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Ein Fernrohr ist ein optisches afokales Linsensystem, mit dem man entfernte Gegenstände unter einem größeren Sehwinkel als mit dem bloßen Auge und dadurch scheinbar näher sieht.
Wie jedes Gerät, mit dem das Auge direkt beobachten soll, erzeugt das Fernrohr parallele Lichtstrahlen, die vom entspannten Auge auf der Netzhaut gesammelt werden. Da Fernrohre für die Beobachtung entfernter Objekte bestimmt sind, sind auch die einfallenden Strahlen zueinander parallel (oder fast parallel). Ein Fernrohr wandelt also einfallende Parallelstrahlen in ausfallende Parallelstrahlen, verändert also höchstens den Winkel und die Dichte dieser Strahlen. Die Veränderung des Winkels bewirkt die Vergrößerung. Die größere Dichte der Strahlen vergrößert die Helligkeit des Bildes.
Fernrohrarten
Astronomische Fernrohre
Astronomische Teleskope sind meist nicht afokal, sondern nur dann, wenn sie für die Betrachtung der Objekte mit dem Auge mit einem Okular ausgestattet sind. Allgemein benutzte man in der Astronomie früher bevorzugt Linsenfernrohre, auch als Refraktoren bezeichnet, während in neuerer Zeit alle größeren Teleskope Spiegelteleskope, also Reflektoren, sind.Terrestrische Fernrohre
Für terrestrische Beobachtungen (z.B. Militär, Ornithologie und Jagd) verwendet man- Ferngläser. Man versteht darunter kompakte Linsenfernrohre kürzerer Brennweite mit Prismen-Systemen, die ein aufrechtes und seitenrichtiges Bild liefern. Ein solches Fernglas hat meist für jedes Auge einen separaten Strahlengang (Objektiv, Prismensystem und Okular).
- Spektive. Kompakte und robuste Fernrohre zur einäugigen (monokularen) Beobachtung; Objektivdurchmesser von 50 bis 100 mm.
Linsenfernrohre und Spiegelteleskope
Linsenfernrohre und Spiegelteleskope können visuell oder auch fotografisch genutzt werden.- Bei der visuellen Nutzung des Fernrohrs dient das Auge als Empfänger. Ein stereoskopisches Bild kann mit einem Fernrohr nicht erzeugt werden, weil Fernrohre (außer den Ferngläsern) nur ein Objektiv haben. In der Astronomie sind die Beobachtungsobjekte dafür auch zu weit entfernt, die Strahlengänge des Lichts verlaufen nahezu parallel. Allerdings werden binokulare Ansätze für das beidäugige Sehen verwendet. Diese sollen ein entspannteres Sehen ermöglichen. Allerdings muss dafür der Strahlengang aufgespaltet werden, was wiederum die Helligkeit des Bildes verringert.
- Bei der fotografischen Nutzung hat das Fernrohr die Funktion eines sehr langbrennweitigen Objektivs.
Wegen ihrer großen Brennweite und wegen ihres Gewichtes werden große Linsenfernrohre und Spiegelteleskope von Montierungen gehalten und bewegt.
Funktionsweise
Telescope-schematic.png Die Funktionsweise wird hier am Beispiel eines Kepler'schen Fernrohrs erklärt:
Das Objektiv (1) erzeugt von einem weit entfernten Objekt (4) ein reelles, umgekehrtes Zwischenbild (5). Dieses wird durch das Okular (2), das wie eine Lupe wirkt, betrachtet. Dem Auge (3) erscheint daher ein vergrößertes, virtuelles Bild (6) in großer Entfernung (parallele gestrichelte Strahlen). Da das Bild umgekehrt ist, wird es bei terrestrischen Fernrohren mit Hilfe von Umkehrprismen oder einer Zwischenlinse zwischen Objektiv und Okular aufgerichtet.
Vergrößerung
Die Vergrößerung eines Fernrohrs ist durch das Verhältnis der Brennweiten von Objektiv und Okular gegeben. Das heißt, ein Fernrohr mit auswechselbaren Okularen, wie es in der Astronomie üblich ist, hat keine feste Vergrößerung; je kürzer die Brennweite des verwendeten Okulars ist, desto stärker ist die resultierende Vergrößerung. Wegen verschiedener Faktoren (siehe unten) ist eine übertrieben starke Vergrößerung sinnlos.
Die Größe der Austrittspupille ergibt sich aus dem Objektivdurchmesser geteilt durch die Vergrößerung.
Störgrößen
Beugung
Wegen der Beugung des Lichtes ist das Auflösungsvermögen des Fernrohrs durch den Durchmesser des Objektivs begrenzt. Die Vergrößerung, die das Auflösungsvermögen des Fernrohrs der des menschlichen Auges optimal anpasst, wird als nützliche Vergrößerung bezeichnet. Diese ist zahlenmäßig etwa so groß, wie die Apertur (Öffnung) des Fernrohrobjektivs in Millimetern. Bei einer stärkeren Vergrößerung erscheinen Sterne nicht als Punkte, sondern als Scheibchen, die von konzentrischen Kreisen (Beugungsringen) umgeben sind.Qualität der Optik
Neben vermeidbaren Fertigungsfehlern hat jedes optische System systembedingt Abbildungsfehler.Luftunruhe
Vom Boden aufsteigende erwärmte Luft aber auch ungenügend temperierte Sternwarten-Kuppeln verursachen störende Schlieren.Vor allem im Winter und bei bestimmten Wetterlagen ist deutlich ein Szintillation genanntes Funkeln der Sterne zu sehen. Dieses wird durch in sich rotierende Konvektionszellen hervorgerufen, die durch den Wärmeaustausch zwischen kälteren und wärmeren Luftschichten entstehen. Oft erscheinen die Sterne und Planeten in kleinen Fernrohren als "wabernde Flecken"; bei fotografischen Aufnahmen werden sie unscharf. Meist bessert sich die Lage mit fortschreitender Nacht.
