Fachbegriffe

Hier finden Sie Erklärungen zu diversen Fachbegriffen.

Afokale Projektion

Wenn ein Teleskop visuell fokussiert wird, treten die Strahlen parallel aus dem Okular aus und werden von der Augenlinse wieder fokussiert, so entsteht das Bild auf der Netzhaut des Auges. Anstatt der Augenlinse kann man nun eine Kamera mit ihrem Objektiv dicht an das Okular bringen. Die afokale Projektion arbeitet damit genauso wie Okular und Auge - nur dass hier das Kameraobektiv die Strahlen fokussiert und so ein Abbild auf dem Bildsensor erzeugt.

Welche effektive Brennweite erhält man bei der afokalen Projektion?
Einfach gesagt: Die Vergrößerung, die das Okular am eingesetzten Teleskop erzielt mal der Brennweite des Kameraobjektivs.

Feff = Vvis * fobjk

Beispiel: Vergrößerung der Teleskop/Okular Kombination sei 40xObjektivbrennweite der Kamera sei 50 mm.
Wir rechnen: 40 * 50 = 2000 mm (effektive Brennweite).

Wie man sieht, erhält man schnell sehr hohe effektive Brennweiten. Daher sollte man ein langbrennweitiges Okular verwenden, das eine niedrige Vergrößerung erzielt. Das Kamera Objektiv sollte eine eher kleine Linse haben.

Praxistipp: Kameraobjektiv auf vollen Zoom stellen, das minimiert die Vignettierung. Die Kamera (es reicht eine simple Digitalkamera) muss dicht ans Okular gebracht werden, und dort ruhig gehalten werden. Den Mond kann man durchaus freihändig mittels afokaler Projektion fotografieren. Bequemer lässt sich die Kamera mit einer sog. Digiklemme zum Okular korrekt ausrichten. Auf diese Weise kann man auch etwas länger belichten, und so die ersten Planetenaufnahmen gewinnen, auch sehr helle Kometen lassen sich durchaus so ablichten.

Äquatorial

Der Sinn einer äquatorialen Montierung liegt darin, die Erddrehung auszugleichen. Dazu wird eine Achse, gennant Polachse, auch Stundenachse oder Rektaszensionsachse bezeichnet, parallel zur Erdachse ausgerichtet (daher kommt die Bezeichnung parallaktisch).

Die zweite Achse ist rechtwinkelig zur Polachse angeordnet, man nennt sie Deklinationsachse.

Wird die sog. Polachse motorisch angetrieben, so daß sie sich in genau 23 Stunden und 56 Minuten (ein Sternentag) um die eigene Achse dreht, folgt das Teleskop den Sternen, die Erddrehung, d. h. scheinbare Himmelsdrehung wird ausgeglichen.

Naheliegend ist auch die Verwendung eines äquatorialen Koordinatensystems am Himmel. Wir unterscheiden das ruhende Äqautorialsystem und das rotierende Äquatorialsystem.

Ein paar Vorbemerkungen:

Die Höhe des Himmelspols über dem Nordhorizont (gilt natürlich für uns als Beobachter auf der Nordhalbkugel) ist gleich der geografische Breite des Beobachterstandorts. Beispiel: 50 Grad nördl. Breite,  der Himmelspol befindet sich 50 Grad über dem Nordpunkt des Horizonts. Nun legen wir eine Linie vom Nordpunkt über den Himmelspol, den Zenit, bis zum Südpunkt am Horizont. Diese Linie ist der Meridian. Nun brauchen wir noch den Himmelsäquator. Er geht vom Ostpunkt am Horizont bis zum Westpunkt am Horizont, seine höchste Erhebung über dem Horizont erreicht er genau über dem Südpunkt. In unserem Beispiel sind es 40 Grad.

Das ruhende Äquatorialsystem

Um die Position eines Gestirns im ruhenden Äquatorialsystem zu beschreiben, brauchn wir einen Bezugspunkt, von dem wir die beiden Koordinaten messen. Diesen Bezugspunkt bildet der Schnittpunkt des Himmelsäquators mit dem Meridian.

Die eine Koordinate nennt man Deklination, sie ist 0 Grad am Himmelsäquator und 90 Grad am Himmelspol. Südlich des Himmelsäquators wird negativ gezählt. Der Südpunkt des Horizonts hat demnach in unserem obigen Beispiel eine Deklination vom -40 Grad.

Die andere Koordinate bildet der Stundenwinkel τ. Der Stundenwinkel wird üblicherweise im Zeitmaß (Stunden, Minuten, Sekiunden) angegeben. 15° entsprechen einer Stunde. Beispiel; Ein Stern der den Meridian vor einer Stunde durchschritten hat, weist einen Stundenwinkel von +1 h auf. Ein Stern, der in 1 Stunde und 23 Minuten den Meridian durchschreiten wird, hat einen Stundenwinkel von -1 h 23 min. Im Meridian ist der Stundenwinkel 0, westlich davon positiv, östlich davon negativ.

Das rotierende Äquatorialsystem

Das ruhende Äquatorialsystem hat den Nachteil, dass sich der Stundenwinkel eines Gestirns ständig ändert. Die Deklination bleibt gleich. Also brauchen wir einen Nullpunkt des Koordinatensystems, der mit dem Himmel mit rotiert. Einen zwingenden Nullpunkt gibt es nicht. Er ist vom Menschen festgelegt. Eine Möglichkeit gibt es, wenn wir die Ekliptik ins Spiel bringen. Die Ekliptik ist die Bahn, auf der die Sonne am Himmel entlang zieht. Es ist die verlängerte Erdbahnebene in den Raum hinaus. Die Ekliptik liegt nun aber schief zum Himmelsäquator (die Schiefe der Ekliptik beträgt dzt. etwa 23,4 Grad). Damit gibt es zwei Schnittpunkte mit dem Himmelsäquator. Den einen, wo die Sonne den Himmelsäquator zum astronomischen Frühlingsbeginn nach Norden hin überschreitet, nennen wir Frühlingspunkt. Der andere, wo die Sonne den Himmelsäquator neuerlich überschreitet, aber nun nach Süden, zum Zeitpunkt des astronomischen Herbstbeginns, heißt Herbstpunkt.

Der Frühlingspunkt gilt im rotierenden Äquatorialsystem als Nullpunkt. Die eine Koordinate ist wie gehabt die Deklination, die andere nennt man Rektaszension (RA oder auch R.A.). Die Rektaszension ist definitionsgemäß der Winkel zwischen dem Frühlingspunkt und dem Längenkreis des Gestirns. Praktischer ist jedoch, die Rektaszension im Zeitmaß zu zählen. Konkret wird vom Frühlingspunkt ausgehend, aufsteigend nach Osten hin gezählt. Der Frühlingspuntk hat also eine RA von 0 h 0 min 0 sec. Nehmen wir an, der Frühlingspunkt steht gerade im Meridian. Ein Stern, der eine Stunde nach dem Frühlingspunkt im Meridian steht, hat demnach eine RA von 1 h 0min 0sec.

Wir können mittels des rotierenden Äquatorialsystems nun also ein Gestirn mit "absoluten" Koordinaten angeben, die sich nicht ändern. In der Theorie. Da die Erdachse der Präzession und Nutation unterliegt, ändert sich mit der Zeit die Schiefe der Ekliptik. Daher gilt eine erstellte Sternkarte exakt nur für den Zeitpunkt (Epoche) für den sie erstellt wurde. Über die Jahre, Jahrzehnte, Jahrhunderte, kommt es zu einer mehr oder weniger starken Verschiebung der Koordinaten. Deswegen werden Sternatlanten üblicherweise alle 50 Jahre neu aufgelegt. Als zeitlicher Referenzpunkt wird das mittlere Äquinoktium gewählt. Aktuell arbeiten wir "noch" mit z.B. der Uranometria 2000.0 (Himmelsatlas) recht kommod. Goto Fernrohrsteuerungen rechnen die Koordinaten aus dem Objektkatalog, der zu einem bestimmten Äquinoktium gehört, immer in die Epoche zur aktuellen Beobachtungszeit (now) um.

Alt-azimutal

Alt-azimutal ist die einfachste Form, ein Teleskop zu montieren. Das Teleskop ist um die Senkrechte drehbar, und um eine horizontal liegende Achse auf und ab schwenkbar. Damit ist jeder Punkt am Himmel zu erreichen.

Beispiele: Dobson Teleskop, Gabelmontierte Teleskope (die kommerziell gefertigten gabelmontierten Teleskope werden heute fast ausnahmslos alt-az betrieben). Manche äquatoriale Montierungen lassen sich auch in alt-az Konfiguration betreiben. Sie sind dann tragfähiger.

Das azimutale Koordinatensystem hat seinen Pol im Zenit. Objekte können über Azimut und Höhe angegeben werden. In der Waagrechten wird der Azimut gemessen, der Nullpunkt liegt genau im Süden, gezählt wird über den Westen, Norden, Osten bis wieder zum Südpunkt am Horizont. Die Höhe (Altitude) gibt an, in welchem Winkel ein Objekt über dem Horizont steht. Gemeint ist natürlich der mathematische Horizont. Da sich die Erde um ihre Achse dreht, und damit scheinbar die Sterne um den Himmelspol rotieren, ändern sich Alt-Az Koordinaten eines Gestirns ständig. Wenn Objekte über Azimut und Höhe eingestellt werden sollen, müssen die Koordinaten vom Äquatorialsystem umgerechnet werden, und gelten dann nur für den vorher festgelgten Beobachtungszeitpunkt.

Alt-az Goto Teleskope müssen ständig diese Umrechnungen durchführen, und vor allem Himmelsobjekte in beiden Achsen nachführen. Für Astrofotografie sind alt-az Montierungen ungeeignet, da es zur BIldfelddrehung kommt. Sog. Feld-Derotatoren sind zwar möglich, im Profi-Bereich heute Standard, im Amateurbereich praktisch nicht verfügbar.

Aplanat

Ein aplanatisches optisches System ist auf sphärische Aberration und Koma korrigiert. Verbleibende Bildfehler sind Astigmatismus und Bildfeldwölbung. Beispiel für aplanatische Teleskope: "Klassischer" Refraktor, darunter fallen Achromate wie APO Refraktoren. Auch ein Ritchey-Chrétien ist ein aplanatisches System.

Astigmatismus

Astigmatismus ist eine recht schwierig erklärbare Aberration.

Wir besprechen hier den Astigmatismus schiefer Bündel (offaxis asigmatism). Jedes optische System, so es nicht extra diese Aberration korrigiert, weist einen offaxis Astigmatismus auf. Das heisst, schief zur opt. Achse einfallende Strahlen haben in der Meridionalebene eine kürzere Schnittweite als in der Sagittalebene.  Dazwischen gibt es einen besten Fokuskompromiss, einen angeschwollener Spot.

Das dem Fokus zustrebende Strahlenbündel weist eine Ellipse auf, in der Meridonalebene zur Sagittalebene um 90° gedreht. Im jeweiligen Fokus der Meridiomalebene und Sagittaleben ergibt sich der Brennpunkt als Strich, wiederum um 90° gedreht, je nach Ebene. Der beste Fokuskompromiss zwischen meiridionalem und sagittalem Fokus ist ein runder angeschwollener Spot.

Betrachtet man alle schief einfallenden Bündel, bekommt man zwei Fokusschalen, je eine für die Meridionalebene und Sagittalebene. Die beiden Schalten berühren sich im Scheitelpunkt. Ist die Optik auf Astigmatismus korrigiert, fallen beide Fokusschalen zusammen.

Anmerkung: Astigmatismus schief einfallender Bündel ist ein inhärenter Fehler, der mit optischem Aufwand korrigieren lässt, allerdings nur mit zusätzlichen Linsen. Nicht in der Fertigung des Objektivs direkt. Nicht nur Teleskopobjektive (seien es Linsen oder Spiegel) sind von offaxis Astigmatismus betroffen, auch Okulare. Es gibt hier ebenfalls solche, die auf Astigmatismus hin korrigiert sind (entsprechend teurer).

Als Fertigungsfehler kann Astigmatismus auch auf der optischen Achse auftreten, oder temporär durch die Tubusthermik des Teleskops. Je nach Ausmaß zeigt sich der beste Fokuskompromiss dabei noch rund, mit vier etwas verdickten Stellen in den Beugungsringen (milder Fehler), bis hin zu einer eindeutigen Kreuzform als bester Fokuskompromiss (inakzeptabler Fehler).

Auflösungsvermögen

Das Auflösungsvermögen eines Teleskops beschreibt die Fähigkeit, zwei Sterne (Punktlichtquellen) in geringem Winkelabstand differenzierbar zu zeigen. Freilich kommt da auch das Auflösungsvermögen des menschlichen Auges ins Spiel, weswegen wir ziemlich stark vergrößerung müssen, um ans Limit des Teleskops zu gelangen. Daher haben wir es in der Praxis mit mehr oder weniger stark verschmelzenden Beugungsscheibchen zu tun.

Was noch als zwei Sterne differenzierbar ist, darüber gibt es unterschiedlichen Ansichten. In der Astronomie sind die Auflösungskriterien nach Rayleigh, Dawes und Sparrow maßgeblich.

Beispeil: Auflösungsvermögen eines 100mm Refraktors nach Rayleigh, Dawes und Sparrow. In der mittleren Spalte der unten stehenden Tabelle finden wir die Formel zur Berechnung, wobei D die Öffnung in mm ist. In der rechten Spalte finden wir das Auflösungsvermögen in Bogensekunden.

Rayleigh 140/D 1,4"
Dawes 117/D 1,17"
Sparrow 108/D 1,08"


Auflösung nach Rayleigh (links), Dawes (Mitte) und Sparrow (rechts)

Genau genommen gelten diese Kriterien für kleine Öffnung, weiße Sterne 6. Größe.

Wenn in den Teleskop Daten das Auflösungsvermögen angebenen ist. liegt meist die Berechnung nach Dawes zugrunde. Das ist ein theoretischer, errechneter Wert.

Wie wir aus der Formel sehen, ist das Auflösungsvermögen von der Öffnung des Teleskops abhängig, und damit auch von der Größe des Beugungsscheibchens. Das heißt unterm Strich, größere Öffnungen lösen besser auf. In der Theorie. In der Praxis sehen wir uns dem atmosphärischen Seeing gegenüber, das nur sehr selten eine bessere Auflösung als 1" zulässt. Daher sind auch größere Teleskope in der Praxis auf etwa 1" limitiert. Nur in Ausnahmenächten, oft auch nur über eine kurze Zeitspanne, kann es sog. "sub-arcsecond seeing" geben, wo eine größere Öffnung ihr Potential vielleicht ausspielen kann.

Eine generelle Anmerkung noch: Die oben genannten Kriterien gelten nur für Sterne. Bei feinen Linien (Mond, Planeten) hat das Auge noch andere Möglichkeiten zur Differenzierung, daher können wesentlich feinere Linien aufgelöst werden.

Ausleuchtung

Jedes Teleskop bietet ein gewisses kreisförmiges Feld, das zu 100% ausgeleuchtet wird. Darüber hinaus ergibt sich ein gradueller Lichtabfall. Für die visuelle Beobachtung reichen sehr kleine voll ausgeleuchtete Felder, der Lichtabfall zum Rand hin ist nicht allzu kritisch. In der Astrofotografie sieht die Sache anders aus. Hier will man ein möglichst großes, zu 100% ausgeleuchtetes Feld, und einen möglichst geringen Lichtabfall zum Rand hin.

Nun kommt es freilich drauf an, wie groß der Sensor ist, demenstprechend ergibt sich je nach Sensor eine andere Ausleuchtung für ein bestimmtes Teleskop. Ein kleinerer Sensor mag voll ausgeleuchtet werden, ein mittelgroßer mag leichten Lichtabfall in den Bildecken zeigen, ein großer Sensor wird deutlich mehr Lichtabfall in den Ecken zeigen.

Refraktoren bieten naturgemäß eine gute Ausleuchtung. Allerdings kann der Fokussierer Tubus, Flattener/Reducer, oder ein Filter zum Flaschenhals werden. Anmerkung: Ein Reducer verringert das voll ausgeleuchtete Feld um den Faktor der Brennweitenreduzierung...

