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Fernrohr

Ein Fernrohr ist ein optisches afokales Linsensystem oder Spiegelsystem, mit dem man entfernte Gegenstände unter einem größeren Sehwinkel als mit dem bloßen Auge sieht und diese dadurch näher bzw. größer erscheinen.

Wie jedes Gerät, mit dem das Auge direkt beobachten soll, erzeugt das Fernrohr parallele Lichtstrahlen, die vom entspannten Auge auf der Netzhaut gesammelt werden. Da Fernrohre für die Beobachtung entfernter Objekte bestimmt sind, sind auch die einfallenden Strahlen zueinander parallel (oder fast parallel). Ein Fernrohr wandelt also einfallende Parallelstrahlen in austretende Parallelstrahlen und verändert dabei nur den Winkel und die Dichte dieser Strahlen. Die Veränderung des Winkels bewirkt die Vergrößerung. Die größere Dichte der Strahlen vergrößert die Helligkeit des Bildes.

Inhaltsverzeichnis

Fernrohrarten

Astronomische Fernrohre

Astronomische Teleskope sind meist nicht afokal, sondern nur dann, wenn sie für die Betrachtung der Objekte mit dem Auge mit einem Okular ausgestattet sind. Allgemein benutzte man in der Astronomie früher bevorzugt Linsenfernrohre, auch als Refraktoren bezeichnet. Bei diesen unterscheidet man zwischen Keplerschen Fernrohren und Galileischen Fernrohren. In neuerer Zeit sind alle größeren Teleskope Spiegelteleskope, also Reflektoren.

Terrestrische Fernrohre

Für terrestrische Beobachtungen (z.B. Militär, Ornithologie und Jagd) verwendet man

Linsenfernrohre und Spiegelteleskope

Linsenfernrohre und Spiegelteleskope können visuell oder auch fotografisch genutzt werden.

Wegen ihrer großen Brennweite und wegen ihres Gewichtes werden große Linsenfernrohre und Spiegelteleskope von Montierungen gehalten und bewegt.

Funktionsweise

Strahlengang im Keplerschen Fernrohr

Die Funktionsweise wird hier am Beispiel eines Keplerschen Fernrohrs erklärt:
Das Objektiv (1) erzeugt von einem weit entfernten Objekt (4) ein reelles, umgekehrtes Zwischenbild (5). Dieses wird durch das Okular (2), das wie eine Lupe wirkt, betrachtet. Dem Auge (3) erscheint daher ein vergrößertes, virtuelles Bild (6) in großer Entfernung (parallele gestrichelte Strahlen). Da das Bild umgekehrt ist, wird es bei terrestrischen Fernrohren mit Hilfe von Umkehrprismen oder einer Zwischenlinse zwischen Objektiv und Okular aufgerichtet.

Vergrößerung

Die Vergrößerung eines Fernrohrs ist durch das Verhältnis der Brennweiten von Objektiv und Okular gegeben. Das heißt, ein Fernrohr mit auswechselbaren Okularen, wie es in der Astronomie üblich ist, hat keine feste Vergrößerung; je kürzer die Brennweite des verwendeten Okulars ist, desto stärker ist die resultierende Vergrößerung. Wegen verschiedener Faktoren (siehe unten) ist eine übertrieben starke Vergrößerung sinnlos.

Die Größe der Austrittspupille ergibt sich aus dem Objektivdurchmesser geteilt durch die Vergrößerung.

Störgrößen

Beugung

Wegen der Beugung des Lichtes ist das Auflösungsvermögen des Fernrohrs durch den Durchmesser des Objektivs begrenzt. Die Vergrößerung, die das Auflösungsvermögen des Fernrohrs der des menschlichen Auges optimal anpasst, wird als nützliche Vergrößerung bezeichnet. Diese ist zahlenmäßig etwa so groß wie die Apertur (Öffnung) des Fernrohrobjektivs in Millimetern. Bei einer stärkeren Vergrößerung erscheinen Sterne nicht als Punkte, sondern als Scheibchen, die von konzentrischen Kreisen (Beugungsringen) umgeben sind.

Qualität der Optik

Neben vermeidbaren Fertigungsfehlern hat jedes optische System systembedingt Abbildungsfehler.

Luftunruhe

Vom Boden aufsteigende erwärmte Luft, aber auch ungenügend temperierte Sternwarten-Kuppeln verursachen störende Schlieren.

Vor allem im Winter und bei bestimmten Wetterlagen ist deutlich ein Szintillation genanntes Funkeln der Sterne zu sehen. Dieses wird durch in sich rotierende Konvektionszellen hervorgerufen, die durch den Wärmeübergang zwischen kälteren und wärmeren Luftschichten entstehen. Oft erscheinen die Sterne und Planeten in kleinen Fernrohren als "wabernde Flecken"; bei fotografischen Aufnahmen werden sie unscharf. Meist bessert sich die Lage mit fortschreitender Nacht.

Astronomen nennen diesen für sie wichtigen Faktor "Seeing". Die Position eines Sterns kann durch ein schlechtes Seeing um 1" bis 3" schwanken. Ein gutes Fernrohr mit einem Auflösungsvermögen von 1", das etwa 150 mm Apertur haben muss, wird also mit seiner Qualität selten voll ausgenutzt. Bei der Beobachtung flächenhafter Objekte, wie Nebeln oder Kometen, ist das Seeing weniger von Bedeutung.

