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Teleskope

Inhalt
1. Einleitung 10. Spiegelteleskope
2. Allgemeines zu Teleskopen 11. Newton-Reflektor
3. Öffnung 12. Cassegrain-Reflektor
4. Vergrößerung 13. Katadioptrische Teleskope
5. Vergütung 14. Schmidt-Cassegrains
6. Transportabilität 15. Maksutov-Cassegrains
7. Wichtige Eigenschaften für die Astrofotografie 16. Schmidt-Newtons
8. Teleskoptypen 17. Maksutov-Newtons
9. Linsenteleskope

Empfohlene Vorkenntnisse: Optiken

Dieser Artikel gibt zusammenfassende Erläuterungen zu gängigen Teleskoptypen. Es werden die wichtigen Eigenschaften von Teleskopen im Hinblick auf die visuelle Beobachtung und die Astrofotografie besprochen. Amateurastronomen, die bereits ein Teleskop besitzen, können diesen Artikel überspringen. Viele Grundbegriffe sind aus der Anwendung von herkömmlichen Fotoobjektiven bekannt. Grundbegriffe, die unter Optiken erläutert werden, werden an dieser Stelle nicht mehr behandelt.

Die Hauptaufgabe eines Telekopes ist es, Licht von schwachen Objekten zu sammeln und sie somit für das bloße Auge bzw. die Kamera sichtbar zu machen. Die Vergrösserung spielt eine untergeordnete Rolle, zumal sich hohe und höchste Vergrösserungen wegen der häufig starken Luftturbulenzen meistens nicht nutzen lassen. Daher sollte ein Teleskop eine möglichst grosse Öffnung haben, die das Licht sammelt. Mit der Öffnung steigt auch das Auflösungsvermögen, auch Trennschärfe genannt. Das heisst, man erkennt mit einer grösseren Öffnung bei gleicher Vergrösserung mehr Details.

Astronomische Teleskope sind ideale Instrumente für die Fotografie von Himmelsobjekten von mittlerer bis kleiner Ausdehnung. Ihre Gesichtsfelder betragen bei Fokalaufnahmen in der Regel maximal wenige Vollmond-Durchmesser, von extrem kurzbrennweitigen Spektiven und Rich-Field-Teleskopen abgesehen. Mit Barlow-Linsen oder Okularprojektion lassen sich detaillierte Aufnahmen von Planeten und Mondformationen anfertigen.

Allgemeines zu Teleskopen

Die Leistungsfähigkeit und Qualität eines Teleskops wird von Anfängern in der Regel an der erreichbaren Vergrösserung und der Qualität des Objektivs bzw. der Spiegel gemessen. Diese Faktoren sind natürlich nicht unwichtig, wie wir später noch sehen werden. Vergrösserung und perfekte Optik sind jedoch nicht alles. Die mechanische Verarbeitung der Komponenten ist mindestens genauso wichtig. Das beste Objektiv der Welt kann seine Leistung nicht ausschöpfen, wenn zum Beispiel der Okularauszug Spiel hat oder die Justage instabil ist.

Für eine sehr gute, kontrastreiche Abbildung sind neben der Qualität aller optischen Elemente zwei Faktoren von elementarer Bedeutung, die im direkten Wortsinn häufig übrsehen werden: Eine mattschwarze Lackierung des gesamten Tubusinneren und Streulichtblenden. Diese beiden Bauelemente verringern das immer auftretende Streulicht, das den Kontrast mindert, auf ein Minimum. Der Kontrast eines optischen Systems entscheidet neben der Auflösung darüber, ob zwei nebeneinander liegende Strukturen mit ähnlichen Farben getrennt wahrgenommen werden können oder nicht.

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Die Öffnung

Im Gegensatz zu Kameraobjektiven, bei denen die Brennweite das wichtigste Auswahlkriterium ist, ist bei einem astronomischen Teleskop die freie Öffnung, also der Linsen- bzw. Spiegeldurchmesser, das Hauptkriterium für die Leistungsfähigkeit eines Fernrohres. Die Öffnung entscheidet über zwei wesentliche Faktoren der Himmelsbeobachtung:

  • Das Lichtsammelvermögen

    Die Öffnung entscheidet darüber, wieviel Licht des Objektes auf den Film bzw. Sensor trifft. Verdoppelt man die Öffnung, vervierfacht sich die gesammelte Lichtmenge. Mit einer großen Öffnung können also schwächere Objekte beobachtet und fotografiert werden. Bei gleicher Brennweite wird die Belichtungszeit verkürzt.

  • Die Auflösung

    Das Auflösungsvermögen, also der minimale Abstand zweier Objekte, die eben noch getrennt wahrgenommen werden können, ist von der Öffnung abhängig: Verdoppelt man die Öffnung, halbiert sich der minimale Abstand, den zwei Sterne oder Details haben müssen, um sie getrennt wahrzunehmen. Um das Auflösungsvermögen auszunutzen, muss man hohe Vergrößerungen bzw. lange Brennweiten bei der Fotografie verwenden. Das lässt sich mit großen Öffnungen allerdings nur bei sehr guter Luftruhe realisieren.

