Fernrohr

Fernrohr auf der Dachterrasse der Frankfurter Zeilgalerie

Ein Fernrohr, auch Linsenfernrohr, oder Refraktor, ist ein optisches Instrument, bei dessen Nutzung entfernte Objekte um ein Vielfaches näher oder größer erscheinen. Dies wird durch eine Vergrößerung des Sehwinkels mit Hilfe von Linsen erreicht. Prismen und Spiegel können dazu dienen, das Bild aufzurichten, oder die Bauform des Fernrohrs zu vermindern.

Die Entwicklung von leistungsfähigen Fernrohren spielte eine wichtige Rolle in der Geschichte der Astronomie. Fernrohre bilden zusammen mit Spiegelteleskopen die Klasse der optischen Teleskope.

Wortherkunft

Das Wort Fernrohr ist eine wörtliche Eindeutschung des lateinischen Tubus telescopius ‚Fern-seh-Röhre‘, aus tubus ‚Rohr, Schlauch‘, altgriechisch tele- ‚fern‘ und skopein ‚schauen, beobachten‘. Maximilian Hell würdigte im Jahre 1789 Wilhelm Herschels Entdeckung des Uranus mit der Benennung zweier Sternbilder als Tubus Herschelii Maior und Tubus Herschelii Minor, womit er Bezug auf die von Herschel gebauten Fernrohre nahm. Johann Elert Bode fasste die beiden Sternbilder dann 1801 zu einem zusammen und prägte den Ausdruck Telescopium Herschelii dafür. Das deutsche Wort gab es auch schon in dieser Zeit, die anfangs synonymen Wörter Fernrohr und Teleskop entwickelten sich jedoch auseinander. Heute ist Teleskop der Oberbegriff. Fernrohr steht für ein aus Linsen aufgebautes, optisches Teleskop. Und Tubus bezeichnet den technischen Bauteil der Hülle, in die die Linsen- Spiegel- und Prismenkonstruktion eingefasst ist.

Aufbau und Funktionsweise

Fernrohre bestehen generell aus einer Kombination von Linsen, die von einer mechanischen Konstruktion gehalten werden. Je nach Strahlengang des Lichts durch die Linsen unterscheidet man dabei zwischen Galilei-Fernrohr und Kepler-Fernrohr. Zusätzliche optische Elemente können das Bild beim Blick ins Fernrohr in gleicher Weise wie das Original ausrichten. Um trotz langen Brennweiten eine kurze Bauform zu erhalten, kann der Strahlengang im Fernrohr mit Spiegeln gefaltet werden.

Kepler-Fernrohr

Strahlengang beim Kepler-Fernrohr. Das Objektiv (1) erzeugt vom Objekt (4) ein umgekehrtes, reelles Zwischenbild (5), das man mit dem Okular (2) betrachtet. Das Auge (3) sieht ein vergrößertes, virtuelles Bild (6) in scheinbar geringer Entfernung (gestrichelte Linien).

Als Kepler-Fernrohr (keplersches Fernrohr, auch astronomisches Fernrohr) bezeichnet man ein Fernrohr, das einer von Johannes Kepler 1611 beschriebenen Bauweise folgt. Danach ist auch das Okular eine konvexe Sammellinse (mit geringerer Brennweite). Okular und Objektiv stehen im Abstand ihrer addierten Brennweiten, d.h. ihre Brennpunkte fallen zwischen den Linsen zusammen. Das Gesichtsfeld ist ausgedehnter als beim Galilei-Fernrohr. Ob wirklich Johannes Kepler diesen Fernrohrtyp – der außer in der Astronomie z. B. auch in geodätischen Theodoliten verwendet wird – erfunden hat, ist ungewiss. Das erste überlieferte Fernrohr in „Keplerbauweise“ wurde jedenfalls vom Jesuiten Christoph Scheiner um 1613 gebaut.

Da sich der Strahlengang im Fernrohr kreuzt, erzeugt das Objektiv ein auf dem Kopf stehendes (um 180 Grad gedrehtes) reelles Bild des betrachteten Gegenstands, das man mittels des Okulars – nach dem Prinzip der Lupe – vergrößert betrachtet.

