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Lexikon der Physik: Fernrohr

Fernrohr, Teleskop, optisches Instrument, mit dem entfernte Objekte so abgebildet werden, daß sie unter einem größerem Sehwinkel ω erscheinen und dem Auge ein helleres und vergrößertes Bild zugeführt wird. Im herkömmlichen Sinn versteht man unter einem Fernrohr eine afokale Spiegel- oder Spiegellinsenkombination. Alle Fernrohre sind aus mindestens zwei optischen Komponenten, dem Objektiv und dem Okular, aufgebaut, wobei der bildseitige Brennpunkt des Objektives mit dem objektseitigen Brennpunkt des Okulars zusammenfällt. Das langbrennweitige Objektiv hat immer sammelnde Wirkung, während das Okular, das als Lupe wirkt und das vom Objektiv erzeugte reelle Bild vergrößert, sammelnd oder zerstreuend sein kann. Um sphärische und chromatische Abbildungsfehler zu minimieren, bestehen die beiden Komponenten aus mehreren Einzelteilen. Allgemein unterscheidet man zwischen Linsenfernrohren (Refraktoren) und den ausschließlich in der Astronomie benutzten Spiegelfernrohren (Reflektoren).

Zu den Linsenfernrohren gehören das Galileische (holländische), das Keplersche (astronomische) und das terrestrische Fernrohr (Abb. 1). Das nach Galilei benannte, aber von H. Lippershey erfundene Fernrohr besteht aus einer Objektivsammellinse der Brennweite f1 und einer Okularzerstreuungslinse der Brennweite f2. Der Abstand l zwischen Objektiv und Okular ist durch f1 f2 gegeben. Das erzeugte Bild ist aufrecht und seitenrichtig. Beim Keplerschen Fernrohr (Abb. 1b) bestehen Objektiv und Okular aus einer langbrennweitigen bzw. kurzbrennweitigen Sammellinse im Abstand l = f1 + f2. Das Bild ist reell und umgekehrt, was bei der astronomischen Anwendung unproblematisch ist. Zur Aufrichtung des Bildes wird zwischen Objektiv und Okular eine zusätzliche Linse der Brennweite f3 gestellt; man erhält so ein terrestrisches Fernrohr der Länge l = f1 + 4 f2 + f3. Im binokularen Fernrohr (Fernglas) benutzt man Prismen zur Bildaufrichtung, was zu einer wesentlich kürzeren Baulänge führt. Im Vergleich zum Galileischen Fernrohr erscheint beim Keplerschen Fernrohr das Gesichtsfeld erheblich vergrößert.

Spiegelfernrohre bestehen aus einem Hohlspiegel als Objektiv, der ein reelles, umgekehrtes und verkleinertes Bild erzeugt, das mit der Okularlupe betrachtet wird. Ihr Vorteil liegt darin, daß Spiegel im Gegensatz zu Linsen keine Farbfehler aufweisen. Je nach Okularanordnung im Strahlengang unterscheidet man zwischen dem nach Cassegrain, Gregory, Newton und Schmidt benanntem Fernrohr (Abb. 2). Beim Gregory-Fernrohr werden die durch den Hohlspiegel H erzeugten Strahlen durch einen zweiten kleinen Konkavhohlspiegel S in der Öffnung des Hohlspiegels im Bildpunkt B vereinigt und dieser mit dem Okular O betrachtet. Beim Cassegrain-Fernrohr wird der Konkavhohlspiegel durch einen konvex geformten ersetzt. Bei den Anordnungen nach Newton und Schmidt vermeidet man das Durchbohren des Hohlspiegels H. Beim Newtonschen Fernrohr werden die vom Hohlspiegel kommenden Strahlen über einen Planspiegel seitlich abgelenkt, der so entstehende Bildpunkt wird über das Okular betrachtet. Das Schmidt-Fernrohr hat eine Korrektionsplatte K, die es ermöglicht, die sphärischen Abbildungsfehler bei Spiegeln mit großem Durchmesser zu korrigieren. Der Querschnitt der Platte, die im Krümmungsmittelpunkt der Spiegelfläche steht, muß so gestaltet sein, daß die Schnittweite der Randstrahlen im Vergleich zu der der Zentralstrahlen relativ vergrößert wird. Dadurch wird der Hohlspiegel in seiner Wirkungsweise dem Parabolspiegel angeglichen.

Ohne Fernrohr erscheint das Objekt dem Betrachter unter dem Sehwinkel ω1 und mit Fernrohr unter dem Sehwinkel ω. Die Vergrößerung Γ durch das Fernrohr ist gegeben durch das Verhältnis tan ω / tan ω1 und ist gleich dem Quotienten aus Objektivbrennweite f1 und Okularbrennweite f2. Die Vergrößerung ist damit unabhängig vom Objekt- bzw. Bildort. Die Tiefenschärfe verkleinert sich um ω2 .

Das Auflösungsvermögen A = 0,82 D / λ (D Objektivdurchmesser, λ Wellenlänge) ist im wesentlichen durch die Beugung und die Abbildungsfehler der optischen Komponenten bestimmt. [KB2]



Fernrohr 1: Strahlenverlauf im Fernrohr nach a) Galilei und b) Kepler.



Fernrohr 2: Spiegelteleskop nach a) Gregory, b) Cassegrain, c) Newton und d) Schmidt.

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Markus Aspelmeyer, München [MA1] (A) (20)
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Andrea Greiner, Heidelberg [AG1] (A) (06)
Uwe Grigoleit, Weinheim [UG] (A) (13)
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Carsten Heinisch, Kaiserslautern [CH] (A) (03)
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Dr. Roger Erb, Kassel [RE1] (A) (33)
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Stephan Fichtner, Heidelberg [SF] (A) (31)
Dr. Thomas Filk, Freiburg [TF3] (A) (10, 15)
Natalie Fischer, Walldorf [NF] (A) (32)
Dr. Thomas Fuhrmann, Mannheim [TF1] (A) (14)
Christian Fulda, Hannover [CF] (A) (07)
Frank Gabler, Frankfurt [FG1] (A) (22)
Dr. Harald Genz, Darmstadt [HG1] (A) (18)
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Uwe Grigoleit, Weinheim [UG] (A) (13)
Gunther Hadwich, München [GH] (A) (20)
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Renate Jerecic, Heidelberg [RJ] (A) (28)
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Helmut Milde, Dresden [HM1] (A) (09)
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Dr. Stefan L. Wolff, München [SW1] (A) (02)
Priv.-Doz. Dr. Jochen Wosnitza, Karlsruhe [JW] (A) (23)
Dr. Kai Zuber, Dortmund [KZ] (A) (19)
Dr. Werner Zwerger, München [WZ] (A) (20)

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