Spiegeltelskope können unterschiedlich ausgelegt werden. Hier ist Die Größe des Fangspiegels beim Newton, des Sekundärspiegels bei Cassegrain-Fokus Typen maßgeblich. Visuell-fotografisch ausgelegte Spiegelteleskops versuchen die Obstruktion durch den Fang-/Sekundärspiegel möglichst klein zu halten bei einer doch noch akzeptablen Ausleuchtung. Rein fotografisch ausgelegte Teleskope können hier kompromissloser ausgelegt sein, dementsprechend bieten sie eine gute Ausleuchtung.

Austrittspupille (Exit Pupil)

Wenn man bei Tag ein Fernrohr zum hellen Himmel richtet, und aus einiger Entfernung auf ein in den Fokussierer eingesetztes Okular blickt, sieht man einen hellen Kreis. Das ist die Austrittspupille - es ist ein Bild der Eintrittspupille, also der Öffnung. Die Austrittspupille bildet  den Durchmesser des Strahlenbündels der das Okular verlässt. Je kürzer die Okularbrennweite wird, desto kleiner wird die Austrittspupille.

Man errechnet die Austrittspupille wie folgt: Öffnung des Teleskops dividiert durch Vergrößerung, die das Okular erzielt.

AP = Dobj / V

Beispiel:
Öffnung = 200mm
Vergrößerung = 50 fach
Austrittspupille = 200 / 50 = 4mm

In der Vergrößerung steckt die Brennweite des Teleskops. Man kann die Austrittspupille, die ein Okular an einem bestimmten Teleskop erzielen wird, auch über das Öffnungsverhältnis, genau genommen die Blendenzahl, berechnen. Man dividiert die Okularbrennweite durch die Blendenzahl. Die Blende ergibt sich reziprok aus dem Öffnungsverhältnis.

AP = Fok / BT

Beispiel:
Öffnungsverhältnis 1 : 10, Blende = 10
Okularbrennweite = 40mm
Austrittspupille = 40 / 10 = 4mm
Aus diesem Beispiel sieht man, dieses 40mm Okular bringt an allen f/10 Teleskopen eine Austrittspupille von 4mm.

Die Austrittspupille bestimmt die Bildhelligkeit. Damit gibt die Austrittspupille auch die niedrigste bzw. höchste verwendbare Vergrößerung vor.

Barlow Linse

Die Barlow Linse ist ein optisches Zubehör, das die Brennweite des Teleskops um eine bestimmten Faktor (meist 2x) verlängert. Die Barlow besteht aus einem negativen Linsensystem und einem Distanzrohr. Meist wird ein achromatisches Doublet als Linse eingesetzt. Es gibt auch höher korrigierte Barlows, mit drei oder gar vier Linsen.

Das Okular sieht durch die Zerstreuungswirkung der Barlow einen schlankeren Lichtkegel. Z. B. sieht das Okular bei einem f/5 Teleskop mit Einsatz einer 2x Barlow einen f/10 Lichtkegel. Dadurch ist so manches einfacher aufgebaute Okular noch für eine gute Abbildung brauchbar.

Aufbau: Das Linsensystem einer Barlow sitzt am unteren, dem Objektiv zugewandten Ende eines Distanzrohres. Am oberen Ende wird das Okular in die Aufnahme des Distanzrohres eingesetzt.

Generell wird durch eine Barlow der Augenabstand eines Okulars verlängert. Bei Okularen mit sehr geringem Augenabstand ist dies günstig.

Manchmal gibt es bei einem Teleskop ein Problem, dass man nach innen keinen verfügbaren Fokusweg mehr hat. Der Einsatz einer Barlow kann unter Umständen helfen, gerade noch fokussieren zu können.

Es gibt langbauende und kurzbauende Barlow Linsen. Die langbauenden sind unempfindlicher, was die Änderung des Vergrößerungsfaktors betrifft, auch beeinflussen sie den Augenabstand weniger als die kurzbauenden Typen. Langbauende Barlows sind an manchen Teleskopen jedoch nicht verwendbar, z. B. kann die Barlow an einem Newton Teleskop zu weit seitlich in den Strahlengang ragen.

Manche Okulare, speziell extrem kurzbrennweitige, haben bereits fix eine Barlow Linse am unteren Ende integriert. Dies wird gemacht, um ein angenehmeres Einblickverhalten zu erreichen. Die Augenlinse kann größer ausgeführt werden, der Augenabstand ist größer.

Beugungsbegrenzt (Diffraction Limited)

Vermutlich stellt man sich vor, dass dies bedeute, eine Optik wird in ihrer Abbildungsqualität nur durch den Effekt der Beugung des Lichts an der Eintrittspupille begrenzt. D.h. Sterne, also Punktlichtquellen, werden als ideale Beugungsscheibchen abgebildet.

Die Realtität sieht anders aus. Optiken müssen gewissen Mindeststandards genügen, damit die Abbildungsleistung brauchbar ist. Es sei hier gesagt: Je besser eine Optik sein soll, desto mehr Zeit muss der Optiker aufwenden, diese Optik zu fertigen. Gute Optiken sind daher teurer also solche die "gerade reichen".

Was sind nun diese Mindestkriterien?

Meist wird dazu das λ/4 Wavefront Rayleigh Criterion bemüht. Gemeint ist damit, dass der Fehler der Wellenfront maximal λ/4 betragen darf.

Man stelle sich zwei konzentrische kugeslschalige Wellenfronten vor, die 1/4 einer Referenzwellenlänge auseinander liegen. Die fehlerbehaftete Wellenfront die von der Optik erzeugt wird, liegt innerhalb dieser Grenzen. Diese Rayleigh Cirterion korrespondiert mit einem Strehl Wert von 0.80.

Genau genommen gilt das Rayleigh Kriterium nur für obstruktionsfreie Optiken. Und es ist nur soweit haltbar, wenn der einzige Fehler eine milde Sphärische Aberration ist.

Danjon und Couder haben dieses λ/4 Kriterium präzisiert:

  • Die Wellenfront soll über die meiste Fläche der Aperture sanft verlaufen, so dass der geometrische Fehlerspot nicht größer als das Beugungsscheibchen wird.
  • Der Wellenfrontfehler darf nicht größer als λ/4. sein, und soll über die meiste Fläche erheblich weniger sein.

Diese beiden Statements fordern eine gewisse Glattheit der Optik und beinhalten außerdem, dass lambda/4 ein Peak-to-Valley (PV) Fehler ist, somit die größte Abweichung darstellt, wogegen die meiste Fläche deutlich geringere Abweichungen aufweisen soll. Zusammengefasst sind das recht strenge Kriterien, die eher auf eine "λ/8" Optik hin gehen.

Der RMS (Root Mean Square) Fehlerwert der einem Strehl Wert von etwa 0.81 entspricht, ist nach Maréchal 1/14 der Referenzwellenlänge.

Generell sagt der RMS Wert mehr aus als ein PV Wellenfrontfehler.

Optikzertifikate, so es sie überhaupt zu Opiken gibt, weisen überlicherweise einen PV Wert. einen RMS Wert und einen Strehl Wert aus.

Jetzt geht es noch um die Referenzwellenlänge. Manchmal wird bei Optikzertifikaten noch die He-Ne Laser Wellenlänge von etwa 630 nm verwendet. Diese Wellenlänge entspricht rotem Licht. Das Auge hat seine max. Empfindlichkeit allerdings bei etwa 550 nm im grünen Licht. Optiken die im roten Licht vermessen werden weisen daher einen "geschönten" Fehlerwert auf, der geringer ausfällt als bei der kürzeren Referenzwellenlänge im grünen Licht. Heute trägt man diesem Umstand bereits vielfach Rechnung und verwendet zum Test Laser mit grünem Licht.

Viel theoretisches Gerede. Was kann man sich eigentlich darunter vorstellen? Im besten Fall enthält das Beugungsscheibchen 100% Energie (Strehl Wert 1,0). Jede Aberration bewirkt, dass Licht aus dem zentralen Beugungsscheibchen in die umgebenden Beugungsringe gedrückt wird, oder gar diffus in die Umgebung gestreut wird. Dadurch wird die Kontrastübertragungsfähigkeit der Optik gemindert.

Und was heisst es nun, wenn Optiken als "beugungsbegrenzt" beworben werden? Nichts anderes als das lambda/4 Rayleigh Kriterium, korrespondierend mit einem Strehl Wert von 0.80.

Beugungsscheibchen (Airy Disk)

Die Wellennatur des Lichtes bringt es mit sich, dass Sterne als "punktförmige" Lichtquellen in einer Fernrohroptik nicht punktförmig abgebildet werden. Vielmehr sieht man, wenn man hoch genug vergrößert (2 * Öffnung, also bei  100mm Öffnung 200x) das sog. Beugungsbild des Sterns, bestehend aus einem zentralen Beuggungsscheibchen und umgebenden Beugungsringen. Freilich sieht man dieses Beugungsbild nur gut bei sehr ruhigem Seeing.


Beugungsbild eines 100/1000 Refraktors, stark vergrößert

Die Größe des Beugungsscheibchens bestimmt das Auflösungsvermögen (Winkelauflösung) des Teleskops. Der Radius des Beugungsscheibchens wird wie folgt berechnet:

rairy = 1,22 * λ / D

wobei λ der Wellenlänge des Lichts entspricht (wir nehmen dazu die Wellenlänge von gelbgrünem Licht, 550 nm), und D der Öffnung des Fernrohrs in mm entspricht. Das Ergebnis erhalten wir im Bogenmaß, auf Winkelmaß müssen wir umrechnen (* 180 / π) und natürlich müssen wir die Winkelgrad in Bogensekunden umrechnen (* 3600).
Das Beugungsscheibchen ist also abhängig auch von der Wellenlänge des Lichts, längerwelliges Licht erzeugt ein größeres Beugungsscheibchen. Größere Öffnung erzeugt ein kleineres Beugungsscheibchen.

Für einen Refraktor mit 100mm Öffnung erhalten wir also den Radius des Beugungsscheibchens bei 550nm Lichtwellenlänge zu 1,4" (aufgerundet). Natürlich sind dies nur theoretische Überlegungen. Am ehesten sieht man das Beugungsscheibchen bei relativ kleinen Öffnungen. Durch das Seeing springt das Beugungsscheibchen zwar erratisch herum, wird aber nicht deformiert. Bei größeren Optiken wird das Springen des Beugungscheibchens kaum sichtbar sein, das Beugungsbild wird zu einem dicken Knödel "verrührt".

Wenn wir die Ausdehnung des Beugungsscheibchens (Radius) auf einem Bildsensor wissen wollen, müssen wir die Brennweite mit in die Berechnung aufnehmen:

rairy = 1,22 * λ * F / D

wobei λ wieder die Wellenlänge des Lichts in nm ist. F ist die Brennweite des Teleskops, D die Öffnung in mm.

Für einen 100mm f/8 Refraktor (800mm Brennweite) erhalten wir so die lineare Ausdehnung (Radius des Beugungsscheibchens) bei 550nm Lichtwellenlänge zu 5,37 μm (aufgerundet).

Alle Teleskope mit dem gleichen Öffnungsverhältnis haben gleiche Spotgröße. "Schnellere" Optiken erzeugen ein kleineres Beugungsscheibchen. Für die Astrofotografie sind das nur theoretische Überlegungen. Die wirkliche Spotgröße wird durch das Seeing bestimmt (Streuscheibchen).

Bias Bild (Bias Frame)

Das Bias Bild eines digitalen Bildsensors wird mit der kürzest möglichen Belichtungszeit ausgeführt. Es enthält somit keinen Dunkelstrom, dafür aber das Ausleserauschen. Manche Sensoren zeigen Zeilenartefakte (hellere Bildzeilen), die sich im Bild des fotografierten Objekts niederschlagen. Mit einem Dunkelbild Abzug bekommt man diese Zeilen nicht weg, wenn sie durch das Auslesen verursacht sind. Mit einem Bias Abzug lassen sich diese Zeilenartefakte korrigierren.

Bildfeldwölbung (Field Curvature)

Bildfeldwölbung ist ein inhärenter Fehler jedes Teleskops, solange kein Linsensystem zur Bildfeldebnung verbaut ist. Es gibt einige "Flat Field" Teleskope. Sie sind jedoch in der Minderheit.

Achsparallel einfallende Strahlen und schräg einfallende Strahlen formen keine Fokalebene, sondern eine Bildschale, die konkav zum Objektiv liegt. Die unten stehende Grafik verdeutlicht dies.

Die Bildfeldwölbung ist für visuelle Beobachter weniger kritisch. Für fotografische Anwendungen sehr wohl. Um das Feld zu ebnen, werden sog. Feldebnungslinsensysteme (Flattener) eingesetzt.

 

 

Bino

Unter dem Begriff "Bino" versteht man zweierlei Dinge:

a) Bino-Ansatz für Teleskope
b) Binokular (Feldstecher), Großferngläser

ad a) Bino-Ansatz

Ein Bino-Ansatz besteht aus einem Strahlenteiler und nachgeschalteten Prismen, die das Licht auf zwei Wege aufteilen. Dadurch kann mit beiden Augen beobachtet werden. Es müssen freilich dazu die zu verwendenden Okulare zweifach vorhanden sein.

Ganz unproblematisch ist ein Bino-Ansatz nicht einsetzbar. Zum einen ist der schiere Lichtweg durch den Bino-Ansatz gegeben (üblicherweise 90 bis 100 Millimeter), der im Fokussierweg untergebracht werden will. Das ist noch nicht alles. Der Glasweg im Bino-Ansatz, verursacht durch den Strahlenteiler-Würfel und die Prismen, wirkt wie eine dicke, planparallele Glasplatte im Strahlengang. Das bleibt nicht ohne Wirkung auf die Abbildungsqualität. Farbfehler und Schärfeverlust gehen einher. Deshalb sollten Bino-Ansätze nur mit entsprechenden Glaswegkorrektoren verwendet werden. Dadurch wird der Lichtweg teilweise oder ganz kompensiert, und die Effekte des Glasweges korrigiert. Ein Glaswegkorrektor ist ein negatives Linsenelement, aber deswegen nicht eine normale Barlow Linse. Letztere könnte zwar die Fokuslage kompensieren, jedoch nicht die mit dem Glasweg entstehenden Fehler korrigieren. Der Vergrößerungsfaktor der Barlow ginge irgendwohin, und die Augendistanz der eingesetzten Okulare würde auch deutlich verlagert. Je mehr Fokuslage kompensiert werden soll, desto höher ist der Vergrößerungsfaktor durch den Glaswegkorrektor.

Das beidäugige Sehen ist für die meisten Menschen entspannter zu bewältigen als das monokulare Sehen. Sicher, durch die ganzen vorgeschalteten Linsen des Glaswegkorrektors, Strahlenteiler und Prismen geht etwas Licht verloren. Das stört bei Mond- und Planetenbeobachtung nicht, hier ist mehr als genug Licht gegeben. Und genau dafür sind Bino-Ansätze am ehesten zu verwenden. Es entsteht ein plastischer Eindruck, Details können bei niedrigerer Vergrößerung wahrgenommen werden, wozu die monokulare Beobachtung höhere Vergrößerung verlangt. Zudem ist die beidäugige Wahrnehmung etwas weniger Seeing anfällig. Es hat etwas für sich, klar.

Als Beobachter selbst darf man keinen Achsversatz der Augen haben. Es gilt, den Augenabstand perfekt zu treffen, den Dioptrienausgleich perfekt einzustellen, damit mit beiden Augen wirklich scharf gesehen werden kann, und eine entspannte Beobachtungshaltung einzunehmen, damit auch tatsächlich durch beide Okulare gesehen werden kann. Nicht ganz einfach für ungeübte Beobachter. Die Beobachtung bei hoher Vergrößerung kann es schwierig machen, die Bilder zur Deckung zu bringen, wo bei Beobachtung mit Ferngläsern und der damit einhergehenden niedrigen Vergrößerung kein Problem besteht. Es reicht schon, den Augenabstand nicht perfekt zu treffen, eine ungünstige Einblickposition zu haben. Sollte es dahin gehen, dass man die Bilder nur mit Mühe zur Deckung bringt, geht viel Konzentration darauf verloren, dem Beobachtungsobjekt kann man dadurch weniger Aufmerksamkeit widmen.

Die Vorteile bei der Beobachtung sind das eine, die Kostenseite ist eine andere Sache. Hier sei gewarnt vor billigen Bino-Ansätzen. Es ist die mechanische Verarbeitung, vielfach sind die Prismen nicht perfekt justiert, und es werden einfach Barlow Elemente zum Ausgleich des Lichtwegs angeboten, keine richtigen Glaswegkorrektoren. Gute Bin-Ansätze sind leider sehr teuer, dazu kommt der Glaswegkorrektor, doppelte Anschaffung von Okularen.