Galilei-Fernrohr

Strahlengang in einem Galilei-Fernrohr

Das Galilei-Fernrohr (galileisches Fernrohr, auch holländisches Fernrohr) wurde vom holländischen Brillenmacher Hans Lipperhey um 1608 erfunden und in der Folgezeit von Galileo Galilei weiterentwickelt. Es hat als Objektiv eine Sammellinse und als Okular eine Zerstreuungslinse kleinerer Brennweite. Der Brennpunkt des Objektiv und des Okulars fallen auf der Seite des Beobachters zusammen. Es besitzt ein kleines Gesichtsfeld, stellt die Objekte aber aufrecht und seitenrichtig dar. Es wird heute nur noch als Opernglas und Fernrohrbrille eingesetzt. Das Prinzip findet auch bei Telekonvertern Verwendung.

Da das Okular eine negative Brennweite besitzt, muss es innerhalb der Brennweite des Objektivs liegen. Es entsteht kein reelles Zwischenbild.

Vorteile:

• kurze Bauweise
• aufrechtes Bild

Nachteile:

• kleines Sehfeld
• im Vergleich zu keplerschen Fernrohren, deren Bauweise die Darstellung eines Fadenkreuzes im Zwischenbild ermöglicht, ist die Lokalisierung der beobachteten Objekte schwierig.

Strahlenumkehr

Sowohl Kepler- als auch Galilei-Fernrohr erzeugen für den Beobachter ein gespiegeltes Bild. Es steht im Vergleich zum Original auf dem Kopf. Außerdem erzeugt ein Schwenk des Fernrohrs von links nach rechts eine Bildbewegung von rechts nach links. Dies kann mit weiteren Linsen, oder mit Prismen behoben werden.

Um das Bild ähnlich wie das Original auszurichten, gibt es folgende Möglichkeiten:

• Prismen, deren Eigenschaft der Totalreflexion zum Seitenumkehren des Bildes genutzt wird (wie Spiegel)
• eine 3. Sammellinse zur erneuten Umkehrung des Bildes

Bei Prismenferngläsern (Feldstechern) und Spektiven wird das umgedrehte Bild des Kepler-Fernrohrs mittels verschiedener Prismensysteme um 180° gedreht. Je nach Ausführung ergibt sich eine kürzere Bauweise. Die Bildumkehr kann auch durch eine Umkehrlinse erfolgen. Ein solches Gerät ist als Ausziehfernrohr oder terrestrisches Fernrohr für unterwegs oder auf See gedacht. Es ist trotz Vergrößerungen von etwa 20-fach bis 60-fach klein, zusammenschiebbar und preiswert. Nachteilig sind die geringere Lichtstärke und der Zutritt von Außenluft beim Auseinanderziehen. Neuere Bautypen und Spektive haben daher einen festen Tubus und verkürzen die Baulänge durch ein geradsichtiges Porroprisma oder leicht geknicktes Umkehrprisma. Das verkehrte Bild wird bei den größeren Fernrohren der Astronomie in Kauf genommen, da die Ausrichtung der Beobachtungsobjekte am Himmel in der Regel keine Rolle spielt. Zur Verbesserung des Einblicks ins Okular werden häufig 90°- oder 45°-Umlenkprismen eingesetzt, die dann aber ein seitenverkehrtes Bild liefern.

Die für terrestrische Beobachtungen erwünschte Strahlen-Umkehr zu einem aufrechten Bild kann außer mit den erwähnten Umkehrprismen auch durch eine Umkehrlinse (dritte Sammellinse) erfolgen, was aus dem astronomischen ein terrestrisches Fernrohr macht. Es findet z. B. bei Aussichtsfernrohren und manchen Zielfernrohren Verwendung. Auch mit einer (negativen, zerstreuenden) Fokussierlinse ist das möglich – etwa in neueren Theodoliten und elektronischen Tachymetern. Eine vierte Möglichkeit besteht in der Verwendung einer Zerstreuungslinse als Okular, wodurch das astronomische zu einem Galilei-Fernrohr wird (optisch ungünstiger, aber wegen der extrem kurzen Bauweise z. B. für Operngläser sehr gebräuchlich). Der Galilei-Bautyp erlaubt aber kein Anbringen eines Fadenkreuzes oder Mikrometers.

