Optisches Teleskop

Begriff, Aufbau und Einsatz

Ein optisches Teleskop ist ein optisches Gerät, mit dem weit entfernte Gegenstände vergrößert betrachtet oder mit hoher Auflösung untersucht werden können. Nach dem Aufbau unterscheidet man vor allem zwischen Fernrohren mit Linsen, auch Linsenteleskope oder Refraktoren genannt, und Spiegelteleskopen, auch Reflektoren genannt.

Optische Teleskope werden besonders zur Beobachtung im Gelände und in der Astronomie eingesetzt. Beispiele im Gelände sind Feldstecher und Aussichtsfernrohre. In der Astronomie dienen sie zur Beobachtung von Himmelsobjekten. Bei Sonnenbeobachtungen muss ein geeigneter Sonnenfilter verwendet werden. Weitere Anwendungen sind LIDAR-Teleskope zur Erforschung der Erdatmosphäre, Kontroll- und Zielfernrohre wie Diopter, Theodolite und die Satellitengeodäsie.

Das Objektiv oder Spiegelsystem erzeugt in der Bildebene ein reelles Bild, also ein Bild, das auf einer Fläche aufgefangen werden kann. Dieses Bild kann direkt in der Bildebene sichtbar gemacht werden, zum Beispiel mit einer Mattscheibe, einem Film, einer Fotoplatte aus Glas oder einem Bildsensor. Es kann aber auch durch ein Okular betrachtet werden. Das Okular bereitet das Bild für das Auge auf; durch Wechsel der Okularbrennweite lässt sich die Vergrößerung ändern.

Wegen ihrer großen Brennweite und ihres Gewichts werden Teleskope, abgesehen von kleineren Ferngläsern, von Montierungen gehalten und bewegt. Die Stabilität und Steuerbarkeit dieser Montierungen sind besonders in Sternwarten wichtig für die Leistung des Instruments.

Grundprinzip der Abbildung

Ein Teleskop nimmt durch seine Öffnung Strahlenbündel elektromagnetischer Wellen auf und formt sie mit Spiegeln und Linsen um. Bei fotografischer Nutzung werden Wellen, die von einem Punkt eines Objekts ausgehen, in der Bildebene zusammengeführt. Bei visueller Nutzung verlässt ein verändertes Strahlenbündel das Teleskop so, dass es mit dem Auge wahrgenommen werden kann.

Bei astronomischen Objekten kann man wegen ihrer sehr großen Entfernung näherungsweise davon ausgehen, dass ihre Punkte in der Brennebene des Teleskops abgebildet werden. Die Größe eines Bildes in der Bildebene hängt von der Winkelausdehnung α des Objekts und der Brennweite f des Teleskops ab: G = f tan α.

Die Abbildung ist durch Beugung begrenzt. Beugung bedeutet, dass Licht an der Öffnung nicht beliebig scharf gebündelt werden kann. Bei kreisrunden Öffnungen entsteht als Bild eines Punktes ein Airy-Scheibchen. Dessen Durchmesser d hängt vom Öffnungsverhältnis ab, also vom Verhältnis der Brennweite f zum Öffnungsdurchmesser D: d ≈ 1 µm · f/D. Daraus ergibt sich für das Winkelauflösungsvermögen α_lim in Winkelsekunden näherungsweise: α_lim ≈ (100 mm / D)''. Je größer der Öffnungsdurchmesser D ist, desto feiner können nahe beieinanderliegende Bildpunkte getrennt werden.

Die Flächenhelligkeit des Bildes in der Bildebene, also die Bestrahlungsstärke E, hängt von der Flächenhelligkeit des Objekts und der Blendenzahl n ab. Für n = 1/√2 ≈ 0,7 ist das Bild so hell wie die strahlende Oberfläche. Bei nahezu punktförmigen Objekten mit α ≈ 0, etwa Sternen, wird das eingefangene Licht auf denselben Bildpunkt abgebildet. Dann hängt die Helligkeit dieses Bildpunkts nicht von der Blendenzahl n ab, sondern vom Öffnungsdurchmesser D.

