Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de

Teleskope
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Teleskope, Detektoren, Meßgeräte
Die Fernrohre, welche heute in der professionellen Astronomie Verwendung finden, sind fast
ausschließlich Spiegelteleskope. Die Größten unter ihnen haben mittlerweile Primärspiegel, deren
Durchmesser die 8 Meter-Marke übertreffen (z.B. die Keck-Teleskope, Hobby-Eberle-Teleskop). Es
sind sogar optische Teleskope mit Spiegeldurchmessern von bis zu 100 Metern („OWL“) in der
Diskussion bzw. im Stadium von Machbarkeitsstudien.
Hieraus erkennt man, daß es in der Astronomie in erster Linie auf das Lichtsammelvermögen, d.h. auf
die Öffnung eines Teleskops ankommt. Darüber hinaus verlangt man noch ein gutes
Auflösungsvermögen und ein möglichst großes fehlerfreies Bildfeld. Wenn man bedenkt, daß die Form
der optischen Fläche nur um Bruchteile der Lichtwellenlänge von der Idealform abweichen darf, kann
man ungefähr die technologische Herausforderung erahnen, die der Bau von Riesenteleskopen
darstellt.
Genau wie bei einem Refraktor, dessen Objektiv aus einem kompliziert geschliffenen Satz aus
Glaslinsen besteht, sammelt ein entsprechend geschliffener Spiegel (bei Amateurinstrumenten oft ein
Parabolspiegel) das unter verschiedenen Winkeln einfallende Licht in einer sogenannten Brennebene
(die bei manchen Teleskoptypen durchaus gekrümmt sein kann), wo in der Entfernung f (der
Brennweite) ein reelles Bild entsteht. Für die Helligkeit dieses Bildes (soweit es sich um das Bild eines
ausgedehnten Objektes wie z.B. einer Galaxie handelt) ist das Öffnungsverhältnis O verantwortlich.
Darunter versteht man den Quotienten zwischen Brennweite f und Spiegeldurchmesser d, der in der
Fotografie auch als Blendenzahl bezeichnet wird. Wie groß ein Objekt mit der Winkelausdehnung ϑ
in der Brennebene abgebildet wird, hängt dagegen nur von der Brennweite ab.
Bezeichnet man die in senkrechter Richtung zur Spiegelachse gemessene Koordinate mit y, dann ergibt
sich aus elementaren geometrischen Überlegungen sofort folgende Beziehung für den
Abbildungsmaßstab:
y = f tanϑ
oder bei kleinen Winkeln, wo man den Tangens mit dem Bogenmaß gleichsetzen kann:
y = f ϑ ( ϑ in rad )
Das Verhältnis
dϑ 1
=
dy f
[1.1]
[1.2]
[1.3]
bezeichnet man als Plattenskala. Der Name kommt daher, daß man in der Brennebene eines Fernrohrs
als Detektor oftmals eine Fotoplatte (heute zumeist eine CCD) positioniert. In dem man nach deren
Entwicklung darauf Abstände (z.B. zwischen Sternabbildern) ausmißt, kann man über (1.3) bei
bekannter Brennweite f aus dem linearen Abstand den wahren Objektabstand an der Himmelskugel in
Winkelmaß berechnen. Man erkennt auch, daß mit größer werdenden f zwei Sterne mit dem
konstanten Winkelabstand ϑ in der Brennebene immer weiter separiert werden.