Objektiv und Okular aus mehr als einer Linse

Jede optische Linse weist mehr oder weniger starke Farbfehler auf. Die unterschiedlichen Wellenlängen des Lichtes werden unterschiedlich stark gebrochen. Langwelliges rotes Licht wird weniger stark gebrochen als kurzwelliges blaues Licht. Somit liegt für jeden Wellenlängenbereich ein eigener Brennpunkt vor. Bei der praktischen Beobachtung führt dies zu störenden Farbsäumen. Die Fehler werden umso stärker, je kürzer die Brennweite des Objektivs ist.

In der Vergangenheit versuchte man den Fehler mitunter dadurch zu minimieren, indem man möglichst langbrennweitige Fernrohre konstruierte. So benutzte der Danziger Gelehrte Johannes Hevelius meterlange „Luftteleskope“.

Eine weitere Möglichkeit der Minimierung besteht in der Kombination von Glaslinsen mit unterschiedlichem Brechungsindex. Eine in kurzem Abstand hintereinander gestellte Gruppe von zwei Linsen wird Achromat genannt. Bei drei, oder mehr Linsen spricht man von Apochromaten. Pioniere dieser Technik waren Chester Moor Hall und Joseph von Fraunhofer.

Beim Okular haben mehreren Linsen zusätzlich die Aufgabe, das Gesichtsfeld zu vergrößern. Mit zunehmender Größe des Fernrohrs und Ansprüchen an die Qualität des Bilds werden der Entwurf und Bau solcher Linsensysteme sehr aufwendig.

Faltrefraktoren

Schaer-Refraktor Strahlengang

Faltrefraktoren mti mit 230 mm Linsendurchmesser und 2058 mm Brennweite

Die Faltrefraktoren sind eine Sonderform des Fernrohrs. Der Strahlengang wird meist über einen oder zwei Planspiegel umgelenkt. Das Fernrohr wird quasi gefaltet. Die diversen Faltvarianten werden dabei oft nach ihren Konstrukteuren oder nach dem äußeren Erscheinungsbild des Fernrohrs benannt. So erinnert der Fagott-Refraktor (einfache Faltung) an die geknickte Bauweise des gleichnamigen Musikinstrumentes und der Newton-Refraktor (zweifache Faltung) wegen seines Okulareinblicks an das Spiegelteleskop nach Newton. Der Schaer-Refraktor ist zweifach gefaltet und nach seinem Konstrukteur benannt.

Okularzenitprismen oder -spiegel gehen bei der Klassifizierung dieser Bauweisen nicht mit ein. Sie gelten als Zubehörteile für alle Fernrohrtypen.

Linsenobjektive haben den Nachteil, dass sie durch die Brechung des Lichtes im Bild Farbsäume bilden. Diese so genannte chromatische Aberration war früher bei einfachen zweilinsigen Objektiven ("Achromaten") nur ab einem Öffnungsverhältnis von kleiner als ca. 1:15 akzeptabel. Dadurch wurden die Fernrohre bei größeren Öffnungen sehr lang und unhandlich.

Verschiedene zweifach gefaltete Refraktoren wurden u. a. von E. Schaer, Ainslie und G. Nemec entworfen. Es ist dabei oft schwierig, den Ainslie- von Nemec-Typen zu unterscheiden, da sie bis auf kleinere Modifikationen in der Strahlenführung sehr ähnlich sind. So führte Ainslie den Strahlengang seiner Newtonvariante nach der 2. Spiegelung an dem einfallenden Strahlengang seitlich vorbei.

Die Amateurastronomen Nemec, Sorgenfrey, Treutner und Unkel wurden in den 1960er bis Ende der 1970er Jahren durch hochwertige Astrofotos mit ihren Faltrefraktoren bekannt. Diese Bekanntheit brachte auch diesen Refraktortypen eine gewisse Popularität ein.

Faltrefraktoren werden heute im Wesentlichen als Selbstbaugeräte von Amateurastronomen und einigen Volkssternwarten eingesetzt. Die Firma Wachter bot in den 1970er und 1980er Jahren einen Schaer-Refraktor aus industrieller Serienfertigung an. Es handelte sich um einen FH 75/1200 mm des japanischen Herstellers Unitron.

