Lexikon
Dieses Lexikon ist mit den verwendeten „Fachbegriffen“ auf meiner Homepage verknüpft, um dem interessierten Laien das Verständnis zu erleichtern. Wenn Begriffe fehlen, bitte ich um Anregungen.
Darüber hinaus können Sie auch hier „nachschlagen“.
Ein Amiciprisma, auch Reflexionsprisma genannt, dient zur vollständigen Bildumkehr des seitenverkehrten und kopfstehenden Bildes in einem Linsenteleskop. Dieses Prisma ist sehr hilfreich, wenn ein Linsenfernrohr für Naturbeobachtungen genutzt wird.
Die Analemma zeigt im Verlauf eines Jahres die Position der Sonne relativ zur Südposition. Wird die Position der Sonne im Mittagspunkt ein Jahr lang aufgezeichnet, ergibt sich die Form einer Acht. Daraus ist die Korrektur der Zeitgleichung für eine Sonnenuhr ablesbar.
Das Gebiet, in dem der Saturnring seinen größten Durchmesser hat.
Hochwertiges, mehrlinsiges Teleskopobjektiv, dass deutlich weniger optische Fehler aufweist, als das zweilinsige Fraunhofer-Objektiv. Diese Objektive bestehen aus Sondergläsern, und stellen besondere Ansprüche an die Fertigungsverfahren und die Justierung. Daher sind sie auch deutlich teurer. Refraktoren mit diesem Linsen können deutlich kürzere Brennweiten haben.
In der Optik versteht man unter Astigmatismus einen optischen Abbildungsfehler. Ein schief einfallendes Strahlenbündel wird in der verschiedenen optischen Ebenen unterschiedlich stark gebrochen. Vor und hinter den beiden Brennebenen entsteht statt eines Kreises ein Oval, da jedes Strahlenbündel einer Ebene zur Ellipse wird und in jedem Punkt einen anderen Öffnungswinkel hat. Das Beugungsscheibchen ist oval.
Das Auflösungsvermögen eines Teleskops bezeichnet die Trennschärfe des Objektives und ist ein Maß für das Detailerkennungsvermögen. Die Maßeinheit ist Bogensekunden („)
Beispiel: Kommt einem auf einer geraden Straße in der Nacht ein Auto entgegen, erscheinen beide Scheinwerfer zunächst als eins. Dann, wenn die Scheinwerfer länglich erscheinen ist das Auflösungsvermögen der Augen erreicht.
Das folgende Rechenbeispiel bezieht sich auf ein Kaufhaus-Newtonteleskop mit 4,5-Zoll Öffnung und 900 mm Brennweite.
Die Barlowlinse ist eine nach ihrem Erfinder Peter Barlow benanntes, negatives Linsensystem, dass im Brennpunkt eines optischen System (Teleskop), zwischen dem Objektiv und dem Okular, eingesetzt wird. Sie wird verwendet, um die Brennweite der Optik zu verlängern und damit die Vergrößerung zu erhöhen. Gleichzeitig wird das Bild dunkler und größer. Daher werden Barlowlinsen hauptsächlich bei der Planetenfotografie eingesetzt. Das Maß der Änderung kommt durch den aufgedruckten Faktor (1,5-3 fach) zum Ausdruck. Die Barlowlinse ist weit verbreitet und gehört vielfach bereits zur Grundausstattung von Teleskopen. Hochwertige Barlowlinsen bestehen aus 2 Linsen und können genutzt werden, um Fehler des Objektives zu korrigierten. Dies ist für ein kleines Bildfeld unabhängig vom optischen System möglich. Bei einfachen, einlinsigen Barlowlinsen wird aber leider oft der Farbfehler (chromatische Aberration) wieder sichtbar. Dies zeigt sich am Teleskop an bunten Farbsäumen bei der Planetenbeobachtung. Generell verstärkt die Barlowlinse die optischen Fehler des Objektivs und die Lichtstärke nimmt ab. Einige Okulare s. g. LV Long View) haben bereits eine Barlowlinse integriert. Damit wird die Austrittspupille des Okulars nach hinten verlagert und das Einblickverhalten deutlich verbessert.
Beugungsscheibchen (auch: Beugungsringe) entstehen bei der Beugung eines Lichtstrahls an einer Blende. Das Beugungscheibchen ist ein helles Scheibchen, das von Ringen umgeben ist, der Helligkeit nach außen abnimmt. Man kann es im Teleskop nur bei hohen Vergrößerungen erkennen.
Sie dienen u. a. zur Qualitätsbeurteilung von optischen Systemen.
von Walter E.S.
Darunter versteht man die Abweichung der Bildortes von der idealen Bildebene in Richtung parallel zur opt. Achse. Nach der geometrischen Optik sollten alle Bildpunkte einer zur optischen Achse rechtwinkligen Objektebene auch wieder in einer Ebene rechtwinklich zur optischen Achse liegen. Tatsächlich aber liegen sie in einer untertassenähnlich gewölbten rotationssymetrischen Fläche (im allgemeinen Falle von Astigmatismus sogar in zwei verschiedenen solchen Flächen). Die Fläche(n) nennt man „Bildschale(n)”, bei Astigmatismus heißt die eine „sagittale Bildschale“ und die andere „meridionale Bildschale”. Die erstgenannte enthält die Gesamtheit aller Bildpunkte der Lichtstrahlen eines Sagittalschnitts, die zweitgenannte die Gesamtheit aller Bildpunkte eines Meridionalschnitts. Der Meridionalschnitt ist ein Schnitt in einer Ebene, welche die optische Achse und den Objekt- sowie Bildpunkt enthält. Er schneidet die sphärischen Linsenoberflächen auch bei schräg zur optischer Achse einfallendem Strahl längs Großkreisen (= Meridianen, daher der Name Meridionalschnitt), also Kreisen, die denselben Krümmungsradius wie die Kugelflächen haben. Der Sagittalschnitt ist ein Schnitt in einer Ebene rechtwinklig zur Ebene des Meridionalschnitts, die ebenfalls den Objekt- und Bildpunkt enthält. Er schneidet die sphärischen Linsenoberflächen bei schräg zur optischen Achse einfallendem Strahl längs kleineren Kreisen (= Breitenkreisen), also Kreisen mit kleinerem Radius als dem der Kugelflächen. Aus der Unterschiedlichkeit der Radien dieser Schnittkreise ergibt sich die unterschiedliche Lage der Bildpunkte, d.h. die Verschiedenheit von meridionaler und sagittaler Bildschale.