Dazu noch eine grundsätzliche Überlegung, ob Bino-Beobachtung oder nicht:

Es geht am Ende um die Beobachtung, das Maximum rauszuholen. Um das Geld, das man in ein gutes Bino mit Zubehör investiert,  könnte man gleich ein etwas größers Teleskop kaufen, mit dem sieht man monokular dann sowieso mehr. Bino-Beobachtung ist ein teurer Spaß, eben ein Spaß, und wird wohl deswegen betrieben. Es gibt passionierte Bino-Beobachter. Sie sind jedoch in der Minderzahl.

 

ad b) Binokular, Großfernglas

Im Wesentlichen handelt es sich beim Binokular, Feldstecher, Großfernglas um Doppelfernrohre. Hier hat jedes Auge seinen eigene Optik, es ist somit Stereosehen gegeben.

Das beidäugige Sehen, generell, mit unseren Augen, erlaubt uns räumliche Wahrnehmung, Einschätzung der Entfernung, und bestimmt so wesentlich unsere Sensorik und Motorik des normalen Lebens. Wer schon bei Tag durch ein Fernglas geblickt hat, wird bemerkt haben, dass die Tiefe stark komprimiert wirkt. Es ist also ein Unterschied zwischen freiem Auge dem Fernglas gegeben.

Das Bild ist beim beidäugigen Beobachten durch ein Binoglas heller, als wenn man nur mit einem Auge durch eines der beiden Optiken blickt. Man merkt es auch, wenn man den Nachthimmel mit einem 7x50 Fernglas betrachtet, im Vergleich zum monkularen Blick durch einen 7x50 Sucher.

Wenden wir uns hier den Großferngläser zu. Es handelt sich um kurzbrennweitige Refraktoren, meist mit zweilinsigen ED Objektiven. Das Licht wird durch Prismen entweder auf 45° oder 90° Einblick abgelenkt. Die Ausführungen mit 45° Einblick sind eher für terrestrische Beobachtung geeignet, diejenigen mit 90° Einblick sind ideal für die Astronomie, speziell bei hoch am Himmel stehenden Objekten. Üblicherweise kann für beide Augen separat fokussiert werden.

Ab 100mm Öffnung spricht man von Großferngläser, kurz auch Bino genannt, bei 150mm Öffnung hört der Spaß meistens wieder auf.  Der Vergrößerungsbereich ist durch den verbleibenden Farbfehler der kurzbrennweitigen Objektive einigermaßen eingeschränkt, auch wenn Okularaufnahmen mit Steckfassungen von 1,25" oder gar 2" vorhanden sind. Damit könnte man beliebig hoch vergrößern. Bei hohen Vergrößerungen, die für Planetenbeobachtung notwendig sind, zeigt sich der Farbfehler doch deutlich. Daher werden solche Binos eher im unteren Vergrößerungsbereich für Deepsky Beobachtung eingesetzt. Wäre es nicht so, würden nicht Amateure zum Bau eines Binoteleskops schreiten, wobei zwei auch im hohen Vergrößerungsbereich gut abbildende Teleskope zu einem Doppelteleskop gekoppelt werden. Hier kann man den ganzen Vergrößerungsbereich ohne Probleme durchspielen. Bei all dem Zeitaufwand, auch finanziellen Aufwand, könnten sich diese Amateure doch fixfertige Binos kaufen. Die Öffnung solcher Eigenbau Doppelteleskope geht aber durchaus bis 12" (Newton) oder mehr. Eine Anmerkung dazu sei auch erlaubt: Wer dann als Bino Beobachter vorne zwischen den beiden Optiken steht, bringt seine eigene Körperwärme in den Strahlengang. Nicht ideal für Planetenbeobachtung. Die Lichtsammelleistung solcher Doppelteleskope bringt natürlich im Deepsky Bereich ganz andere Möglichkeiten.

Was bringt das Stereosehen in der Astronomie? Objekte, Kugelsternhaufen oder Galaxie oder was auch immer, scheinen im Raum zu schweben, die Objekte wirken irgendwie plastisch, die Sterne wie auf einer anderen Tiefenebene. Das ist ein 3D Effekt, der natürlich nicht die realen Tiefenabstände im Raum darstellt. Das Bild ist heller, das beidäugige Sehen bringt einen Auflösungsgewinn. Es hat durchaus seinen Reiz. Eine gute Montage des Bino vorausgesetzt, damit man als Beobachter eine entspannte Haltung einnehmen kann.

Bino oder nicht Bino? An dieser Stelle muss auch hier vor billigen Binos gewarnt werden. Sind die Optiken schlecht justiert oder die Prismen schlecht positioniert, hat man entweder Artefakte bei der Beobachtung oder die Bilder sind kaum zur Deckung zu bringen. Ein gutes Bino kostet viel Geld, die Okulare, so nicht im Lieferumfang welche dabei sind, sind alle doppelt anzuschaffen, und sie sollten gut korrigiert sein, für eine saubere Abbildungsleistung über das gesamte Feld. Bino Beobachtung macht Spaß, es ist aber ein teurer Spaß.

Es gilt auch hier: man könnte das Geld in ein größeres Teleskop investieren, und kann damit monokular mehr sehen als mit einem kleineren Bino. Bei Anschaffungskosten von etlichen Tausend Euro für ein gutes Bino mit Okularen und Montierung sicher kein leeres Wort.

Brennweite (Focal Length)

Die Brennweite ist eines der Hauptkriterien eines optischen Systems. Während die Öffnung in der Regel millimetergenau nachmessbar ist, handelt es sich bei der Brennweite um einen Nennwert. In der Praxis existieren geringe Abweichungen von diesem Nennwert. Speziell bei Spiegelsystemen (Cassegrain Typen), wo zur Fokussierung einer der beiden Spiegel in Tubuslängsrichtung bewegt wird, ändert sich die Brennweite mit der sich ändernden Spiegeldistanz. Wenn man die Brennweite genau wissen will, kann man sie z.B. aus einen digitalen Bild ermitteln. Für normale Zwecke reicht es allerdings, mit der Nennbrennweite zu rechnen.

Chromatische Aberration

Die chromatischen Aberrationen lauten:

Coating

Zu Deutsch: optische Beschichtungen, auch Vergütung

Wir unterscheiden generell zwischen Spiegelbeschichtungen (mirror coating) und Linsenbeschichtung (antireflective coating)

Mirror coating

Unter Standard Coating versteht man eine einfache Aluminium Beschichtungen mit einer Quarz Schutzschicht. Die maximale Reflektivität liegt bei 91%. Der Abfall an Reflektivität zu den Enden des visuellen Spektrums ist recht flach.

Enhanced Coating: Die maximale Reflektivität liegt bei 96%. Der Abfall an Reflektivät zu den Enden des visuellen Spektrums ist relativ stark. Enhanced Coating war einst etwas in der Kritik, ist aber heute fast Standard geworden.

Dielectric Coating erreicht eine maximale Reflektivität von fast 99%. Der Verlauf über das visuelle Spektrum ist sehr flach. Es ist die beste, aber auch teuerste Spiegelbeschichtung. Daher werden eher kleine Flächen wie Fangspiegel, oder Zenitspiegel mit diesem Coating ausgeführt.

Lens Coating

Linsenbeschichtungen (antireflective coating) haben die Aufgabe, die Transmission durch die Linse zu erhöhen. Von der Linsenfläche soll durch das Coating weniger Licht reflektiert werden.

Wir unterscheiden generell zwischen einfacher Vergütung (MgF2), oft auch "Blaubelag" genannt, und Mehrfachvergütung (Multi-Coating).

Objektivlinsen, wie Okularlinsen sind vergütet. Kleine Spitzfindigkeiten in der Bezeichnung weisen auf die Art des Coatings hin:

  • coated: besagt, dass zumindest eine Linsenfläche vergütet ist
  • fully coated: daraus ist zu entnehmen, dass alle Linsenflächen vergütet sind
  • fully multi-coated: in diesem Fall liegt eine Mehrfachvergütung auf allen Linsenflächen vor. Diese Variante ist zu bevorzugen

Mehrfachvergütung war einst eine Sache von Prämium Ware, heute findet man selbst an relativ preisgünstigen Produkten schon Mehrfachvergütung.

Deklination

Siehe Äquatorialsystem.

Dunkelbild (Dark Frame)

Selbst wenn man eine Kamera mit CCD oder CMOS Sensor abdeckt, dass sie kein Licht empfangen kann, und einige Minuten belichtet, erhält man kein komplett dunkles Bild. Im Gegenteil, jedes einzelne Pixel hat eine gewisse geringe Helligkeit. Eines mehr, das andere weniger. Es ist das Bildrauschen, das sich über die Aufnahmedauer je nach Temperatur aufbaut.

Auch jedes Foto enthält dieses Rauschen. Dieser "Dunkelstrom" fließt so oder so. Demnach kann man dieses Rauschen durch ein gleich lang belichtetes, bei gleicher Temperatur aufgenommenes Dunkelbild entfernen, indem man das Dunkelbild vom eigentlichen Bild abzieht.

Bei konstanter Temperatur baut sich das Rauschen durch den Dunkelstrom linear auf. Für konstante Temperaur bedarf es gemeinhin einer geregelten Kühlung. Konstant heißt dabei, dass es nur eine sehr geringe Schankungsbreite durch die Regelung gibt.

Durchsicht, Transparenz

Wir erleben manchmal sehr klare Nächte, einen Himmel voller Sterne, mit einer eindrucksvollen Milchstraße, ein anderes Mal einen eher matten Himmel, wo gerade die hellsten Sterne sichtbar sind.

Der Grund liegt in der Transparenz der Atmosphäre, man beschreibt diesen Effekt auch mit der Durchsicht.  Freilich, heute spielt nicht nur die Transparenz eine Rolle, die Lichtverschmutzung (Light Pollution) spielt eine große Rolle. Jedoch: In einer sehr klaren Nacht kann Streulicht weniger "Schaden" anrichten.

Speziell nach Durchzug einer Kaltfront ist die untere Schicht der Atmosphäre praktisch "frisch gewaschen", Staub und Aerosole sind ausgewaschen und vom Wind ausgeblasen. Je länger eine Schönwetterperiode dauert, desto trüber wird der Himmel von Nacht zu Nacht. An schlechter Transparenz sind nicht nur Staub und Aerosole beteiligt, sondern auch der Wasserdampf. Dünne Wolken, die kaum für das Auge sichtbar sind, oder auch gar nicht (in der Nacht, versteht sich) oder gemeinhin Dunst, können die Transparenz maßgeblich beeinträchtigen.

Wir brauchen ein Maß, um die Bedingungen, unter denen wir beobachten, irgendwie angeben zu können. Es geht darum: Wie dunkel ist der Himmel. Man könnte nun die Transparenz anhand einer Skala bewerten. Z. B. einfach nach Schulnoten, von 1 bis 5. Sehr subjektiv, klar. Wenn man die Lichtverschmutzung einbezieht, wäre die sog. Bortle Skala eine Möglichkeit.

Eine andere Möglichkeit ist, den schwächsten mit freiem Auge sichtbaren Stern anzugeben (faintest star, "fst" abgekürzt). Vielfach werden die Kastensterne des Sternbilds UMi dazu herangezogen, und weitere Steren im Sternbild UMi (Polsequenz). Es ist jedoch zu beachten, dass die Lichtverschmutzung heute kaum einen Beobachtungsplatz nicht erreicht. Je mehr Lichtverschmutzung, kann die "fst" schlicht zu optimistisch ausfallen, weil Sterne immer noch leichter wahrnehmbar sind als Nebel bei der teleskopischen Beobachtung. Daher ist generell die Bortle Skala die bessere Klassifikation der Himmelsqualität.

Es besteht auch die Möglichkeit, mit entsprechender Ausrüstung, die Himmelsqualität zu messen. Dann wird die Himmelshelligkeit in mag/arcsec2 (magnituden pro Quadratbogensekunden) angegeben.

ED Gläser

Als ED (steht für "extra low dispersion") Gläser bezeichnet man Gläser mit anormaler Dispersion. ED Gläser ermöglichen es, besser farbkorrigierte Linsenoptiken herzustellen.

Ekliptik

Die Ekliptik stellt einen der wichtigen Großkreise des Himmels dar. Die Ekliptik ist die von der Erde aus gesehene Sonnenbahn vor dem Hintergrund der Sterne.

Somit ist die Ekliptik nichts anderes, als die Erdbahnebene auf den Himmel projiziert.

Die Erdachse steht nicht im rechten Winkel zu ihrer Bahnebene, dadurch ergeben sich die Jahreszeiten. Die Ekliptik liegt somit auch schief zum Erdäquator. Der Winkel beträgt dzt. etwa 23,5°.

Entlang der Ekliptik laufen auch alle anderen Planeten unseres Sonnensystems. Sie liegen alle etwa in einer Bahnebene. Der Erdmond weist eine um etwa 5° gegen die Ekliptik geneigte Bahn auf.

Fangspiegel

Als Fangspiegel wird der um 45° geneigte Sekundärspiegel des Newton Teleskops bezeichnet.

Farbquerfehler

Durch die Dispersion von Linsen kommt es zu Farbfehlern. Der Farbquerfehler beschreibt ein laterale Verschiebung der Farben, also ein lateral aufgespaltenes Spektrum.

Man findet den Farbquerfehler häufig an Weitwinkelokularen. Speziell wenn man bei Tageslicht durch blickt, fällt am Feldrand ein Farbspektrum auf, "Regenbogenfarben". In der Nacht ist dies nicht so krass sichtbar, Planeten, die man bis an den Feldrand im Okular verschiebt, weisen dann diese laterale Farbdisperison auf. Bei Sternen, die meist eher lichtschwach sind, reicht schlicht die Farbwahrnehmung des Auges nicht mehr aus, um diesen Fehler wahrzunehmen. Planeten beobachtet man aber tunlichst in der Bildmitte, somit ist der Farbquerfehler nicht wirklich störend.

Farblängsfehler

Durch die Farbdispersion der Linsen wird weißes Licht nicht auf einem Brennpunkt abgebildet, sondern jede Farbe des Lichts auf einem eigenen Brennpunkt. Violett hat die kürzeste Schnittweite, Rot die längste.

Mit einer Einzellinse als Objektiv lässt sich kein brauchbares Teleskop bauen. Achromatische Objektive weisen zwei Linsen auf, dabei werden wenigstens zwei Farben (rot und blau) auf einem gemeinsamen Brennpunkt abgebildet. Grünes Licht fokussiert normalerweise knapp vor dem gemeinsamen Brennpunkt von Rot und Blau. Die Differenz bezeichnet man als Sekundäres Spektrum.

Abb: Farblängsfehler eines Achromaten

Der Farblängsfehler von Achromaten äußert sich in einem blau-violetten Halo um helle Sterne und Planeten, einen blau-violetten Rand des Mondes. Zugleich beobachtet man eher selektiv im grünen Licht. Dadurch ergibt sich bei der Planetenbeobachtung eine Farbverschiebung. Die braunen Hauptbänder des Jupiter bekommen einen dunkelbraunen, leicht violetten Einschlag, die weißen Zonen des Jupiter wirken geblich bis gelbgrün.

Flattener

Flattener wird ein Linsensystem genannt, das zur Bildfeldebnung dient. Manche Teleskope haben solchige Korrekturlinsen intern eingebaut, sie erzeugen dann ein planes Bildfeld.

Alle anderen Optiken weisen ein gewölbtes Feld auf. Ein externern Flattener kann die Bildfeldwölbung beheben.

Notwendig ist ein Flattener nur für die Fotografie, wo Schärfe bis in die Bildecken gefordert ist.

Hinter dem Flattener ist eine vorgegeben Arbeitsdistanz einzuhalten, wo der Sensor liegen sollte. Nur dann sind optimale Ergebnisse möglich.

Fokussierer (Focuser)

Der Fokussierer ist ein essentieller mechanischer Bestandteil eines Teleskops. Der Fokussierer ermöglicht das Scharfstellen und soll im Idealfall weder wackeln (hin und her kippen beim Fokussieren) noch schwergängig verstellbar sein. Zudem muss er ausreichend fein übersetzt sein, sonst ist ein perfektes Scharfstellen nicht möglich. Das Auge ist etwas toleranter und kann akkommodieren. Fotografisch hingegen ist ein Fokussierer mit Untersetzung (Feintrieb) fast unumgänglich.

