historische Übersicht    
                       

Linsenfernrohr

1609 einlinsige Fernrohr

Galilei-Fernrohr

Das Galilei-Fernrohr (Galileisches Fernrohr, auch Holländisches Fernrohr) wurde von den holländischen Brillenmacher Hans Lipperhey und Zaccharias Janssen unabhängig voneinander um 1608 erfunden und in der Folgezeit von Galileo Galilei weiterentwickelt. Es hat als Objektiv eine Sammellinse und als Okular eine Zerstreuungslinse kleinerer Brennweite. Es besitzt ein kleines Gesichtsfeld, stellt die Objekte aufrecht und seitenrichtig dar. Durch die Zerstreuungslinse entsteht ein virtuelles Bild, das nicht projiziert werden kann (Sonnenprojektion unmöglich).
Diese Linsenanordnung wurde in der Seefahrt als Fernrohr eingesetzt. Heute findet man dieses System bei Operngläsern. 

   

Spiegelfernrohr

Von Newton bis zur Erfindung der Beschichtung von Glasspiegeln wurden polierte Messingspiegel verwendet. Messing reflektiert Licht mit mehr Streulicht als eine Silberschicht auf Glas und liefert deswegen kontrastarme Bilder.
Deshalb wurde mit der Beschichtung von Glas mit Silber zusammen mit der gleichzeitig entwickelten foucaultsche Testmethode für Spiegeloptiken, die Voraussetzung geschaffen, Spiegelteleskope mit höchster optischer Güte zu bauen. Der Kontrast war nun höher als bei Metallspiegeln.  Die Öffnung war jetzt auch nicht mehr durch Halterungsprobleme des Objektivs begrenzt, denn der Spiegel kann auf seiner Rückseite gelagert werden. (eine Linse nur am Rand)
Den Durchbruch hierfür stellt der 1908 gebaute und 1909 in Betrieb genommene 60´´ Spiegelteleskop auf dem Mt. Wilson (Kalifornien) dar, das alle grundlegenden Eigenschaften moderner Spiegelteleskope aufwies.

   

1670 Metallspiegel von Isaac Newton

Da Newton überzeugt war, dass der Farbfehler prinzipiell bei Linsenfernrohren nicht korrigierbar ist, suchte er einen neuen Weg, kompakte Teleskope zu bauen. Er entwickelte 1673 ein Spiegelsystem, das mit Newton-Spiegel nach Ihm benannt ist.
Die Oberfläche der Metallspiegel war zwar poliert, aber trotzdem so rau, dass das Streulicht den Kontrast des Bildes stark verringerte.

   

1780 Herschel

Etwa im Jahre 1772 beginnt sich Friedrich Wilhelm Herschel für die Astronomie zu interessieren. Da es zu dieser Zeit kaum Teleskope gab, begann er Metallspiegel für Fernrohre selbst her zu stellen. Herschel muß auf Metall zurückgreifen, da es noch keine Oberflächenverspiegelung für Glas gab. Um die Metallschmelze und das Schleifen des Spiegels zu optimieren, fertigte er über 400 Spiegel verschiedener Größen an. Herschels größtes Spiegelteleskop mit 12 m Brennweite und 1,22 m Spiegeldurchmesser wurde 1787 fertig gestellt.   
Die größeren Teleskope wurden ohne Umlenkspiegel benutzt, um den hohen Lichtverlust durch den Sekundärspiegel zu vermeiden. Man nahm in Kauf, dass der Beobachter teilweise die Optik verdeckte und ebenfalls die Bildverschlechterung, die durch diese Kippung des Spiegels verursacht wurde.

   

Strahlengang eines holländischen- oder galileischen Fernrohrs.
Die Vergrößerung ist errechnet sich aus den Winkel o´/o´´.

Der entscheidende Nachteil dieses Systems ist die Begrenzung der Austritspupille durch die Größe der Pupille des Auges des Beobachters.
Die damals schwierig herzustellenden Negativ-Linsen (Zerstreuungslinse oder Konkav-Linse für das Okular) hatten Brennweiten um -60 mm.  Die für eine 100-fache Vergrößerung notwendige Objektivlinse müsste eine Brennweite von 600 cm haben und damit wäre das Gesichtsfeld auf 3´ begrenzt. (Sonne und Mond haben einen scheinbaren Durchmesser von 30´). Das Kepler-Fernrohr hat zum Vergleich um einen Faktor 10 größeres Gesichtsfeld und damit kann der Astronom die Objekte leichter finden.