Der Binokularansatz ermöglicht die Beobachtung am Teleskop mit beiden Augen.
Ein Meteor (Sternschnuppe) heller als -4. Größe. Die Venus überschreitet in ihrem größten Glanz diese Helligkeit.
Die Brennweite ist der Abstand zwischen der Hauptebene und dem Brennpunkt eines Objektivs.
Welche Bedeutung hat die Brennweite für die praktische Beobachtung?
Wenn man eine geringe Brennweite (kurzes Teleskop) hat, braucht man auch ein Okular mit einer sehr kurzen Brennweite, um eine hohe Vergrößerung zu bekommen. Wenn man ein kurzes Teleskop hat, (mit geringer Brennweite) hat man ein großes Gesichtsfeld mit einem eindrucksvollen Bild.
Eine kurze Brennweite ist für die Fotografie vorteilhaft, weil man (wegen der großen Blende) mit kürzeren Belichtungszeit arbeiten kann.
Ein Linsenteleskop mit einer geringen Brennweite ist aber auch teuer, weil das Objektiv sehr komplex ist (Apo), damit durch die Lichtbrechung entstehenden Regenbogenfarben unterdrückt werden. (chromatische Aberration).
Ich habe 2 Linsenfernrohre. (Refraktor) Mein große Refraktor hat 2.300 mm und der kleine Refraktor 600 mm Brennweite.
Wenn ich bei der Beobachtung ein Okular mit 15 mm Brennweite einsetze, habe ich bei dem Großen eine Vergrößerung von 153x, bei dem Kleinen aber nur 40x. Der Gesichtsfelddurchmesser ist neben der Brennweite auch vom Eigengesichtsfeld des Okulares abhängig. Mit meinem 15 mm-Okular (Eigengesichtsfeld: 45,2°) habe ich bei dem Großen ein wahres Gesichtsfeld von 0,3°, bei dem Kleinen 1,1°. Bei dem Großen habe ich nur ein Teil, aber nicht den gesamten Mond im Gesichtsfeld, während im Kleinen der Mond gleich 2-mal ins Gesichtsfeld passt. Weil mal in dem kleinen Refraktor, mit dem größeren Gesichtsfeld auch einen größeren Bereich des Himmels überblickt, findet man die Objekte natürlich auch einfacher. Für die Planetenbeobachtung ist der Große gut geeignet, weil man mit einer einfachen Linse (Fraunhofer Objektiv) und langer Brennweite höhere Vergrößerungen erreichen kann. (s. das Beispiel mit der Mond)
Linsenobjektive verursachen unterschiedliche Farbfehler. Die Ursache liegt darin begründet, dass die verschiedenen Farben des Lichtes (Regenbogenfarben) unerschiedlch stark gebrochen werden. (s. Abb.) Dies ist der größte Nachteil der Refraktoren. Durch die Brechung des Lichtes in den Linsen entstehen die Spektralfarben (Regenbogenfarben). Die Objektive bestehen daher aus Linsen mit verschiedenen Brechungsindices, um die Bildung des Spektrums zu kompensieren. Bei kurzbrennweitigen Objektiven ist dieser Fehler auffälliger wie bei Objektiven mit langen Brennweiten. Erkennbar sind diese Farbfehler z. B. an dem grün-gelblichen Rand des Mondes.
Dieses „Okular“ enthält keine optischen Elemente und dient der Justierung des Okularauszuges. Objektivseitig befindet sich eine Scheibe mit zentrisch eingravierten Ringen. Augenseitig befinden Sie eine kleine zentrale Bohrung, durch die man bei der Justierung auf die Ringe blickt. Bei der Justierung des Okualarauszuges muss das nächstgelege optische Bauteil (Spiegel, Linse) mit dem entsprechenden großen zentrischen Ring zur Deckung gebracht werden.
DC steht für Kondensationsgrad und diente 1986 beim Amateurbeobachtungsprogramm zum Halleyschen Kometen zur Beschreibung des Kometenkopfes. Die Bewertungsskale reicht von 0 bis 9. 0 bedeutet, der Kometenkopf ist gleichmäßig diffus, ohne Helligkeitszunahme zum Zentrum. 9 bedeutet, der Kometenkopf ist gleichmäßig hell, ähnlich eines Planeten.
Deep-Sky-Objekte ist der Sammelbegriff für sehr lichtschwache Objekte wie Nebel und Galaxien. Die Beobachtung ist nur bei sehr dunklem Himmel möglich.
Ein Newton-Spiegelteleskop auf einer azimutalen Montierung.
Ein Okular mit einem eingebauten Fadenkreuz. Es wird zum exakten Nachführen bei der Fotografie und für Messungen benötigt. Während das Teleskop als Teleobjektiv genutzt wird, wird mit dem Fadenkreuzokular die exakte Nachführung überwacht, indem man darauf achtet, dass der angepeilte Stern (Leitstern) nur eine bestimmte Abweichung innerhalb eines bestimmten Bereiches hat.
Ein Faltrefraktor ist ein Linsenteleskop, dass ein- oder mehrfach gefaltet ist. Der Vorteil liegt in der erheblich kürzeren Bauweise und der besseren Handhabbarkeit.
[Faltrefraktoren – Die anderen Linsenteleskope, PDF, 1,4 MB]
Bereits die Beobachtung mit dem Fernglas ist eine lohnende Sache, den jedes optische Instrument bringt mehr als das eigene Auge.