Es gibt diverse Arten vom Fokussierern. Man unterscheidet generell zwischen Innenfokussierung, bei der optische Elemente gegeneinander verschoben werden, und externe Fokussierung, bei der ein Auszugrohr durch eine mechanische Vorrichtung verstellt werden kann.

Nun etwas detaillierter zu externen Fokussierern:

Früher waren Zahnstangenfokussiertriebe weit verbreitet. Man findet sie heute noch an Kinderteleskopen und billigen Fabrikaten. Wenn ein Zahntrieb spielfrei und gefühlvoll verstellbar läuft, ist er noch lange nicht schlecht.

Weit verbreitet sind sog. Crayford Fokussierer. Hier wird das Auszugrohr durch Kugellager geführt und durch die Antriebswelle gegen diese Lager gepresst. Diese Art von Fokussierer beruht auf Reibung. Gute Crayford Fokussierer sind eine wirklich akzeptable Lösung. Je nach Fertigungsqualität ist die Zuladung, die so ein Crayford packt ohne sich selbst zu verstellen mehr oder minder groß. Schlecht gefertigte Crayford kann man mit der Hand einfach einschieben. Der Anpressdruck der Rolle kann zwar erhöht werden, der Fokussiertrieb wird dann aber schwergängig.

Heute sind schrägverzahnte Fokussiertriebe häufig, wobei das Auszugrohr durch Kugellager geführt wird. Diese Fokussierer vereinen das beste aus Zahnstangenfokussierer und Crayford. Man findet sie vorwiegend an hochpreisigen Refraktoren. Diese Art von Fokussierer kann bei guter Ausführung einiges tragen ohne zu verkippen oder sich selbst zu verstellen. Daher sind diese Fokussierer für die Astrofotografie höchst geignet.

So manches Teleskop kann durch den Tausch des Fokussierers gegen ein höherwertiges Fabrikat verbessert werden. Eine gute Optik nützt wenig, wenn der Fokussier "shiftet" oder so schwergängig ist, dass man bei jedem Fokussierversuch das Teleskop in Schwingungen versetzt und aufgrund dessen kaum den besten Fokus findet.

Fungus (Glaspilz)

Unter Fungus versteht man Pilzbefall von optischen Flächen. Es ist kein spezieller Pilz, er ernährt sich auch nicht vom Glas, sondern von biologischen Stoffen die mit dem Staub auf die optischen Flächen kommen, oder von der Fertigung her vorhanden sind. Betroffen sind meist Refraktor Objektive und Foto-Objektive. Der Pilz selbst kommt auch mit dem Staub auf die Objektive. Erst entsprechende Feuchtigkeit bringt den Pilzbefall zum Ausbruch. Fallweise ist Fungus auch innen im Tubus zu finden. Feuchtigkeit kann auch hier eindringen und wenn sie bestehen bleibt, ist Fungusbefall vorprogrammiert.

Fungusbefall kann sich in einzelnen kleinen Flecken zeigen, das Mycel kann sich über größere Arelae ausbreiten, und durch Sporenbildung weitere Stellen befallen. Im Extremfall kann die Optik dadurch erblinden.

Das Coating von Objektiven wird nicht durch den Pilz selbst, sondern seine Ausscheidungen angegriffen. Befallene Flächen sollte man möglichst umgehend reinigen, mit einer Reinigungsflüssigkeit die Antifungizide enthält. Im Coating werden nach der Reinigung Spuren verbleiben, es ist aber nicht mehr als ein kosmetischer Effekt. Die Beobachtung wird dadurch nicht wirklich beeinträchtigt.

Vermeiden kann man Fungusbefall durch trockene Lagerung. D.h. taufeuchte Optiken immer vor Lagerung abtrocknen lassen. Bei einschiebbaren Taukappen muss man besonders vorsichtig sein. Ist der Tubus taufeucht, die Optik selbst nicht beschlagen, darf keineswegs die Taukappe nun eingeschoben werden und der Objektivdeckel aufgesetzt werden. Wenn Feuchte in dem Raum vor dem Objektiv verbleibt, entstehen ideale Bedingungen für das Wachstum des Pilzes.

Galileifernrohr

Das Galileifernrohr (auch Holländisches Fernrohr genannt) besteht aus einer Sammellinse als Objektiv und einer Zerstreuungslinse als Okular. Es weist ein aufrechtes, seitenrichtiges Bild auf.

Heute werden nur noch Operngucker nach diesem Prinzip ausgeführt.

Grenzgröße

Hier geht es um den visuell erfassbaren schwächsten Stern. Für die Grenzgröße, sie wird oft in Beobachtungsberichten erwähnt, um die Himmelsbedingungen zu beschreiben, wird oft auch die Abkürzung "fst" verwendet, was für "faintest star" steht.

Bei mondlosem, klaren Himmel, ohne nennenswerte Lichtverschmutzung, kann das menschliche Auge Sterne bis etwa 6 mag oder etwas darüber hinaus erkennen.

Natürlich ist dies nicht nur vom Auge des individuellen Beobachters abhängig sondern auch von der Erfahrung. Was für einen ein 5 mag Himmel ist, mag für einen anderen ein 5.6 mag Himmel sein.

Es gibt diverse Methoden um die Grenzgröße festzustellen. Meist wird versucht, diverse Sterne im Sternbild Kleiner Wagen (UMi), beginnend beim Wagenkasten, zu sehen. Eine andere Methode besteht darin, in vorgegebenen relativ kleinen Himmelsarealen die sichtbaren Sterne zu zählen.

Heute wird vielfach ein Meßinstrument, das Unihedron SQM oder SQM-L herangezogen, um die Himmelsqualität zu dokumentieren. Man bekommt einen Wert in mag/arcsec2, wo in einem 15° Kreis (SQM-L) oder über den gesamten Himmel natürlich nicht nur Himmel, sondern auch Sterne, Planeten und die Milchstraße mit gemessen werden. Wenn der ganze Himmel mit dem SQM erfasst wird. werden natürlich auch nahe Häuser, Bäume, Berge, miterfasst. Es kann die Werte dieser Messinstrumente verfälschen. Egal wie, auch die Messwerte sind nur ein Anhaltspunkt und können von erfahrenen Beobachtern auf Plausibilität überprüft werden (durch Umrechnung auf die Grenzgröße und Abschätzung der Grenzgröße visuell).

Gaußfehler (Sphärochromatie)

Als Gaußfehler (oder auch als Spärochromatie) wird die Variation der sphärischen Abberration mit der Wellenlänge des Lichts bezeichnet.

Beispiel: Das Objektiv eines achromatischen Refraktors ist üblicherweise im grünen Licht auf sphärische Aberration korrigiert. Im roten Licht ist dieses Objektiv unterkorrigiert, im blauen Licht überkorrigiert.

Vom Gaußfehler sind alle Teleskope betroffen, bei denen Linsen im Spiel sind. Die gebräulichsten sind: Refraktoren, Schmidt-Cassegrain, Maksutov und Maksutov-Newton.

Durch den Gaußfehler werden farbige Details ein wenig verschmiert, weil nicht alle Farben gleich scharf dargestellt werden. Generell wird versucht, die Sphärochromasie so gering wie möglich zu halten.

Hauptspiegel

Der Hauptspiegel eines Spiegelteleskops ist der lichtsammelnde Spiegel, der am hinteren Ende des Teleskop sitzt. Beim Newton Teleskop ist der Hauptspiegel das einzige Bildformende optische Element.

Der Hauptspiegel ist ein konkaver Spiegel, der je nach Teleskoptyp sphärisch, ellipsoid, paraboloid oder hyperboloid sein kann.

Himmelsäquator

Siehe Äquatorialsystem

Keplerfernrohr

Das Keplerfernrohr besteht aus einer Sammellinse als Objektiv und einer Sammellinse als Okular. Es ist ein umkehrendes optisches System, das Bild steht auf dem Kopf.

Alle heutigen astronomischen Teleskope arbeiten nach dem Prinzip des Keplerfernrohrs.

Kidney Bean Effekt

Als Kidney Bean Effekt bezeichnet man das "Ausblnken", also dunkel werden, eines Teils des Okularfeldes. Wenn man das Auge bewegt, springt dieser dunkle "bohnenförmige" Fleck.

Hervorgerufen wird dieser Effekt durch die sog. sphärische Aberration der Austrittspupille, vorwiegend anzutreffen bei Weitwinkel Okularen. Die parallel aus dem Okular austretenden Bündel von parallel und schräg einfallenden Strahlen schneiden im Idealfall in einer Eben, der Austrittspupille. Wenn sphärische Aberration der Austrittspupille vorliegt, weisen diese Bündel unterschiedliche Schnittweiten auf.

Wenn nun das Auge zu nah an die Augenlinse kommt, tritt der Kidney Bean Effekt auf. Vermeiden kann man ihn durch größeren Augenabstand. Viele Okulare haben deswegen eine verstellbare Augenmuschel. Geht man zu weit von der Augenlinse weg, vermeidet man zwar den Kidney Bean Effekt, kann aber das Feld nicht mehr komplett überblicken. Wenn man keine Augenauflage in passender Distanz hat, ist es sehr schwierig den korrekten Augenabstand einzuhalten. Das Einblickverhalten des Okulars wird als "nervös" bezeichnet.

Koma

Als Koma wird jener Bildfehler bezeichnet, wenn schräg einfallende Strahlen nicht auf einem gemeinsamen Brennpunkt abgebildet werden.

Koma ist ein inhärenter Fehler, z.B. von Parabolspiegel. Von diesem Abbildungsfehler sind Newton Teleskope sowie Cassegrain Teleskope betroffen, Schmidt-Cassegrain, einige Maksutov-Bauarten und Maksutov-Newton betroffen.

Die Koma hängt stark vom Öffnungsverhältnis des Systems ab. Freilich auch vom Teleskopsystem. Die Koma ist zudem ein reiner Offaxis Fehler. Koma nimmt mit zunehmdendem Abstand von der opt. Achse zu.

Abb.: Spotdiagramme für 8" Newton mit verschiedenen Öffnungsverhältnissen

Man erkennt aus den Spotdiagrammen, dass die Koma bei "schnellen" Newton Teleskopen extram stark ist, bei "langsamen" Systemen weniger stark. In der Praxis wird man Koma an z.B. 8" f/6 Newton visuell nicht mehr wahrnehmen, f/8 Newton gelten aufgrund der nur mehr sehr geringen Koma als "Planeten Newton", sind aber aufgrund der unhandlichen Tubus-Dimensionen sehr selten anzutreffen.

Als Herstellungs- oder Zentrier-/Justierfehler kann Koma (auch an eigentlich komafreien optischen Systemen) auf der opt. Achse auftreten.

Generelle Anmerkung: Oft wird die schlechte Randabbildung im Okular der Koma des Newton zugeschrieben, in Wirklichkeit steckt sehr oft ein unadäquates Okular dahinter, dessen Offaxis Abbildungseigenschaften für die "schnelle" Newton Optik nicht ausreichen.

Komakorrektor

Ein Komakorrektor ist ein Linsensystem zur Korrektur der Koma z. B. eines Newton Systems. In aller Regel wird dieser Korrektor fotografisch eingesetzt und hat dann noch die Zusatzaufgabe das Bildfeld zu ebnen.

Zudem kann ein mehrlinsiger, speziell gerechneter Korrektor auch die Brennweite reduzieren oder erhöhen.

An sehr schnellen Newton Systemen werden fallweise auch für visuelle Beobachtung Komakorrektoren eingesetzt, um die Offaxis Abbildung zu verbessern.

Komplettset

Unter einem Kompettset versteht man üblicherweise ein herstellerseitiges Angebot, bei dem ein Teleskop mit etwas Zubehör kombiniert ist. Man kann somit sofort loslegen.

Der Haken liegt in den Details. Meist wird eine parallaktische Montierung mit einem leichten Stativ kombiniert, und auf dieser Basis werden verschiedene Teleskope angeboten. Die Schwachstelle ist im "Unterbau" gegeben. Das größte Teleskop in einer Angebotsreihe verlockt so mit einem günstigen Preis, ist aber eine ziemlich zitterige, wackelige Sache, die nicht viel Spaß bereitet.

Das Zubehör ist meist auch knapp bemessen, manchmal sogar relativ untauglich für das jeweilige Teleskop. Zumindest ein Sucherfernrohr, manchmal ein Leuchtpunktsucher, ist in aller Regel dabei, und ein, manchmal mehrere Okulare. Im besten Fall ist der Sucher tauglich, die Okulare sind in aller Regel nur für den ersten Anfang brauchbar. Man sieht etwas damit, aber wirklich gut eher nicht.

Bei solchen Angeboten hält man sich am besten an die kleinste Optik, die in so einer Serie angeboten wird, und rüstet beim Zuhehör nach. Es soll nur verdeutlicht werden, dass ein "Komplettset" nicht heißt, dass damit schon alle Kosten erledigt sind.

Die deutlich bessere Methode ist, ein Teleskop zu wählen, dazu eine ausreichend tragfähige Montierung und ein gutes Stativ, und für das Teleskop adäquates Zubehör anzuschaffen.

lambda (λ)

Mit lambda (griech. Buchstabe λ) wird die Wellenlänge des Lichts bezeichnet.

Light Frame

Als Light Frame wird das eigentliche Foto, auf dem Himmelsobjekte abgebildet sind, bezeichnet. Man spricht oft auch vom Rohbild.

Das Bild, das von einer DSLR Kamera komplett unbearbeitet gespeichert wird, nennt man tatsächlich Rohbild. Es wird in einem speziellen Bildformat gespeichert, gemeinhin "Raw" genannt.

Meniskuslinse

Eine Meniskuslinse weist eine kokave und auf der anderen Seite eine konvexe Fläche auf. Von außen sieht man die konkave Seite.

Meniskuslinsen findet man an Maksuvov Teleskopen oder Spiegelobejtiven. Die Meniskuslinse dient in erster Linie zur Korrektur der sphärischen Aberration des meist sphärischen Hauptspiegels. Die Meniskuslinse ebnet zudem tendetiell das Bildfeld, sie wirkt als Zerstreuungslinse. Die Meniskuslinse hat allerdings wenig Brechkraft, somit wird kein merkbarer Farblängsfehler verursacht, sehr wohl aber ensteht durch die Meniskusline der Gaußfehler.

Meridian

Siehe Äquatorialsystem

Obstruktion

Als Obstruktion bezeichnet man die Abschattung, die der Sekundärspiegel einer Spiegeloptik verursacht. Genau genommen zählt auch die Spinne, an der ein Sekundärspiegel zentriert im Strahlengang gehalten wird, dazu.

Die Obstruktion ist in erster Linie für visuelle Beobachter ein Faktor, der zu beachten ist. Obstruktion wirkt als "Bremse" in der Fähigkeit der Optik Kontrast zu übertragen. Für Fotografen ist die Obstruktion weniger schlimm, sogar unvermeidbar für gute Bildausleuchtung. Den Kontrastverlust kann man ohnehin bei der Bildbearbeitung wieder beheben. Der visuelle Beobachter kann dies nicht.

Wenn ein Obstruktionswert angegeben ist, ist meist der Prozentsatz vom Durchmesser der Optik gemeint. Der Prozentsatz der Fläche ist dabei unerheblich und lässt die Obstruktion gering erscheinen.

Wieviel Obstruktion ist für einen visuellen Beobachter tragbar?

20% sind kaum von eine unobstruierten Optik zu unterscheiden. 25% sind immer noch keine Katastrophe. Erst über 30% beginnen die negativen Auswirkungen deutlich. Speziell Cassegrain-Fokus Optiken sind baubedingt mit Obstruktionswerten von 30% und mehr behaftet. Es heisst nicht. dass man mit diesen Optiken deswegen nichts sieht. Die Kontrastübertragung ist eben "gebremst".

Wie sich das auswirkt? Eine obstruktionsfreie Optik mit λ/4 Sphärscher Aberration liefert etwa die gleiche Kontrastübertragung wie eine perfekte Optik mit 33% Obstruktion. Nun sind solche Optiken mit 33% in der Praxis auch fehlerbehaftet. Damit sinkt die Kontrastübertragung unter den Wert der obstruktionsfreien λ/4 Optik.

Dies ist einer der Gründe, warum ein kleinerer Refraktor einem größeren Spiegelteleskop in der Kontrastleistung bei der Planetenbeobachtung überlegen ist.

