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Lexikon der Optik: Fernrohr

Fernrohr, Teleskop, ein optisches Instrument, dessen Aufgabe darin besteht, entfernte Objekte dem Auge so darzubieten, daß mehr Einzelheiten wahrgenommen werden können. Als F. im klassischen Sinne bezeichnet man eine afokale Linsen- oder Spiegellinsenfolge, die, in Verbindung mit dem Auge (visuell) benutzt, entfernte Objekte auf der Netzhaut größer abbildet, als dies ohne F. der Fall ist. Im erweiterten Sinne muß man zu den F. auch die insbesondere in der Astronomie benutzten Linsen- oder Spiegelsysteme rechnen, bei denen ein reelles Bild des entfernten Objektes erzeugt und photographisch festgehalten oder z.B. photometrisch oder spektroskopisch weiter untersucht wird.

Die wichtigsten Vertreter der F. für visuellen Gebrauch sind:

1. Linsenfernrohre (Refraktoren): a) das Holländische F., b) das Keplersche F., c) dasErdfernrohr und d) das Prismenfernrohr.

2. Spiegelfernrohre oder Spiegelteleskope. Eine Zwischenstellung zwischen den beiden vorgenannten Gruppen nehmen ein die

3. Linsenfernrohre mit Spiegelkompensation wie das Medial.

Zu den F. im erweiterten Sinne kann man folgende Fernrohrtypen rechnen:

4. Unter den Linsenfernrohren: a) photographisch benutzte Refraktoren, b) speziell für die Astrophotographie entwickelte Astrographen.

5. Unter den Spiegelfernrohren: a) die unter Fortlassung der Okulare oder unter Einfügung besonderer Linsensysteme photographisch benutzten Spiegel- oder Spiegellinsensysteme der Gruppen 2 und 3, b) die für größere Bildwinkel konstruierten aplanatischen Spiegelsysteme.

Optischer Aufbau. Alle F. für visuellen Gebrauch sind aus mindestens zwei optischen Gliedern, dem Fernrohrobjektiv und dem Okular, aufgebaut, wobei der bildseitige Brennpunkt des Objektivs mit dem dingseitigen Brennpunkt des Okulars zusammenfällt. Das Objektiv des Fernrohres ist stets von sammelnder optischer Wirkung (sammelnde Linse bzw. Linsensystem oder Hohlspiegel), als Okular kann eine sammelnde oder zerstreuende Linse bzw. Linsenfolge dienen. Die sammelnden Okulare sind als Lupen aufzufassen, mit denen das reelle Bild, welches das Objektiv erzeugt, vergrößert betrachtet wird. Das Holländische oder Galileische F. besitzt ein zerstreuendes Okular, das innerhalb der Brennweite des Objektivs steht; ein reelles Bild des Objektes kommt infolgedessen nicht zustande.

Bildlage. Das Holländische oder Galileische F. liefert ein aufrechtes und seitenrichtiges Bild. Beim astronomischen oder Keplerschen F. ist das Bild umgekehrt. Eine Bildaufrichtung kann durch Linsensysteme (terrestrisches oder Erdfernrohr) oder durch Prismensysteme (Prismenfeldstecher) erfolgen. Die Spiegelfernrohre nach Newton oder Cassegrain liefern ebenfalls umgekehrte Bilder, beim Spiegelteleskop nach Gregory ist das Bild aufrecht.

Vergrößerung. Erscheint ein entferntes Objekt dem unbewaffneten Auge unter dem Winkel w und mit F. unter dem Winkel w', so bezeichnet man Γ=tanw'/tanw als die Fernrohrvergrößerung. Diese ist gleich dem Quotienten aus Objektivbrennweite (f1 bzw. f'1) und Okularbrennweite (f2 bzw. f'2) bzw. aus Eintritts- und Austrittspupille.

Physiologisch-optisch wird die Vergrößerung selten als solche empfunden, vielmehr als Annäherung der Objekte etwa im Verhältnis der Vergrößerung (Konstanz der Sehgröße). Geometrisch-optisch wird bei einer afokalen Linsenfolge von einem in der Entfernung a befindlichen Objekte ein virtuelles Bild erzeugt, das im Abstand a2 liegt und im Verhältnis 1/Γ verkleinert ist. Desgleichen wird eine Objektausdehnung in Richtung der optischen Achse im Verhältnis 1/Γ2 verkürzt, wodurch alle durch ein F. betrachteten Tiefenausdehnungen kulissenartig zusammengedrängt erscheinen (Kulissenwirkung).