Fotografische und visuelle Nutzung

Bei fotografischer Verwendung können Kleinbild- oder Mittelformatkameras sowie elektronische Sensoren an ein Teleskop angesetzt werden. Sie fangen das reelle Bild des Teleskopobjektivs auf. Bei großen Teleskopen können an dieser Stelle auch Zusatzgeräte wie Spektrografen, Fotometer oder Kameras sitzen. Ein Spektrograf zerlegt Licht zur Untersuchung seines Spektrums; ein Fotometer misst Helligkeiten.

Großteleskope nutzen oft den Primärfokus, also den Fokus des Hauptspiegels, für direkte Beobachtungen. Bei einigen Teleskopen gab oder gibt es dort eine Primärfokuskabine. Vor der Einführung elektronischer Detektoren hielt sich während eines Beobachtungsprogramms dort ein Astronom auf. Heute wird dort meist nur das Instrument montiert und vom Kontrollraum gesteuert. Andere Großteleskope leiten das Primärbild über einen Coudé-Strahlengang oder über optische Glasfasern in einen eigenen Auswertungsraum. Dadurch können große Analysegeräte verwendet werden, ohne die bewegliche Montierung der Hauptoptik unnötig zu belasten.

Bei visueller Beobachtung mit kleineren Teleskopen wird ein Okular hinter dem Fokus eingesetzt. Die Vergrößerung V entsteht dadurch, dass der Sehwinkel vergrößert wird: Der Gegenstand erscheint dem Auge näher. Der Vergrößerungsfaktor ist das Verhältnis der Brennweite des Objektivs zur Brennweite des Okulars: V = f_Objektiv / f_Okular.

Außerdem kann ein Teleskop die Helligkeit punktförmiger Objekte verstärken. Das liegt daran, dass die Eintrittsfläche des Objektivs viel größer sein kann als die Pupille des Auges. Bei optimaler Anpassung wird auf der Netzhaut im Bildpunkt das Licht fokussiert, das durch das Objektiv ins Fernrohr eintritt, statt nur die Lichtmenge, die durch die Pupille gelangt. Der Verstärkungsfaktor der Helligkeit bei einer punktförmigen Quelle ergibt sich aus dem Verhältnis der Flächen von Objektiv und Pupille.

Historische Entwicklung

Die ersten Teleskope waren Linsenfernrohre. Als erstes Teleskop gilt das Galilei-Fernrohr, auch holländisches Fernrohr genannt. Es wurde um 1608 vom holländischen Brillenmacher Hans Lipperhey erfunden und ab 1610 von Galileo Galilei weiterentwickelt. Nach Pierre Borel sollen jedoch Zacharias Janssen und dessen Vater die eigentlichen Erfinder gewesen sein; diese Angabe wird im Artikel als alternative Darstellung genannt.

Das Kepler-Fernrohr, auch astronomisches Fernrohr genannt, wurde 1611 von Johannes Kepler konzipiert und 1613 vom Jesuiten Christoph Scheiner verwirklicht. Es lieferte ein schärferes Bild und ein größeres Gesichtsfeld. Um chromatische Aberration zu verringern, also Farbfehler durch unterschiedliche Brechung verschiedener Farben, verwendete man zunächst Objektive mit sehr langer Brennweite. Kompaktere, lichtstärkere und farbreinere Teleskope wurden erst möglich, als um 1750 Achromate erfunden wurden. Ein Achromat ist ein Objektiv, das Farbfehler deutlich vermindert. Josef Fraunhofer konnte um 1825 Objektive mit Öffnungen über 30 cm herstellen.

Spiegelteleskope wurden bereits in den 1630er-Jahren konzipiert, hatten aber anfangs wegen gekippter Hauptspiegel große Abbildungsfehler. Wichtige Verbesserungen kamen 1663 durch James Gregory und 1672 durch Laurent Cassegrain und Isaac Newton. Die Cassegrain- und Newton-Teleskope werden bis heute verwendet und wurden zu Prototypen der Entwicklung, die um 1900 stärker einsetzte.

