung entspricht.



 Das Auflösungsvermögen

Selbst ein technisch perfektes Objektiv ist nicht in der Lage, ein punktförmiges Objekt wieder als Punkt abzubilden.
Es entsteht vielmehr ein kleines von feinen Ringen umgebenes Scheibchen. Dessen Durchmesser ist von der Wellenlänge des Lichtes,
ganz besonders aber auch vom Durchmesser des verwendeten Objektives abhängig. Dieses durch Lichtbeugung am Objektivrand entstehende Beugungsscheibchen ist um so kleiner,
je größer der Objektivdurchmesser ist. Bei der allgemein gültigen Formel 115: D errechnet sich bei einem Objektiv mit einem
Durchmesser von 100 mm eine Auflösung von 115:100 = 1,15“.( = 1,15 Bogensekunden).
( Umfang des Himmelsgewölbes = 360 Grad, 1 Grad hat 60 Bogenminuten ( 60´) , eine Bogenminute hat 60 Bogensekunden ( 60“ ). Der Mond hat am Himmel eine scheinbare
Ausdehnung von 1ž2 Grad = 30´ oder auch 1800“.Das Auflösungsvermögen gibt also an, bis zu welchem Winkelabstand zwei nahe beieinander befindlichen Bildpunkte noch getrennt
abgebildet oder aufgelöst werden können. Um das theoretische Auflösungsvermögen eines Teleskopes auch ausnützen zu können, wird eine bestimmte Vergrößerung benötigt.
Dazu muß auch das Auflösungsvermögen des bloßen Auges in Betracht gezogen werden.
Die meisten Menschen haben ein Auflösungsvermögen von 2´ ( zwei Bogenminuten = 120 “ ) . Löst nun das Teleskop 1,15“ auf, muß dieser Winkel auf 120“ aufgeweitet werden ,
um vom Auge als aufgelöst zu erscheinen. Es ergibt sich: 120:1,15 = 104x Vergrößerung. Erst mit dieser 104x Vergrößerung ist das Auge also in der Lage das Auflösungsvermögen
des Teleskopes von 1,15“ auch nachzuvollziehen. In der Praxis wird man die Vergrößerung meistens noch etwas erhöhen, um das aufgelöste bequem zu betrachten.

Der Bilddurchmesser

Der Bilddurchmesser ist vor allem für die Astrofotografie wichtig. Das von einem Objektiv in dem Brennpunkt erzeugte Bild ist um so größer,
je größer der Winkeldurchmesser des abgebildeten Objektes, klein w, und die Brennweite des Objektives, groß F, ist.
Der Bilddurchmesser, groß B, ( in mm ) ergibt sich aus: B= 0,0175 x w x F. Bei einer Fernrohrbrennweite von 1000mm wird z.B. der Mond,
dessen scheinbarer Winkeldurchmesser am Himmel o,5 Grad mißt, in einer Größe von 8,75mm abgebildet.

Die Bildhelligkeit

Bei der Beobachtung astronomischer Objekte muß besonders zwischen punktförmigen Objekten ( Sternen ) und flächenhaften Objekten ( Nebeln,Galaxien ) unterschieden werden.
Bei punktförmigen Objekten ist der Helligkeitsgewinn gegenüber dem bloßem Auge nur durch die Größe des Fernrohrobjektives bedingt.
Die Helligkeiten der Sterne werden in Magnitudo ( m ) angegeben. Hier handelt es sich allerdings nicht um wirkliche Helligkeiten der Sterne,
sondern nur die Helligkeiten mit denen uns ein bestimmter Stern am Himmel erscheint. Schon seit dem Altertum unterscheidet man die Helligkeiten in 6
Größenklassen. 1.Größenklasse = hellste sichtbare Sterne, 6.Größenklasse = schwächste noch mit bloßem Auge sichtbaren Sterne. Bezeichnet man die Intensität
eines Sternes 6m mit 1, dann ist die Intensität eines Sternes 5m etwa 2,5mal stärker, und der nächsthellere Stern 4m hat dann die Intensität 2,5x2,5= 6,25.
Der Stern mit 3m folgt dann mit der Intensität 2,5x2,5x2,5, das heißt er ist rund 16mal heller als der Stern 6m. Ein Stern 1.Größe wäre