Gesichtsfeld. Als wahres Gesichtsfeld wird der Durchmesser des objektseitig übersehbaren Feldes im Winkelmaße oder bei F. für Erdgebrauch auch die in einer bestimmten Entfernung übersehbare Objektausdehnung, z.B. in Metern, bezeichnet. Unter dem scheinbaren Gesichtsfeld versteht man das im Okular gesehene vergrößerte wahre Gesichtsfeld bzw. den Winkel, unter dem die Gesichtsfeldblende im Okular erscheint. Bei allen F. mit reellem Zwischenbilde wird die Größe des wahren Gesichtsfeldes bestimmt durch die Konstruktion des Okulars und die Vergrößerung. Normale Okulare, wie die Okulare nach Huygens, Ramsden, Kellner, das orthoskopische Okular nach Abbe u.ä. sind für scheinbare Gesichtsfelder von etwa 35° bis 45° Ausdehnung brauchbar. Besonders konstruierte Weitwinkelokulare haben scheinbare Gesichtsfelder von 60° bis 70° Ausdehnung und gelegentlich darüber hinaus, wobei dann aber die Bildkorrektion in den äußeren Teilen des Gesichtsfeldes für astronomische Zwecke nicht mehr ausreichend ist. Das Gesichtsfeld des Galileischen F. ist nicht scharf begrenzt, da die Augenpupille nicht an den Ort der Austrittspupille gebracht werden kann (Schlüssellochbeobachtung). Das bedeutet, daß die Eintrittsluke nicht mit dem Objekt und die Austrittsluke nicht mit dem Bild zusammenfällt. Die Größe des wahren Gesichtsfeldes hängt deshalb auch von der Stellung des Auges, vom Objektivdurchmesser und der Baulänge des Fernrohrs ab.

Lichtstärke. Die Bildhelligkeit eines mit einem F. gesehenen flächenhaften Objektes wird bestimmt durch den Objektivdurchmesser, die Vergrößerung, die Lichtverluste im F. und den Durchmesser der Augenpupille. Die vom F. aufgenommene Lichtmenge ist proportional dem Quadrat der Eintrittspupille (Objektivdurchmesser), die Flächenhelligkeit auf der Netzhaut aber umgekehrt proportional dem Quadrat der Vergrößerung, da mit zunehmender Vergrößerung das gleiche Flächenstück des Objektes auf eine größere Netzhautfläche abgebildet wird. Da das Verhältnis der Eintrittspupille zur Vergrößerung gleich der Austrittspupille ist, ist die Bildhelligkeit auf der Netzhaut auch proportional dem Quadrat der Austrittspupille. Das gilt aber nur, wenn die Augenpupille gleich groß oder größer als die Austrittspupille ist und die Lichtverluste im F. vernachlässigbar sind. Bei Objekten, die unter einem kleineren Winkel als 1' abgebildet werden, also bei allen Fixsternen, ist die Bildhelligkeit unabhängig von der Vergrößerung proportional der freien Öffnung des F. Die Größe (EP)2/Γ=(AP)2 (mit EP als Eintritts- und AP als Austrittspupille) bezeichnet man als geometrische Lichtstärke eines F. Der Durchlaßgrad gibt an, welcher Bruchteil des in die Eintrittspupille eingetretenen Lichtes aus der Austrittspupille wieder austritt. Die Verluste sind in der Hauptsache bedingt durch Reflexion an den Glas-Luftflächen und in geringem Umfange auch durch Absorption im Glase. Sie betragen beispielsweise bei einem Prismenfeldstecher etwa 40%. Durch Oberflächenvergütung lassen sich die Reflexionsverluste auf etwa 20% herabsetzen. Das Produkt aus geometrischer Lichtstärke und Durchlaßgrad ergibt die physikalische Lichtstärke.

Weder geometrische noch physikalische Lichtstärke genügen, um die Dämmerungsleistung eines Fernglases zu kennzeichnen, denn hier müssen auch die Eigenschaften des Auges mit berücksichtigt werden. Versuche haben ergeben, daß von zwei Feldstechern mit gleichen Objektivdurchmessern, aber verschiedenen Vergrößerungen, derjenige mit der höheren Vergrößerung in der Dämmerung in vielen Fällen überlegen ist, obwohl die Bildhelligkeit auf der Netzhaut geringer ist. Für einen näherungsweisen Vergleich der Dämmerungsleistungen hat sich bei Umfeldleuchtdichten von 3·10-1 bis 3·10-4 cd/m2 und bei Austrittspupillen von wenigstens 2 mm Durchmesser der Ausdruck

bewährt, wobei D den Objektivdurchmesser bezeichnet.