Ein Fernglas besteht aus zwei parallel montierten kleinen Fernrohren. Bei Prismenferngläsern sind die Objektive (Frontlinse) weiter voneinander entfernt als die Okulare. Durch die Prismen wird einerseits die Baulänge verkürzt, andererseits ein reelles Bild (seitenrichtig und aufrechtstehend) erzeugt.
Bei Ferngläsern treten optische Fehler in gleicher Weise auf, wie bei anderen Fernrohren, nur sind sie nicht durch das Beugungsscheibchen erkennbar, weil die geringe Vergrößerung dieses nicht zulässt. Das mittlere Bild zeigt optische Fehler (längliche Randsterne). Außerdem können die beiden “Fernrohre” nicht korrekt zueinander justiert sein. Darüber hinaus müssen auch Farbfehler berücksichtigt werden.
Einfache Prüfung einer Feldstecheroptik
Die Optik eines Fernglases lässt sich in einfacher Weise nach folgenden Kriterien prüfen:
1. Abbildung
– Das Fernglas wird auf die mindestens 30 m entfernte Kante einer weißen Wand eingestellt
– Das Fernglass so ausrichten, dass sich die Kante zum Gesichtsfeldrand verschiebt
– Die Kante darf nicht krumm oder farbig werden
2. Kontrast
– Das Fernglas wird auf Schattenstellen an Bäumen eingestellt.
– Die Schatten müssen tiefdunkel sein und dürfen nicht neblig erscheinen.
3. Das Bildfeld
Schaut man aus einer Entfernung von 20-30 cm durch das Okular gegen eine helle Fläche, muss eine weiße, kreisrunde Fläche erkennbar sein. (Abb. rechts)
Siehe auch „Überlegungen zum Kauf eines Fernglases„
Filter erfüllen bei der astronomischen Beobachtung im Wesentlichen zwei Aufgaben: Farbfilter dienen der Kontraststeigerung bei der Planeten- und Mondbeobachtung. Spezielle kontraststeigernde Filter gibt es für Deep-Sky-Objekte (Gasnebel). Dämpfungsfilter dienen zur Abblendung heller Beobachtungsobjekte, wie z. B. beim Vollmond oder bei lichtstarken Teleskopen (N<5) bei den Planeten Jupiter und Venus. Zur Sonnenbeobachtung ist ein Dämpfungsfilter ein absolutes Muß.
Farbfilter – Beispiele für den Einsatz:
Orangefilter: Kontrastverbesserung am Mars
Rotfilter: Dunkelgebiete auf Mars, Tagesbeobachtung bei Merkur, helle Details in Jupiterwolken
Blaufilter: Staubstürme auf Mars, Wolkenbänder auf Jupiter, Kontrast bei Uranus
Grünfilter: Kontrast bei Mond, Mare bei Mars, Cassiniteilung im Saturnring
Gelbfilter: Jupiteratmosphäre, Cassiniteilung im Saturnring, Unterdrückung des sek. Spektrum (chromatische Abberation) bei Refraktoren
=> Die Verbesserungen werden häufig nur von sehr geübten Beobachtern erkannt.
Polarisationsfilter oder Graufilter:
Sie werden zum Schutz vor Blendung z. B. bei der Beobachtung des Vollmondes oder zur Tagbeobachtung der Venus eingesetzt. Sie dunkeln das Licht um den Faktor 2 – 5 ab. Speziell bei einem Augenleiden sollten möglicherweise zwei Polariationsfilter gewählt werden, weil dabei durch gegenseitigen verdrehen die Transmission verändert werden kann.
Sonnenfilter:
Es dient zum Schutz der Augen bei der Sonnenbeobachtung. Das Licht wird um den Faktor 10.000 – 100.000 geschwächt. Empfehlenswert ist ein Objektivfilter, weil das Teleskop “kalt“ bleibt und die volle Öffnung nutzbar ist.
Deep-Sky-, OIII-, UHC-Filter:
Diese Filter wirken kontraststeigernd bei der Beobachtung von Nebeln. Teilweise wird das Stadtlicht (Natriumdampflampen) gefiltert. Die Wirkung dieser Filter ist nicht immer eindeutig.
Ein einfaches, zweilinsiges Fernrohrobjektiv, das von J. Fraunhofer (1787-1826) entwickelt wurde.
Zur generellen Bezeichnung von Fernrohrobjektiven: Die erste Zahl, hier 150, bezeichnet den Durchmesser, die zweite Zahl, hier 2.300, die Brennweite des Objektivs im mm. Das Verhältnis aus diesen Daten ist das Öffnungsverhältnis, hier 1:15,3.
Dtsch. Physiker und Astronom, geb. 6.3.1787 in Straubing, gest. 7.6.1826 in München; ab 1823 Prof. in München.1806 begann er eine Glaserlehre in München und arbeitete sich dort zu einem der berühmtesten Optiker des 19. Jahrhunderts empor. Einen großen Namen machte er sich durch die Herstellung achromatischer Objektive. Seine Linsenfernrohre waren die qualitativ besten seiner Zeit. Die größten von ihm hergestellten Objektive erreicheten 9 Zoll (229 mm) Durchmesser. Darüber hinaus machte er sich durch die Untersuchung des Sonnenspektrums einen Namen.
Das wahre Gesichtsfeld ist der Ausschnitt des Himmels, dem man im Teleskop sieht. Es ist abhängig von der Brennweite des Teleskops und Brennweite und Bauart des Okulars.
Zur Bestimmung des wahren Gesichtsfelddurchmessers wird ein Stern am Himmelsäquator, d. h. mit der Deklination von 0 Grad (Himmelsäquator) eingestellt und die Zeit gestoppt, die der Stern benötigt, um von einem Gesichtsfelsrand durch die Mitte zum anderen Gesichtsfeldrand zu gelangen. Der Durchmesser wird nach folgender Formel berechnet:
Eine computergesteuerte Teleskopmontierung
Die Grenzgröße ist die Helligkeit eines gerade noch mit bloßem Augen sichtbaren Gestirns. Ein Stern 6. Größe soll unter günstigsten atmosphärischen Bedingungen und dunklem Himmelshintergrund gerade noch sichtbar sein.