Eine Kur für hoch obstruierte Optiken? Deutlich in die Öffnung investieren, also 2x oder 3x soviel, dann bleibt am Ende auch genug Kontrast übrig. Eine Alternative: Hoch obstruierte Optiken müssen sehr gut korrigiert sein, um den Kontrastverlust in Grenzen zu halten.

Es ist wie bei optischen Aberrationen: Obstruktion verursacht einen Lichtverlust im zentralen Beugungsscheibchen. Das fehlende Licht wird in die das Beugungsscheibchen umgebenden Beugungsringe gedrückt. Diese werden dadurch deutlich heller.

Eine hoch obstruierte Optik kann zwar durch das nun kleinere Beugungsscheibchen theoretisch enge Doppelsterne besser trennen als eine unobstruierte Optik, das ist aber die Theorie. In der Praxis verschmelzen oft durch das Seeing Beugungsscheibchen und erster Beugungsring, wodurch das Auflösungsvermögen drastisch sinkt. Übrigens: Der Strehl Wert erfasst eine obstruierte Optik nur unzureichend. Oft wird nur der Strehl Wert z. B. des Newton Hauptspiegels angegeben. Was am Okularende übrig bleibt, ist damit nicht gesagt.

Ist es sinnvoll auf Obstruktionswerte von unter 20% beim Newton Teleskop zu optimieren? Nicht unbedingt. Ein zu knapp bemessener Fangspiegel kann zum Bumerang werden, wenn er bereits voll für das achsparallel einfallende Licht gebraucht wird. Wenn der Fangspiegel selbst an seinen Rändern leichte Fehler aufweist, hat man diese gleich in der Abbildung drinnen. Daher sollte man die Obstruktion nicht über Gebühr zu drücken versuchen.

Öffnung (Aperture)

Öffnung ist der Durchmesser (freie Öffnung), durch den Lichtstrahlen des optischen Systems empfangen werden. Bei reinen Spiegelsystemen ist die Öffnung der Durchmesser des Hauptspiegels. Bei Systemen, die mit einer Linse zum Himmel abschließen, entspricht der Linsendurchmesser der Öffnung.

Je größer die Öffnung, desto mehr Licht kann gesammelt werden. Die Öffnung ist neben der Brennweite der wichtigste Aspekt beim Teleskop Kauf. Die Öffnung bestimmt zusammen mit der Brennweite (je nach Optik System) die Dimensionen des Teleskoptubus, wobei Tuben immer größer im Durchmesser sind als die Öffmung selbst. Es braucht Platz für die Fassungen, und speziell bei reinen Spiegelsystemen trachtet man, aufsteigende warme Luft aus dem Strahlengang zu halten.

Die Öffnung wird in mm oder auch Zoll angegeben. Anstatt der Brennweite tritt in der Beschreibung oft das Öffnungsverhältnis.

Öffnungsverhältnis (Focal Ratio)

Das Öffnungsverhältnis errechnet sich aus der Öffnung dividiert durch die Brennweite des Teleskops. Beispiel:

Öffnung = 200mm
Brennweite = 1000mm
Öffnungsverhältnis = 200 / 1000 = 0,2

Das kommt Ihnen wahrscheinlich unbekannt vor. Der Reziprokwert ist in diesem Fall 5, der Blendenwert. Meist wird das Öffnungsverhältis als  1/5 oder 1:5 angegeben, oder salopp, wie bei Foto Objektiven als f/5.

Für visuelle Beobachter ist das Öffnungsverhältnis (nicht ganz) "nebensächlich". Hier zählt die Öffnung und die Vergrößerung, daraus ergibt sich die Bildhelligkeit. Eines ist klar, einem hoch geöffneten System stehen größere Himmelsfelder zur Verfügung, es bedarf aber auch teurerer Okulare, um eine befriedigende Abbildung zu erreichen. Weniger hoch geöffnete Systeme sind weniger anspruchsvoll, was die Okulare betrifft, können aber auch nur kleinere Himmeslfelder einsehen.

Für fotografische Anwender, die das Teleskop als "Teleobjektiv" einsetzen, sind eher hoch geöffnete Systeme zu bevorzugen. Man spricht auch von "schnellen" Optiken, man meint damit dass weniger Belichtungszeit notwendig ist um eine gewisse Abbildungstiefe zu ereeichen. Mit einem weniger hoch geöffnetes System müsste dafür länger belichtet werden, man spricht von einer "langsamen" Optik. Vor lauter "schneller" sollten Astrofotografen dabei die Brennweite des Teleskops nicht aus den Augen verlieren - sie bestimmt den Abbildungsmaßstab, und damit die Größe des Objekts auf dem Film/Sensor.

Offset

Gemeint ist hier der Fangspiegel Offset des Newton Teleskops.

Viele Einsteiger Newton sind mit geometrisch zentriertem Fangspiegel gebaut. Dadurch ist die Ausleuchtung des Teleskops  nicht zentriert sondern versetzt.

 Um dies zu korrigieren, wird der Fangspiegel quasi entlang seiner spiegelnden Fläche verschoben, es kann damit meist auch ein kleinerer Fangspiegel zum Einsatz kommen.

Natürlich lässt die Tubusmechanik ein Verschieben des Fangspiegels so nicht zu. Somit muss der Fangspiegel um einen gewissen Betrag quer zum Tubus und Längs zum Tubus versetzt werden.

Anmerkungen zur Abbildung:

Fangspiegel mit Offset: oranger Strahlengang, zentierte Ausleuchtung
Fangspiegel geometrisch zentriert: grauer Strahlengang, dezentrierte Ausleuchtung.

Überschlagsmäßige Berechnung: Offset = T / 4 * F2

T ist die Distanz von der Tubusmitte bis zum Fokus außerhalb des Tubus.
F ist das Öffnungsverhältnis, genauer gesagt die Blendenzahl.

Okular (Eyepiece, Ocular Lens)

Das Okular ist ein wesentlicher Bestandteil des optischen Systems für die visuelle Beobachtung. An astronomischen Teleskopen findet man ausschließlich Wechselokulare. Fix verbaute Okulare sind bei Ferngläsern üblich, eventuell auch bei Spektiven, dort in der Regel als Zoom-Okular.

Das Okular wird bei der visuellen Beobachtung afokal eingesetzt. Das Okular wird vereinfacht gesagt mit seinem Brennpunkt, der auf Höhe der Feldblende liegt, auf den Brennpunkt des Teleskops gebracht. Die Strahlen verlassen das Okular augenseitig parallel und werden vom Auge wieder fokussiert.

Generell unterscheidet man Okulare nach diversen Kriterien. z. B.: Einsteckdurchmesser, Eigenfeld, Augenabstand. Festbrennweite oder Zoom, Bauart.

Heute sind Steckdurchmesser von 1.25" und 2" üblich. Früher gab es Okulare mit 0.965" Einsteckdurchmesser, die später nur mehr an Kinderteleskopen und billigen Einsteigerteleskopen zu finden waren. Sie sind heute "Gott-sei-dank", möchte man fast sagen, "ausgestorben".  2" Steckdurchmesser ist dann erforderlich, wenn bei längeren Brennweiten die Feldblende nicht mehr in eine 1.25" Steckfassung passt. Deshalb findet man nur Weitwinkel Okulare längerer Brennweite mit 2" Steckhülse. Diverse Okulare sind als Hybrid ausgeführt, sie sind eigentlich 1.25" Okulare, können aber mit einer 2" Hülse auch direkt an 2" Okularauszügen verwendet werden.

Okulare bis zu 50° Eigenfeld bezeichnet man als Standard Okulare, ab etwa 60° Eigenfeld spricht man von Weitwinkel Okularen, ab etwa 80° von Ultra Weitwinkel Okularen.

Der Augenabstand ergibt sich aus der Konstruktion. Standard Okulare sind dafür bekannt, dass bei kurzen Brennweiten sowohl die Augenlinse sehr klein wird, wie auch der Augenabstand. Man hat quasi eine Stecknadelkopf große Linse, auf der man mit dem Auge richtiggehend drauf pickt. Spezielle Okulare sind auf vergrößerten Augenabstand hin konstruiert worden (Long Eye Relief, kurz "LE"), Weitwinkel Okulare weisen generell mehr Augenabstand auf.

Festbrennweiten Okulare sind auf eine bestimmte Brennweite hin optimiert. Zoom Okulare decken einen gewissen Brennweitenbereich ab. Eines muss klar sein: Ein Zoom Okular, das einen großen Brennweitenbereich abdecken will, wird notwendigerweise zu den langen Brennweiten hin das Eigenfeld einschränken müssen. Eine andere Sache sind Zoom Okulare im kurzbrennweitigen Bereich, wobei nur wenige Millimeter variabler Brennweite gefordert sind. Damit lassen sich die Eigenschaften so halten, dass der Beobachter keinen Unterschied bemerkt, aber z. B. zwischen 3mm und 6mm (Nagler Zoom) alle Zwischenstufen verwenden kann.

Einige Bauarten (Typen) von Okularen

Huygens

Das Huygens Okular verwendet zwei plankonvexe Linsen mit einer dazwischen liegenden Feldblende. Es ist eine den damaligen Teleskopen entsprechende Okularkonstruktion, d. h. es funktioniert hinreichend gut an langbrennweitigen Teleskopen mit geringer Bildfeldwölbung. An Sternwarten mit historischen Instrumenten wird das Huygens Okular durchaus noch anzutreffen sein. Etliche Jahrzehnte zurück waren Huygens Okulare an Kinderteleskopen noch weit verbreitet. Großer Vorteil: Sonnenprojektion kann damit durchgeführt werden.

Ramsden

Das Ramsden Okular verwendet ebenfalls zwei plankonexe Linsen, allerdings die Feldlinse umgedreht. Die Feldblende liegt außerhalb der Feldlinse, somit können Fadenkreuz oder Strichplatte angebracht werden. Wie das Hygens Okular ist auch das Ramsden vor etlichen Jahrzehnten, zum Teil als "SR" (Super Ramsden), noch Ausstattung für Kinderteleskope gewesen. Es eignet sich so wie das Huygens Okular nur für langbrennweitige Teleskope mit geringer Bildfeldwölbung. Sonnenprojektion ist damit möglich.

Kellner

Das Kellner Okular ähnelt dem Ramsden, hier ist jedoch die augenseitige Linse durch ein verkittetes Linsenpaar ersetzt, was eine bessere Farbkorrektur mit sich bringt. Das Kellner Okular findet man heute im Lieferumfang von Kinderteleskopen (auch als "RKE" - Reversed Kellner) und manchen Einsteigerteleskopen. Es fühlt sich, wie auch das Huygens und Ramsden, eher an langbrennweitigen Teleskopen mit geringer Bildfeldwölbung wohl, und bringt an diesen Teleskopen eine durchaus akzeptable Leistung. Durch die verkittete Linsengruppe darf dieses Okular nicht für Sonnenprojektion eingesetzt werden. Dies gilt so auch für alle modernen Okulare mit verkitteten Linsengruppen.

Plössl

Das Plössl Okular besteht aus zwei gegeneinander gerichteten verkitteten achromatischen Linsendoublets. Die Feldblende liegt außerhalb der Feldlinse. Das Plössl Okular bietet eine farbreine Abbildung und generell eine fast gleich gute Leistung wie das orthoskopische Okluar. Es kann auch an schnelleren Optiken eingesetzt werden, Problematisch werden lange Okularbrennweiten an schnellen Optiken vor allem mit hoher Bildfeldwölbung. Im mittleren und hohen Vergrößerungsbereich ist das Plössl Okular auch an schnellen Optiken gut verwendbar.

Orthoskopisches Okular (Ortho)

Die meisten orthoskopischen Okulare folgen der Bauart nach Abbe. Augenseitig wird eine Plankonvexlinse verwendet, Feldseitig ein verkittetes Triplet. Die Feldblende liegt außerhalb der Feldlinse. Das Ortho ist ein ausgezeichnetes Planeten Okular, und eignet sich aufgrund seiner Abbildungseigenschaften auch als Meßokular. Es wird eher nur für mittlere und höhere Vergrößerungen verwendet.

Erfle

Das Erfle Okular ist der "Urvater" der Weitwinkel Okulare, In der ursprünglichen Form ist es ein fünflinsiges Okular, Man kann es als eine Erweiterung des Plössl Okulars auffassen: zwischen den beiden verkitteten achromatischen Doublets sitzt eine bikonvexe Linse. Die Feldblende liegt außerhalb der Feldlinse. Das Erfle Okular weist ein Eigenfeld von bis zu 68° auf. Es leidet jedenfalls an einem starken Offaxis Astigmatismus, wodurch die Randabbildung speziell an schnellen Optiken unscharf ausfällt. Viele heutige Weitwinkel Okulare sind vom Erfle abgeleitet, wobei meist eine sechste Linse im Spiel ist. Extrem scharfe Randabbildung ist diesen Typen auch nicht abzuringen, da sie ebenfalls nicht gut offaxis Astigmatismus korrigiert sind. Halten sich solche Okularkonstruktionen jedenfalls im Eigenfeld zurück, können sie durchaus gute Abbildungsleistung bieten. Erfle und Derivate werden eher für die niedrigen Vergrößerungen als "Übersichtsolulare" eingesetzt.

Panoptic

Das Panoptic Okular ist eine sechslinsige Konstruktion, die man durchaus als vom Erfle abgeleitet betrachten kann. Jedoch weist dieser Okulartyp eine weitaus bessere Astigmatismuskorrektur auf, wodurch das Panoptic auch an schnellen Optiken für niedrige Vergrößerungen taugt. Das Eigenfeld beträgt 68°. Eine gewisse Verzeichnung ist vorhanden.

Nagler

Abb.: Nagler Type 2

Das Nagler Okular folgt einem genialen Design Prinzip: Fernrohrseitig finden wir eine negatives Linsendoublet, Smyth Lens genannt, das der nachfolgenden Linsengruppe durch feldebnende Wirkung die Arbeit wesentlich erleichtert. Die Feldblende liegt zwischen Smyth Lens und den nachfolgenden Linsengruppen. Dieses Design wird für Ultra Weitwinkelokulare weithin kopiert. Ein direkter Vorläufer dieser UWA (Ultra Wide Angle) Okulare, allen voran das Nagler, war wohl das Köhler Okular, das dieses grundsätzliche Design Prinzip als erstes aufwies. Das Nagler weist ein Eigenfeld von 82° auf, an schnellen Optiken bringt es eine bessere Randschärfe als das Panoptic. Nachteile: Verzeichnung, Gewicht, Preis. Das Design wurde mehrfach verbessert (Nagler, Nagler 2, Nagler 4, Nagler 5, Nagler 6), damit sank das Bauvolumen und damit das Gewicht, die Korrektur wurde verbessert. In langen Brennweiten sind es aber rechte "Glasgranaten" (Beispiel: 31mm Type 5, Gewicht - 1kg!), die ein kleineres Teleskop komplett aus der Balance werfen.

Das Ethos Okular ist ein extremes Weitwinkelokular, mit Eigenfeld bis zu 100°. Dies wird mit exotischen Gläsern erreicht. Schon bei den Nagler Okularen sieht man die Feldblende nur, wenn man schräg ins Okular schaut. Bei den Ethos ist es noch extremer, um das Feld zu überblicken schaut man extrem schräg ins Okular, es wirkt total unnatürlich und überzogen.

Das Delos Okular ist quasi ein Ethos mit eingeschränktem Eigenfeld (72°). Das Delos ist somit vom Eigenfeld her moderater ausgelegt. Es ist ein exzellentes Okular, das sich beim Eigenfeld auf das für das Auge einfach überblickbare Feld beschränkt, aber extrem hohe Korrektur bietet, und damit eine bestechend scharfe Abbildung über das gesamte Feld.

 

Okularprojektion

Die Okularprojektion ist eine Möglichtkeit, die effektive Brennweite eines Teleskop deutlich zu steigern. Verwendung findet die Okularprojektion vor allem bei der Mond- und Planetenfotografie.

Dazu wird ein Projektionsokular verwendet, Film oder Kamerasensor liegen im Abstand a hinter dem Projektionsokular. Das System wird nun fokussiert, dass auf dem Film bzw dem Sensor das Objekt scharf agebildet wird.