100mal heller als ein Stern 6.Größe. In nebenstehender Tabelle ersehen Sie, welche Sternhelligkeiten mit entsprechenden Fernrohröffnungen zu sehen sind.
Die Bildhelligkeit bei flächenhaften Objekten ist bei der visuellen Beobachtung nur von der Austrittspupille ( AP ) des Okulares abhängig. ( siehe Die Austrittspupille )
Wenn die AP des Okulares gleich dem Durchmesser der Pupille des bloßen Auges ist, dann nehmen wir das im Fernrohr eingestellte Objekt gleichhell war,
wie mit dem bloßem Auge selbst. Bei kleinerer AP wird das eingestellte Objekt zusehens dunkler, weil eben die Vergrößerung ansteigt. Trotzdem wird das Objekt besser gesehen,
weil der Himmelshintergrund dunkler erscheint, und das Objekt sich besser vor dunklem Himmel abhebt

 Beugungsbegrenzung / Strehl Wert

Die meisten Telekop Hersteller geben die Qualität ihrer Optik als „beugungsbegrenzt“ an.  Das heißt, daß das Teleskop die nach der Theorie nach aufzulösende
Trennbarkeit von Objekten auch erreicht.
Ein Maß für die Qualität der Optik ist der Strehl Wert.  Nach der Theorie könnte eine Optik das Licht eines Sternes zu 100 %
im zentralen Bereich des Brennpunktes vereinigen – das ist jedoch ein theoretischer Wert, der niemals erreicht wird.

Eine Optik ist beugungsbegrenzt, wenn das Licht eines Sternes zu 80 % im zentral vereinigt ist, dann also löst die Optik
mit gegebenem Durchmesser .das theoretisch vorgegebene Limit auch auf.

Die Firma Zeiss Jena gab in den 90er Jahren ein Maß für die Qualität ihrer Optik an.
Demnach weisen Zeiss Spiegelteleskope mindestens einen Wert von Strehl 90 % auf, und die besten Apos von Zeiss, die APQ Refraktoren haben einen Wert von 95 %.

Leider wird heutzutage mit diesen Werten ziemlicher Unfug getrieben, die Werbung vieler chinesischer Billigteleskope sagt aus,
daß ihre Optiken oft über 97 % Strehl Werte aufweisen. Solche Angaben gehören ins Reich der Märchen und Fabeln.
Alleine schon deswegen, weil die Meßgenauigkeit von Amateurmessern längst nicht erreicht wird, die Werte  werden so lange geschönt, bis sie passen.

Wir meinen, daß eine Optik gut ist, wenn Sie zwischen 80 – 90 % Strehl Wert erreicht.
Hinweis: Großteleskope haben so gut wie nie die 80%ige Beugungsbegrenztheit – die Profis nehmen das als gegeben hin und sind mehr als zufrieden damit.
Nur der Amateur meint heutzutage allzu oft, daß ihre zu erwerbende  Optik für 500,-- Euro mindestens 98 % Strehl haben muß.
Dies können und wollen wir nicht versprechen- da es sich unserer Meinung nach um unwahre Angaben handelt.

Wichtige Angaben sind weiterhin der RMS Wert und der PtV Wert, Angaben dazu finden Sie in der Fachliteratur.

 

 

Grenzgröße Magnitudo ( mag oder m )

Die Helligkeiten der Sterne werden in Magnitudo ( m ) eingeteilt. Helle Sterne haben Größe 1, sehr helle Sterne -1, und Planeten gar bis zu -4.9 mag.
Die schwächsten Sterne, die das bloße Auge am Himmel in unseren Breiten erkennen kann sind ca. 6 mag hell, in aufgehellter Dorfnähe auch
oftmals nur 5 mag, und in Stadtnähe sogar nur 4 mag.Nachfolgende Tabelle gibt an, welche Grenzgröße die verschiedenen Teleskope erreichen können, je nachdem,
welche Grenzgröße das bloße Auge wahrnehmen kann.

 

Teleskop/ Bedingungen mit dem Auge

visuell 4 mag GG

visuell 5 mag GG

visuell 6 mag GG

70mm Refraktor

10,1

11,1

12,1

80mm Refraktor

10,4

11,4

12,4

100mm Refraktor

10,9

11,9

12,9

114/900 Newton (22% Obstruktion)

11,2

12,2

13,2

120mm Refraktor

11,3

12,3

13,3

150mm Newton ( 25% Obstruktion)

11,7

12,7

13,7

150mm Refraktor

11,8

12,8

13,8

200mm Newton (25% Obstruktion)

12,4

13,4

14,4

250mm Newton (25% Obstruktion )

12,9

13,9

14,9

300mm Newton (25% Obstruktion )

13,3

14,3

15,3

400mm Newton (25% Obstruktion )

13,9

14,9

15,9

500mm Newton (25% Obstruktion )

14,4

15,4

16,4

Copyright Fernrohrland R. Idler 11/2016

 

 

 

 

 

 

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