Die Grenzgröße für ein Teleskop wird wie folgt bestimmt:
Die ISS ist die Kurzbezeichnung für die Internationale Raumstation. (engl. International Space Station) Sie wird in internationaler Kooperation betrieben und umkreist die Erde in einer Höhe von 300 – 400 km in etwa 90 Minuten. Sie erreicht dabei eine Helligkeit von bis -5m und ist dann ca. 25mal heller als der Winterstern Sirius im Großen Hund. In einem Amateurteleskop sind die Konturen der Station bereits erkennbar. Mehr zur Beobachtung.
Ein Winkelmeßinstrument aus einem
mit einer Skala versehenen Längsstab, auf dem sich ein kürzerer Querstab verschieben lässt. Über ein Visier werden die Gestirne angepeilt. Dabei wird der Querstab so lange verschoben, bis zwei passende Markierungen mit den Gestirnen deckungsgleich sind. Über den Abstand des Querstabes zum Visier ist die Distanz der Gestirne berechenbar. Der Jacobsstab war im Mittelalter eines der wichtigsten Instrumente der astronomischen Navigation in der Seefahrt. Er wurde später durch den Sextanten abgelöst.
Bei diesen Fernrohren handelt es sich um einfache, aber weitverbreitete Geräte. Sie sind vielfach in den Fotoabteilungen der großen Kaufhäuser oder den Verbrauchermärkten erhältlich.
Die Sonnenkorona ist der äußere Bereich der Sonne. Sie ist nur bei einer Sonnenfinsternis oder einem so genannten Kronographen beobachtbar, weil die Helligkeit bedeutend geringer ist als der Himmelshintergrund.
Ein Teleskop kann man generell auch als Teleobjektiv nutzt. An der Stelle des Okulars wird dann eine Spiegelreflex- oder CCD-Kamera gesetzt. Die Belichtungszeiten betragen einige Minuten bis zu mehreren Stunden. Das Fernrohr folgt dabei mit dem Antrieb dem Gestirn. Um diese s. g. Nachführung zu kontrollieren und zu korrigieren, wird ein zweites, oft kleineres Teleskop angebaut. Mit diesem Leitfernrohr wird während der Belichtungszeit ein Stern beobachtet und die Nachführung angepasst. Unterbleibt diese Korrektur, werden die Sterne auf dem Film möglicherweise nicht deutlich abgebildet. (siehe auch Montierungen)
Die Objektive der ersten Teleskope bestanden aus einfachen Linsen und hatten entsprechend große Abbildungsfehler. Diese Fehler konnten zunächst nur durch ein kleines Öffnungsverhältnis auf eine erträgliches Maß reduziert werden, sodass mit steigender Vergrößerung (und Öffnung) die Fernrohr immer größer wurden. Rein rechnerisch muß das Öffnungsverhältnis eines Teleskops mit einer Öffnung von z. B. 68,5 mm 1:109 betragen um die Fehler entsprechend klein zu halten. Hevels Luftfernrohr hatte eine Länge von 45 m und war an einem Masten aus dem Schiffsbau aufgehängt. Diese Fernrohre hatten keinen geschlossenen Tubus, sondern bestanden aus einem Holzstab mit einer Vielzahl von Blenden.
Die Magnitude ist in der Astronomie die Maßeinheit für die Helligkeit von Gestirnen. Der Begriff kommt aus dem Lateinischen und heißt Größe. Seit Hipparch (190 -125 v.Chr.) teilt man die Helligkeit in 6 Stufen, sogenannten Helligkeitsklassen ein. Sterne 1. Größe sollten die hellsten, die mit 6. Größe sollten gerade noch mit bloßem Auge sichtbar sein. Die Schreibweise ist 1m oder 1mag. Um auch hellere und schwächere Gestirne in die Skala aufnehmen zu können, wurde diese in beide Richtungen verlängert. Hellere Gestirne haben daher ein negatives Vorzeichen ( 0m, -1m, -2m) Das hellste Objekt ist unsere Sonne mit -27,m7, der Vollmond hat eine Helligkeit von -12,m6. Die Venus ist bis zu -4,m4 hell. Je kleiner die Helligkeitsangabe ist, umso heller ist das Gestirn.
Die Bewegung des Mondes am Himmel ist nicht einfach zu verstehen. Heute steht er tief am Horizont, gestern abend war er doch noch hoch am Himmel zu sehen? Wo liegt die Ursache dafür? [weiter lesen..]
Die Montierung ist das Stativ für das Teleskop. Es gibt verschiedene Bauarten. Am gebräuchlichsten sind die azimutale Montierung und die parallaktische Montierung.
Die azimutale Montierung (linke Abb. unten) ist vergleichbar mit den Funktionen eines Fotostativs. Man kann das Teleskop waagerecht (azimut) und senkrecht (Elevation) bewegen.
Bei der parallaktischen Montierung (rechte Abb. unten) wird eine der Achsen, die sog. Rektaszensionsachse oder Stundenachse auf den Himmelspol ausgerichtet und häufig auch motorisch bewegt, um die Erdrehung auszugleichen. Im rechten Winkel darauf ist die Deklinationsachse montiert. Diese Montierungen sind häufig auch an beiden Achsen mit Teilkreisen ausgestattet, so dass sich die Beobachtungsobjekte mit den Koordinaten aus dem Himmelsatlas aufsuchen lassen. Der Motor an der Stundenachse ist meistens drehzahlgeregelt, weil der Mond sich beispielsweise „schneller“ am Himmel bewegt und eine höhere Nachführgeschwindigkeit verlangt. Bei meinem großen Fernrohr übernimmt der erwähnte Frequenzwandler in der Säule oder diese Aufgabe. Bei meiner Reisemontierung habe ich den Motor durch die Rektaszensionsfeinbewegung ersetzt. Ich führe das Fernrohr der Bewegung der Sterne dabei auch von Hand nach. Moderne Montierungen verfügen über Computersteuerungen.