Coudé-Refraktor

Refraktor der Volkssternwarte Aachen

Auch beim Coudé-Refraktor wird der Strahlengang durch zwei Planspiegel oder Prismen gefaltet. Diese lenken das Licht durch die Montierung zu einem ortsfesten Fokus. Vorteil dieser Bauart ist die Beobachtung von einem festen Platz aus, der ohne großen Aufwand mit Sitzmöglichkeit, Hilfsmitteln und Arbeitstisch ausgestattet werden kann, während sich das in der Regel relativ baulange Fernrohr unabhängig davon bewegt. Nachteil ist die beim Schwenken oder auch bloßen Nachführen des Fernrohrs verursachte Bilddrehung, so dass astronomische Fotografie nur mit kurzen Verschlusszeiten möglich ist oder aufwendige Drehnachführungen eingebaut werden müssen. Da der Strahlengang üblicherweise durch eine Achse der Montierung geführt wird, sind meistens nur relativ große Instrumente ab ca. acht Zoll Öffnung aufwärts als Coudé-Refraktoren ausgeführt.

Das Coudé-System findet auch bei Spiegelteleskopen Anwendung.

Siehe auch: Coudé-Strahlengang

Bauformen für spezielle Anwendungen

Altes Militärfernrohr

Für terrestrische Beobachtungen verwendet man

• Ferngläser. Man versteht darunter kompakte Fernrohre kürzerer Brennweite mit Prismen-Systemen, die ein aufrechtes und seitenrichtiges Bild liefern. Ein solches Fernglas hat meist für jedes Auge einen separaten Strahlengang (Objektiv, Prismensystem und Okular).
• Spektive. Relativ kompakte und robuste Refraktoren zur einäugigen (monokularen) Beobachtung; Objektivdurchmesser bis 100 mm.
• Stationäre Aussichtsfernrohre zur Natur- und Landschaftsbeobachtung, z. B. an markanten Aussichtspunkten.
• Zielfernrohre haben geringe Vergrößerungen bei hoher Lichtstärke.

Für astronomische Beobachtungen:

• Kometensucher
• Astrograf
• Zenitteleskop
• Heliometer

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 Störgrößen) ist eine übertrieben starke Vergrößerung sinnlos.

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

Charakterisierung

Kleine Fernrohre und Ferngläser charakterisiert man durch zwei Zahlenangaben, z. B. 6 × 20 mm (Taschengerät) oder (20 bis 40) × 50 (Spektiv). Die erste Angabe bezieht sich auf die Vergrößerung, die zweite auf die Öffnung (Apertur) des Objektivs in mm. Variable Vergrößerungen (z. B. 20 bis 40) werden durch Zoom-Okulare ermöglicht. Durch den Einsatz eines Binokulars entsteht der Eindruck des räumlichen Sehens, wodurch sich die Wahrnehmung verbessert.

Bei Fernrohren für astronomische Beobachtungen wird das Verhältnis von Apertur zur Brennweite (das Öffnungsverhältnis) als Kenngröße für das Leistungsvermögen des Instruments verwendet. Die Vergrößerung ergibt sich je nach verwendetem Okular, das meist gewechselt werden kann. Ein Refraktor 100/1000 hat also eine Öffnung von 100 mm und eine Brennweite von 1000 mm und somit ein Öffnungsverhältnis von F/10.

Die Vergrößerung eines Refraktors ergibt sich aus dem Verhältnis der Brennweiten des Objektivs und des Okulars. Ein Gerät mit 1000 mm Objektiv-Brennweite und 5 mm Okular-Brennweite besitzt somit eine 200fache Vergrößerung. Wegen des durch Beugung begrenzten Auflösungsvermögens ist eine solche Vergrößerung aber nur dann sinnvoll, wenn die Öffnung des Objektivs groß genug ist. Als Richtwert hat die sogenannte nützliche Vergrößerung den doppelten Zahlenwert wie der Öffnungsdurchmesser des Objektivs in Millimetern. Im genannten Beispiel sollte das Fernrohr also eine Öffnung von 100 mm haben.

Die Größe der Austrittspupille (AP) ist eine weitere interessante Kenngröße eines Fernglases mit Okular. Sie berechnet sich als Produkt aus Okularbrennweite und Öffnungsverhältnis oder als Quotient aus Öffnung und Vergrößerung. In den obigen Beispielen wäre die Austrittspupille also 20 mm/6 = 3,3 mm bzw. 5 mm·100/1000 = 0,5 mm. Die Konstruktions des Okulars bestimmt die Lage der AP. Sie sollte mit dem Auge erreichbar sein. Die Pupille des Auges begrenzt die Lichtmenge, die in das Auge fällt. Wenn die AP kleiner ist als die des Auges, ist das Bild dunkler als bei Betrachtung mit bloßem Auge. Ist sie größer, erscheint das Bild höchstens gleich hell. Ein Nachtglas hat deshalb eine Austrittspupille von mehr als 5 mm.