Die folgende Tabelle enthält die Auflösung, maximal sinnvolle Vergrösserung sowie die visuelle und fotografische Grenzgrösse für gängige Teleskopöffnungen. Alle Angaben gelten für Idealbedingungen (gutes Seeing, dunkler Himmel). Die maximale Auflösung wird daher in der Regel nicht ganz erreicht, insbesondere bei Geräten mit Öffnungen ab etwa zehn Zentimetern Öffnung. Die Grenzgrössen können von Modell zu Modell leicht schwanken, da sie auch von einer ggf. vorhandenen Fangspiegelobstruktion und des Reflektions- bzw. Transmissionsgrades der optischen Elemente abhängen.

Öffnung in mm Maximal sinnvolle Vergrösserung Auflösung Visuelle Grenzgrösse Fotografische Grenzgrösse
60 120-fach 1,9'' 11,0 mag 13,5 mag*
80 160-fach 1,5'' 11,3 mag 13,8 mag*
90 180-fach 1,3'' 11,5 mag 14,0 mag
102 200-fach 1.1'' 12,7 mag 14,5 mag
114 228-fach 1,0'' 12,7 mag 15,2 mag
127 254-fach 0,9'' 13,2 mag 15,3 mag
152 304-fach 0,74'' 13,6 mag 16,0 mag
203 406-fach 0,56'' 14,0 mag 16,5 mag
254 508-fach 0,45'' 14,5 mag 17,0 mag
305 610-fach 0,38'' 15,0 mag 17,5 mag
406 812-fach 0,28'' 15,6 mag 18,1 mag

* Geschätzter Wert, keine Literatrangaben gefunden

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Die Vergrösserung

Die Vergrößerung errechnet man, indem man die Objektivbrennweite durch die Okularbrennweite dividiert (beide Angaben in Millimetern).

Bei der visuellen Beobachtung gilt die Faustregel, dass die maximal sinnvolle Vergrösserung dem doppelten Objektivdurchmesser in Millimetern entspricht. Dieser Aspekt ist bei der Nachführung mittels Leitfernrohr und Fadenkreuzokular wichtig: Ab dieser Vergrösserung verliert das Bild an Kontrast und wird flau, der Stern erscheint dann etwas unscharf und kann mitunter nicht mehr exakt nachgeführt werden.

Wie stark im Einzelfall vergrössert werden kann, hängt neben der Luftunruhe, die das Bild verschwimmen lässt, natürlich auch von der Qualität der Optik ab. Meist kann man wegen unruhiger Luft maximal sinnvolle Vergrösserungen, besonders bei Geräten über 10 cm Öffnung, nicht sinnvoll nutzen, bei hochwertigen Optiken kann man in Ausnahmefällen auch ein wenig über o. g. Faustregel hinausgehen.

Bei der Beobachtung von Deep-Sky-Objekten ist eine schwache Vergrösserung von Vorteil, bei Mond, Planeten und Sonne sind möglichst hohe Vergrösserungen von Vorteil, da es hier auf die Erkennung von feinen Details ankommt.

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Die Vergütung

Die Vergütung ist der grüne, blaue oder violette Farbschimmer, den man auf einem optischen Element erkennt. Diese Vergütung dient einer besseren Transmission bzw. Reflektion des Lichts und der Vermeidung von Reflexen, die sich in Form von Geisterbildern, also diffusen, schwachen Reflexionen, äussern.

Eine Vergütung muss auf allen Glas-Luft-Flächen vorhanden sein. Besser sind Mehrschichtvergütungen.

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Transportabilität

Ein nicht zu unterschätzender Faktor bei der Wahl eines Teleskopes ist die Transportierbarkeit. Hierfür ist eine einfache, schnell zu erledigende Zerlegbarleit des Teleskopes in seine Einzelkomponenten wichtig, Schrauben und Verbindungsstücke sollten griffig und mit möglichst wenig Werkzeug schnell vor Ort aufbaubar sein.

Für Flugreisen sind kurzbrennweitige Linsenteleskope bis maximal 500 Millimeter Brennweite und kleine, katadioptrische Spiegelteleskope bis etwa fünf Zoll Öffnung geeignet.

Bedenken Sie bitte, dass große, lichtstarke Teleskope mit zunehmender Öffnung schnell unhandlich und schwer werden:

Linsen- und Spiegelteleskope mit zehn Zentimetern Öffnung sind relativ leicht und nur selten länger als ein Meter. Sie lassen sich also bequem auf dem Rücksitz eines Autos transportieren und sind schnell aufgebaut.

Linsenteleskope mit sechs Zoll Öffnung haben selbst bei einem Öffnungsverhältnis von f/8 eine Baulänge von 1,5 Metern. Diese Größe hat auch ein höheres Gewicht zur Folge. Ein so großer Tubus muss von einer entsprechend belastbaren und damit schwereren Montierung-Stativ-Kombination getragen werden. Diese Optiken sind daher mitunter unhandlich beim Transport und Aufbau. Kurzbrennweitige Reflektoren dieser Öffnungsklasse sind noch gut transportierbar.