1609 Galilei-Fernrohr

Kepler beobachtete 1613 mit einem Objektiv von 10 bis 20 mm Öffnung und erreichte eine Vergrößerung von 10 bis 20 mal. Die Auflösung war dabei 5 bis 10 mal höher als die des Auges.

   
   
   

1845 Lord Ross

Lord Ross fertigte seine Spiegel aus einer Legierung mit 68% Kupfer und 32% Zinn an. Er schliff und polierte die Spiegel von Hand. Der größte Spiegel hat einen Durchmesser von 1,82 m, das Teleskop eine Brennweite von 16 m (1:9).  
Nachteil der Metallspiegel war zudem, dass sie mit der Zeit oxidieren und nachpoliert werden mussten, speziell in England mit seinem feuchten Klima, war Lord Ross gezwungen, dies alle 2 bis 3 Monate zu tun.

 

Kepler-Fernrohr

Als Kepler-Fernrohr (Keplersches Fernrohr, auch astronomisches Fernrohr) bezeichnet man ein Linsenfernrohr, das einer von Johannes Kepler 1611 beschriebenen Bauweise folgt, die sowohl als Objektiv als auch als Okular konvexe Sammellinse hat. Es werden zwei Sammellinsen verschiedener
Brennweiten kombiniert: ein Objektiv (Objektlinse) von langer Brennweite mit einem Okular (Augenlinse) von kurzer Brennweite. Ob wirklich Johannes Kepler diesen Fernrohrtyp – der außer in der Astronomie z. B. auch in geodätischen Theodoliten verwendet wird – erfunden hat, ist ungewiss. Das erste überlieferte Fernrohr in „Keplerbauweise“ wurde jedenfalls vom Jesuiten Christoph Scheiner um 1613 gebaut.
Da sich der Strahlengang im Teleskop kreuzt, erzeugt das Objektiv ein reelles, aber auf dem Kopf stehendes (um 180 Grad gedrehtes) Bild des betrachteten Gegenstands, das man mittels des Okulars – nach dem Prinzip der Lupe – vergrößert betrachtet.

1880 Silberschicht auf Glas  

In der 2. Hälfte des 19. Jahrhunderts wurden viele Rezepte zum Versilbern von Glasspiegeln entwickelt. Das wichtigste  Rezept ist wohl das von Brashear aus dem Jahre 1880.
Nachdem man die Beschichtung von Glasspiegeln beherrschte, konnte man Spiegeloptiken mit hoher Reflektion und hohem Kontrast herstellen. Grundlage dafür war, neben dem Versilbern, die foucaultsche Testmethode, die es den Spiegelschleifern in der Werkstatt erlaubte, die Spiegel mit höchster Genauigkeit zu analysieren und zu korrigieren. Damit wurde es möglich, Spiegeloptiken mit höchster Reflektion und damit kontrastreichen Bildern herzustellen.

   

Strahlengang eines keplerschen oder astronomischen Fernrohrs.
Die Vergrößerung ist Objektiv-Brennweite / Okular-Brennweite

   

Dieses Konzept hat den maßgeblichen Vorteil, dass bei hohen Vergrößerungen das Gesichtsfeld noch ausreichend groß ist, um das Auffinden der gesuchten Objekte mit sinnvollem Aufwand zu ermöglichen. Bei Kepler-Fernrohren wird das Gesichtsfeld nur von der Feldlinse (erste Linse) des Okulars begrenzt.
Bei einer Objektivbrennweite von 3000 mm und einer Okularbrennweite von 30 mm ist die Vergrößerung 100–fach und es kann mit guten Okularen ein Gesichtsfeld von 40´ erreicht werden.

1908 Hale Spiegel

1,5 m Spiegel auf dem Mount Wilson
Das von George Willis Ritchey selbst konstruierte 60-Zoll Teleskop war ein Meilenstein für alle nachfolgenden Spiegelteleskope. Die von ihm gefertigte Optik wies schon drei verschiedene Fokuslagen auf:

  • Primärfokus (Newton) 7,62 Meter Brennweite
  • Cassegrain mit Nasmyth-Fokfokus 30,5 Meter Brennweite
  • Cassegrain mit Coudé-Fokus, 39,2 Meter Brennweite  

Die verwendete Gabelmontierung erlaubt mit dem Coudé-Fokus den Einsatz von schweren Spektrographen.