Ein früher Höhepunkt war 1845 Lord Rosses 16 Meter langer „Leviathan“ mit einem 1,83 Meter großen Metallspiegel, der allein 3,8 Tonnen wog. Mit diesem schwer zu handhabenden Instrument konnte erstmals die Spiralstruktur einiger Galaxien erkannt werden, was damals aber kein Fachastronom glaubte. In den 1870er-Jahren wurden dank besserer Glassorten und Gussmethoden größere Linsenteleskope gebaut, darunter ein 26-Zoll-Objektiv (65 cm) in Nizza, ein 68-cm-Refraktor der Universitätssternwarte Wien und kurz darauf ein noch um 5 cm größerer Refraktor in St. Petersburg.

Großteleskope und moderne Technik

Mit dem Aufkommen der Astrophysik wurden Doppelrefraktoren entwickelt, die visuell-spektrografisches und fotografisches Beobachten verbinden konnten. In Paris und Potsdam entstanden 1893/99 solche Refraktoren mit 80/60 cm Apertur, und die Spektroskopie gewann stark an Bedeutung. Als die Lick- und Yerkes-Sternwarte in den USA Teleskope mit Objektiven von 91 und 102 cm installierten, waren die optisch-mechanischen Grenzen der großen Linsenteleskope erreicht. Linsen biegen sich durch, was Lichtstärke und Auflösung begrenzt, und sie können im Gegensatz zu Spiegeln nur am Rand gefasst werden.

Deshalb verlagerte sich die Entwicklung wieder zu Spiegelteleskopen. Seit etwa 1900 gab es geeignete Verfahren für den Glasguss. Einen großen Fortschritt brachte das 2,5-Meter-Hooker-Teleskop auf dem Mount Wilson. Mit ihm konnte erstmals der Rand des Andromedanebels in einzelne Sterne aufgelöst werden; außerdem gelang die Spektroskopie sehr ferner Objekte. Das 5-Meter-Teleskop von Mount Palomar aus dem Jahr 1947 blieb 30 Jahre lang das weltweit größte Teleskop. Der 1975 für das russische Selentschuk gegossene 6-Meter-Spiegel war der letzte seiner Art, weil er bereits deutliche Durchbiegungen zeigte.

Seit den Großteleskopen der 1980er-Jahre werden segmentierte Spiegel eingesetzt. Viele moderne Instrumente sind nach dem um 1970 entwickelten Ritchey-Chrétien-System gebaut. Heute, Anfang des 21. Jahrhunderts, gibt es mehrere Spiegelteleskope der 8- bis 10-Meter-Klasse. Ihre aktive Optik stabilisiert die Spiegelform und korrigiert auch Verformungen durch die veränderliche Neigung des Teleskops. Adaptive Optik verringert zusätzlich den Einfluss der Luftunruhe.

Für wissenschaftliche Zwecke sind optische Teleskope heute fast ausschließlich Spiegelteleskope. Zu den größten zählen die Keck-Teleskope I und II auf Hawaii mit zusammengesetzten, fragmentierten Hauptspiegeln von 10 m Durchmesser sowie das Very Large Telescope in Chile mit vier Einzelteleskopen von je 8,2 m Hauptspiegeldurchmesser. Das Hubble-Weltraumteleskop ist ein Beispiel für ein großes optisches Teleskop in einer Erdumlaufbahn. Da Interferometrie und adaptive Optik inzwischen auch auf der Erdoberfläche hohe Auflösung ermöglichen, sollen zukünftige Weltraumteleskope vor allem Spektralbereiche erforschen, für die die Erdatmosphäre undurchlässig ist, etwa UV, Infrarotstrahlung und Röntgenstrahlung. Für etwa 2025 plant die ESO das 39-Meter-„European Extremely Large Telescope“ (E-ELT), das neunmal lichtstärker als heutige 10-Meter-Spiegel sein wird.

Weitere Begriffsverwendung

Der Begriff Teleskop wird auch für andere optische Baugruppen verwendet, die ähnlich wie ein optisches Teleskop aufgebaut sind, aber nicht zur Beobachtung ferner Gegenstände dienen. Der Artikel weist darauf hin, dass diese Verwendung dort unbelegt ist.

Ein Beispiel ist ein Teleskop zur Strahlaufweitung bei Lasern. Dabei wird der Strahldurchmesser vergrößert, damit der Laserstrahl über größere Entfernungen übertragen werden kann oder seine Intensität verringert wird.