Teleskope der 20 Zentimeter-Klasse (acht Zoll Öffnung) stellen einen häufig genutzten Kompromiss zwischen Leistung und Transportabilität dar. Lichtstarke Spiegelteleskope mit einem Öffnungsverhältnis von 1:4 sind gut transportabel, ihr Tubus ist gut 80 cm lang. Allerdings erfordern sie, wie die oben erwähnten großen Linsenteleskope, eine schwere, stabile Aufstellung. Das zu transportierende Gesamtgewicht ist also sehr hoch, ca 30 kg. Katadioptrische Systeme (siehe unten) sind meist fest mit einer Gabelmontierung verbunden. Das Gewicht dieses Einzelteils erhöht sich durch die Kombination dramatisch, bei 20 cm Öffnung werden ohne Stativ bis zu 16 kg erreicht, 25 cm-Garäte bringen es hierbei auf bis zu etwa 25 kg!

Noch größere Teleskope sind nur mit einem erheblichen Aufwand transportabel. Ein 40 cm Spiegelteleskop (16 Zoll Öffnung) benötigt selbst bei einem Öffnungsverhältnis von 1:4 einen Tubus von knapp zwei Metern Länge! Solche Geräte werden meistens in Gartensternwarten oder auf Terrassen eingesetzt. Dobson-Versionen solcher Teleskope können ggf. noch alleine transportiert und aufgebaut werden. Spiegelteleskope mit einer entsprechend schweren parallaktischen Montierung können in der Regel nur von zwei Personen sicher aufgestellt werden.

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Wichtige Eigenschaften von Teleskopen für die Astrofotografie

Für die Astrofotografie ist neben der optischen Qualität des Teleskops wichtig, dass es mechanisch stabil und seine Optik korrigierbar ist. Folgende Punkte sind hierbei zu beachten:

  • Der Okularauszug

    Er ist besonders wichtig, da an diesem Bauteil die meist schwere Kamera befestigt wird. Der Okularauszug darf kein Spiel haben. Das heisst, das innere Rohr, das bei der Fokussierung meistens mit einem Zahnrad vor- und zurückgestellt wird, darf sich nicht hin- und herbewegen lassen. Der Okularauszug muss mit einer Schraube fixierbar sein. Diese Schraube befindet sich meistens im oberen Bereich des Aussenrohrs des Okularauszuges, die Schraube drückt beim Anziehen auf das Innenrohr, an dem die Kamera befestigt ist und fixiert es. Ist dies nicht der Fall, kann das Rohr bei Belastung durch eine Kamera oder schwere Okulare infolge der Schwerkraft nach aussen gleiten und den Fokus verstellen.

  • Justierbare Optik

    Unter Justage versteht man die korrekte Ausrichtung der optischen Elemente eines Teleskops oder Objektivs zueinander. Eine mechanisch solide (und somit meist teure) Optik ist in aller Regel ab Werk einwandfrei justiert und zeigt eine optimale Bildqualität. Bei sachgemäßem Gebrauch ist eine Neujustage selten, im Idealfall niemals, erforderlich. Die Justierung ist bei hochwertigen Teleskopen so stabil, dass sie einen Transport problemlos übersteht.

    Dennoch kann es bei einem etwas grobem Transport oder Stößen passieren, dass sich die optischen Elemente zueinander verstellen (dejustieren) und das Bild unscharf wird. Bereits eine für das bloße Auge unmerkliche Dejustierung von buchstäblich einer Haaresbreite kann das Bild völlig unscharf werden lassen, insbesondere bei hohen Vegrößerungen.

    Hochwertige Optiken sind daher justierbar. Das heisst, der Fang- und meistens auch der Hauptspiegel sind mit Hilfe von Schrauben verstellbar. Auch Objektivlinsen von Linsenteleskopen (Refraktoren) sind bei hochwertigen Modellen justierbar. Die genaue Vorgehensweise der Justierung ist von der Konstruktion des Teleskopmodells abhängig und der jeweiligen Betriebsanleitung zu entnhemen. Für die Justage wird ein sog. Justierokular benötigt. Die Feinjustage muss jedoch bei guter Luftruhe an einem mittelhellen Stern vorgenommen werden.

    Eine Neujustage wird auch erforderlich, wenn Linsen oder Spiegel zur Reinigung ausgebaut wurden.

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Teleskoptypen

Man kann grob drei Sorten von Teleskopen Unterscheiden: Linsenteleskope (Refraktoren), Spiegelteleskope (Reflektoren) und katadioptrische Teleskope (Teleskope, die sowohl Linsen als auch Spiegel zur Bilderzeugung nutzen). In diesem Artikel werden die gängigsten Teleskoptypen mit ihren Vor- und Nachteilen beschrieben.

Prinzipiell lassen sich alle Klassen von Himmelsobjekten mit allen vorgestellten Fernrohrtypen beobachten und Fotografieren. Allerdings eignen sich für bestimmte Objekte bestimmte Teleskope besonders gut. Auf diese Kombinationen wird bei den Beschreibungen eingegangen.

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Linsenteleskope (Refraktoren)

Linsenteleskope haben ein aus mehreren Linsen bestehendes Objektiv, das das eintreffende Licht bricht und im Brennpunkt (Fokus) bündelt.

Weißes Licht setzt sich aus Licht verschiedendster Wellenlängen zusammen, die jeweils andere Farben des Spektrums repräsentieren. Violettes Licht wird beim Durchgang durch eine Linse stärker gebrochen als das rote Ende des Spektums. Eine einzelne Linse hat also für jede Wellenlänge eine andere Brennweite. Diese Eigenschaft, chromatische Aberration genannt, resultiert in einer unscharfen Abbildung, die betrachteten Objekte zeigen Farbsäume. Um diese Farbfehler zu minimieren, wurden die Linsenteleskope weiter entwickelt. Es wurden Achromaten und Apochromaten konstruiert.