Die folgenden Abbildungen zeigen den Unterschied zwischen der azimutalen und parallaktischen Montierung. Der Tagbogen beschreibt der „Weg“ des Gestirns am Himmel.
Geschichtliches: Die parallaktische Montierung wird erstmals von dem Jesuitenpater Grienberger (1561-1636) in Rom erwähnt. Er nennt sein Instrument „Machina aequatarilis“. Chr. Scheiner (1575-1650) bezeichnete dieses Instrument als „Heliotropium Telioscopicum“ und benutzte es auf Empfehlung von Grienberger zur Verbesserung seiner Sonnenbeobachtung.
Das Objektiv ist eine allgemeine Bezeichnung für ein optisches System mit positiver Brennweite.
Bei Refraktoren sind das Linsensysteme (Linsenfernrohr) verschiedener Komplexität. Die einfachsten Linsenobjektive bestehen sie aus mindestens 2 Linsen unterschiedlicher Geometrien und Materialen. Mehrlinsige Linsenobjektive korrigieren im Wesentlichen die chromatische Aberration besser.
Bei Spiegelteleskopen (Reflektor) ist das Objektiv ein Parabolspiegel (korrigierter Hohlspiegel) oder ein zusammengesetztes Spiegelsystem. Beim Spiegelteleskop nach Newton wird das primäre Bild, das in der Brennebene des Hauptspiegels entsteht, über einen ebenen Ablenkspiegel seitlich in das Okular gelenkt. Der größte Verteil der Spiegelobjektive ist die Freiheit von chromatischer Aberration und die deutlich günstigeren Herstellkosten.
Bei vielen Spiegelteleskopen wie Newton, Cassegrain und Maksutov befindet sich vor dem Hauptspiegel der kleinere Umlenkspiegel. Durch diesen wird der Hauptspiegel abgeschattet. Er bleibt damit in diesem Bereich ungenutzt und mindert so die Leistungsfähigkeit der Optik. Zusätzliche Leistungsminderung entsteht durch die Beugung (Ablenkung) des Lichtes am Rand des Umlenkspiegels. Wie groß die Obstruktion ist, hängt im Wesentlichen von der Brennweite des Teleskops ab. Kurze Brennweiten sind dabei ungünstiger. Die Obstruktion wird in % vom Durchmesser oder der Fläche des Hauptspiegels angegeben. Beispiel
Das Öffnungsverhältnis eines Teleskops benennt das Verhältnis des Durchmessers zur Brennweite des Objektivs. Die Schreibweise des unten gezeigten Öffungsverhältnisses ist 1:7,9.
Die folgenden Rechenbeispiele beziehen sich auf ein Kaufhaus-Newtonteleskop mit 114 mm Öffnung und 900 mm Brennweite:
Okular heißt zu dem Auge gehörig. Vereinfach ist das Okular eine Lupe, mit der das Bild im Brennpunkt des Objektives betrachtet wird. Es gibt sehr unterschiedliche Bauarten und Qualitäten. Die Okulare werden am Teleskop von dem Okularauszug aufgenommen. Mit dem Okularauszug wird auch die Schärfe eingestellt.
Im Folgenden die wichtigsten Bauarten:
Huygens-O. (H)
Besteht aus zwei einfachen plankonvexen Linsen. Das Eigengesichtsfeld beträgt ca. 30°. Bild gekrümmt und mit Farbfehlern. Für hohe Vergrößerungen nicht empfehlenswert.
Kellner-O. (K)
Die Augenlinse ist eine achromatische Doppellinse. Verringerte Bildfeldwölbung und kaum Farbfehler. Gesichtsfeld ca. 40°. Zum Fadenkreuzokular umbaubar.
Orthoskopische -O. (OR)
4-linsig, für hohe Ansprüche. Geeignet für alle Öffnungsverhältnisse. Bildfeldwölbung nahezu Null. Gesichtsfeld ca. 45°. Zum Fadenkreuz umbaubar. Gut geeignet für Fotografie und hohe Vergrößerungen.
Eudiaskoische O. (Ultima)
Kombination aus Plössl- und Erfle O.. Hohe Randschärfe und augenfreundliches Einblickverhalten. Großes Gesichtsfeld u. recht gute Bildfeldebnung.
Super Plössl- und Nagler O.
Bestehen aus bis zu 9 Linsen, sind sehr teuer bei großem Eigengewicht. Gute Randschärfe und sehr großes Gesichtsfeld. Das Gesichtsfeld ist nicht ohne Änderung der Einblickposition überschaubar.
LV-O. (Long View)
Kombination eines Plössl-O. und einer Barlowlinse. Auch bei kurzbrennweitigen O. gutes Einblickverhalten durch großen Augenabstand zur vorderen Linse. Vorteilhaft für Brillenträger mit astigmatischen Augenfehlern. Nachteilig ist die schlechte Randschärfe.
Barlowlinse
Die Barlowlinse wird mit dem Okular am Okularauszug eingesetzt. Die Brennweite des Objektives wird damit um den aufgedruckten Faktor verlängert und die Vergrößerung erhöht. Die B. muß farbkorrigiert (sekundäres Spektrum) sein.
Auswahl der Okulare
Neben der minimalen und maximalen Vergrößerung ist der scheinbare Gesichtsfelddurchmesser (überschaubare Himmelsauschnitt) ein wichtiges Maß. Ein großes Gesichtsfeld ergibt eine eindrucksvolle Abbildung. Der scheinbare Gesichtsfelddurchmesser ergibt sich aus dem Eigengesichtsfeld oder dem Blendendurchmesser des Okulares.