Man kann die effektive Brennweite wie folgt berechnen:

FeffFobj * (a / fok - 1)

Feff ist die effektive, resultierende Brennweite
Fobj ist die Brennweite des Teleskops
f/ok ist die Brennweite des Okulars
a ist der Projektionsabstand vom Okular bis zum Film/Sensor

Optik Justierung

Unter einer justierten Optik versteht man, wenn alle optischen Elemente gegeneinander zentriert sind, und die optischen Achsen aller Elemente zusammenfallen.

Es gilt: Je mehr opt. Elemente in einem System vorhanden sind, desto schwieriger wird die Zentrierung und Kollimation. Es gibt Systeme die von Werk aus zentriert und kollimiert sind, und damit wartungsfrei sind. In aller Regel fallen Refraktoren darunter.

Spiegelsysteme hingegen benötigen öfter mal bis hin zu jedem Einsatz eine Kontrolle der Kollimation und gegebenenfalls Nachbesserung.

Optische Qualität

Hier geht es um Herstellerangaben zur opt. Qualität, Messverfahren, und was in der Praxis davon übrig bleibt.

Generell muss man unterscheiden, ob es sich um die Oberflächenqualität einer Optik geht oder um den Wavefront Error. Nehmen wir als Beispiel einen Newton Hauptspiegel. Der Hersteller gibt die Oberflächenqualiät mit λ/8 PV an. Im Fokus haben wir dann einen doppelt so hohen Wavefront Error von λ/4.

Wirklich interessant ist der Wavefront Error des ganzen opt. Systems im Fokus. Also dort, wo man das Okular ansteckt.

Welche Qualitätsangaben werden verwendet?

PV ist der Peak-to-Valley Error. Es ist der maximale Fehlerwert. Sagt also u. U. etwas aus über eine Optik, oder auch wenig. λ/4 ist hier das Mindestkriterium.

RMS (Root Mean Square) ist eine bessere Aussage. Es wird dabei die ganze Fläche berücksichtigt. λ/12 ist hier das Mindestkriterium. Damit ergibt sich auch ein gewisser Zusammenhang zwischen PV und RMS Wert. Der RMS Wert ist 3x so gut wie der PV Wert. Üblicherweise haben gute Optiken weit bessere RMS Werte. Wenn eine Optik einen RMS Wert von λ/20 aufweist, und einen PV Wert von λ/4, sagt das nur, dass die Optik wesentlich besser ist, und nur eine kleine Fehlerstelle einen maximalen Fehler von λ/4 aufweist. Je besser der RMS Wert, desto mehr ist man auf der sicheren Seite. Sehr gute RMS Werte sollten aber auch mit entsprechend besseren PV Werten einhergehen. Wenn das Verhätnis von PV zu RMS mehr als 1:5 wird, dann ist Misstrauen angebracht. Üblicherweise liegt der RMS Wert bei dem 3,5 bis 4-fachen des PV Werts.

Die Strehl Ratio besagt den Energieverlust zentral im Beugungsscheibchen im Verhältnis zu einer perfekte Optik. 0.80 ist hier das Mindestkriterium.

Optik Testverfahren

Generell muss ein Optiker jedes opt. Element des Teleskops separat testen. Ein fertiges opt. System kann man auch gesamt testen.

Um einige Testverfahren zu nennen: Foucault Test (Messerschneiden Test), Ronchi Test, Null Test, Interferometer, Star Test.

Foucault, Ronchi, Nulltester, Interferometer dienen dazu, um einzelne opt. Elemente zu testen. Mittels Ronchi und Interfermometer können auch fertige Systeme gesamt getestet werden. Ein Teleskop besteht ja aus mehreren opt. Elementen.

Speziell Foucault und Interferometer sind quantitative Tests. Sie werfen letztendlich Zahlen aus. Ein Ronchi Test weniger, ein Nulltester gar nicht. Dieser zeigt nur an, wo Fehlerstellen sind.

Der Star Test (Test einer Optik am Stern) ist die Möglichkeit des Amateurs, seine Optik selbst zu testen. Der Star Test ist ein qualitativer Test. Hier kann man keine "Nummern" ablesen, aber die einzelnen Aberrationen, die eine Teleskop Optik plagen, ziemlich gut dedektieren. Mit etwas Erfahrung lässt sich auch auf die Qualität der Optik rückschließen. Startest sollte im besten Fall immer gepaart mit Beobachtungen einhergehen, wo die Optik auch aufmerksam in ihrer Abbildungsleistung bewertet wird. Damit hat man einen Quer-Check. Der Star Test ist außerdem sehr sensibel. man kann mit entsprechender Erfahrung auch kleine Aberrationen entdecken. Der Star Test kann auch helfen, Probleme zu identifizieren, die man abstellen, also beheben kann, z. B. eine schlechte Justierung, eine Verspannung der Optik durch zu stark angezogene Halteklammern, etc.

Was ist zu den Testverfahren der Hersteller zu sagen? Der Interferometrische Test wäre klar der zu bevorzugende. Jedoch: Die Messpunkte setzt wieder ein Mensch, und kann diese beliebig setzen. Das Auswerteprogramm kann div. Aberrationen ausklammern, weil man diese z. B. im Testaufbau vermutet. Am Ende kann so oder so ein geschönter Befund ausgestellt werden. Optik Hersteller mit guter Reputation ist eher zu trauen, dass die Zertifikate mehr Wert sind als das Papier. Wenn das Streifenbild des Interferogramms auf dem Zertifikat zu sehen ist, kann ein versierter Amateur daraus durchaus etwas ablesen und auf die Daten rückschließen, ob diese stichhaltig sein können.

Foucault Tests sind gegen Interferometrische Tests oft wie Schönwetterberichte. Es liegt in der Sache selbst. beim Foucault Test wird der Spiegel einfach in seinem Profil nur in einer Richtung erfasst, quer durch die Mitte. Da kann sich der Hersteller auch die feinste Stellung des Spiegels mit den geringsten Abweichungen aussuchen. Somit: Legt man einen im Foucault Test als gut befundenen Spiegel unter ein Interferometer, kann die Sache ganz anders aussehen. Es geht wieder darum, ob der Optiker sein Handwerk versteht, dann kann auch mittels Foucault Test ein guter Spiegel hergestellt werden.

Manchmal findet man einer Optik ein Foto eines Ronchi Tests beigelegt. Wenn man nicht über die Tücken des Ronchi Tests Bescheid weiss, und zudem nicht angegeben, wie der Ronchi Test durchgeführt wurde, ist dieses Foto nicht mehr wert als eine nette Beigabe.

Es gilt generell: Papier ist geduldig. Optikhersteller mit guter Reputation ist eher zu trauen. Man kann Optiken im Zweifelsfall bei einem externen Optiktester prüfen lassen. Dies ist üblicherweise mit Kosten verbunden. Auch dabei kommt es darauf an, mit welchen Methoden testet ein externer Experte. Werden mehrere Testverfahren eingesetzt, ist dies meist ein gutes Zeichen, weil jedes Testverfahren seine Stärken und Schwächen hat.

Der Star Test kostet nicht mehr als es zu erlernen. Hier muss man eigentlich nur in Literatur (geringe Kosten) und Zeit investieren. Einen großen Vorteil hat der Star Test: Jeder Labortest findet quasi in "geschützter Umgebung" statt, die Optik liegt dabei in einer für Himmeslbeobchtung sehr unüblichen Lage. Beim Star Test wird das ganze Teleskop getestet, hier fallen Schwächen wie mangelnde Strukturfestigkeit des Teleskops, ein wackelnder Fokussiertrieb, etc., ebenfalls auf, die auf die Beobachtung sehr wohl Einfluss haben. Und das Teleskop wird in realer Umgebung in einer üblichen Lage eingesetzt. Am Himmel zählt es, was ein Teleskop leistet. Super hohe Strehl Werte, speziell wenn sie nur von einem opt. Element stammen, wie beispielsweise beim Newton Hauptspiegel, sind irgendwie verdächtig und etwas für den Stammtisch.

Labor Optik Tester und Star Tester sind sich auch nicht einig. Jeder pocht auf seine Methodik zu testen. Es ist klar, es geht ja gegen das "Geschäft", wenn man die andere Methode "anerkennen" würde. Und freilich kann sich etwas in einem eingefleischten Messtechniker sträuben, wenn er am Ende keine Zahlen auf den Tisch legen kann. Hier ein klares Wort: Jedes Testverfahren hat seine Berechtigung, wenn es korrekt angewendet wird und nicht geschönt wird. Eines bleibt: die Abbildungsleistung eines Teleskops zeigt sich am Himmel. Und dabei spielen andere Faktoren auch eine Rolle.

Eine umfassende Aussage über die Leistungsfähigkeit einer Optik, des gesamten optischen Systems, könnte die Kontrastübertragungskurve geben. Die sog. MTF (Modulation Transfer Function) is für Teleskope so etwas wie ein Frequenzübertragungsdiagramm für HiFi Lautsprecherboxen. Nur leider wird nicht danach getestet, kein Hersteller bietet dieses Diagramm. Die MTF ist dennoch gut für das Verständnis. Probleme eines Teleskops kommen selten allein. Jedes einzelne davon für sich wäre vielleicht nicht so schlimm, alle zusammen können dennoch die Kontrastübertragung so in die Knie zwingen, dass nicht mehr viel davon übrig bleibt.

Ist es sinnvoll nach einer guten Optik zu streben, die besser als "beugungsbegrenzt" ist? Klare Antwort: Ja. Eine gute Optik hat mehr Reserven, bevor die Abbildung "kippt".

Kann eine hoch obstruierte Optik überhaupt "beugungsbegrenzt" sein? Die Optik selbst ja. Was die Obstruktion noch zusätzlich an Kontrastübertragung kostet, das kostet sie eben. Damit muss man leben, wenn man aus irgenwelchen Gründen zu so einem Teleskoptyp greift. Es sollten daher hoch obstruierte Optiken wirklich scharf sein, um den Kontrastverlust ein bisschen zu bremsen. Ohne Zwang sollte man sich keine hoch obstruierten Optiken zulegen. Sie haben wohl ihre Berechtigung - die vermeintlichen "Allrounder" sind in Wahrheit Spezialisten für bestimmte Anwendungen.

Kann ein achromatischer Refraktor beugungsbegrenzt sein? Nun ja, diese Optiken werden für visuellen Einsatz gebaut, und sind auf das grüne Licht hin optimiert. Sie sind im roten Licht unterkorrigiert, im blauen Licht überkorrigiert. Dazu kommt der Farbfehler, der feinste Details verschmieren kann. Taugt so eine Optik überhaupt etwas? Ganz klare Antwort: Ja. Bei der Deepsky Beobachtung wird einem der Farbfehler höchst selten über den Weg laufen. Bei der Planetenbeobachtung hat man eine Farbverschiebung, klar. Dennoch sind viele Details erkennbar und sogar durch die Farbverschiebung mit stärkerem Kontrast - man denke an Jupiter mit seinen zarten Farbkontrasten. Besitzer farbeiner Optiken schrauben fallweise einen Grünfilter in den Strahlengang um den Kontrast zu erhöhen. Diesen Grünfilter hat man quasi beim Achromaten "eingebaut". Scharf muss ein Achromat sein. Dann ist auch damit viel Spaß gegeben, zu moderaten Kosten. Wer allerdings die delikaten Farbnuancen auf Jupiter voll auskosten will, sollte sich eher an hochpreisige APO Refraktoren halten.

Ist es besser eine sehr gute kleinere Optik zu nehmen als eine größere weniger gute Optik, vielleicht sogar eine hoch obstruierte? Eine sehr gute kleinere Optik kann durch die gute Kontrastübertragun viel aufholen. Auch wenn Licht fehlt. Die Bäume wachsen aber nicht in den Himmel. Beispiel: Ein gut justiertes und gutes, austemperiertes C11 wird jeden Vierzoll Refraktor, sei er noch so gut, auch bei der heiklen Jupiter Beobachtung schlagen. Wenn dem nicht so ist, passt etwas mit dem C11 gröber nicht. Die Frage ist eher: Ist ein x-beliebiges C11 auch wirklich gut, es gibt eine gewisse Streuung, man muss durchaus mit dem λ/4 Mindestkriterium rechnen. Vor allem: Schafft man es, dieses Teleskop thermisch unter Kontrolle zu haben? Das sind gewisse Unawägbarkeiten. Wer jedoch vorwiegend Deepsky beobachtet, wird um Öffnung nicht umhin kommen. Wenn dennoch eine knackscharfe Planetenbeobachtung gewünscht wird, ist eigentlich der Weg vorgegeben: Es ist ein größeres Dobson Teleskop.

Wie man es dreht oder wendet: es gibt keine notwendigerweise schlechten Teleskoptypen. Es kommt sehr darauf an, was man mit dem Teleskop vor hat.  Demnach, und nach Geldbeutel, wird sich der Teleskoptyp richten. Egal welchen Teleskoptyp man am Ende wählt: Jedes sollte eine ordentliche Abbildungsqualität liefern können.

Visuelle Beobachter haben andere Anforderungen als Fotografen. Wer beides betreiben will, muss mit einem Kompromiss leben, vielleicht eher da oder dort hin verschoben. Spätestens bei Fotografen geht es auch nicht mehr um die Jagd nach dem besten Strehl Wert. Hier ist die Ausleuchtung und Abbildungsqualität bis in die Ecken des Bildformats gefragt. Das sind ganz andere Dinge, die teils konträr zu dem verlaufen, was gut für die visuelle Beobachtung ist.

OTA (Optical Tube Assembly)

Unter OTA versteht man in der Regel den Fernrohrtubus mit Optik und Fokussierer. In aller Regel sind auch Rohrschellen mit inbegriffen, je nach Anbieter ist eine Prismenschiene mit dabei.  Zumindest einen Sucherschuh sollte man vorfinden. In manchen Fällen bekommt man den OTA inklusive Sucherfernrohr. Achten Sie immer genau auf die Beschreibung was mit dem optischen Tubus mit geliefert wird.

Parallaktisch

Siehe Äquatorial

Petzval System

Das Petzval Objektiv war das erste lichtstarke Portraitobjektiv. Es besteht aus einem Linsendoublet an der Frontseite, einem weiteren Linsendoublet weiter hinten und einer Blende dazwischen. Das erste Linsenpaar korrigierte die sphärische Aberration, das zweite Linsenpaar die Koma, die Blende dazwischen beseitigte den Astigmatisumus schräg einfallender Bündel. Die guten Eigenschaften gingen auf Kosten einer stärkeren Bildfeldwölbung und Vignettierung.

Heute spricht man bei vierlinsigen Refraktoren oft von Petzval oder modifizierten Petzval Objektiven. Im Prinzip ist dabei aber das vordere Linsendoublet ein normales achromatisches Objektiv, das hintere Doublet übernimmt die Funktion eines Flatteners. Somit handelt es sich eigentlich um einen Achromaten mit eingebautem Korrektursystem zur Ebnung des Bildfeldes. Der Farbfehler des Achromaten wird dabei etwas gemindert.

ED Refraktoren dieser Bauart sind eine gute Basis für Astrofotografie.

Polachse

Es ist die auf den Himmelspol ausgerichtete Achse einer parallaktischen Montierung. Sie wird auch Stundenachse oder Rektaszensionsachse (kurz: RA Achse) genannt.

Polhöhe

Die Höhe des Himmelspols über dem Horizont. Die Polhöhe entspricht der geographischen Breite.

Beispiel: Auf 50° nördlicher Breite befindet sich der Himmelspol 50° über dem Nordpunkt des Horizonts.

Polsucher

Ein Polsucher ist in aller Regel ein in der Polachse einer parallaktischen Montierung eingebautes kleines Linsenteleskop. Das Okular weist eine Strichplatte auf, die Markierungen enthält mit derer die Poljustierung erleichtert werden soll.

Der Polsucher ist ein umkehrendes Fernrohr (Kepler Typ). Was bei der Poljustierung eigentlich Sinn und Zweck ist: Die Montierung in Azimut und Polhöhe so zu verstellen, dass der Polarstern an eine durch die Strichplatte definierte Stelle im Polsucher gebrahcht wird.

Diese Stelle befindet sich auf einem Kreis, den der Polarstern um den Himmelspol zieht. Wo ist diese Stelle? Sie ist nicht beliebig. Sie entspricht dem Stundenwinkel (Hour Angle) des Polarsterns.