Der Achromat hat ein zweilinsiges Objektiv aus Flint- und Kronglas. Die erste Linse bricht das Licht wie oben beschrieben, die zweite bricht das durch die 1. Linse gegangene Licht in einer Weise, dass die verschiedenen Wellenlängen des Lichtes möglichst genau in einem Fokus vereint werden. Bei qualitativ hochwertigen Achromaten gelingt diese Korrektur so gut, dass nur noch im Bereich der maximal sinnvollen Vergrößerung ein ganz geringer Rest-Farbfehler sichtbar ist.

Dieser Restfarbfehler wird von Apochromaten, oft auch nur kurz APO genannt, so weit minimiert, dass er sich bei hochwertig verarbeiteten Geräten nicht mehr bemerkbar macht. Es gibt sog. Fluorit-Apochromaten, bei denen der Restfehler mit einer dritten Linse aus Calcium-Fluorit (ein Mineral, kein Glas) kompensiert wird. Diese Linsenkonstruktionen werden heute kaum noch hergestellt. APOs werden heute hauptsächlich aus ED-Glas (ED = Extra low Dispersion) gefertigt. Diese Geräte heissen deshalb ED-Apochromaten (ED-APO). Sie haben eine bessere Farbkorrektur als Fluorit-APOs und bestehen wie der Achromat aus zwei Linsen.

Wegen ihrer optimierten Farbreinheit zeigen APOs das schärfste und kontrastreichste Bild aller Refraktoren.

Strahlengang in einem Refraktor:

Refraktor

Aufgrund ihrer unübertroffenen Bildschärfe, Kontrast und Auflösungsvermögen eignen sich Refraktoren besonders für die Beobachtung von Sonne, Mond, Planeten und Doppelsternen.

Vorteile eines Rafraktors

Refraktoren liefern bei gegebener Öffnung die beste Bildqualität aller verfügbaren Teleskoptypen. Sie liefern die schärfsten, kontrastreichsten und am besten aufgelösten Bilder sowie nadelfeine Sternabbildungen. Einer der Gründe ist der unabgeschattete Strahlengang. Eine Faustregel besagt, dass man ein Spiegelteleskop mit der doppelten Öffnung eines Refraktors benötigt, um seine Leistung bezogen auf Schärfe und Kontrast zu erzielen.

Nachteile eines Refraktors

Aufgrund der aufwendigen Fertigung hochwertiger Linsen sind Refraktoren bei gegebener Öffnung die mit Abstand teuersten Teleskope.

Ein Refraktor wird schnell unhandlich, wenn die Öffnung zehn Zentimeter übersteigt. Der Grund liegt darin, dass diese Teleskope eine recht lange Brennweite haben, um die mit zunehmender Lichtstärke stärker werdenden Farbfehler zu kompensieren. Ein Refraktor ist so lang wie seine Brennweite, plus/minus ein paar Zentimeter. Brennweiten über 1000 mm sind sehr umständlich in der Handhabung.

Hieraus folgt unmittelbar das Problem, dass sich bei Beobachtungen in Zenitnähe das Okular bzw. die Kamera relativ flach über dem Boden befinden. Bei der visuellen Beobachtung kann man den Strahlengang mit einem Zenitprisma umlenken und mit einem flachen Stuhl bequem beobachten. Möchte man die Kamera bequem einstellen, bedarf es bei Zenitnähe des Zielobjektes eines weit ausfahrbaren und somit extrem stabilen und teuren Stativs.

Bei lichtstarken und somit kurzbrennweitigen Refraktoren machen sich die Rest-Farbfehler viel stärker bemerkbar als bei lichtschwachen Bauweisen. Die Konstruktion von lichtstarken Refraktoren ist komplizierter und somit teuer. Ausserdem werden die Sterne an den Bildrändern verzerrt abgebildet, wenn ein kurzbrennweitiges Gerät nicht gut korrigiert ist.

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Spiegelteleskope (Reflektoren)

Anstelle eines Linsensystems nutzen Spiegelteleskope einen Spiegel, um das eintreffende Licht zu sammeln und zu bündeln. Es ist ein zweiter Spiegel, der Fangspiegel oder Sekundärspiegel, notwendig, um das vom Hauptspiegel, auch Primärspiegel genannt, reflektierte Licht umzulenken, damit das vom Hauptspiegel erzeugte Bild aufgefangen werden kann. Sonst würde das Licht zurück in den Himmel reflektiert werden, das Objekt wäre durch das Fernrohr unbeobachtbar.

Vorteile von Spiegelteleskopen

Hochwertige optische Spiegel sind wesentlich einfacher und billiger herzustellen als ein zwei- oder gar dreilinsiges Objektiv eines Refraktors. Ein Reflektor ist viel preiswerter herzustellen als ein Refraktor von gleicher Öffnung. Umgekehrt bekommt man für das gleiche Geld einen hochwertigen Reflektor mit einer viel größeren Öffnung.

Reflektoren haben keine chromatische Aberration. Man erhält mit ihnen ein absolut farbreines Bild.