Tipp: 3 – 4 Okulare sind empfehlenswert. Es soll die kleinste, mittlere und höchste Vergrößerung möglich sein.
| Beispiel: | Teleskop 114/900mm | ||
| Vergrößerungsbereich: | 18-170fach | ||
| Okularbereich 1,25-Zoll: | 2,5 – 40 mm | ||
| gewählte Vergrößerung | Okular | Eigenge- sichtsfeld | wahres Gesichtsfeld |
| 36fach | OR25 mm | 42° | 1,20° |
| 72fach | OR12,5 mm | 39° | 0,45° |
| 112fach | PL8 mm | 50° | 0,54° |
| 150fach | OR6 mm (LV) | 38° | 0,25° |
Die Bedeutung der Austrittspupille bei der Wahl der min. Vergrößerung
Die Größe der Augenpupille ist altersabhängig (s. Tab.). Um die volle Leistung des Teleskops zu nutzen, muss dies bei der Wahl der min. Vergrößerung (s. Vergrößerung) berücksichtigt werden. Ist die Austrittspupille des Okulars größer als die Augenpupille des Beobachters, ist das gleichbedeutend mit der Verwendung eines kleineren Fernrohres.
Wir unterscheiden bei der Zeitrechnung zwischen der wahren und der mittleren Ortszeit. Mittag ist, wenn die Sonne den höchsten Stand über dem Horizont erreicht hat. Da sich die Erde dreht, ist er bei allen Orten, die auf verschiedenen Längengraden liegen, unterschiedlich. Die Abweichung beträgt 4 Min. pro Grad. Weil wir aber für die Abstimmung im täglichen Leben eine einheitliche Zeit benötigen, wurden 24 Zeitzonen eingeführt. Innerhalb dieser Zeitzonen gilt die gleiche Zeit. Die Mitteleuropäische Zeit (MEZ) ist die Zeit des wahren Mittags bezogen auf den 15. westlichen Längengrad. (Görlitz) An allen Orten westlich davon ist der wahre Mittag später. Mein Wohnort liegt 8,574° östlicher Länge. Der Abstand zum 15. Längengrad (MEZ) beträgt 6,426°. An meinem Wohnort ist der wahre Mittag daher 25,7 Min. später. (6,426° x 4min/°) Diese Korrektur ist sowohl bei der Zeiteinstellung auf der drehbaren Sternkarte wie auch bei dem Ablesen einer Sonnenuhr zu berücksichtigen. Ich muss also von der Uhrzeit auf meiner Armbanduhr ungefähr 26 Min. abziehen, und erhalten die wahre Ortszeit.
Die Reducerlinse, auch Telekompressor genannt, wird zwischen dem Objektiv und dem Okular, eingesetzt und verkürzt die effektive Brennweite des Objektives. Die einfachste Form wird als Shapleylinse (nach Harlow Shapley) bezeichnet. Der Abbildungsmaßstab wird mit diesem System kleiner und das Bild wesentlich heller. Sie kommt damit oft bei der Fotografie zum Einsatz, weil die Belichtungszeit deutlich verkürzt werden kann. Im Gegensatz zur Barlowlinse muss der Reducer an das optische System angepasst werden und ist damit nicht universell nutzbar. Daher wird sie im Handel nur sehr eingeschränkt angeboten. Wie bei der Barlowlinse wird auch hier der brennweitenveränderte Faktor (z.B. 0,6) auf dem Gehäuse aufgedruckt.
Peilsucher sind Zieleinrichtungen an Teleskopen, mit denen Gestirne angepeilt werden, um sie im Fernrohr zu beobachten. Im einfachsten Fall können das Kimme und Korn sein, wie wir es vom Gewehr kennen. Bei den meisten Peilsuchern ist aber eine Zielmarkierung auf eine reflektierender Fläche projiziert. Diese lässt sich bei Dunkelheit deutlich besser erkennen. Der wohl bekannteste Peilsucher ist der Telrad-Finder. Drei Zielkreise werden von unten an eine im 45°-Winkel ausgerichtete Glasscheibe projiziert. Die Kreise erscheinen im Durchmesser von 0,5°, 2° und 4° am Himmel. Die Kreise finden sich zur besseren Orientierung in bestimmten Himmelsatlanten wieder.
Mehr zum meinem Peilsucher hier
Ein Planetarium zeigt den Sternenhimmel mit Hilfe von Projektoren an die Innenfläche einer Kuppel, in der die Besucher bequem vom Sitz aus die Bewegungen der Gestirne verfolgen können. Das Planetarium erlaubt, den Himmelsanblick so darzustellen, wie die Erscheinungen am Firmament mit bloßem Auge gesehen werden können. Weder Zeitpunkt noch Ort der Himmelsbeobachtung setzen dem Planetarium Grenzen. Astronomische Ereignisse, die nur zu einer bestimmten Zeit sichtbar sind, wie etwa Finsternisse oder besondere Planetenkonstellationen, können im Planetarium jederzeit den Besuchern gezeigt werden. Wochen, Monate, sogar Jahre dauert es, bis man die Bewegungen der Planeten am natürlichen Himmel erkennt. Im Planetarium können sie dank der Zeitraffung in Minuten ablaufen. Vorgänge und Erscheinungen am Firmament, die man nur von bestimmten Orten der Erde aus sieht – z. B. die Mitternachtssonne, die Sterne des Südhimmels – können naturgetreu simuliert werden. Da die Vorführungen im geschlossenen Raum stattfinden, spielt das Wetter keine Rolle. Des Menschen Wissen über die Bewegungen der Gestirne und die Gesetzmäßigkeiten im Weltall zu vertiefen, ist Sinn und Zweck eines Planetariums.
Privatsternwarten sind meist kleine Beobachtungsstationen unterschiedlicher Bauart, die von Privatpersonen betrieben werden. Sie unterscheiden sich damit von professionellen Forschungssternwarten oder Volkssternwarten, die von wissenschaftlichen Institutionen, öffentlichen Trägern oder Vereinen unterhalten und betrieben werden.