Bei manchen Montierungen wird die Orientierung der Polaris Markierung im Polsucher durch Einstellung über Skalen hergestellt (Längengradausgleich gegen den Zeit Meridian, Datum, Zonenzeit) oder direkt über den Stundenwinkel des Polarsterns am RA Teilkreis der Montierung. Andere weisen eine Strichplatte in Form einer Uhr auf. Als Hilfe gibt die Steuerung oder eine kleine Applikation für Computer/Smartphones die Stellung des Polarsterns relativ zu dem gedachten Ziffernblatt als "Clock Position" an.

Es gibt nicht nur in die Polachse eingebaute Polsucher. Wenn die Polachse aus Stabilitätsgründen nicht durchbohrt wird, kann ein externer Polsucher zum Einsatz kommen. Diesen muss man allerdings erst einmal parallel zur Polachse ausrichten, bevor man damit eine Poljustierung durchführen kann.

Präzession

Die Erdachse steht, wie schon an anderer Stelle in dieser Sektion erörtet, schief zu ihrer Bahnebene. Über kurze Zeitabschnitte, sagen wir ein Jahr, steht die Erdachse auch so gut wie konstant im Raum. Langfristig gesehen nicht.

Die Gestalt der Erde ist von einer Kugel abweichend, man bezeichnet diese Form als Rotationsellipsoid, genauer: Geoid. Die Gezeitenkräfte von Sonne und Mond wirken dahingehend, dass auf die Erdachse ein Drehmoment wirkt, welches versucht, die Erdachse aufzurichten und damit die Schiefe der Ekliptik zu verringern.

Die Erde rotiert, daher weicht die Erdachse nach den Kreiselgesetzen senkrecht zu diesem Aufrichtmoment aus. Somit beschreibt die Erdachse im Lauf der Zeit einen (doppelten) Kegelmantel. Der Himmelspol wandert auf einem Kreis um den Pol der Ekliptik. Die Dauer bis die Erdachse einen vollen Kreis überstrichen hat, nennt man Platonisches Weltenjahr (etwa 26000 Jahre).

Abb.: Die Gezeitenkräfte (Pfeile nach rechts) greifen am Äquatorwulst der Erde an, und zwar auf der Sonne und Mond zugewandten Seite stärker als auf der abgewandten Seite. Dadurch bewirken die Gezeitenkräfte ein Aufstellmoment (Pfeile an den Polen nach links), was die rotierende Erdachse in die Kreiselbewegung zwingt.

Unser Polarstern (Polaris, α UMi) steht also nur zufällig gerade nahe des Himmelspols. Vor etwa 3000 Jahren war es der Stern Thuban (α Dra). In etwa 2000 Jahren wird es der Stern Errai (γ Cep) sein, in etwa 12000 Jahren der Stern Wega (α Lyr), der nahe des Himmelspols steht.


Abb: Der Himmelspol wandert mit der Zeit aufgrund der Präzessionsbewegung der Erchachse, und zieht in rund 26000 Jahren einen Kreis um den Pol der Ekliptik

Primärfokus

Im Primärfokus liegt das vom Hauptspiegel eines Spiegelteleskops erzeugte Bild. Da der Newton nur einen planen Fangspiegel aufweist, arbeitet man am Okularauszug im Primärfokus.

Auch bei Refraktoren spricht man von Primärfokus. Das Bild wird hier nur durch das Linsenobjektiv geformt.

Cassegrain-Fokus Typen haben am Okularende hingegen den Sekundärfokus. Im Primärfokus würde man arbeiten, wenn man anstelle des Sekundärspiegels eine Kamera einsetzt.

Prismenschiene

Prismenschienen dienen zur Verbindung des Teleskop mit der Montierung. Die Prismenschiene ist entweder direkt am Teleskop Tubus angebracht, oder an den Rohrschellen. Der Sattel der Montierung verfügt über eine Aufnahme für die Prismenschiene und kann diese klemmen.

Prismenschienen werden in 2" (Vixen Level) und 3" (Losmandy Level) angeboten. Je nach der Aufnahme die der Montierungssattel bietet, ist die Prismenschiene zu wählen. Manche Montierungen können den Sattel wechseln, manche weisen eine Kombi-Klemme auf, die 2" und 3" Schienen klemmen kann.

Keine Frage, die Art wie ein Teleskop auf der Montierung geklemmt wird, trägt zur Stabilität des Setups bei. Eine 3" Schiene hat einfach eine breitere Basis. Um Teleskope mit einer 2" Schiene dennoch in einer 3" Schienenaufnahme klemmen zu können, gibt es Adapterschienen, die ihrerseits auf die 2" Schiene geklemmt werden und dann in die 3" Schienenaufnahme passen.

Rektaszension

Siehe Äquatorialsystem.

Rektaszensionsachse

Siehe Polachse.

Reducer

Als Reducer wird ein Linsensystem bezeichnet, das zur Verkürzung der Brennweite des Teleskops dient.

Normalerweise hat der Reducer zwei Funktionen: Die Brennweite zu verkürzen, und das Bildfeld zu ebnen. Es gibt jedoch auch Reducer ohne Bildebnungsfunktion.

Generell muss man beachten, dass hinter dem Linsensystem ein gewisser Arbeitsabstand bis zum Fokus eingehalten werden muss. Meist ist der Abstand sehr exakt einzuhalten, mir nur geringer Toleranz. Selten findet man Reducer, die in einem weiteren Bereich des Arbeitsabstands funktionieren. Eine optimale Position existiert dennoch.

Für die Fotografie ist zu beachten, dass nicht nur die Brennweite verkürzt wird, die Optik also "schneller" wird, sondern auch das voll ausgeleuchtete Feld um den Faktor der Brennweitenverkürzung schrumpft.

Rohrschelle

Rohrschellen dienen zur Befestigung des Fernrohrs auf der Montierung. Es sind in aller Regel aufklappbare Ringe, die den Tubus umfassen, und oben wie unten Gewindebohrungen an flachen Absätzen aufweisen. Somit kann eine Prismenschiene montiert werden, oder die Rohrschelle auch direkt mit der Aufnahme an der Montierung verschraubt werden (bei älteren Montierungen).

Die oberen Gewindebohrungen der Rohrschellen dienen zur Aufnahme von Leitrohrschellen oder zur Montage eines Griffs, oder einer weiteren Prismenschiene. Eine der beiden oberen Bohrungen ist meist als 1/4" UNC Fotogewinde ausgeführt. Hier kann somit auch eine Kamera aufgesetzt werden.

Scheinbares Gesichtsfeld

Das scheinbare Gesichtsfeld von Okularen wird vom Hersteller angegeben. Es ist ein maßgeblicher Faktor eines Okulars. Bei Standard Okularen (Plössl, Ortho) hat man nur bis zu etwa 50° scheinbares Feld (Eigenfeld). Weitwinkel Okulare beginnen etwa bei 60° Eigenfeld, extreme gehen heute bis 100°.

Weitwinkel Okulare weisen meist nach Herstellerangabe ein größeres Eigenfeld auf als es aus der Sterndurchlaufmethode des wahren Feldes ermittelbar ist. Der Grund liegt in der Verzeichnung dieser Okulare. Dabei variiert die Vergrößerung über das Feld, sie wir zum Rand hin stärker.

Schiefspiegler

Als Schiefspiegler bezeichnet man Spiegelteleskope, bei denen die Spiegel derart positioniert sind, dass keine Obstruktion entsteht. Es steht sozusagen kein Spiegel dem anderen im Weg.

Der bekannteste Schiefspiegler ist der "Kutter" (nach Anton Kutter). Es gibt allerdings viele weitere Arten von Schiefspiegler Teleskopen wobei oft mehr als zwei Spiegel im Einsatz sind.

Eine besondere Spielart der Schiefspiegler ist der "Yolo".

Schiefspiegler sind in der heutigen Zeit vom Markt so gut wie verschwunden. Sie werden vor allem im Eigenbau von manchen Amateuren hergestellt. Man könnte sagen, es ist eine "Spinnerei". Mit einem größeren, visuell optimierten Newton Teleskop, wie man es heute einigermaßen günstig erwerben kann, hat man den Kontrastverlust durch den Fangspiegel bei der Planetenbeobachtung locker wieder "herinnen". Im Deepsky Bereich hat man mit dem größeren Teleskop mehr Licht.

Dem gegenüber steht jedoch die Faszination, die von diesen Teleskopen ausgeht. Es ist einfach etwas Besonderes.

SD Gläser

Als SD (steht für "super low dispersion", manchmal auch UL für "ultra-low dispersion") Gläser beizeichnet man Gläser mit anormaler Dispersion. SD Gläser ermöglichen es, besser farbkorrigierte Linsenoptiken herzustellen.

Seeing

Unter Seeing versteht man in der Astronomie das Ausmaß der Bildunschärfe, die durch atmosphärische Turbulenzen (atmosphärisches Seeing) verursacht wird. Aber auch der Beobachtungsplatz hat seine Eigenheiten (lokales Seeing). Und selbst im Teleskop sind Luftströmungen durch das Austemperieren vorhanden (Teleskop Thermik).

Das atmosphärische Seeing hängt zum Großteil von der Wetterlage ab. So genanntes Rückseitenwetter, nach Durchzug einer Kaltfront bringt zwar gute Transparenz, aber in aller Regel unruhiges Seeing mit sich. Der Jetstream in höheren Atmosphärenschichten ist zwar sehr laminar, jedoch kommt es an den Grenzschichten zur umgebenden Atmosphäre zu Verwirbelungen. Gutes Seeing ist bei länger andauerndem Hochdruckwetter zu erwarten. Es hat jedoch auch seinen Gang über die Nacht. In der Abenddämmerung ist es oft recht gut, wird mit dem Einbruch der Nacht bis etwa 2 Uhr früh zunehmend schlechter, dann langsam besser, und kann wiederum in der Morgendämmerung sehr gut sein.

Der Beobachtungsplatz selbst hat ebenfalls Einfluss. Wenn Wind über Felskanten oder Gebäude hinweg verwirbelt wird, hat man lokale Turbulenzen. Gutes lokales Seeing ergibt sich auf flachem Land, auf einer sanft abfallenden, kahlen Bergkuppe, wo sich am ehesten so etwas wie eine laminare Strömung bilden kann. Zu den lokalen Bedingungen zählt auch das sog. Kuppelseeing von Sternwarten. Durch den Spalt kommt es zum Austausch von kühler Luft, die unten einsickert und warmer Luft, die oben abzieht. Dadurch kommt es genau im Bereich des Spalts zu Verwirbelungen. Eines gilt jedenfalls: atomspärischen Bedingungen ist man ausgesetzt, man kann mal ausnehmend gutes Seeing erleben, und extrem schlechtes. Den Beobachtungsplatz kann man auf jeden Fall selbst wählen und einen mit besseren lokalen Verhältnissen suchen.

Das Instrument selbst hat ebenfalls einen beträchtlichen Einfluss. Refraktoren sind eindeutig im Vorteil. Sie haben zwar einen geschlossenen Tubus, jedoch muss das Licht nur einmal durch die im Tubus eingeschlossene Luft. Newton Teleskope, brauchen ihre Zeit zum Austemperieren, sind aber weniger problematisch wie Teleskopsysteme mit geschlossenem Tubus, vorrangig sind hier jene mit Cassegrain Fokus gemeint. Hier muss das Licht dreimal durch den Tubus. Beim Newton nur zweimal. Ganz zur Ruhe kommt die Luft im Tubus nie, weil das Teleskop nach oben zu gegen den kalten Weltraum Wärme abstrahlt, hingegen vom Boden Wärmestrahlung erhält. Die Glasmassen von optischen Elementen hinken bei fallender Temperatur immer hinterher. Einen Stopp kann es in der Morgendämmerung geben, wenn sich die Umgebungstemperatur stabilisert, bevor sie wieder steigt. Dies trifft sich mit dem täglichen Seeinggang. Das bedeutet, die Chancen auf außergewöhnlich gutes Seeing ist am ehesten in der Morgendämmerung gegeben, wenn auch das Instrument thermisch zur Ruhe kommt.

Je nach Teleskopöffnung zeigt sich die Auswirkung des Seeings anders. Bei kleinen Öffnungen springt das Sternscheibchen herum. es ist aber nicht vom Seeing verzerrt. Mit zunehmender Öffnung wird das Sternscheibchen mehr und mehr entstellt, bis es bei großen Öffnungen zu einem planetenähnlichen Scheibchen werden kann. Dieser Effekt ist manchmal schon mit 10" Öffnung zu beobachten.

Prinzipiell betrifft das Seeing alle Teleskope. Wenn es wirklich schlecht ist, äußert es sich nicht nur in großen Teleskopen, dann sind auch kleine Teleskop in ihrer Abbildung beeinträchtigt.

Vielfach wird Teleskop Thermik, speziell von Beobachtern mit SC Teleskopen, Maksutov Teleskopen (solche mit geschlossenem Tubus und Cassegrain Fokus) für atmoshärisches Seeing gehalten. Dem thermischen Einfluss des Instruments wird generell wenig Bedeutung beigemessen, wiewohl es einen entscheidenden Einfluss auf die Abbildung hat.

Das Seeing wird üblicherweise in Bogensekunden angegeben, wobei die Halbwertsbreite (FWHM) einer Punktlichtquelle (eines Sterns) herangenzogen wird.

Für visuelle Planetenbeobachter gibt es Skalen zur Bewertung des Seeings, z. B. nach Pickering, oder nach Antoniadi. Nachfolgend eine grafische Darstellung der Skala nach Danjon, gezeigt wird hier das Seeing anhand des Beugungsbild eines Sterns bei hoher Vergrößerung, wie es sich in einem größeren Amateurteleskop darstellt. Prinzipiell enthalten alle Skalen verbale Beschreibungen der Klassifikation.


Seeingskala nach Danjon

V ist bedeutet nach Danjon perfektes Seeing, I extrem schlechtes Seeing. Die Antoniadi Skala ist ähnlich, nur in umgekehrter Reihenfolge. Die Pickering Skala ist 10-stufig, was zwar eine genauer Einschätzung erlaubt, aber die Sache auch nicht vereinfacht. Bei der Pickering Skala ist 10 der beste Wert, 1 der schlechteste.

Ohne die Angabe des verwendeten Teleskops (Typ, Öffnung und Brennweite) sind die Bewertungen nach den meisten Skalen ziemlich nutzlos. Das Seeing ändert sich auch ständig, etwas bessere Momente und schlechtere wechseln. Eine Einschätzung ist durchaus schwierig, sonst gäbe es nicht zig verschieden Ansätze das Seeing visuell zu klassifizieren. Zudem kann die Thermik des Instruments selbst, wie schon erwähnt, schlechteres Seeing vortäuschen, als tatsächlich herrscht.

Perfektes Seeing oder nahezu perfektes Seeing wird man selten antreffen, manchmal dauern diese Phasen länger, manchmal nur wenige Minuten. Als Beobachter hat man es also mehr oder minder immer mit Seeing zu tun. Speziell bei der Beobachtung im hohen Vergrößerungsbereich wird es schlagend. Somit prinzipiell bei Mond- und Planetenbeobachtung, allerdings auch bei Deepsky Beobachtungen im hohen Vergrößerungsbereich. Klarerweise ist das Seeing im Zenitraum immer noch besser als tief unten am Himmel, gegen den Horizont zu.

Wir können Frequenz und Amplitude unterscheiden. Hochfrequentes Seeing mit großer Amplidute wird jeden Spaß verderben. Hochfrequentes Seeing mit niedriger Amplitude kann zum Flimmern werden, dabei wird jegliche Feinstrukturen zu beobachten verunmöglicht. Besser ist langsames Seeing, auch wenn mit hoher Amplitude, findet man dazwischen brauchbare Momente. Langsames Seeing mit niedriger Amplitude ist besser geeignet für alle Beobachtungsaufgaben. Es gilt also abzuschätzen, wie die Bedingungen sind. Fallweise kann trotz klarer Nacht auf die Beobachtung verzichtet werden, weil mit Teleskopen keine gute Abbildung zu erreichen sein wird. Es geht auch darum, ob hohe Vergrößerungen nutzbar sind, oder man es besser bei niedrigen bis mittleren Vergrößerungen bleiben lassen muss. Dadurch wird die Beobachtung ebenfalls eingeschränkt. Zum Glück ist extrem schlechtes Seeing ähnlich selten wir sehr gutes Seeing, kann aber genauso gehäuft auftreten.

Seidel Fehler

Die fünf monochromatischen Abbildungsfehler (d. h. sie treten unabhängig von der Wellenlänge des Lichts auf) nach Philipp Ludwig Ritter von Seidel lauten:

Sekundärfokus

Bei Cassegrain-Fokus Teleskoptypen hat das Licht den Hauptspiegel und den Sekundärspiegel passiert. Dort wo der Focus des Instruments am Okularstutzen liegt, dies ist der Sekundärfokus.

