Celestron Teleskope 2009/2010 - Baader-Planetarium GmbH

Teleskop-Grundwissen
TELESKOPE UND WIE SIE FUNKTIONIEREN
Ein Teleskop ist ein „Lichtsammler”. Seine Hauptaufgabe
besteht darin, ein möglichst helles Bild des Gegenstandes zu
erzeugen, auf den es fokussiert ist. Diese Aufgabe bewältigt
das erste optischen Bauteil im Teleskoptubus, das Objektiv.
Beim „Reflektor” (Spiegelteleskop) ist das ein Hohlspiegel,
der Primär- oder Hauptspiegel heißt, und beim „Refraktor”
(Linsenteleskop) ein aus Linsen aufgebautes Objektiv. Das
Bild wird von einem auswechselbaren Okular vergrößert.
Mit verschiedenen Okularen lassen sich Vergrößerung und
Gesichtsfeld verändern.
Beim Teleskopvergleich helfen einige Daten. Die wichtigsten
und bekanntesten sind: Lichtsammelvermögen, Grenzgröße,
Auflösung(svermögen) und Vergrößerung.
LICHTSAMMELVERMÖGEN
Objektivlinse
Linsenteleskop (Refraktor)
Okular
Die wichtigste Eigenschaft eines Teleskops ist sein
Lichtsammelvermögen, das vom Durchmesser des Objektivs
bestimmt wird. Je größer diese Öffnung, desto mehr Licht wird
eingefangen. Wenn Sie ein dunkles Objekt betrachten, ist es
besonders wichtig, soviel Licht wie nur möglich zu sammeln.
Lichtschwache Ziele können in einem Teleskop mit kleinerer
Öffnung unsichtbar sein!
Das Lichtsammelvermögen eines Teleskops ist jedoch
nicht direkt proportional zu seiner Öffnung, sondern
steigt proportional zum Quadrat des Durchmessers (also
mit der Öffnungsfläche). Daher vervierfacht sich das
Lichtsammelvermögen, wenn die Öffnung verdoppelt wird.
GRENZGRÖSSE (DER SCHWÄCHSTEN ERKENNBAREN STERNE)
Astronomen kennzeichnen die scheinbare Helligkeit von
Himmelsobjekten durch ein Maßsystem von „Magnituden”.
Je größer die Magnitude, desto dunkler ist das Objekt. Eine
Magnituden-Stufe entspricht einem Helligkeitsunterschied mit
dem Faktor 2,51. Ein Stern 2. Größe ist somit um den Faktor
2,51 2 = 6,3x lichtschwächer als Wega – dieser Stern 0. Größe
liegt im Ursprung der Skala. Die schwächsten mit bloßem
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Auge bei dunklem Himmel erkennbaren Sterne haben etwa
6. Größe, die hellsten haben 0. oder gar negative Größen.
Die schwächsten noch sichtbaren Sterne bestimmen die
„Grenzgröße“. Die Grenzgröße eines Teleskops hängt von
seiner Öffnung ab.
AUFLÖSUNG(SVERMÖGEN)
Das Auflösungsvermögen (oder kürzer: die Auflösung) eines
Teleskops ist seine Fähigkeit, feinste Details wiederzugeben. Bei
höherer Auflösung sehen Sie mehr Details auf einem Planeten
oder können eng beieinander stehende Sterne besser trennen.
Die Auflösung wird in Grad, (Bogen-)Minuten und (Bogen-)
Sekunden angegeben. Ein 1 Grad großes Objekt ist 60
Bogenminuten oder 3600 Bogensekunden groß (60x60).
VERGRÖSSERUNG
Okular
Hauptspiegel
Newton-Spiegelteleskop (Reflektor)
Die Vergrößerung wird oft als die „Leistung” des Teleskops
betrachtet und ist eine Funktion der Brennweiten von Objektiv
(bzw. Primärspiegel) und Okular. Die Brennweite bezeichnet
den Abstand der Bildebene vom Objektiv bzw. Primärspiegel.
Das Okular vergrößert dieses Bild. Die höchste sinnvolle
Vergrößerung eines Teleskops ist von der Größe und vom
Lichtsammelvermögen des Objektivs bzw. Primärspiegels
vorgegeben. Die praktische Grenze ist ungefähr das
doppelte des Öffnungsdurchmessers in Millimeter. Da viele
astronomische Objekte ausgedehnt, aber lichtschwach sind, ist
zur Beobachtung meist eine mäßige Vergrößerung bei großer
Öffnung ideal. Bei der Beobachtung sind hohe Vergrößerungen
oft wenig hilfreich, da Sterne auch im größten Teleskop nur
Punkte bleiben.
SO KÖNNEN SIE DIE TELESKOPVERGRÖSSERUNG BERECHNEN:
Vergrößerung = Objektivbrennweite [mm] geteilt durch die
Okularbrennweite [mm]
Beispielsweise ergibt sich für ein Teleskop mit 2000mm
Brennweite und einem 25-mm-Okular folgende Vergrößerung:
2000/25 = 80-fach relativ zum bloßen Auge.