BirrCastle 72in.jpg“, um 1860]] Ein Spiegelteleskop ist ein Fernrohr, bei dem der wesentliche Teil der Optik aus spiegelnden Elementen besteht, es wird deshalb auch als Reflektor bezeichnet. Im deutschen Sprachraum nennt man ein Spiegelteleskop oft verallgemeinert und verkürzt Teleskop.

Geschichte des Spiegelteleskops

Bereits 1616 stellte der Jesuitenpater Nicolaus Zucchius das erste Spiegelteleskop vor. Dieses bestand aus einem Hohlspiegel und einer Zerstreuungslinse. In den folgenden Jahren beschäftigten sich unter anderem Cesare Caravaggi, der Mathematiker Bonaventura Cavalieri, Marin Mersenne und James Gregory mit der Konstruktion verschiedener Bauformen des Spiegelteleskops, von denen allerdings nur das Gregory-Teleskop eine gewisse Bedeutung erlangte.

Gregory stellte sein Teleskop 1663 fertig. Wenig später im Jahr 1668 führten Isaac Newton und der Franzose Cassegrain ihre Teleskope der Öffentlichkeit vor. Unter den Gelehrten fand nun eine europaweite Diskussion über die Vor- und Nachteile dieser Systeme statt.

Das Gregory-Teleskop wurde noch bis in die erste Hälfte des 19. Jahrhunderts gebaut. Das Newton-System wird wegen seines einfachen Aufbaus bis heute von Amateur-Astronomen beim Selbstbau ihrer Instrumente bevorzugt. Für große Teleskope haben sich Varianten und Weiterentwicklungen des Cassegrain-Teleskops durchgesetzt.

Bestandteile

Optische Elemente

Salt mirror.jpg ]] Ein Spiegelteleskop besteht im wesentlichen aus einem Hauptspiegel und einem im selben Tubus montierten Fangspiegel (Ausnahme: Schiefspiegler), die auch Primär- und Sekundär-Spiegel genannt werden. Im Gegensatz zum Objektiv eines Linsenfernrohrs wird das einfallende Licht nicht gebrochen, sondern vom Hauptspiegel reflektiert, dadurch werden Farbfehler vermieden. Da das Licht den Spiegel (im Gegensatz zu einer Linse) nicht durchdringt, kann man den Hauptspiegel mit geeigneten Mechaniken abstützen und daher in fast beliebiger Grösse ausführen (die grössten Linsenteleskope haben einen Objektivdurchmesser von max. 1,2 Meter, wogegen mittlerweile in der wissenschaftlichen Astronomie die Hauptspiegeldurchmesser sich der Zehn-Meter-Marke annähern).

Der Hauptspiegel ist meist annähernd parabolisch geformt, bündelt das vom Himmelskörper einfallende Licht und spiegelt es in Richtung Fangspiegel zurück. Dieser lenkt das Licht zur Seite oder durch eine Bohrung im Primärspiegel in Richtung Okular bzw. Strahlungsdetektor. Dieser ist nur mehr bei Hobbyastronomen das Auge, im wissenschaftlichen Betrieb meist ein digitaler Empfänger (CCD- oder CMOS-Sensor), eine Fotoplatte oder ein Fotofilm. Das gebündelte Licht kann auch vor der Aufnahme durch Farbfilter spezialisiert oder durch Spektrografen einer Spektralanalyse unterzogen werden.

Bei großen Spiegelteleskopen sind diese Strahlungsdetektoren bzw. Instrumente zur Lichtanalyse oft tonnenschwer. Besonders massive Apparate werden manchmal nicht mehr direkt hinter dem Teleskop, sondern bisweilen auch von ihm getrennt aufgestellt und mit einer speziellen Lichtfaseroptik angespeist.

Formgebung (Schleifen und Polieren)

Die genaue Formgebung von astronomischen Spiegeln ist eine delikate und meist sehr langwierige Arbeit, auf die sich weltweit nur wenige Firmen spezialisiert haben; die bekannteste von ihnen ist Zeiss in Oberkochen/Württemberg.

Nach Herstellen der Glasschmelze und dem Guss des Spiegels (Spezialist hierfür ist die Fa. Schott in Mainz) muss der Rohling langsam auskühlen, was z.B. beim 5m-Spiegel von Mount Palomar über ein Jahr dauerte. Die heutigen Materialien wie Zerodur sind zwar auf thermische Spannungen weniger empfindlich, doch sind die gebauten Fernrohrtypen in diesen 50 Jahren auch größer geworden.