1675 Huygens und Cassini

Das einlinsige Kepler-Fernrohr erreicht seine Blütezeit mit Teleskopen von Christiaan Huygens, der auch verbesserte Okulare entwickelte (Huygensokulare). Diese Teleskope waren sehr unhandlich, denn bei 200 Millimeter Öffnung hatten sie Brennweiten von um die 40 Meter. Huygens konnte den Saturnmond Titan (1655) entdecken. Außerdem konnte er durch die bessere Auflösung seines Teleskops erkennen, dass das, was Galilei als Ohren des Saturns bezeichnet hatte, in Wirklichkeit die Saturnringe waren.
Cassini beobachtete ebenfalls mit einem Linsenfernrohr mit 20 cm Öffnung und einer Brennweite von 40 Meter. Die Auflösung seines Geräts betrug 0,6 Bogensekunden, das ist 200 mal besser als die des Auges. Er entdeckte damit die Saturnmond: Iapetus (1671), Rhea (1672), Tethys (1684), Dione (1684) und sogar die nach ihm benannte Teilung im Saturnring (0,6´´ breit), die selbst heute nur mit Teleskopen mit mindestens 15 cm Öffnung zu beobachten ist.
Ein Bild hier des Geräts von Hevel, um 1673, mit fast 45 m Baulänge.

   
   
   
   

1917 Hooker Spiegel

2,5 m Spiegel auf dem Mount Wilson
Beobachtungen mit diesem Teleskop bildeten die Grundlage für wichtige Erkenntnisse in der Astronomie: Die erste Galaxie wurde in Einzelsterne aufgelöst,  Russell fand die Klassifikation der Sterne und Hubble stellte die Rotverschiebung der Galaxien fest.  

   
1824 Zweilinsige Frauenhofer Achromate

Die Eigenschaften dieses Objektiv-Typs sind unter Linsenfernrohre beschrieben.
   

1824 Dorpat-Refraktor: Beginn der Achromate

Im Jahre 1824 lieferte der Optiker Joseph von Frauenhofer das erste große achromatische Objektiv an die Sternwarte in Dorpat (heute Estland) aus. Hervorzuheben ist, dass das mit 24 cm Öffnung und 4,34 m Brennweite das erste größere Teleskop war, bei dem die Glaseigenschaften der Linsen systematisch vermessen und das Objektiv berechnet wurde.
Außerdem besaß der Dorpat-Refraktor erstmals eine parallaktische Montierung mit Uhrwerk (mit dem das Gerät nur um eine Achse der Himmelsdrehung nachgeführt werden musste) und stellte als Gesamtteleskop Urvater der großen Refraktoren dar.

   
   

1947 Hale Teleskop

5 m Spiegel auf dem Mount Paloma, er war das größte Spielteleskop der Welt, bis es 1975 von 6 m Spiegel in Zelenchuk abgelöst wurde. Es ist noch heute das größte parallaktisch montierte Teleskop der Welt.
Bei den Beobachtungen mit dem Hooker-Teleskop stellte man fest, dass ein Spiegel dieser Größe eine Temperaturaudehnung besitzt, die die Bildqualität verschlechtert. Deshalb verwendet man für das Hale-Teleskop einen Spiegel aus PYREX, das einen  niedrigen Ausdehnungskoeffizienten besitzt und schon 1915 von der US-Firma Corning eingeführt wurde. Der Hooker Spiegel  ist das erste Großteleskop, bei dem Spiegelmaterial mit geringem Ausdehnungskoeffizienten verwendet wurde.

   
   

1892 großer Refraktor von Yerkes

Im Jahre 1892 gab George Ellery Hale von der Universität von Chicago das größte Linsenfernrohr der Welt in Auftrag. Die Optik wurde 1897 von Alvin Clark hergestellt. Der Refraktor hat eine Brennweite von 19,7 Meter und ist mit einem Objektivdurchmesser von 102 cm nicht nur das größte Linsenfernrohr, sondern auch am besten korrigierte Großteleskop (über 60 cm) der Welt.

   
   
   

1950 Einführung der Glaskeramik  

Das Material des Spiegels wurde immer weiter verbessert, vom Metall zum verspiegeltem Glas wurde der Kontrast höher. Jetzt blieb noch das Problem der Ausdehnung des Spiegels bei Temperaturerhöhung. Dadurch verändern sich optische Eigenschaften, wie die Lage des Brennpunkts, die Korrektur, usw.
In den fünfziger Jahren wurde die Entwicklung der Glaskeramik vorangetrieben. Es entstanden in den USA CER-VIT, in der Bundesrepublik ZERODUR und in der UdSSR SITALL. Alle diese Glaskeramikstoffe hatten keine Temperaturausdehnung im verwendeten Temperaturbereich. Die Glaskeramik unterscheidet sich von Keramiken durch völlige Porenlosigkeit. Dadurch ließ sich eine glatte Oberfläche polieren.
Die ersten Großteleskope mit Glaskeramikspiegel hatten Spiegeldurchmesser von 3,5 bis 4 Meter und wurden in den sechsziger- und  siebziger Jahren fertig gestellt.

