In jüngster Zeit machten Teleskope für die hochauflösende Beobachtung der Sonne auf sich aufmerksam, vor allem in der französischen Amateurszene. Sowohl die technische Ausstattung als auch die damit erzielten Ergebnisse begeistern. So entwickelte sich bei mir schnell der Wunsch, ein ebenbürtiges Sonnenteleskop zu konstruieren und zu bauen. Das Ziel meines Projekts war schnell definiert: ein hochauflösendes optisches Instrument zur ausschließlich fotografischen Beobachtung der Sonne im Weißlicht zu erstellen – und dies in minimalistischer optischer Konfiguration. Alles sollte so einfach wie möglich gehalten werden. Im mechanischen System sollten nur wenige und beherrschbare Belastungsfälle wirken, und die Optik sollte mit möglichst wenigen Komponenten auskommen, um Abbildungsfehler und Streulicht zu minimieren.

Der Strahlengang meines »Sonnen-Newton« entspricht dem eines klassischen Newton-Teleskops, jedoch ohne einen Sekundärspiegel: Dort, wo sich normalerweise der Fangspiegel befindet, der das Licht seitlich aus dem Strahlengang herausführt, wird eine Kamera montiert (siehe »Vereinfachtes Newton-Teleskop«). Der parabolische Spiegel meines Teleskops besteht aus Quarzglas und besitzt keine reflektierende Beschichtung; somit durchdringt das meiste Sonnenlicht den Spiegel. Nur ein geringer Teil wird reflektiert und gelangt in die Kamera. Daher wird in diesem Fall kein lichtdämpfender Sonnenfilter benötigt. Der Spiegel aus Quarzglas bietet hier den Vorteil, dass er einen hohen Anteil der UV-Strahlung hindurchlässt, weshalb die UV-Belastung im optischen System gering bleibt. Des Weiteren zeichnet sich Quarzglas durch einen sehr niedrigen Wärmeausdehnungskoeffizienten und eine dementsprechend hohe thermische Formstabilität aus.

Der Reflexionskoeffizient für Quarzglas bei einer Wellenlänge von 500 Nanometern beträgt 0,0352; somit gelangen nur 3,5 Prozent des eintreffenden Sonnenlichts zur Kamera. Dies entspricht ungefähr einem lichtdämpfenden Sonnenfilter der Dichte 1,5. Zum Vergleich: Die von der Firma Baader Planetarium für die Sonnenfotografie angebotene Filterfolie weist eine Dichte von 3,8 auf. Die Dämpfung des restlichen Lichts erfolgt in meinem Teleskop durch einen Baader-Schmalbandfilter für den Spektralbereich der Sauerstofflinie O III mit 1,25-Zoll-Schraubgewinde (31,8 Millimeter) und einer Halbwertsbreite von neun Nanometern.

Die Dimensionierung des Teleskops beziehungsweise der Teleskopöffnung stellt einen Kompromiss dar zwischen maximalem Auflösungsvermögen einerseits und dem Gewicht, der Handhabung und Transportierbarkeit andererseits. Des Weiteren sollte beachtet werden, dass mit zunehmender Öffnung die Wahrscheinlichkeit für ein brauchbares Seeing immer geringer wird. Ich habe mich für einen 10-Zoll-Quarzspiegel mit 1255 Millimeter Brennweite entschieden. Die Brennweite wird mit einer Koma korrigierenden 2,7-fach-Barlowlinse verlängert.

Technische Umsetzung

Vor Beginn der Konstruktionsarbeiten definierte ich die Anforderungen an das mechanische System. Das Teleskop sollte als offene Rahmenkonstruktion ohne Tubus ausgeführt werden. Es sollte möglichst wenig wiegen, um auch von kleineren mobilen Montierungen getragen zu werden. Der Kollimationszustand sollte sich weder durch den Transport noch durch eine statische Verformung während der Beobachtung ändern.