Nachteile von Spiegelteleskopen

Durch den Fangspiegel und ggf. Fangspiegelstreben wird stets ein gewisser Prozentsatz der Öffnung abgeschattet. Hierbei entstehen Beugungserscheinungen, die sich in einem geringfügigen Schärfe-, Kontrast- und Auflösungsverlust gegenüber einer abschattungsfreien, gleich großen Öffnung äussern. Dieser Effekt verstärkt sich, je lichtstärker die Optik ist, da hier größere Fangspiegeldurchmesser benötigt werden. Für die Beobachtung von Sonne, Mond, Planeten und Doppelsternen sollte also ein weniger lichtstarkes Modell gewählt werden.

Spiegelteleskope sind gegenüber Linsenteleskopen anfälliger gegen Dejustierung der Optik. Dies kann bei mechanisch anfälligen Modellen bereits bei den Erschütterungen passieren, die beim Transport im Auto entstehen. Eine Neujustage ist mittels Justierlasern binnen weniger Minuten erfolgt.

Die hier beschriebenen Vor- und Nachteile gelten für Spiegelteleskope und die mit ihnen verwandten katadioptrischen Systeme allgemein. Modellspezifische Vor- und Nachteile werden unten bei den Geräten besprochen.

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Der Newton-Reflektor

Der Newton-Reflektor ist die älteste und klassischste Bauweise eines Spiegelteleskops. Newton-Reflektor und Spiegelteleskop werden sogar häufig als synonyme Ausdrücke verwendet, insbesondere bei Kaufhaus-Teleskopen.

Das Herzstück eines Newton-Reflektors ist ein parabolischer Hauptspiegel. Das von ihm reflektierte Licht wird von einem ebenen, elliptischen Fangspiegel, der kurz vor dem Brennpunkt, also am oberen Ende des Tubus angebracht ist, im rechten Winkel aus dem optischen Tubus heraus gelenkt, wo ein umgekehrtes, reelles Bild entsteht, das mit einer Kamera aufgenommen oder einem Okular betrachtet werden kann.

Strahlengang in einem Newton-Reflektor:

Newton-Reflektor

Newton-Reflektoren sind die am einfachsten und preiswertesten herstellbaren Spiegelteleskope. Ein großer Teil der Amateurteleskope über 25 cm (zehn Zoll) Öffnung sind daher Newton-Reflektoren. Es gibt sogar in Dobson-Bauweise Instrumente mit 50 cm und mehr Öffnung. Man bekommt bei Newton-Reflektoren also große Geräte für einen relativ günstigen Preis verglichen mit anderen Fernrohrtypen.

Lichtstarke Konstruktionen mit einem Öffnungsverhältnis von 1:4 sind einfach herzustellen. Allerdings haben diese Geräte einen Abbildungsfehler, die sog. Koma. Sie nimmt mit der Lichtstärke zu und äussert sich am Bildfeldrand in unscharfen Sternabbildungen, die an die Koma eines Kometen erinnern. Dieser Fehler ist mit einem Koma-Korrektor einfach zu kompensieren. Bei diesen Zubehörteilen ist auf eine gute Qualität zu achten. Ironischerweise erzeugen preiswerte Bildkorrektoren häufig selbst Abbildungsfehler.

Die optischen Tuben von langbrennweitigen Newton-Reflektoren sind etwa genauso lang wie die Brennweite. Beim Transport bringen solche Geräte also keine Erleichterung gegenüber Refraktoren gleicher Brennweite. Einige Hersteller versuchen dieses Problem zu umgehen, indem sie einen kurzbrennweitigen, lichtstarken Newton-Reflektor (meistens mit einem Koma-Fehler) konstruieren und die Brennweite mit einer zusätzlichen Linse im Okularauszug verdoppeln. Diese Linse verschlechtert jedoch in der Regel die Bildschärfe des Gerätes. Diese Konstruktionen muss man streng genommen zu den katadioptrischen Teleskopen (siehe unten) rechnen, da sie Linsen und Spiegel verwenden.

Sehr große Newtons sind so konzipiert, dass sie beim Transport komplett in handliche Einzelteile zerlegt und zur Beobachtung aufgebaut werden. Der Tubus liegt dann als Gitter-Konstruktion vor, die Teleskope heissen deshalb auch Gitterrohr-Newton oder Gitterrohr-Dobson. Solche Geräte müssen in der Regel vor jeder Beobachtung neu justiert werden.

Aufgrund der Geometrie am Okularauszug kann die Befestigung von schwerem Zubehör und Kameras problematisch sein. Der Okularauszug sollte deshalb sehr solide konstruiert sein.

Newton-Teleskope, insbesondere die lichtstarken Modelle, eignen sich hervorragend für die Deep-Sky-Beobachtung.

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Der Cassegrain-Reflektor

Der Cassegrain-Reflektor sieht auf den Ersten Blick wie ein kurzer Refraktor aus, da sich der Okularauszug am hinteren Ende des Tubus befindet.

Ein Cassegrain-Teleskop besteht aus einem meistens hyperbolisch geschliffenen Hauptspiegel und einem konvex-hyperbolischen Fangspiegel, der sich in einiger Entfernung zum Brennpunkt befindet. Der Fangspiegel wirft das vom Hauptspiegel kommende Licht in Richtung Hauptspiegel zurück. Durch eine Bohrung im Hauptspiegel wird das Licht aus dem optischen Tubus hinaus gelenkt und hinter ihm im Fokus vereint.