   

1977 Selentschuk

6 m Spiegel in Selentschuk im Kaukasus.
Es war das erste Großteleskop, das auf einer äquatorialen Montierung gebaut wurde. Bei der azimutalen Montierung steht eine Achse senkrecht zur Erdoberfläche, die andere horizontal. Diese Art von Montierungen musste bei dem 6-Meter-Teleskop verwendet werden, da die bewegten Massen 900 Tonnen betragen und dies für eine parallaktische Montierung zu aufwendig ist.
Ein Fernrohr muss mit der azimutalen Montierung um zwei Achsen bewegt werden, um ein Himmelsobjekt nachzuführen. Nur an Pol (senkrechte Achse) und Äquator (horizontale Achse) muss das Teleskop nur um eine Achse nachgeführt werden. Gleichzeitig dreht sich das Bildfeld während des Nachführens. Diese Bildfelddrehung ist von der Deklination des Objektes abhängig und muss ebenfalls nachgeführt werden.
Voraussetzung war dafür, dass man die Computer gesteuerte Nachführung um drei Achsen beherrschte.    

1930   Astrographen

Ein besonders wichtiger Teleskoptyp war der Astrograph vom Typ Sonnenfeld, der als Vierlinser ein Öffnungsverhältnis von 1:5 bei perfekter Abbildung hatte.
Er wurde erst durch Einführung des Schmidt-Teleskoptyps abgelöst, der wesentlich größere Öffnungen zulässt. Das größte Schmidt-Teleskop steht mit 1,34 m Öffnung in Tautenburg.
Durch die Korrektur mit 4 Linsen sind jetzt kurze Brennweiten möglich, ohne auf eine gute Farbkorrektur zu verzichten.

   
   
   
1980 dreilinsige Objektive

Die Eigenschaften dieses Apochromat genannten Objektiv-Typs sind unter Linsenfernrohre eschrieben.
   
   

1979 MMT Mount Hopkins

Multi Mirrow Teleskope
Hier wurden 6 Cassegrain-Spiegel zu einem Sechseck gebündelt. Jeder Hauptspiegel hat einen Durchmesser von 1,8 m, das System hat eine Brennweite von 57,6 m. Man hat so Kosten gespart, ohne auf Lichtstärke zu verzichten. Es wird hier viel Licht gesammelt.
Planspiegel, die vor dem Hauptspiegel angeordnet sind, lenken die Strahlengänge der 6 Teleskope in den zentralen Teil, wo sie auf die 6 Flächen eines pyramidenförmigen Spiegelkörpers treffen. Dieser wirkt als Strahlenvereiniger, der die Bilder der 6 Teleskope überlagert. Damit war das MMT der Urvater der Multimirrow-Teleskope, die heute für die nächsten Jahrzehnte geplant sind.
Inzwischen wurden diese 6 Einzelteleskope von einem Teleskop mit einem 6,5 m-Spiegel abgelöst.

 

1980 Amateurbereich

Für die Amateurastronomen wurde die Wiedergeburt der drei- und vierlinsigen Astrographen mit Teleskopen von Astrophysics und TeleVue (www.astroshop.de) eingeläutet.
Diese Teleskope hatten typischerweise Öffnungen um 100 – 175mm bei Öffnungsverhältnissen von 1:5 – 1:8.
Die Firma Astrophysics spielte auch die Vorreiterrolle für größere apochromatische Refraktoren für die visuelle Beobachtung und stellte diese bis 200mm Öffnung her.

   
Weiteres über Linsenfernrohre hier.      
             