Besonders wichtig war mir, durch konstruktive Maßnahmen eine Erwärmung einzelner Komponenten durch Sonneneinstrahlung auf ein Minimum zu reduzieren und so eine lokale Luftkonvektion zu vermeiden. Ebenso durfte beispielsweise die Abwärme eines geplanten Fokussiermotors zu keinen Beeinträchtigungen führen. Die Hauptspiegelzelle sollte unter dem Spiegel so schlank wie möglich gehalten werden. Im optimalen Fall wird das durchdringende Licht von angeschrägten Bauteilen der Spiegelzelle seitlich weggeleitet und gelangt so nicht als diffuses Streulicht in die Kamera. Für den Fokussierer wünschte ich mir ein präzises System, das auch bei hohem Abbildungsmaßstab keine Verschiebungen des Bildfeldes (englisch: shiftings) erkennen lässt. Der Fokussierantrieb muss elektrisch sein, damit man ihn auch aus einigen Metern Entfernung zum Teleskop bedienen kann.

Im Resultat entstand eine weiß lackierte Aluminiumkonstruktion, die nur aus einem zentralen Rohrrahmen besteht (siehe »Ein Sonnenobservatorium auf dem Dach«). Ein Tragwerk in Form einer klassischen Gitterkonstruktion ist nicht erforderlich. Das Sonnenteleskop besteht aus drei Hauptkomponenten: dem Rohrrahmen, der Hauptspiegelzelle mit dem Teleskopspiegel und dem Fokussierschlitten mit Irisblende, O-III-Filter, Barlowlinse und Kamera (siehe »Konstruktiver Aufbau des Sonnenteleskops«). So weit möglich, wurden für alle Bauteile des Teleskops nur hochfeste Aluminiumlegierungen gewählt. Alle relevanten Schraubverbindungen bestehen aus hochfesten Schrauben, die mit einem Drehmomentschlüssel angezogen sind. Sämtliche Aluminiumteile habe ich in der eigenen Kellerwerkstatt auf einer konventionellen Fräs- und Drehmaschine hergestellt.

Den Rohrrahmen bildet ein durchgehender Träger aus Rechteckhohlprofil mit abgestuftem Querschnitt zur Gewichtsreduzierung. Am hinteren Ende befindet sich die Hauptspiegelzelle und am vorderen Ende der Fokussierschlitten. Die dominierende Belastungsform in diesem System ist die Torsion. Mit Hilfe einer mathematischen Analyse, der Finite-Elemente-Methode (FEM), wurden alle Bauteile so dimensioniert, dass sich die optischen Achsen des Hauptspiegels und der Kameraeinheit durch mechanische Deformationen annähernd gleich verschieben (siehe »Simulation zur Verformung des Teleskops«). So bleibt die korrekte Ausrichtung der einzelnen Elemente zueinander – die Kollimation – weitestgehend erhalten.

Zum besseren Transport lässt sich der Rahmen in der Mitte teilen (siehe »Geteilte Ausführung«). Präzise Positionierstifte gewährleisten, dass die Teile bei wiederholtem Zusammensetzen ihre vorgesehenen Positionen zueinander exakt erreichen. Mit einem Gewicht von zirka 13,5 Kilogramm und einer Länge von 75 Zentimetern lässt sich die schwerste Komponente noch gut handhaben.

Teleskopspiegel und Hauptspiegelzelle

Der Hauptspiegel aus Quarzglas hat mit seinem Durchmesser von 250 Millimetern und einer Randdicke von 34 Millimetern ein Gewicht von 3,6 Kilogramm. Um das gesteckte Ziel einer hohen Bildauflösung wirklich zu erreichen, wollte ich mich von der Qualität des Spiegels überzeugen. Er wurde vom Händler direkt zur Karlsruher Firma Spacewalk Telescopes versandt und dort vermessen. Die Ergebnisse übertrafen meine Erwartungen bei Weitem. Nur im zentralen Bereich, der ohnehin durch die Kamera abgeschattet wird, zeigt sich ein Zentralberg mit einer Abweichung von bis zu λ/5. Im optisch wirksamen Bereich liegt die Abweichung von der Idealform deutlich unter λ/10 – sehr gute Werte, die Hoffnung machen.