Visuelle und fotografische Nutzung

Münzfernrohr auf der Nordseeinsel Juist

Bei der visuellen Nutzung des Fernrohrs dient das Auge als Empfänger. Dazu muss das optische System afokal sein, das heißt, das Fernrohr muss parallele Lichtstrahlen erzeugen, die vom entspannten Auge auf der Netzhaut empfangen werden können. Dies wird mit Hilfe eines Okulars erreicht.

Fernrohre, die nur ein Objektiv haben, erzeugen kein stereoskopisches Bild. Außerdem sind die Beobachtungsobjekte meist so weit entfernt, dass die Strahlengänge des Lichts nahezu parallel verlaufen. Es werden aber binokulare Ansätze für das beidäugige Sehen verwendet. Diese sollen ein entspannteres Sehen ermöglichen. Dafür wird der Strahlengang aufgespalten, was die Helligkeit des Bildes verringert.

Bei Beobachtung entfernter Objekte sind die einfallenden Strahlen fast parallel. Das Fernrohr verwandelt in diesem Fall einfallende, fast parallele Strahlen in austretende Parallelstrahlen, verändert zuvor aber den Winkel und die Dichte dieser Strahlen. Die Veränderung des Winkels bewirkt die Vergrößerung. Die größere Dichte der Strahlen vergrößert die Helligkeit des Bildes. Bei flächenhaften Beobachtungsobjekten kann die Helligkeit des Bildes jedoch nicht größer sein als die Helligkeit des Objektes.

Bei der fotografischen Nutzung hat das Fernrohr die Funktion eines sehr langbrennweitigen Objektivs. Wegen ihrer großen Brennweite und wegen ihres Gewichtes werden große Fernrohre von Montierungen gehalten und bewegt.

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.

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 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 dazu eine Apertur von etwa 150 mm 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.

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 Okulare fest eingebaut, die nur relativ geringe Vergrößerungen zulassen. Bei diesen Instrumenten wird ein größerer Wert auf die Lichtstärke gelegt. Ein festes Stativ ist aber auch hier von Vorteil .

Vorsichtsmaßnahmen bei Beobachtung der Sonne

Bei der Sonnenbeobachtung durch ein Fernrohr muss ein geeigneter Sonnenfilter verwendet werden, der vor dem Objektiv angebracht wird. Filter, die vor das Okular geschraubt werden, erhalten bereits die verstärkte Intensität und können infolge Hitzeentwicklung platzen und schlimmstenfalls zur Erblindung des Beobachters führen. Lichtmindernde Alternativen sind Herschelkeil, Pentaprisma und Bauernfeindprisma, die beide mit grauen Dämpfungsfiltern im Okular verwendet werden dürfen und (visuell) auch müssen. Ohne Lichtminderung einsetzbar ist die Sonnenprojektionsmethode, welche sich für simultane Beobachtung durch mehrere Personen eignet.

Gesichtsfeld im Fernrohr

Das Blickfeld wird bei Benutzung eines Fernrohrs einerseits merklich eingeschränkt, andererseits deutlicher dargeboten. Das Okular bestimmt wesentlich die Qualität des Bildes und die Ergonomie der Beobachtung, insbesondere die Größe des scheinbaren Gesichtsfeldes. Moderne Okulare zeigen ein Gesichtsfeld von 50° bis weit über 70°.

Das wahre Gesichtsfeld, der sichtbare Ausschnitt des Objektraumes, ist etwa um den Vergrößerungsfaktor des Instruments kleiner als das scheinbare Gesichtsfeld. Hat ein Okular z. B. 50° scheinbares Gesichtsfeld, dann hätte ein Fernrohr mit 50-facher Vergrößerung ein wahres von einem Grad. Typisch bei astronomischen Fernrohren ist ein halbes Grad (Mondgröße), Feldstecher haben 5–10°, Aussichtsfernrohre einige Grad.

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 Fernrohr 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.