Nach Erkalten der Schmelze wird der Spiegel einer Grobkontrolle unterzogen und (hoffentlich) seine Freiheit von Schlieren im Glas festgestellt. Danach erhält er durch Schleifen seine Form, die meist einer Kugelkalotte oder einem Paraboloid entspricht. Die Kunst des Spiegelschleifens kann für Spiegel bis etwa 50 cm in eigenen Kursen erlernt werden, die von Astrovereinen regelmäßig angeboten werden. Der im deutschen Sprachraum bekannteste Spiegelschleifer ist der Oberösterreicher Hermann Koberger. Das Schleifen wird mit zunehmend besserer Anpassung an die Idealform (die mit eigenen Prüfverfahren beurteilt wird) mit immer feinerem Schleifpulver durchgeführt.

Bei größeren Spiegeln ist dieser Prozess natürlich automatisiert und sein genauer Ablauf ausgefeilten Robotern überlassen. Die letzte Feinheit seiner Form erhält der Spiegel durch polieren. Für Amateurfernrohre liegt die optische Toleranz bei mindestens λ/4 ("Lambda Viertel") der verwendeten Wellenlänge, wird aber (bei höheren Kosten) meist auf λ/8 oder gar unter λ/10 festgelegt. Bei Sternwarten gelten noch höhere Ansprüche, was mit den größeren Spiegeldurchmessern einen steigenden Aufwand mit sich bringt.

Die erste wirkliche Funktionsprüfung ist das sog. Erste Licht, die erstmalige Aufnahme eines gut geeigneten und meist bekannten Himmelskörpers oder einer Galaxie. Eine gelungene Aufnahme wird gerne publiziert und findet bei vielen Medien hohes Interesse - z.B. im Oktober 2005 die milchstraßenähnliche Spiralgalaxie NGC 891 vom Ersten Licht des LBT. Diesem Test folgen dann weitere, oft langwierige Justierungsarbeiten am Haupt- und auch Sekundärspiegel, bis das Teleskop nach etwa 1 Jahr seine volle Funktion aufnehmen kann.

Wenn die Optik gewisse Fehlertoleranzen überschreitet, muss sie einer Nachbearbeitung unterzogen werden. Jene des Hubble- Weltraumteleskops ging durch die Medien, war allerdings neben dem Einbau einer Korrektionsoptik auch ein Test für die Arbeitsfähigkeit von Astronauten bei anspruchsvollen Reparaturen.

Stützelemente

Paranal UT.jpg ]] Im Gegensatz zu großen Linsenfernrohren ist es bei Spiegelteleskopen möglich, die Durchbiegung auch sehr großer Spiegel durch Stützkonstruktionen weitestgehend zu verhindern. Zusätzlich werden die neuen Teleskopspiegel so dünn gebaut, dass sie unter ihrem Eigengewicht zerbrechen würden, würden sie nicht von aktiven Stützelementen in Form gehalten werden. Die dünne Konstruktion hat zum einen den Vorteil, dass der Spiegel leichter ist und somit die Teleskopkonstruktion weniger massiv ausfallen kann, zum anderen kann man durch die so genannte aktive Optik (automatische Korrektur von Verzerrungen des Spiegels durch das Eigengewicht mittels Computer und regelbarer Stützelemente) leichte dünne Spiegel wesentlich einfacher in Form biegen und somit in jeder Lage einen perfekten Spiegel haben.

Der größte Spiegel war von 1947 bis 1975 das 5m-Teleskop am Mt. Palomar, Kalifornien. Im letzten Jahrzehnt wurden Spiegeldurchmesser über 8 m realisiert (bspw. das Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) in Chile), während bei Glaslinsen auf Grund der Gewichtsverhältnisse (Durchbiegung) eine obere Grenze von etwa einem Meter besteht.

Es wurden auch Spiegelteleskope gebaut (wie das Keck-Teleskop auf Hawaii mit insgesamt 10 m Spiegeldurchmesser), deren Hauptspiegel aus einzelnen sechseckigen Segmenten besteht, die bienenwabenwartig aneinander gelegt sind und deren Lage hydraulisch korrigiert werden kann. Ein Computer regelt die Lage der Segmente automatisch so, dass immer ein optimales Bild entsteht.

Mit großen Spiegeln wird mehr Licht eingefangen und die erreichbare Grenzgröße noch messbarer Himmelsobjekte liegt bei diesen Spiegelteleskopen höher (die Fläche und somit die Lichtsammelleistung steigt mit den Quadrat des Radius des Spiegels an). Astronomen gewinnen dadurch einen noch tieferen Blick ins Weltall.