Strahlengang in einem Cassegrain-Reflektor:

Cassegrain-Reflektor

Beim Brennpunkt hinter dem Tubus muss man streng genommen vom Cassegrain-Fokus, auch Sekundär-Fokus genannt, sprechen, da der Primärfokus der Brennpunkt des Hauptspiegels ist. Durch den Fangspiegel wird das vom Hauptspiegel kommende Licht vor Erreichen des Primärfokus erneut reflektiert und die Gesamtbrennweite des Systems etwa um den Faktor 3 gegenüber der Primärbrennweite verlängert. Bei der Fotografie im Cassegrain-Fokus wird dennoch von Fokalfotografie gesprochen. Mit Primärfokus ist im weiteren Sinne meistens die Fotografie im Fokus des Teleskops gemeint, ohne dass die Brennweite mit Barlow-Linsen, Telekonverten oder Okularprojektion verlängert wird.

Der Cassegrain-Reflektor bietet eine sehr lange Brennweite bei einer sehr kompakten Bauweise. So kann man beispielsweise 2000 mm Brennweite in einem nur etwa 70 cm langen Tubus unterbringen. Aus diesem Grund sind Cassegrains besonders bei Mond- , Sonnen- und Planetenbeobachtern beliebt, die für hohe Vergrösserungen eine lange Brennweite, aber dennoch eine gut transportable Optik wünschen. Durch die lange Brennweite werden auch in der Fotografie mit Okularprojektion lange Effektivbrennweiten leichter erreicht als mit Newton-Reflektoren.

Allerdings haben Cassegrain-Reflektoren einen Abbildungsfehler, die sog. Bildfeldwölbung. Diese äussert sich in einer gewölbten Abbildung, man erhält den Eindruck, ein in eine flache Schüssel projiziertes Bild zu betrachten. Der Grund dafür ist, dass die Brennebene, im Gegensatz zu Newtons oder Refraktoren, nicht eben, sondern gewölbt ist. Es kann also nicht das gesamte Bild gleichzeitig scharf gestellt werden, zumal die Fokussierung bei hohen Vergrößerungen und in der Fotografie je nach Brennweite eine Genauigkeit von wenigen Bruchteilen eines Millimeters benötigt.

Die Bildfeldwölbung resultiert also in einer zum Bildfeldrand hin zunehmenden Bildunschärfe. Bei der Fotografie mit analogem Film (Format 24*36 mm) macht sich diese Randunschärfe an den Bildfeldrändern bereits bemerkbar. Die kleineren Sensoren von CCD-Kameras werden von diesem Fehler kaum merklich beeinträchtigt. Dieser Fehler kann mit einem Bildfeldebner (Field Corrector) behoben werden. Dieser Korrektor verkürzt jedoch die Brennweite, das System wird lichtstärker. Billige Korrektoren erzeugen jedoch öfters einen anderen Abbildungsfehler, die sog. Koma (siehe Newton-Reflektoren).

Durch den relativ großen Fangspiegel hat ein Cassegrain-Reflektor einen geringfügig schlechteren Kontrast als ein lichtschwacher Newton-Reflektor.

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Katadioptrische Teleskope

Katadioptrische Teleskope verwenden sowohl Linsen als auch Spiegel, um eine Abbildung des beobachteten Objekts zu erzeugen. Sie werden jedoch allgemein zu den Spiegelteleskopen gezählt. In der Regel liegt ihnen ein Cassegrain-System zugrunde, an der Tubusöffnung befindet sich eine Korrektorplatte, die eine speziell geschliffene, farbfehlerfreie Linse ist.

Die früher weit verbreiteten Schmidt-Kameras, die auch zu den katadioptrischen Teleskopen gehören, werden hier nicht näher betrachtet, da sie exotische Filmformate benötigen und heute kaum noch angewendet werden.

Einige Anhänger von reinen Spiegelteleskopen und Refraktoren argumentieren, dass jedes zusätzliche optische Element und somit auch die Linse eines katadioptrischen Systems eine zusätzliche, potentielle Fehlerquelle darstellt. Beim heutigen Stand der Produktionstechniken ist diese Argumentation selbst bei preiswerten Anbietern nicht mehr zu halten.

Vorteile katadioptrischer Teleskope

Durch die spezielle Konstruktion aus Linsen und Spiegeln wird eine äusserst kompakte Bauweise erreicht, die die von Cassegrains sogar noch übertrifft. Daher sind sie besonders bei Astrofotografen beliebt, die ein leistungsfähiges langbrennweitiges, aber gut transportables Teleskop wünschen. Durch die kompakte Bauweise haben die optischen Tuben langbrennweitiger katadioptrischer Teleskope ein ralativ geringes Gewicht. Kleine Geräte bis etwa fünf Zoll Öffnung eignen sich daher sehr gut als Reiseteleskope.

Die meisten katadioptrischen Teleskope haben eine Hauptspiegelfokussierung. Die Fokussierung erfolgt hierbei durch eine Bewegung des Hauptspiegels. Einige hochwertige Konstruktionen fokussieren sogar durch eine Bewegung des Fangspiegels, der Hauptspiegel ruht also. Es befinden sich aussen am Tubus keine beweglichen Teile. Dank dieser Konstruktion können schwere Zubehörteile befestigt werden, ohne dass die Gefahr besteht, dass der Fokus verstellt wird.