Anschluss eines Fotoapparats an ein Fernrohr

LM Digital Adapter mit Canon EOS 5D

Für den Anschluss einer Kamera 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 ein voll ausgeleuchtetes und scharfes Bild auf den Sensor der Kamera (CCD / CMOS) oder den Film projiziert wird.

Geschichte

Vor der Erfindung des Fernrohrs mit Linsenoptik diente der Blick durch ein einfaches Rohr (ein sogenanntes Sehrohr) zur Ausblendung von Streulicht, so dass einzelne Himmelsobjekte deutlicher wahrgenommen werden konnten. Der Effekt ist seit dem Altertum bekannt, wobei allerdings Behauptungen, wie z. B. von Aristoteles und Plinius, dass man die Sterne sogar am Tag vom Boden eines tiefen Brunnens aus sehen könne, bisher nicht zweifelsfrei bestätigt sind.^[1]

"Um 1512 war der optische Qualitätssprung, der hinauf zum Firmament führen wird, immerhin nahe vor seiner Verwirklichung. Eine im Codex Atlanticus bewahrte Notiz von Leonardo da Vinci belegt sein Vorhaben, ein vergrößerndes Gerät auf den Mond zu richten. Er schrieb: >>Fa ochiali davedere / la luna grande [...]<<.^[2] ,,Mache Brillen, um den Mond groß zu sehen". Leonardo mag sich in seiner mit Analogien operierenden Denkweise gefragt haben: Welche Linse vergrößert den Mond? Damit überlegt er, welche Linse auf weite Entfernung hin vergrößern würde. Dies war nur eine Idee, der noch kein durchführbares technisches Konzept zugrunde lag." ^[3]

Das erste Fernrohr wurde um 1608 von Hans Lipperhey konstruiert. Dieses Holländische Fernrohr baute Galileo Galilei 1609 nach und entdeckte damit die vier größten Monde des Jupiters und die Berglandschaften des Erdmondes. Das erste Astronomische Fernrohr wurde 1611 von Johannes Kepler gebaut.

Bedeutende astronomische Refraktoren

Der Yerkes-Refraktor

Die ersten Fernrohre verwendeten nur eine Linse als Objektiv, und wiesen deshalb eine starke chromatische Aberration auf. Bei den größten Fernrohren der damaligen Zeit verringerte man diesen Effekt durch längere Brennweiten, welche sich jedoch deshalb nur umständlich handhaben ließen. Beispiele sind die Geräte von Johannes Hevelius mit 46 Meter Brennweite und einer Öffnung von 12 cm aus dem Jahr 1645 oder das von Christiaan Huygens mit 63 Meter Brennweite, einer Öffnung von 22 cm aus dem Jahr 1686.

Erstmals gelang Chester Moor Hall 1733^[4] die Herstellung eines achromatischen Fernrohrs, wenngleich mit einer Öffnung von rund 6 cm. Er verwendete Objektive aus zwei Linsen unterschiedlicher Gläser, Kronglas und Flintglas. John Dollond erfuhr von der Erfindung, meldete sie als Patent an und konstruierte zusammen mit seinem Sohn in der Folgezeit eine Reihe größerer Fernrohre bis hin zu einem Durchmesser von knapp 13 cm und einer typischen Brennweite von etwas über einem Meter.

Lange Zeit gelang es nicht, größere Flintglas-Rohlinge herzustellen. Erst rund ein halbes Jahrhundert später schafften es Guinand und Joseph von Fraunhofer nach vielen Experimenten, die in einer speziellen Rührtechnik mündeten, größere Rohlinge und damit Linsen zu fertigen.^[5] Der 1824 an der Sternwarte Dorpat in Betrieb genommene Refraktor besaß mit 24,4 cm das größte Objektiv, das Fraunhofer je hergestellt hat.

Im Jahre 1835 wurde an der Kgl. Sternwarte zu Bogenhausen (München) ein Refraktor aufgestellt, der mit seinem Linsendurchmesser von 28,5 cm (Brennweite: 5 m) und der Güte seiner Optik seinerzeit das beste Fernrohr der Welt war. Das Instrument war bereits 1825 bei der Firma Utzschneider und Fraunhofer in München geordert worden. Fraunhofer hatte noch vor seinem Tod die parallaktische Montierung konzipiert und den Glasblock geschmolzen, aus dem sein Nachfolger Georg Merz das Objektiv schliff.