Dem Betreiber einer Privatsternwarte geht es im Wesentlichen darum, ein oder mehrere Teleskope wettergeschützt fest aufzustellen, um sie ständig beobachtungsbereit zu haben. Die Räumlichkeiten sind dabei höchst unterschiedlich und reichen von größeren Dachfenstern im Dachgeschoss über Schiebedächer im First eines Hauses bis zu separaten Kuppelbauten im Garten oder anderen Freiflächen. Sehr verbreitet sind einfache hölzerne Gartenhäuschen, bei denen das Dach abschiebbar ist.
Das Instrumentarium ist ebenso unterschiedlich. Es reicht von einzelnen kleinen Teleskopen auf leichten Montierungen, bis zu Spiegelteleskopen mit Spiegeldurchmessern von bis zu einem Meter, Computersteuerungen, Spezialgeräten zur Sonnenbeobachtung und umfangreichen Fotoausrüstungen.
Die selbst gestellten Aufgaben sind dabei sehr unterschiedlich. Sie reichen von einfachsten Himmelsbeobachtungen über die Öffentlichkeitsarbeit bis zu professionellen forschungsunterstützenden Arbeiten. So haben Besitzer von Privatsternwarten schon Planetoiden, Kometen und neue Sterne entdeckt.
Protuberanzen sind riesige Materieauswürfe (Eruptionen) aus teilweise ionisiertem Gas in der oberen Chromosphäre. Sie sind besonders gut am Sonnenrand zu erkennen.
Protuberanzen lassen sich mit einem Hα-Filter beobachten. Diese Filter lässt nur das Sonnenlicht mit einer Wellenlänge von 656,278 nm durch.
k bedeutet beleuchteter Teil, und gibt an wieviel Prozent der Planetenscheibe beleuchtet ist. Bei Halbmond ist k=0,5. Es sind 50% der Mondscheibe beleuchtet.
Lichtgrenze wird vorwiegend beim Mond verwendet. Die Lichtgrenze ist der Längengrad, auf dem die Tag- und Nachtgrenze liegt.
Der Schaer-Refraktor ist ein Linsenfernrohr aus der Gruppe der Faltrefraktoren.
Die Scheiner-Methode ist ein Verfahren, mit dem eine parallaktische Teleskopmontierung auf den Himmelspol ausgerichtet werden kann. Dabei lässt man zunächst einen äquatornahen Stern im Südmeridian an dem Faden eines Fadenkreuzokulars durch das Gesichtsfeld des Teleskops laufen. Anhand der Abweichungen wird die Südausrichtung der Montierung korrigiert. Zur Einstellung der Polhöhe wird ein Stern über dem West- oder Osthorizont angepeilt, die Abweichung beobachtet und die Polhöhe entsprechend korrigiert. Das Verfahren wird solange wiederholt, bis der jeweilige Stern auf dem Faden bleibt.
Entwickelt wurde dir Methode von dem deutschen Astrophysiker Julius Scheiner (* 25. November 1858 in Köln, † 20. Dezember 1913 in Berlin). Praxistipp!
Die Szintillation verursacht das Funkeln der Sterne und hat die Ursache in atmosphärischen Turbulenzen. Besonders deutlich wird dieses Phänomen im Sommer über dem erhitzen Asphalt der Straße. Die Beobachtung wird dadurch erheblich beeinflusst.
Im Beobachtungsprotokoll werden die atmosphärischen Sichtverhältnisse mit den Faktoren U für Luftunruhe (Funkeln) und D für Durchsicht mit einer Skala von 1-5 bewertet. 1 bedeutet sehr gute Bedingungen, 5 schlechte, kaum brauchbare Bedingungen. Bei Vergleich einzelner Beobachtung sind diese Faktoren unbedingt zu berücksichtigen.
Seeingskala nach Antoniadi
| U1 | perfektes Bild ohne geringste Luftunruhe |
| U2 | leichte Wallungen, aber Phasen der Ruhe, die wenigstens einige Sekunden lang andauern |
| U3 | mittelmäßige Luftruhe, auffälliges Bildzittern |
| U4 | schlechtes Seeing, ständig störendes Wabern |
| D5 | sehr schlechtes Seeing, das Wahrnehmen von Einzelheiten in kaum möglich |
Tranzparenzskala
| D1 | sehr klarer Himmel, Sterne mit 5mag sichtbar |
| D2 | klarer Himmel, Sterne mit 4mag sichtbar |
| D3 | Himmel dunstig, Sterne mit 3mag noch sichtbar |
| D4 | Dunst nimmt zu, nur noh Sterne mit 1mag zu sehen, Planetenbeobachtung gerade noch möglich |
| D5 | Dunst (Nebel, Hochnebel) so stark, dass Planeten mit ;bloßem Auge gerade noch erkannbar ist, Fernrohr ist sind am Planeten keine Einzelheiten mehr erkennbar. |
Die Sonnenflecken sind dunkle Stellen auf der Sonnenoberfläche, die bereits mit einfachen optischen Hilfsmitteln beobachtet werden können. (Achtung, nur unter Verwendung starker Filtergläser, Augenschäden) Sie kommen einzeln und in Gruppen vor und haben unterschiedliche Helligkeitsstrukturen.
Die Sternzeit ist der Winkel zwischen dem Frühlingspunkt (Schnittpunkt des Himmelsäquators mit der Sonnenbahn zum Frühlingsanfang) und dem Meridian (Längengrad genau im Süden).
Ein kleines Fernrohr auf einem Teleskop in der Güte eines Feldstechers. Er besitzt häufig ein Fadenkreuz und ein großes Gesichtsfeld, um einen möglichst großen Himmelausschnitt überblicken zu können. Mit dem Sucher werden die Gestirne zunächst angepeilt, um sie mit dem Teleskop leichter zu finden.