Wie oben erwähnt, ist eine reflektierende Oberflächenbeschichtung des Spiegels für die Sonnenbeobachtung nicht erwünscht. Standardmäßig besitzen Teleskopspiegel jedoch eine Aluminiumbeschichtung. Diese musste nun chemisch mit Eisen-III-Chlorid abgetragen werden (siehe »Entschichten des Hauptspiegels«). Dazu umwickelte ich den Spiegel mit Klebeband so, dass sich umlaufend ein überstehender Rand ausbildete. In dieses flache Becken füllte ich die Ätzlösung. Aus Sicherheitsgründen fand der ganze Prozess in einer alten Fotoschale statt. Anschließend wurde die Lösung mit Natron neutralisiert und fachgerecht entsorgt. Exakt in der Mitte des Spiegels habe ich für Kollimationszwecke einen kreisrunden Bereich mit etwa fünf Millimeter Durchmesser reflektierend belassen.

Bei der Konstruktion der Hauptspiegelzelle wurde darauf geachtet, dass der Hauptspiegel in seiner Beweglichkeit nur so viele Freiheitsgrade besitzt, wie zur Kollimation nötig sind. Ein Wegdriften aus seiner Ideallage, beispielsweise durch Erschütterungen während des Transports, ist damit nahezu ausgeschlossen. Die sonst üblichen Spiralfedern zur Lagerung der Zelle sind hier durch Pakete von Tellerfedern ersetzt. Sie besitzen eine deutlich höhere Steifigkeit. Während der gesamten bisherigen Nutzungszeit hat sich die Kollimation nie geändert, selbst nach diversen Transporten nicht.

Für die Spiegelauflage habe ich eine Dreipunktauflage gewählt. Die Berechnung mit der Software Plop (github.com/davidlewistoronto/plop) zeigt, dass dies völlig ausreichend ist (siehe »Verformungsanalyse des Spiegels«). Der Spiegel ruht axial auf drei gehärteten sphärischen Edelstahldruckstücken. Radial ist der Spiegel ebenfalls an drei Punkten fixiert.

Die Spiegelzelle wurde so konstruiert, dass sich möglichst wenige Bauteile hinter dem Spiegel befinden (siehe »Die Spiegelzelle im Detail«). Auf diese Weise soll zurückreflektiertes Streulicht verhindert werden, das in die Kamera gelangen kann und damit den Bildkontrast reduziert. Alle Flächen, die sich im Strahlengang des durchdringenden Lichtbündels befinden, wurden mit zirka 456 Grad abgeschrägt. So wird auftreffendes Licht, das ja noch immer eine Restintensität von 956 Prozent besitzt, quer aus dem Strahlengang herausgeleitet. Auch hier sind alle Bauteile seidenmatt-weiß lackiert.

Fokussierschlitten und Kameraeinheit

Die dritte wesentliche Komponente des Teleskops ist der Fokussierschlitten (siehe »Fokussierschlitten mit Kamera und Barlowlinse«). Zum Fokussieren wird der gesamte Aufbau, bestehend aus Halterung, Kamera, Barlowlinse und O-III-Filter, auf einem Schlitten präzise entlang der optischen Achse bewegt. Hier kommen vorgespannte präzise Linearführungen aus dem Maschinenbau zum Einsatz. Die Bewegung erfolgt über einen Spindeltrieb mit angeschlossenem Schrittmotor. Im Fall elektrischer Probleme ist ein Handbetrieb möglich. Auch dieser Aufbau ist in Gestaltung und Dimensionierung ein Ergebnis ausführlicher FEM-Analysen.