Nachteile katadioptrischer Teleskope

Andererseits bereitet diese Hauptspiegelfokussierung ein anderes Problem, nämlich das sog. Spiegel-Shifting: Während der Fokussierung des Spiegels bewegt sich der Spiegel nicht 100%-ig exakt, sondern wackelt minimal hin und her. Es kann sogar passieren, dass der Spiegel während einer langbelichteten Aufnahme für das bloße Auge unmerklich seine Position ändert. Aufgrund der o. g. erforderlichen Fokussiergenauigkeiten sind solche Abweichungen von bereits mikroskopischen Größenordnungen verheerend für die Astrofotografie.

Das Shifting wird von den Herstellern heutzutage jedoch so gut beherrscht, dass es nur noch in Einzelfällen auftritt. Abhilfe kann ein als Zubehör erhältlicher Okularauszug schaffen, der aussen an das Teleskop gesetzt wird. Nun muss der Hauptapiegel nicht mehr zur Fokussierung bewegt werden.

Mit Ausnahme der Maksutov-Cassegrains haben katadioptrische Teleskope die gleiche Bildfeldwölbung mit ihren Auswirkungen, die bei den Cassegrains (siehe oben) ausführlich beschrieben wurden.

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Schmidt-Cassegrain-Teleskope

Schmidt-Cassegrain-Teleskope, oft auch kurz als SCT bezeichnet, sind die derzeit kompaktesten Teleskopsysteme. Sie zählen daher zu den beliebtesten Geräten überhaupt. Bei SCTs ist die Länge des Tubus nur etwa doppelt so lang wie der Durchmesser. In den allermeisten Fällen wird eine Lichtstärke von 1:10 angewendet.

Beim Schmidt-Cassegrain gelangt das Licht durch die asphärisch geschliffene Schmidt-Platte (auch Korrektor-Platte genannt) auf den sphärischen Hauptspiegel, der eine Lichtstärke von etwa 1:2,2 (!) aufweist. Kurz vor dessen Brennpunkt gelangt das gebündelte Licht auf einen konvexen Fangspiegel, der die Brennweite auf die Nominalbrennweite des Teleskops verlängert und das Lichtbündel durch eine Bohrung des Hauptspiegels aus dem hinteren Ende des Tubus heraus lenkt und im Brennpunkt vereint.

Strahlengang im Schmidt-Cassegrain-Teleskop:

Schmidt-Cassegrain-Teleskop

Ab etwa 10 cm Öffnung (vier Zoll) muss der Hauptspiegel gegenüber der Öffnung (entspricht dem Durchmesser der Schmidt-Platte) überdimensioniert sein, um Lichtverluste und somit Randverdunkelungen beim Teleskopbild (Vignettierung) zu vermeiden.

Aufgrund ihrer Kompaktheit sind die optischen Tuben von Schmidt-Cassegrain-Systemen im Verhältnis zu Öffnung und Brennweite extrem leicht und transportabel. Allerdings werden zahlreiche Schmidt-Cassegrain-Systeme als Komplettgerät mit Montierung und Stativ verkauft, bei denen Optik und Gabelmontierung eine nicht trennbare Einheit bilden. Diese Tatsache macht solche Geräte mitunter unhandlich.

Bei SCTs wird Zubehör mit einem Schraubgewinde und nicht mit einfachen Klemmschrauben befestigt. Auf diese Weise kann auch schweres Zubehör sicher befestigt werden.

Sofern eine Neujustage erforderlich ist, kann diese sehr einfach mit den drei Schrauben an der Fangspiegelhalterung durchgeführt werden. Die genaue Vorgehensweise ist der Bedienungsanleitung des Teleskopes zu entnehmen. Eine nachträgliche Justage des Hauptspiegels wie bei Newton-Reflektoren ist im Normalfall nicht erforderlich.

Bei Schmidt-Cassegrains tritt die bereits bei den Cassegrain-Teleskopen (siehe oben) beschriebene Bildfeldwölbung mit ihren Folgeerscheinungen auf. Diese kann mit einer Bildfeldebnungslinse korrigiert werden.

Schmidt-Cassegrains haben einen relativ großen Fangspiegel, der verglichen mit anderen Teleskoptypen eine relativ starke Abschattung und Beugungserscheinungen verursacht. Daher ist das zentrale Beugungsscheibschen etwas lichtschwächer als bei anderen Teleskopen, das verloren gegangene Licht landet in den Beugungsringen.

Sie gelten als gute Allround-Instrumente für alle Klassen von Beobachtungsobjekten.

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Maksutov-Cassegrain-Teleskope

Das Maksutov-Cassegrain-Teleskop, meistens kurz Maksutov oder MAK genannt, wurde entwickelt, um die Restfehler der Abbildung von Schmidt-Kameras und somit auch Schmidt-Cassegrain-Teleskopen so weit wie möglich zu korrigieren.

Das Licht passiert zunächst eine auf beiden Seiten sphärische Meniskuslinse und trifft auf den stark asphärischen Hauptspiegel. Dieser Reflektiert das Licht auf den Sphärischen Fangspiegel, der das Licht durch eine Bohrung im Hauptspiegel aus dem Tubus hinauslenkt und im Brennpunkt hinter dem Teleskop vereint.