Ältere parallaktische Montierungen sind in den meisten Fällen mit Teilkreisen ausgestattet. An beiden Achsen ist eine Scheibe oder ein Ring, mit einer Teilung, die der Einteilung der Himmelskoordinaten entspricht. Der Deklinationteilkreis (Breitengrad) ist in 4 x 90° eingeteilt; 0° entspricht dem Himmelsäquator, +90° oder -90° dem Himmelsnordpol oder Südpol. Der Rektaszensionsteilkreis (Stundenkreis oder Längengrad) hat per Definition eine 24 Std.-Teilung. Ist die parallaktische Montierung richtig aufgestellt, kann man durch Einstellen der Koordinaten auf den Teilkreisen die Gestirne finden.
In den letzten Jahren hat auch hier die Computertechnik Einzug gehalten. So werden heute vielfach digitale Teilkreise eingesetzt, bei denen die Drehbewegungen der Teleskopachsen mit Encodern abgefragt werden.
Der Terminator ist auf den Planeten die Tag- und Nachtgrenze. Er ist auf den Planeten Merkur, Venus, Mars und beim Mond zu beobachten.
Als Tubusseeing werden interne Luftturbulenzen im Teleskoptubus bezeichnet. Dadurch wird die Abbildungsqualität der Optik beeinträchtigt. Teleskope mit geschlossenen Tuben, (Refraktoren) werden durch die internen Temperaturunterschiede weniger beeinträchtigt, als bei Fernrohren mit offenen Tuben.(Newton-Spiegelteleskope) Geschlossene Spiegelteleskope sind auch deshalb anfälliger für die Temperaturunterschiede im Tubus, weil das Licht den Tubus mehrfach durchläuft.
UTC bedeutet koordinierte Weltzeit. In der Astronomie ist es üblich, die Zeitangaben in UTC zu machen. Dadurch werden die Beobachtungen auf der gesamten Erde unmittelbar vergleichbar. Im Mitteleuropa beträgt die Differenz zur MESZ -2 Stunden, zur MEZ -1 Stunde. 12:00 MEZ ist also 11:00 UTC.
Eine atmosphärische Erscheinung in orangeroten Farben in 10° bis 20° über dem Horizont wären der Dämmerung.
Die Vergrößerung eines Teleskops ist das Verhältnis aus der Objektiv– oder Spiegelbrennweite und der Brennweite des Okulares. Sie wird in der Regel durch das Wechseln des Okulars verändert. Die folgenden Rechenbeispiele beziehen sich auf ein Kaufhaus-Netwonteleskop mit 144mm Öffnung und 900 mm Brennweite:
Komplexe Mehrfachbeschichtungen (T-Beläge, Multicoating) auf Linsenoberflächen und Prismen zur Minderung der Reflexion. Die Beschichtung ist niedrig brechend, weist eine gute Härte und Haftfähigkeit auf und ist chemisch beständig.
Beispiel für die Wirkung der Vergütung:
unvergütete Optik aus 3 Linsen (6 Oberflächen), 5 % Reflexionsverlust => Transmission 0,956 = 74 %
vergütete Optik aus 3 Linsen (6 Oberflächen), 1% Reflexionsverlust => Transmission 0,996 = 94 %
Dieses Problem kann bei jedem Teleskop auftreten. Durch zu kleine Blenden im Teleskop oder dem Okular wird das Bildfeld beschnitten. Im Randbereich wird das Bild dadurch etwas dunkler und die Abbildung schlechter.
Die Zeitgleichung ist der Unterschied zwischen der wahren und mittleren Sonnenzeit. Sie wird durch zwei Faktoren begründet:
- Die Exzentrizität der Erdbahn führt zu einer Amplitude von ca. 8 Min. Der Startpunkt ist das Perihel Anfang Januar. Die Periodenlänge ist ein Jahr.
Die Erde bewegt sich auf der elliptischen Bahn um die Sonne mit ungleichmäßiger Geschwindigkeit. Im Winter ist sie „schneller“, im Sommer „langsamer“. Die Rotation ist aber immer gleichmäßig. Dadurch ist der „wahre Mittag“ vor oder nach dem „mittleren Mittag“. Die Sonnenuhr geht „vor“ oder „nach“. - Die Schiefe der Ekliptik führt zu einer Amplitude von 10 Min. Der Startpunkt ist der Frühlingspunkt. Die Periodenlänge ist ein halbes Jahr.
Zu den Tagundnachtgleichen kreuzt die Ekliptik den Äquator unter einem Winkel von 23,4° und die Bewegung der Sonne beträgt an einem Tag 0,905° entlang des Äquators. Sie ist langsamer! Zu den Sonnenwenden (Sommer- und Winteranfang) bewegt sich die Sonne parallel zum Äquator und legt dann 1,074° pro Tag am Himmel zurück. Sie ist schneller.
- Die Exzentrizität der Erdbahn führt zu einer Amplitude von ca. 8 Min. Der Startpunkt ist das Perihel Anfang Januar. Die Periodenlänge ist ein Jahr.
Die Überlagerung dieser beiden Effekte führt am 12. Feb. zu einer Korrektur von -14 Minuten. Am 4. Nov. ist der andere Extremwert +17 Minuten. [mehr..]
Das Zenitprisma lenkt das Licht im Teleskop und 90° um. Es wird zwischen dem Okularauszug (s. o.) und dem Okular eingesetzt. Bei Linsenfernohren ist das sehr hilfreich, weil man sich bei zenitnahe Beobachtungen nicht verrenken muss.
Die Abbildung am Okular ist in der Waagerechten spiegelbildlich.
Der Zentralmeridian ist der Längengrad, der die Plantenscheibe quasi in den westlichen und östlichen Teil teilt. Dadurch wird die Orientierung auf der Karte möglich. Wenn der ZM beim Mars beispielsweise 135° beträgt, ist klar, dass nördlich des Äquators die Region um den größten Vulkan des Sonnensystem, dem Nix Olympica zu sehen ist.
Die Sonne und die Gasplaneten haben eine s. g. differenzielle Rotation, d. h. das einzelne Zonen in den Atmosphären unterschiedlich schnell rotieren. Daher gibt es für Jupiter unterscheidliche Zeiten für den Zentralmeridan.