Mit dieser Fokussiereinrichtung erkenne ich selbst bei maximalem Abbildungsmaßstab keine Verschiebungen des Bildfelds (Shiftings) während der Aufnahme. Dies ist wichtig, da der Fokussiermotor während der Videoaufnahme ständig in Betrieb ist. In vielen Fällen ist die Beurteilung der Fokuslage auf Grund des Seeings nur schwer möglich. Daher fahre ich den Fokussiertrieb während der Aufnahme ständig etwas hin und her, in der Erwartung, irgendwo bestmögliche Einzelbilder zu erhalten.

Es sei bemerkt, dass die Energiedichte der am O-III-Filter eintreffenden Strahlung selbst bei stundenlangen Beobachtungen zu keinerlei Schäden führte. Bei früheren fotografischen Sonnenbeobachtungen mit einem selbst gebauten Herschelprisma hat sich der O-III-Filter mit zehn Nanometer Halbwertsbreite sehr bewährt.

Das Teleskop in der Praxis

Meine Sonnenbeobachtungen führe ich im Allgemeinen auf der Dachterrasse unseres Hauses im Süden Berlins durch. Dort ist meine schwere Selbstbaumontierung fest installiert (siehe »Ein Sonnenobservatorium auf dem Dach«). Die Himmelsausrichtung ist exakt nach Süden, mit freier Sicht von Osten über Süden bis nach Westen. Das unmittelbare Umfeld ist dicht bebaut, was nach Tagesanbruch eine schnell einsetzende Thermik begünstigt. Daher lassen sich hochauflösende Beobachtungen nur in den frühen Morgenstunden durchführen, wobei in den Sommermonaten die besten Beobachtungszeiten zwischen 08:00 Uhr und 09:30 Uhr MESZ liegen; spätestens ab 10:00 Uhr MESZ ist die Atmosphäre zu turbulent. In den Wintermonaten gelingen meist keine brauchbaren Sonnenaufnahmen.

Die offene Bauweise des Teleskops und der völlig freiliegende Spiegel sorgen dafür, dass die Auskühlzeiten sehr gering sind (siehe »Bereit für Sonnenaufnahmen«). Während der Beobachtung findet eine spürbare Erwärmung von Teleskopkomponenten praktisch nicht statt, weshalb ein lokales Teleskop- beziehungsweise Tubus-Seeing nicht existiert. Problematisch wird jedoch die Erwärmung umliegender Gebäude und insbesondere ihrer Dächer. Die besten Ergebnisse erzielte ich bei konstant leichtem Wind. Teleskopschwingungen durch Windlast treten kaum auf, denn es gibt ja keine relevanten Windangriffsflächen am Teleskop.

Zur Bildgewinnung nehme ich AVI-Videos mit maximal 15 bis 20 Sekunden Dauer mit der Software SharpCap auf (www.sharpcap.co.uk). Bei längeren Aufnahmedauern besteht die Gefahr, die Granulen auf Grund ihrer Dynamik nicht mehr scharf genug abzubilden. Die Aufnahme von Videos im SER-Format hat keine sichtbaren Verbesserungen gezeigt. Deshalb verzichte ich darauf und nutze nur das AVI-Format.

Im Gegensatz zu den meisten anderen astrofotografischen Anwendungen hat man hier Licht im Überfluss. Den Verstärkungsfaktor der Kamera (englisch: gain) setze ich stets auf null. Die Belichtungszeiten liegen mit dem 10-Nanometer-O-III-Filter in den meisten Fällen bei 0,003 bis maximal 0,010 Millisekunden; nur in seltenen Fällen muss ich länger belichten. Bei gutem Seeing zeigen sich schon im Live-Bild auf dem Notebook-Monitor sämtliche Details mit atemberaubender Schärfe und Kontrast. Eine aufwendige Bildbearbeitung ist dann nicht notwendig.

