Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de

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Teleskope, Detektoren, Meßgeräte
Zwei gleichhelle Sternscheibchen können gerade noch in einem Fernrohr aufgelöst werden, wenn das
zentrale Maximum von (1.4) des ersten Sterns mit dem ersten Minimum (1.5) des zweiten Sterns
zusammenfällt. Diese Bedingung wird als Rayleigh-Kriterium bezeichnet. Optiken, die dem Rayleigh-
Kriterium genügen, bezeichnet man als „beugungsbegrenzt“.
In der Praxis wird diese Auflösung natürlich so gut wie nie erreicht (genaugenommen können nur
Weltraumteleskope ohne besondere technische Hilfsmittel nahezu beugungsbegrenzt arbeiten, s. u.). So
bewirken schon geringe Intensitätsunterschiede zwischen zwei eng benachbarten Sternen, daß sie
praktisch nicht mehr aufgelöst werden, weil der hellere Stern den Schwächeren überstrahlt. Außerdem
begrenzt die Erdatmosphäre das praktische Auflösungsvermögen eines Fernrohrs beträchtlich. Das
Teleskop liefert zwar kurzzeitig beugungsbegrenzte Sternbildchen, nur werden sie durch die stetigen
Richtungsänderungen aufgrund der refraktiven Eigenschaften einzelner Luftpakete (Seeing) über einen
größeren Bereich (Richtwert ca. 1’’) verschmiert. In der Speckle-Interferometrie wird dieser an sich
negative Effekt ausgenutzt, um doch noch nahezu beugungsbegrenzte Abbilder zu erhalten. Auch die
sogenannte adaptive sowie die aktive Optik versuchen diesen Effekt auszuschalten.
Refraktoren
Nachdem mit GALILEO GALILEI (1564-1642) 1609 das „Galilei’sche“ Fernrohr in die Astronomie
eingeführt wurde, ist es zum wichtigsten Beobachtungsinstrument der beobachtenden Astronomie
geworden. Die von Galilei verwendete Kombination aus einer langbrennweitigen Sammellinse als
Objektiv und einer negativen, kurzbrennweitigen Zerstreuungslinse geht auf einen holländischen
Glasmacher mit Namen HANS LIPPERSHEY (1570-1619) zurück. Diese Form eines Fernrohrs wird
wegen seiner schlechten optischen Eigenschaften heutzutage nicht einmal mehr als Opernglas
verwendet. Das „Astronomische Fernrohr“ geht vielmehr auf JOHANNES KEPLER (1571-1630) zurück,
der es 1611 ausführlich in seiner „Dioptrice“ beschrieben hat. Da man hier eine Sammellinse als
Okular verwendet, hat man eine echte Fokalebene mit einem reellen Bild zur Verfügung, wo sich z.B.
ein Mikrometer für Winkelmessungen anbringen läßt.
Das Verhältnis von Objektiv-Brennweite zu Okularbrennweite bezeichnet man als „Vergrößerung“.
Diese Kenngröße, die häufig von Laien als erstes erfragt wird, hat in der praktischen Astronomie so gut
wie keine Bedeutung mehr. Sie ist eigentlich nur noch für visuelle Beobachtungen interessant.
Refraktoren spielen im astronomischen Forschungsbetrieb nur noch eine relativ untergeordnete Rolle,
da ihr Lichtsammelvermögen begrenzt ist. Außerdem sind die mit Linsenoptiken verbundenen
Bildfehler (insbesondere die chromatische Aberration) nur durch komplizierte Kombinationen aus
Linsen unterschiedlicher Brecheigenschaften näherungsweise zu beheben. Der 1897 fertiggestellte
Yerkes-Refraktor mit einem Objektivdurchmesser von 1.02 Meter dürfte deshalb auch in Zukunft das
größte Linsenfernrohr aller Zeiten bleiben.
Linsenfernrohre sind heute hauptsächlich im Amateurbereich verbreitet, wo sie besonders ihre Stärken
bei der Planetenbeobachtung (Kontrast) und bei der Fotografie größerer Sternfelder ausspielen können.
Für manche Überwachungsaufgaben (z.B. für die Untersuchung des Lichtwechsels veränderlicher
Sterne) werden noch Astrographen eingesetzt und auch manche Sonnenteleskope besitzen noch eine
Linsenoptik.