Strahlengang in einem Maksutov-Teleskop:

Maksutov-Cassegrain-Teleskop

Maksutovs gelten als die Spiegelteleskope mit der besten Abbildungsqualität. Sie haben die schärfsten Sternabbildungen und den besten Kontrast aller Spiegelteleskope sowie ein sehr ebenes Bild. Der Hauptgrund ist der Fangspiegel: Er ist kleiner als bei anderen Teleskopen und auf die Meniskuslinse aufgedampft, so dass Beugungserscheinungen auf ein Minimum reduziert werden. Es ist aber auch die optische Konstruktion, die sie gegenüber anderen Bauweisen auszeichnet. In der Praxis am Sternenhimmel liefern Maksutovs eine Bildqualität, die sich fast auf Refraktor-Niveau bewegt.

Maksutovs haben konstruktionsbedingt eine feste Justage der Fangspiegel, sie müssen im Gegensatz zu anderen Teleskoptypen nicht nachjustiert werden. Die Justage wid am Hauptspiegel vorgenommen.

Je nach Hersteller und Modell haben sie entweder die oben ausführlich mit ihren Vor- und Nachteilen beschriebene Hauptspiegelfokussierung oder einen fixen Hauptspiegel und einen klassischen Okularauszug.

Bei gleicher Öffnung haben Maksutovs längere Tuben als Schmidt-Cassegrains. Dennoch sind es sehr kompakte Geräte. Wegen ihrer hohen optischen Leistung in Verbindung mit einer kompakten Bauweise werden Spektive, Reiseteleskope und Spiegelteleobjektive häufig in der Maksutov-Bauweise hergestellt. Die weit verbreiteten "Russentonnen" sind beispielsweise Maksutovs.

Maksutovs haben in der regel Öffnungen von 9 bis 20 cm, selten 25 cm und mehr. Der Grund ist die relativ dicke Meniskuslinse. Ihre Produktion wird sprunghaft teuer, wenn die Öffnung 20 cm übersteigt.

Typisch für Maksutovs ist ihr Öffnungsverhöältnis von 1:10 bis 1:15. Dies ermöglicht eine relativ einfach zu realisierende hohe Vergrößerung bzw. Effektivbrennweiten, das Gesichtsfeld wird jedoch kleiner. Diese Eigenschaft und ihre geringe Lichtstärke machen sie für Deep-Sky-Anwendungen zwar nur zur 2. Wahl, aber bei Planeten- und Mondbeobachtern sind Maksutovs ausserordentlich beliebt.

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Schmidt-Newton-Teleskope

Schmidt-Newton-Teleskope sind eine Kombination aus Schmidt-Kamera und Newton-Reflektor. Das Licht gelangt durch die asphärische Schmidt-Platte auf den Hauptspiegel, der im Gegensatz zum Newton-Reflektor sphärisch geschliffen ist. Dieser reflektiert das Licht auf einen um 45 Grad geneigten ebenen Hauptspiegel, der den Strahlengang seitlich aus dem Tubus lenkt und dort im Brennpunkt vereint.

Strahlengang in einem Schmidt-Newton-Teleskop:

Schmidt-Newton-Teleskop

Schmidt-Newtons liefern ein sehr gut korrigiertes Bild. Ihre Lichtstärke liegt bei etwa 1:4.

Es sind sehr kompakte Instrumente, die von den Abmessungen her mit einem Cassegrain gleicher Öffnung gleichzusetzen sind.

Nachteilig ist die bereits bei Newton-Teleskopen besprochene mitunter problematische Anbringung von schwerem Zubehör.

Der relativ große Fangspiegel bewirkt eine starke Abschattung des Bildes.

Schmidt-Newtons sind wegen ihrer hohen Bildschärfe bei Planeten- und Mondbeobachtern sehr beliebt. Ihre hohe Lichtstärke macht sie auch für Deep-Sky-Beobachtungen ideal.

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Maksutov-Newton-Teleskope

Maksutov-Newtons sind ähnlich konstruiert wie die Schmidt-Newtons. Sie benutzen meist einen sphärischen Hauptspiegel und einen ebenen Fangspiegel, der das Licht seitlich aus den Tubus lenkt. Die Frontlinse ist im Gegensatz zum Schmidt-Newton die vom reinen Maksutov bekannte sphärische Meniskuslinse.

Strahlengang in einem Maksutov-Newton:

Maksutov-Newton

Die Optische Qualität ist sehr gut, allerdings etwas schlechter als beim klassischen Maksutov. Der Koma-Fehler hat nur ein Viertel der Stärke des Fehlers beim reinen Newton-Reflektor.

Die Abschattung durch den Fangspiegel ist extrem gering.

Es werden Öffnungsverhältnisse um 1:6 realisiert.

Dieser Teleskoptyp hat einen extrem kleinen Fokussierweg, so dass einige Okulare nicht fokussiert werden können.

Maksutov-Newton-Teleskope sind aufgrund ihrer hervorragenden Abbildungsleistung auf der optischen Achse bei Mond- und Planetenbeobachtern sehr beliebt.

Ergänzende Artikel: Montierungen, Nachführung

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