Das Generieren von Summenbildern aus den Videos erfolgt mit der Software AutoStakkert (www.autostakkert.com). Hierbei verarbeite ich gleich mehrere Dutzend Videos in einem Stapel mit den gewählten Einstellungen (englisch: batch processing). Von jedem Video erzeuge ich Summenbilder aus 5, 10, 20 und 40 Einzelbelichtungen.

Im nächsten Schritt erfolgt das Schärfen aller Bilder mit der Software Image Post Processor (ImPPG, github.com/GreatAttractor/imppg), die kostenfrei erhältlich ist. Vorteilhaft ist, dass auch hier alle Bilder Zeit sparend im Stapel verarbeitet werden können. Erst die geschärften Bilder erlauben eine Beurteilung, welches der vier Summenbilder eines Videos das beste ist. Viele meiner besten Sonnenaufnahmen wurden aus nur fünf Einzelbildern gestackt (siehe »Fleckengruppe mit hoher Auflösung«). Bei guten Aufnahmebedingungen sollte die Anzahl der Einzelbilder im Stack so gering wie möglich gehalten werden, denn mit zunehmender Anzahl der Einzelbilder verschlechtern sich Schärfe und Kontrast des Summenbilds. Dies bedeutet, dass bei einer Bildübertragungsrate von beispielsweise nur 25 Bildern je Sekunde ein kurzzeitig exzellentes Seeing von nur 0,2 Sekunden Dauer genügt, um fünf gute Bilder zur Summenbildung zu erhalten. Bei einer typischen Beobachtungsdauer von etwa 1,5 Stunden ist die Wahrscheinlichkeit schon recht hoch, dass dieses Szenario eintrifft und zufrieden stellende Bildergebnisse liefert.

Für die finale Bearbeitung des handselektiert besten Summenbilds nutze ich das Programm Affinity Photo (affinity.serif.com/de/photo). Bei diesem Schritt finden nur noch letzte Feinanpassungen statt: Entrauschen, Anpassen von »Licht und Schatten«, leichtes Nachschärfen und eine Anpassung der Gamma-Kurve (siehe SuW 6/2024, S. 62).

Ein erfolgreiches Projekt

Mit überschaubarem finanziellem Aufwand ist es möglich, hochauflösende Sonnenaufnahmen zu erhalten. Eine Grundvoraussetzung für das hier beschriebene Projekt ist jedoch der Zugang zu einer zerspanenden Teilefertigung. Eine Alternative könnte ein handelsübliches Newton-Teleskop mit Gittertubus sein, dessen Spiegel man selbst entschichtet. Aus meiner Sicht stellt eine freie Teleskopöffnung von 250 Millimetern das Optimum für ein Amateursonnenteleskop dar. Geräte mit größeren Öffnungen und höherem Spiegelgewicht lassen sich mechanisch schwer beherrschen; die Obergrenze liegt wohl bei 280 bis 300 Millimetern. Kleinere Öffnungen, beispielsweise 180 oder 200 Millimeter, liefern eine zu geringe Auflösung.

Der große Vorteil einer entspiegelten Optik liegt in der hohen Lichtintensität, die für die Aufnahme zur Verfügung steht. Moderne Kameras mit minimalen Belichtungszeiten im Bereich von Mikrosekunden können dieses Potenzial voll ausnutzen. Trotz monochromatischer Beobachtung mit Schmalband-Linienfiltern gelingen Aufnahmen mit sehr geringem Rauschen. Interessant wird das Experimentieren mit unterschiedlichen Filtern sein, beispielsweise mit dem seit Kurzem erhältlichen »2nm G-Band Solar Contrast Filter« der Firma Altair Astro. Dieser Kontrast steigernde Filter mit einer Halbwertsbreite von zwei Nanometern ist für den blauen  Nanometer vorgesehen, das so genannte G-Band. Er könnte helfen, Einzelheiten in den Umbren und Penumbren von Sonnenfleckengruppen auf den Bildern deutlicher hervorzuheben.