Astronomen nennen diesen für sie wichtigen Faktor "Seeing". Die Position eines Sterns kann durch ein schlechtes Seeing um 1" bis 3" schwanken. Ein gutes Fernrohr mit einem Auflösungsvermögen von 1", das etwa 150 mm Apertur haben muss, wird also mit seiner Qualität selten voll ausgenutzt. Bei der Beobachtung flächenhafter Objekte, wie Nebeln oder Kometen, ist das Seeing weniger von Bedeutung.
Im Weltall ist das Seeing ideal. Erst dort ist die durch Beugung bedingte Leistungsgrenze astronomischer Geräte erreichbar. Bei neuen großen erdgebundenen Teleskopen wird das Seeing durch adaptive Optik verbessert.
Stabilität der Fernrohraufstellung
Die Montierung, mit der das Fernrohr gehalten und bewegt wird, begrenzt ebenfalls eine sehr starke Vergrößerung. Jede zu starke Schwingung in der Montierung macht sich als Zittern des Beobachtungsobjektes im Gesichtsfeld des Okulars bemerkbar. Die Montierung sollte also möglichst steif und schwingungsarm sein. Bei oft nur mit der Hand gehaltenen Feldstechern, werden meist nur Okulare fest eingebaut, die geringere Vergrößerungen zulassen. Bei diesen Instrumenten wird ein größerer Wert auf die Lichtstärke gelegt. Ein festes Stativ ist aber auch hier von Vorteil.Gesichtsfeld im Fernrohr
Das Blickfeld wird bei Benutzung eines Fernrohrs einerseits merklich eingeschränkt, andererseits deutlicher dargeboten. Es ist umso größer, je näher das Auge zum Okular rückt - was für Brillenträger einen Nachteil darstellt. Daher sollte man bei längerer Beobachtungszeit die Brille abnehmen oder zumindest ein gummibewehrtes Okular kaufen.
In der Astronomie stört das restliche, etwa ringförmige Gesichtsfeld um den Einblick in das Okular. Es kann durch eine Augenmuschel aus weichem Gummi abgedeckt werden, die gleichzeitig dem Auge die Entspannung erleichtert. Wahres Gesichtsfeld nennt man das mit einem Fernrohr tatsächlich überschaubare Himmelsfeld. Bei üblichen Fernrohren ist es kleiner als 1 Grad, bei astronomischen etwa Mondgröße (halbes Grad). Feldstecher haben 5 - 10°, Aussichtsfernrohre einige Grad. Das wahre Gesichtsfeld hängt hauptsächlich von der Vergrößerung des Teleskops ab, doch auch von der Bauart des Okulars (v.a. von den Blenden, der augenseitigen Linse und der Länge des ganzen Linsensystems).
Scheinbares Gesichtsfeld heißt jener Raumbereich, den man im Okular überblickt. Zweilinsige Okulare haben 25 - 50°, teurere Weitwinkelokulare bis über 70°. Hat ein Okular z.B. 50° scheinbares Gesichtsfeld, dann hätte ein Fernrohr mit 50-facher Vergrößerung ein wahres von genau 1 Grad. Das scheinbare Gesichtsfeld eines Okulars kann jeder leicht mit einem Winkelmesser oder einem Kompass bestimmen: Man blickt durch das Okular, hält das zweite Auge offen und merkt sich, wo die Ränder des Gesichtskreises liegen. Dies sollte aber im Freien - oder zumindest in einem sehr großen Raum - geschehen.
Das wahre Gesichtsfeld folgt aus dem obigen mittels Division durch die Vergrößerung. Man kann aber auch die Sonne (nur mit Filter!) oder den Mond benutzen. Deren "Scheiben" sind mit rund ½° fast gleichgroß, variieren aber etwas mit der Jahreszeit und der Mondbahn:
Sonne 31,5' bis 32,6' (0,525 - 0,544°), Mond etwa 29' bis 33'.
Am genauesten wird eine Messung mittels Sternen: wir suchen einen äquatornahen Stern (z.B. im Süden in etwa 40° Höhe; genauer 90° minus Breite) und messen, wie lange er durch das Gesichtsfeld braucht. Die (dezimalen) Minuten sind durch 4 zu teilen. Dauert der Stern-Durchgang also 2,4 Minuten, hat das Teleskop ein Gesichtsfeld von Ø = 0,60°. Kennt man diesen Wert, lassen sich Entfernungen schätzen: Wenn z.B. eine stehende Person von 1,70 m unsere 0,60° gerade ausfüllt, ist sie 1,70 / sin(Ø) = 162 m von uns entfernt. Jäger, Seeleute und Militär verwenden dafür auch Fernrohre oder Feldstecher mit Skalen - doch gibt es nützliche Faustregeln. Wer daher das geschilderte Verfahren perfektionieren will, könnte es zunächst an einem Feldstecher erproben. Bessere Geräte geben die Grad (bzw. die Meter auf 1000 m Distanz) an.
Siehe auch: Sonnenbeobachtung, Fernrohr (Sternbild), Teleskop, Mikroskop
"Fernrohr"