1838 war der 38-cm-Refraktor der Sternwarte Pulkowa das größte Fernrohr der Welt.

Von etwa 1860 bis 1900 wurden sehr große Refraktoren gebaut, darunter der 68-cm-Refraktor der Universitätssternwarte Wien (1878), die 76-cm-Refraktoren des Pulkowo-Observatoriums (1885) und des Observatoriums von Nizza (1888), der 83-cm-Refraktor des Observatoriums Meudon bei Paris und der 91-cm-Refraktor des Lick-Observatoriums in Kalifornien (1888), 1899 der 80+50-cm-Doppelrefraktor des Astrophysikalischen Instituts in Potsdam. 1896 wurde der 68-cm-Refraktor der Archenhold-Sternwarte in Berlin in Betrieb genommen, der mit 21 m Brennweite der längste bewegliche Refraktor der Welt ist. 1897 wurde dann mit der Fertigstellung des 102-cm-Refraktors des Yerkes-Observatoriums die Grenze des technisch Machbaren ausgelotet. Das größte Fernrohr aber war das 125-cm-Gerät (Brennweite 49 m), das anlässlich der Weltausstellung in Paris 1900 gebaut wurde. Wegen unbefriedigender Leistung (Standort mitten in der Stadt mit Qualm sowie störendes Licht vom Ausstellungsgelände), aber wohl auch weil die Grenzen des Machbaren überschritten waren, wurde es bald wieder abgebaut; das Objektiv liegt heute noch im Pariser Observatorium.

Zusammen mit der hochreflektierenden Silberbeschichtung von Glasspiegeln und dem Bau größerer Spiegelteleskope zu dieser Zeit endete die Epoche der großen Fernrohre. Die Optik neuer großer Beobachtungsgeräte für die astronomische Forschung besteht aus Spiegelsystemen. Die leistungsfähigsten Reflektoren erreichen heute Durchmesser von 8 bis 10 m und sind mit ihren Leistungen den Refraktoren weit überlegen. Durch adaptive Optiken können sogar atmosphärische Störungen ausgeglichen werden. Erst im Jahr 2002 wurde wieder ein neuer Großrefraktor in Betrieb genommen: das schwedische 100-cm-Sonnenteleskop, ein Spezialteleskop zur Sonnenbeobachtung mit adaptiver Optik auf La Palma. Es verfügt über nur eine Linse und wird in einem engen Spektralbereich genutzt.

Literatur

• Rolf Riekher: Fernrohre und ihre Meister. 2. stark bearbeitete Auflage. Technik, Berlin 1990 (1. Auflage 1957), ISBN 3-341-00791-1, S. 350–359.
• Jürgen Hamel und Inge Keil (Hrsg.): Der Meister und die Fernrohre, das Wechselspiel zwischen Astronomie und Optik in der Geschichte, Festschrift zum 85. Geburtstag von Rolf Riekher. Harri Deutsch, Frankfurt am Main 2007, ISBN 978-3-8171-1804-5 (Acta historica astronomiae, Vol. 33).
• Uwe Laux: Astrooptik. 2. aktualisierte und erweiterte Auflage. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg 2002, ISBN 3-87973-928-5 (Erstauflage im Verlag Sterne und Weltraum, München, ISBN 3-8274-1305-2).

Weblinks

 Commons: Fernrohre – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

• Artikel über Faltrefaktoren (PDF-Datei; 3,09 MB)
• Webseite über historische Refraktoren

Einzelnachweise

1. ↑ The Observation Well (englisch)
2. ↑ Il codice atlantico di Leonardo da Vinci. Ed. in facsimile dopo il restauro dell' originale conservato nella Biblioteca Ambrosiana di Milano. Vol. 1–12. Florenz 1973–1975, hier: Bd. 6, S. 518.
3. ↑ Heinz Herbert Mann: Optische Instrumente. In: Erkenntnis, Erfindung, Konstruktion. Studien zur Bildgeschichte von Naturwissenschaften und Technik vom 16. bis zum 19. Jahrhundert. Hrsg. von Hans Holländer. Berlin: Gebr. Mann, 2000, S. 357-407, hier: S. 362.
4. ↑ Henry C. King: The History of the Telescope, S. 144
5. ↑ http://books.google.de/books?id=VJ6SE3sbxDsC&printsec=frontcover&source=gbs_summary_s&cad=0 Spectrum of believe