Der Primärfokus wäre das vom Hauptspiegel erzeugte Bild. Bei Celestron SC Teleskopen mit Hyperstar lässt sich z. B. der Primärfokus nützen. Bei normaler Verwendung arbeitet man im Sekundärfokus.

Bei Refraktoren arbeitet man normal im Primärfokus. Wird ein Refraktor hingegen zur Okularprojektion verwendet, spricht man auch hier vom Sekundärfokus.

Sekundärspiegel

Beim Newton Teleskop ist es der um 45° geneigte Fangspiegel, im englischen Sprachgebrauch auch als Diagnal Mirror bezeichnet.

Bei Systemen mit Cassegrain-Focus ist es der konvexe Spiegel der im Strahlengang vor dem Hauptspiegel sitzt, und mit seiner verspiegelten Fläche zum Hauptspiegel weist, Es ist je nach Teleskoptyp ein sphärischer, ellipsoider oder hyperboloider Spiegel.

Der Sekundärspiegel verursacht Obstruktion.

Sphärische Aberration

Sphärische Aberration, auch Öffnungsfehler genannt, bewirkt, dass parallel zur opt. Achse einfallende Strahlen (entspricht einem Stern auf der optischen Achse, also in der Bildmitte) keine gemeinsame Schnittweite haben. Randnah einfallende Strahlen haben eine kürzere Schnittweite als achsnah einfallende Strahlen (Unterkorrektur). Die unten stehende Grafik verdeutlicht diesen Effekt.


Abb.: Sphärische Aberration, Unterkorrektur


Abb.: Fokusbereich vergrößert dargestellt. Es gibt keinen genauen Fokus, nur einen besten Kompromiss. Die Strahlen formen quasi ein "Horn", man spricht auch vom "Kaustischen Horn"

Ist die Situation umgekehrt, dass randnah einfallende Strahlen eine längere Schnittweite haben als achsnah einfallende Strahlen, liegt Überkorrektur vor. Das "Kaustische Horn" ist damit umgedreht: das Mundstück zeigt zum Objektiv, die Trichteröffnung in die entgegengesetzte Richtung.

Sphärische Aberration ist ein Fertigungsfehler und liegt praktisch immer vor. Es gibt keine "perfekten" Optiken in dieser Hinsicht. Wieviel an sphärischer Aberration ist tolerierbar? Oftmals wird der Begriff "beugungsbegrenzt" strapaziert. Damit ist das sog. λ/4 Limit gemeint. Anders ausgedrückt entspricht dies einem Strehl Wert von 0.80.

 In der Praxis liegt sphärische Aberration meist als Unterkorrektur vor. Gute Optiken weisen nur ein sehr mildes Ausmaß an Sphärischer Aberration auf.

Spider Spikes

Die sog. Spider Spikes sind die üblicherweise vier dünnen Strahlen, die man auf Astrofotos von hellen Sternen ausgehen sieht. Es handelt sich dabei um einen Beugungseffekt an der Spinne, Die Spinne hält den Sekundärspiegel im Tubus.

Eigentlich sind Spider Spikes Bildartefakte die für ein Spiegelteleskop typisch sind. Manche Astro Imager finden diese Spikes aber reizvoll, und setzen selbst vor Refraktorobjektive eine Fadenspinne.

Spinne (Spider)

Die Spinne ist bei Spiegeltelesopen mit offenem Tubus (z. B.: Newton, Cassegrain, Ritchey-Chrétien) dafür zuständig, den Sekundärspiegel im Tubus an seiner vorgesehenen Stelle ausreichend stabil zu halten.

Teleskope. die vorne durch ein Element aus optischem Glas abgeschlossen sind (z. B.: Meniskuslinse beim Maksurov, Schmidt Korrektor beim Schmidt-Cassegrain, opt. Fenster beim Newton) benötigen in der Regel keine Spinne, da der Sekundärspiegel direkt an dem Glaselement angebracht werden kann.

Einige Sonderformen von Teleskopen weisen ein opt. Element an der Front auf, benötigen aber dennoch eine Spinne. Z. B.: Wright-Newton, Schmidtkamera. Die Spinne sitzt dabei weiter innen im Tubus.

Sucherfernrohr (Finder Scope)

Ein Sucherfernrohr, kurz Sucher, im engl. Sprachgebrauch Finder genannt, ist ein kleiner Refraktor, der auf dem Teleskop montiert ist, und parallel zu der Blickrichtung des Teleskops ausgerichtet ist.

Der Sucher weist ein weitaus größeres Sehfeld auf als es ein Weitwinkelokular mit der niedrigsten sinnvollen Brennweite schafft. Damit wird die Orientierung am Himmel erleichtert, man sieht im Sucher auch schwächere Sterne und so manches Himmelsobjekt kann direkt ins Fadenkreuz gestellt werden. Wenn der Sucher richtig justiert ist, dann wird dieses Objekt nun in der Bildmitte aufscheinen, sobald Sie ins Okular blicken.

Gebräuchliche Sucher gibt es mit 50 mm (7x50 oder 8x50) oder 30 mm Öffnung (6x30).  Die erste Zahl gibt die Vergrößerung an, die zweite die Öffnung.

Mit geradsichtigen Suchern kann man visieren. Also mit dem ganzen Teleskop zielen. Man muss mit dem auf dem Kopf stehenden Bild leben. Das ist am Anfang ungewohnt, man lernt aber mit der Zeit sich daran zu gewöhnen.

Wohl gibt es Sucher mit 90° Einblick, sie liefern ein aufrechtes und seitenrichtiges Bild, aber visieren, sprich zielen, kann man damit nicht.

Neben opt. Sucher gibt es auch reine Visierhilfen. Leuchtpunktsucher, hier wird einfach ein roter Punkt auf eine Glas oder Kunststoff Scheibe projiziert, durch die man den Himmel betrachtet, Es scheint als würde der Punkt auf den Himmel projiziert. Somit kann man sehen wo das Teleskop gerade hinzielt.

Statt nur einem Punkt der quasi auf den Himmel projiziert wird, gibt es auch solche Visierhilfen, die ein Set von konzentrischen Kreisen mit definierten Radien zeigen. Damit lassen sich sogar Distanzen am Himmel einschätzen.

Der Vorteil solcher Visierhilfen: man sieht den Sternenhimmel wie mit dem freien Auge.  Mit Vergrößerung, und schwächere Sterne, sieht man hingegen nur in optischen Suchern, den klassichen Sucherfernrohren.

Speziell größere Dobson Teleskope sind idealerweise mit einer Visierhilfe und einem opt. Sucher bestückt.

Sucherhalter

Der Sucherhalter nimmt ein Sucherfernrohr justierbar auf. Er stellt zudem eine gewisse Distanz vom Teleskoptubus zum Sucher dar. Letztlich muss man mit dem Auge an das Sucher Okular ran, der eigene Kopf braucht auch noch einen gewissen Platz. Sonst kann man nicht in den Sucher einblicken.

Sucherschuh

Der Sucherschuh ist am Teleskoptubus oder vielleicht am Okularauszug (bei Refraktoren) befestigt. Als Quasi-Standard hat sich der Vixen Sucherschuh entwickelt. Durch die Klemmung kann ein Sucherfernrohr mit Halter schnell montiert und abgenommen werden. Zudem muss man den Sucher nicht unbedingt jedesmal neu nachjustieren, weil er in guter Konstanz immer gleich geklemmt wird.

Teilkreise

An Teleskopmontierungen finden wir heute fallweise noch Teilkreise an der RA und der Dec Achse.

In RA ist es der sog. Stundenkreis. Die Strichteilungen entsprechen Zeitminuten. Am Dec Teilkreis sind es Grad bzw. Bogenminuten.

In früheren Zeiten gab es noch keine Goto Montierungen. Man musste die Objekte entweder mittels Sternkarte und Sucher finden, oder man hat, speziell in Sternwarten, wo ein Instrument fix und perfekt Poljustert aufgestellt ist, über die Teilkreise Objekte aufgesucht.

Heute sind die Teilkreise eher wissenschaftlich anmutender Zierrat. Die Strichteilung ist zu grob. Ältere Montierungen mögen an den Teilrkeisen noch Nonius Skalen (auch Vernier Skalen genannt) zur genaueren Ablesung aufweisen. Damit kann tatsächlich ein Objekt über die Teilkreise aufgefunden werden.

Der RA Teilrkeis ist bei manchen Montierungen noch hilfreich bei der Poljustierung. Für diese Zwecke reicht auch die grobe Teilung aus.

Früher hatten einige Teleskope keinen Stundenkreis, sondern eine Stundenwinkel Skala. Sie ist von -6 h über 0 bis +6 h verlaufen. Ein direktes Indexieren war damit nicht möglich.

Transmissionsverluste

Transmissionsverluste entstehen an den Grenzflächen von Linsen sowie im Glas selbst.

Der Lichtverlust an Glas-Luft-Flächen kann durch Vergütung der Linsenflächen (Coating) verringert werden. Wirksames Coating (Multi Coating) kann diesen Lichtverlust drastisch verringern.

Öl-gefühte Linsen sowie verkittete Linsen weisen durch das Fügemedium intern nur geringe Transmissionsverluste auf.

Spiegel reflektieren ebenfalls nicht 100% des einfallendes Licht. Je nach Spiegelbeschichtung geht mehr oder weniger Licht verloren.

Siehe auch: Coating

Kokret muss man bei Spiegelteleskopen nocjh den Lichtverlust durch die Abschattung des Sekundärspiegels mit einrechnen.

All diese Überlegungen gehen von einer perfekten Optik aus. Optikfehler bedeuten jedoch, dass die Intensität der Energie im Beugungsscheibchen eines Sterns sinkt. Dadurch ergibt sich ein weiterer Verlust.

Rechnet man alles ein, ergeben sich oft erschreckend niedrige Werte, was an Öffnung "übrig" bleibt. Allerdings, das ist dann eine perfekte Öffnung ohne irgendwelche Verluste. Ein kleineres Teleskop dieser Öffnung hat seine technisch bedingten und individuellen Verluste, fällt als auch unter den nominellen Wert.

Vergrößerung

Die Vergrößerung errechnet sich aus der Brennweite des Teleskops dividiert durch die Brennweite des Okulars.

V = Fobj / fok

Beispiel:
Brennweite Teleskop = 910 mm
Brennweite Okular = 15 mm
Vergrößerung = 910 / 15 = 60.67

Anmerkung: So genau brauchen wir es für den Hausgebrauch nicht - einfach aufrunden oder abrunden. Die Vergrößerung ist in erster Linie ein Richtwert, den wir durchaus für weitere Berechnungen verwenden können.

Verzeichnung

Wenn gerade Linien von einem optischen System nicht als gerade Linien abgebildet werden, sprechen wir von Verzeichnung.

Wir unterscheiden dabei die sog. kissenförmige und die sog. tonnenförmige Verzeichnung.

Astro Objektive weisen eigentlich keine nennenswerte Verzeichnung auf, jedoch kann Verzeichnung bei Weitwinkelokularen auftreten, in Form der kissenförmigen Verzeichnung. Es liegt somit quasi eine sich ändernde Vergrößerung über das Feld des Okulars vor.  Zum Feldrand hin steigt die Vergrößerung an.

Vignettierung

In der Astrofotografie versteht man unter Vignettierung gemeinhin den Lichtabfall hin zum Rand eines Bildes. Ein Randlichtabfall kann durch ein unzureichend ausgeleuchtetes Bildfeld entstehen, es kann aber auch echte Vignettierung entstehen, also Abschattung im Strahlengang des Teleskops.

Der Effekt ist der gleiche. Die Bildecken sind dunkler als die Bildmitte. Die Kur dafür liegt in den sog. Flat Frames (auch Weißbild).

Wahres Gesichtsfeld

Das wahre Gesichtsfeld eines Okulars besagt, welchen Winkel man mit diesem Okular am Himmel einsehen kann.

Überschlagsmäßig lässt sich das wahre Feld berechnen, indem man das scheinbare Feld durch die Vergrößerung die mit diesem Okular erzielt wird, dividiert.

Ftrue = Fapp  /  V

Beispiel: Scheinbares Feld: 70°, Vergrößerung: 50x
Das wahre Feld wäre demnach 1,4°

Bei "Standard Okularen" (Plössl, Ortho) wird diese Methode relativ gute Werte liefern. Bei Weitwinkelokularen ist durch die sehr häufig anzutreffende Verzeichnung des Feldes zum Rand hin eine anwachsende Vergrößerung gegeben. Damit ist das wahre Feld kleiner als das auf diese Weise berechnete.

Eine genaue Auskunf über das wahre Feld gibt die Sterndurchlaufzeit.

Man suche einen Stern im Süden nahe des Himmelsäquators (5 Grad auf oder ab ist kein Problem), und messe bei abgeschalteter Nachführung die Zeit T in Sekunden, die der Stern braucht, um durch das gesamte Gesichtsfeld zu laufen.

Berechnet wird das wahre Feld dann aus T / 239,35

Nimmt man einen Stern mit höherer Deklination (δ), so ist die gemessene Zeit mit dem Cosinus der Deklination δ des Sterns zu multiplizieren (T wird dann zu T * cos δ).

Wavefront Error

Siehe Optische Qualität

Weißbild (Flat Frame)

Das sog. Weißbild dient in der Astrofotografie dazu, um Helligkeitszunterschiede (ungleiche Ausleuchtung des Bildes) sowie unvermeidliche Verschmutzung des Sensors bzw. vorgeschalteter Linsen/Filter auszugleichen.

Für das Weißbild wird eine gleichmäßig beleuchtete oder leuchtende Fläche aufgenommen. Die Kamera muss in exakt der gleichen Orientierung zum Sensor und auch in der exakten Fokusposition sitzen - genau in jener Konfiguration wie das eigentliche Foto aufgenommen wurde.

Als gleichmäßig helle Fläche kann der Dämmerungshimmel dienen, ein Leuchtkasten oder eine sog. Flat Folie. Bei den Leuchtfolien ist darauf zu achten, dass nicht nur in einigen Wellenlängen Licht abgestrahlt wird sondern in einem breiten Bereich.

Das Flat Bild enthält auf jeden Fall das Ausleserauschen (Bias), sowie genau genommen auch Dunkelstrom (Dark).

Zenitprisma

Ein Zenitprisma fungiert im Prinzip wie ein Zenitspiegel. Nur wird hier eben kein Spiegel eingesetzt, sondern ein Prisma, an dessen 45° zum Strahlengang geneigter Kante es zur Totalreflexion kommt.

Durch das Prisma ist natürlich ein gewisser Glasweg gegeben. Alte Refraktoren, auch die ersten APO Refraktoren z. B. von Zeiss sind noch für den Glasweg eines Prismas gerechnet. An diesen Instrumenten ist ein Prisma erforderlich.

Auch die heute noch nach alter Tradition und Optikrechnung von Fraunhofer gefertigten achromatischen Refraktoren sind noch für die Verwendung eines Prismas ausgelegt.

Zenitspiegel

Ein Zenitspiegel hilft bei Teleskopen mit Einblick am hinteren Ende (Refraktor, Cassegrain-Focus Typen) die Beobachtung im Zenitraum angenehmer zu gestalten. Der Strahlengang wird mittels eines 45° geneigten Spiegels rechtwinklig umgelenkt.

Durch die Verwendung eines Zenitspiegels ergibt sich immer ein aufrecht stehendes aber seitenverkehrtes Bild.

Alle heutigen Optikrechnungen, auch bei Refraktoren, sind für Zenitspiegel ausgelegt. Der Glasweg für ein Prisma ist dabei nicht mehr berücksichtigt.

Zenitspiegel gibt es in 1.25" und 2" Ausführung, mit entsprechendem Steckanschluss (1.25" bzw. 2") bzw. SC Gewindeanschluss fernrohrseitig. Der Steckanschluss entspricht auch der Okularaufnahme. 2" Zenitspiegel können über einen Reduzieradapter auch 1.25" Zubehör aufnehmen.

Heute kann man Zenitspiegel mit sehr hoch reflektivem Coating herstellen, das geht bei dielektrischen Coatings bis zu 99%. Damit entsteht durch den Zenitspiegel praktisch kein Lichtverlust mehr, und dieses Coating altert auch nicht mehr.