1989 aktive Optik für Spiegeloberfläche

Um Kosten und Aufwand beim Bau eines Teleskops klein zu halten, werden sehr dünne Spiegel angestrebt. Die Verformung des Spiegels in verschiedenen Lagen ist jedoch so groß, dass die optische Oberfläche nicht erhalten bleibt. Deshalb wird der Spiegel auf Stempel gelagert, die der Verformung entgegen wirken.
Diese Technologie ist die Voraussetzung für den Bau von Teleskopen mit einem Spiegel von über 6 Meter Durchmesser. Die Vorteile sind

  • Geringes Gewicht
  • Kleine thermische Masse, d.h. schnelles Anpassen an die Nachttemperatur
  • Kleinere mechanische Strukturen (Tubus, Montierung) und damit kostengünstig
               
     

1997 NTT La Silla  

Das New Technologie Telescope, mit einem Spiegeldurchmesser von 3,5 Metern, leitete eine neue Ära des Teleskopbaus ein. Es war weltweit das erste Teleskop mit aktiver Optik: die Form seines Hauptspiegels wird fortwährend computergestützt kontrolliert und korrigiert. Heute findet diese bei ESO entwickelte Technik bei allen größeren Teleskopen Anwendung.

             
   

1998 adaptive Optik zum Ausgleich der Luftunruhe

Ein Teleskop sammelt das Licht eines astronomischen Objekts (z.B. Saturn). Die von der Atmosphäre durch optische Turbulenz gestörten Lichtwellen werden von einem deformierbaren Spiegel geglättet und an die hochauflösende Kamera als korrigierte Lichtwellen reflektiert. Dazu werden die von einem Wellenfrontsensor in Echtzeit gemessenen optischen Störungen in einem Echtzeitcomputer verarbeitet und in einer Regelschleife in entsprechende Signale für den deformierbaren Spiegel umgerechnet.
Der Wellenfrontsensor kann zur Bestimmung der optischen Störungen entweder das Licht vom Beobachtungsobjekt analysieren, einen geeigneten Leitstern in der Nähe des Beobachtungsobjekts analysieren oder das Licht eines künstlichen Laserleitstern zur Analyse verwenden.
Durchlaufen die Lichtstrahlen von Leitstern und Beobachtungsobjekt in etwa die gleiche Atmosphäre, so erhält man eine gute optische Korrektur für beide Objekte.
Auch älter Teleskope, die noch einen dicken Spiegel haben, können auf aktive Optik nachgerüstet werden. Es wird lediglich eine Glasplatte in den Strahlengang eingefügt, die dann entsprechend verändert wird.

   

1999 Erhöhung der Auflösung durch Interferometer

Werden die Strahlengänge (mindestens) zweier Teleskope zur interferenz gebracht, ist der Abstand beider Teleskope für die Auflösung maßgebliche, also nicht mehr der Spiegeldurchmesser. 
Die Schwierigkeit besteht darin, die unterschiedliche Ankunftszeit einer Wellenfront an den Teleskopen des Interferometers auszugleichen. Dazu ist die Verzögerungsstrecke erforderlich. Diese Hauptkomponente eines optischen Interferometers muss  sehr genau justiert werden.

               
   

1999 VLT

Very Large Telescopes
Das VLT steht auf dem Paranal in 2635 Meter Höhe in Chile. Es besteht aus 4 Teleskopen mit einem Spiegeldurchmesser von 8,2 m und 4 beweglichen Teleskopen mit einem Spiegeldurchmesser von 1,8 m. Die Bilder der einzelnen Teleskope werden zur Interferenz gebracht. Jetzt ist nicht mehr der Spiegeldurchmesser für die Auflösung maßgeblichen, sondern der Abstand der Teleskope. Die vier 8,2 m Teleskope können zu einem Verbund zusammen gefasst werden und bilden ein optisches Interferometer mit einer Basis von maximal 130 Meter. Mit den vier zusätzlichen, beweglichen Teleskopen wird eine maximale Basis von 200 Meter möglich. Es können so 25 mal feinere Strukturen (1/2000 Bogensekunde)  beobachtet werden als mit dem einzelnen Teleskop.   

               

2001 CHARA

Center for High Angular Resolution Astronomy (Zentrum für hoch winkelauflösende Astronomie) auf dem Mount Wilson in Kalifornien.
Die Anlage besteht aus sechs Teleskopen mit einem Spiegeldurchmesser von 1 Meter. Sie sind auf dem Berg verteilt und das Licht der einzelnen Teleskope wird durch Vakuumröhren zum Strahlvereiniger geleitet. Wenn der Lichtweg der Teleskope auf ein tausendstel Millimeter genau justiert ist, können die sechs Teleskope 0,0002  Bogensekunden auflösen. In Anbetracht der Spiegelgröße und des Arbeitsabstands der einzelnen Teleskope von bis zu 330 Metern, ist CHARA die auflösungsstärkste Anlage weltweit. 

           
    Weiteres über Spiegelfernrohre hier.