Im Weltall ist das Seeing ideal. Erst dort ist die durch Beugung bedingte Leistungsgrenze astronomischer Geräte erreichbar. Bei neuen großen erdgebundenen Teleskopen wird das Seeing durch adaptive Optik verbessert.

Stabilität der Fernrohraufstellung

Die Montierung, mit der das Fernrohr gehalten und bewegt wird, begrenzt ebenfalls eine sehr starke Vergrößerung. Jede zu starke Schwingung in der Montierung macht sich als Zittern des Beobachtungsobjektes im Gesichtsfeld des Okulars bemerkbar. Die Montierung sollte also möglichst steif und schwingungsarm sein. Bei oft nur mit der Hand gehaltenen Feldstechern, werden meist nur Okulare fest eingebaut, die geringere Vergrößerungen zulassen. Bei diesen Instrumenten wird ein größerer Wert auf die Lichtstärke gelegt. Ein festes Stativ ist aber auch hier von Vorteil .

Gesichtsfeld im Fernrohr

Das Blickfeld wird bei Benutzung eines Fernrohrs einerseits merklich eingeschränkt, andererseits deutlicher dargeboten. Es ist umso größer, je näher das Auge zum Okular rückt - was für Brillenträger einen Nachteil darstellt. Daher sollte man bei längerer Beobachtungszeit die Brille abnehmen oder zumindest ein gummibewehrtes Okular kaufen.

In der Astronomie stört das restliche, etwa ringförmige Gesichtsfeld um den Einblick in das Okular. Es kann durch eine Augenmuschel aus weichem Gummi abgedeckt werden, die gleichzeitig dem Auge die Entspannung erleichtert.

Wahres Gesichtsfeld nennt man das mit einem Fernrohr tatsächlich überschaubare Himmelsfeld. Bei üblichen Fernrohren ist es kleiner als 1 Grad, bei astronomischen etwa Mondgröße (halbes Grad). Feldstecher haben 5 - 10°, Aussichtsfernrohre einige Grad. Das wahre Gesichtsfeld hängt hauptsächlich von der Vergrößerung des Teleskops ab, doch auch von der Bauart des Okulars (v.a. von den Blenden, der augenseitigen Linse und der Länge des ganzen Linsensystems).

Scheinbares Gesichtsfeld heißt jener Raumbereich, den man im Okular überblickt. Zweilinsige Okulare haben 25 - 50°, teurere Weitwinkelokulare bis über 70°. Hat ein Okular z. B. 50° scheinbares Gesichtsfeld, dann hätte ein Fernrohr mit 50-facher Vergrößerung ein wahres von genau 1 Grad. Das scheinbare Gesichtsfeld eines Okulars kann jeder leicht mit einem Winkelmesser oder einem Kompass bestimmen: Man blickt durch das Okular, hält das zweite Auge offen und merkt sich, wo die Ränder des Gesichtskreises liegen. Dies sollte aber im Freien - oder zumindest in einem sehr großen Raum - geschehen.

Das wahre Gesichtsfeld folgt aus dem obigen mittels Division durch die Vergrößerung. Man kann aber auch die Sonne (nur mit Filter!) oder den Mond benutzen. Deren "Scheiben" sind mit rund ½° fast gleichgroß, variieren aber etwas mit der Jahreszeit und der Mondbahn:

Sonne 31,5' bis 32,6' (0,525 - 0,544°), Mond etwa 29' bis 33'.

Am genauesten wird eine Messung mittels Sternen: wir suchen einen äquatornahen Stern (z. B. im Süden in etwa 40° Höhe; genauer 90° minus Breite) und messen, wie lange er benötigt, um durch das Gesichtsfeld zu wandern. Die (dezimalen) Minuten sind durch 4 zu teilen. Dauert der Stern-Durchgang also 2,4 Minuten, hat das Teleskop ein Gesichtsfeld von Ø = 0,60°. Kennt man diesen Wert, lassen sich Entfernungen schätzen: Wenn z.B. eine stehende Person von 1,70 m unsere 0,60° gerade ausfüllt, ist sie 1,70 / sin(Ø) = 162 m von uns entfernt. Jäger, Seeleute und Militär verwenden dafür auch Fernrohre oder Feldstecher mit Skalen - doch gibt es nützliche Faustregeln. Wer daher das geschilderte Verfahren perfektionieren will, könnte es zunächst an einem Feldstecher erproben. Bessere Geräte geben die Grad (bzw. die Meter auf 1000 m Distanz) an.

Siehe auch: Sonnenbeobachtung, Fernrohr (Sternbild), Teleskop, Mikroskop

Anschluss einer Digitalkamera an ein Fernrohr

Für digitale Fotos ist eine mechanische und optische Anpassung notwendig. Ein Adapter verbindet die Kamera mit dem Fernrohr. Eine feste mechanische Verbindung ist besonders wichtig, da kleinste Bewegungen (Schwingungen) der Kamera die Bildqualität stark reduzieren. Des weiteren ist eine optische Anpassung des Strahlengangs notwendig, damit auf den Sensor der Kamera (CCD / CMOS) ein voll ausgeleuchtetes und scharfes Bild projiziert wird.

Historisches

Das erste Fernrohr wurde im Jahre 1608 von Hans Lipperhey konstruiert. Das erste astronomische Fernrohr wurde 1611 von Johannes Kepler gebaut. Hans Lipperheys "holländisches" Fernrohr baute 1609 Galileo Galilei nach und entdeckte damit die vier größten Monde des Jupiter.

Siehe auch