Fernrohrleistung. Die Fernrohrleistung ist das Verhältnis der Sehschärfe SF des Auges mit F. zur Sehschärfe SA mit freiem Auge, L=SF/SA. Sie ist im Idealfalle gleich der Fernrohrvergrößerung. Die Leistung eines F. wird bestimmt durch Auflösungsvermögen und Kontrast in Abhängigkeit von der Vergrößerung. Bei einem idealen F. ohne geometrisch-optische Abbildungsfehler und technische Ausführungsfehler wird die höchste mit Nutzen anwendbare Vergrößerung (förderliche Vergrößerung) durch die Beugung des Lichtes bestimmt. Sie ist proportional dem Objektivdurchmesser. Von einem punktförmigen Objekt (z.B. Fixstern) entsteht ein Beugungsscheibchen (Airy-Scheibchen), umgeben von einigen Beugungsringen. Der Abstand ρ von der Mitte des Beugungsscheibchens bis zum ersten dunklen Ring beträgt ρ=1,22 fλ/D (mit λ als Wellenlänge und f als Brennweite des Objektivs). Die Strecke ρ, die – vom Objektiv aus gesehen – unter dem Winkel γ=1,22 λ/D erscheint, wird allgemein der Bestimmung des theoretischen Auflösungsvermögens des F. zugrunde gelegt, indem man annimmt, daß zwei benachbarte Sterne nur dann als getrennt wahrzunehmen sind, wenn die Zentren ihrer Beugungsscheibchen mindestens im Abstande ρ voneinander liegen (Dawes-Grenze). Diesem Abstand entspricht ein Unterschied des Winkels, unter dem das jeweilige Sternenlicht auf das Objektiv trifft, der Größe γ. Dieser Wert kennzeichnet somit das Winkelauflösungsvermögen des F. Soll dieses Auflösungsvermögen tatsächlich ausgenutzt werden, muß die Fernrohrvergrößerung so hoch sein, daß der Winkel γ wenigstens bis auf das Winkelauflösungsvermögen des Auges von 1' vergrößert wird. Aus dieser Forderung ergibt sich als Faustregel: förderliche Vergrößerung = 1/2 Objektivdurchmesser in mm, bequeme Vergrößerung = Objektivdurchmesser in mm.

Bei hochwertigen F. für astronomische und ähnliche Zwecke ist man bestrebt, die oben angeführte theoretische Leistungsgrenze zu erreichen, indem man die geometrisch-optischen Abbildungsfehler und die technischen Ausführungsfehler so klein hält, daß die Beugungsfigur nicht verschlechtert wird. Nach Lord Rayleigh ist das der Fall, wenn die Abweichungen der Wellenfront von der einer idealen Kugelwelle nicht größer als λ/4 sind (λ/4-Kriterium). Obwohl dieses Kriterium keine hinreichende Gewähr für optimale Verhältnisse bietet, wird es in der Praxis, besonders bei großen astronomischen Objektiven, häufig und mit Erfolg angewandt.

Die wichtigsten geometrisch-optischen Abbildungsfehler, die bei F. vermieden oder klein gehalten werden sollen, sind sphärische und chromatische Aberrationen sowie ein Verstoß gegen die Sinusbedingung.

Leistungsmindernde technische Ausführungsfehler sind: Abweichungen von den vorgeschriebenen Konstruktionsdaten; Zonenfehler, die beim Schleifen und Polieren, insbesondere großer Flächen, auftreten; Schlieren und Spannungen in den Objektivscheiben; thermische und elastische Verbiegungen, ferner streulichterzeugende Unsauberkeiten.

Außer durch die geometrisch-optischen Abbildungsfehler und die technischen Ausführungsfehler wird das Leistungsvermögen oft sehr stark durch eine inhomogene Beschaffenheit der Atmosphäre herabgesetzt (Szintillation). technische Fernrohre.

Geschichtliches. Nach den ältesten verbürgten Quellen gilt der Brillenschleifer Lipperhey aus Middelburg in Holland als Erfinder des Holländischen oder Galileischen F. (1608). G. Galilei hat es nachgebaut, verbreitet und für astronomische Zwecke benutzt (1609). Das astronomische wie auch das terrestrische F. mit einer Umkehrlinse wurde von J. Kepler 1611 beschrieben.

Die ersten Versuche, Spiegel als Fernrohrobjektive einzuführen, wurden von Zucchius (1616), Cavalieri (1632) und Mersenne (1638) unternommen. Die ersten bewährten Spiegelteleskop-Konstruktionen stammen von J. Gregory (1663), I. Newton (1671) und N. Cassegrain (1672).

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