Auflösungsvermögen

Wegen der Beugung des Lichtes ist das Auflösungsvermögen eines Spiegelteleskops begrenzt. Ein punktförmiges Beobachtungsobjekt (Stern) wird nicht etwa als Punkt abgebildet, sondern als Beugungsscheibchen. Das theoretische Auflösungsvermögen eines Spiegelteleskops, also der minimale Winkel $\backslash alpha$ zwischen zwei gerade noch trennbaren Objekten, hängt vom Durchmesser $D$ des Hauptspiegels (Apertur) und von der Wellenlänge $\backslash lambda$ des empfangenen Lichts ab. Zwei benachbarte Sterne lassen sich im Fernrohr auflösen, wenn ihre Beugungsscheibchen nicht zu stark überlappen. Angenähert gilt (Winkel in Bogenmaß):

$\backslash alpha\; =\; \{\backslash lambda\; \backslash over\; D\}$

Um Bildfehler zu verringern, müssen die Spiegel sehr präzise bearbeitet werden. Das Schleifen und Polieren der Spiegel erfolgt auf 1/4 bis 1/20 der Licht-Wellenlänge, also mit Genauigkeiten von 150 bis 30 nm.

In der Praxis wird das Auflösungsvermögen aber vom Seeing sehr stark begrenzt, welches hauptsächlich durch Turbulenzen, und sonstige Bewegungen in der Atmosphäre verursacht wird. Durch das Seeing beträgt die erreichbare Auflösung im sichtbaren Licht im Normalfall ca. 1 bis 2 Bogensekunden auf dem europäischen Festland, was dem theoretischen Auflösungsvermögen eines 12cm-Spiegels entspricht. In anderen Weltregionen kann das Seeing erheblich günstiger sein, der beste je gemessene Wert liegt bei 0.18 Bogensekunden auf dem Paranal. Teleskope werden daher meist fernab menschlicher Siedlungen in trockenen Regionen auf hohen Bergen gebaut, um eine möglichst gute Auflösung zu erhalten. Die Bildqualität wird darüber hinaus von Staub, dem Streulicht von Städten (die so genannte Lichtverschmutzung), und dem Gehalt der Luft an Wasserdampf beeinflusst. Wasserdampf in der Atmosphäre stört insbesondere die Beobachtung im (nahen) Infrarot, da er diese Wellenlängen stark dämpft.

Durch adaptive Optik gelingt es bei neuen Geräten in zunehmenden Maße, das höhere Auflösungsvermögen großer Optiken dennoch zu nutzen. Dabei wird entweder ein bekanntes punktförmiges Objekt (Stern) als Referenz benutzt, oder es wird mittels eines Lasers Natrium (stammt aus Mikrometeoriten, die in der Erdatmosphäre verglühen) in der oberen Atmosphäre (in ungefähr 90 km Höhe) zum Leuchten angeregt und somit ein künstlicher Leitstern mit bekannter Form erzeugt. Computerprogramme werten nun das vom Teleskop erzeugte Bild dieses Leitsterns viele Male pro Sekunde aus (bis zu mehr als 1000 Mal pro Sekunde) und verbiegen einen zusätzlichen Korrekturspiegel so lange mit den regelbaren Stellelementen bis die Verzerrungen durch die Luft ausgeglichen sind. Dadurch werden die zu beobachtenden Objekte in der selben Region ebenfalls bis an die theoretische Auflösungsgrenze scharf abgebildet.

Bauformen

Bekannte Bauformen von Spiegelteleskopen sind:

• Newton-Teleskop
• Gregory-Teleskop
• Cassegrain-Teleskop
• Schmidt-Teleskop (auch Schmidt-Kamera genannt)
• Schmidt-Cassegrain-Teleskop
• Schwarzschild-Teleskop

Strahlengang:

Schwarzschild-Teleskop.svg

• Maksutov-Teleskop oder Maksutov-Cassegrain-Teleskop
• Klevtsov-Teleskop
• Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskop oder RC-Teleskop
• Kutter-Schiefspiegler
• Yolo-Schiefspiegler
• Baker-Nunn-Kamera

Auf Grund der Größenbeschränkung der Linsenfernrohre sind alle großen, astronomisch genutzten Fernrohre über 1 Meter Apertur (Öffnung) Spiegelteleskope. Beim Bau sehr großer Teleskope, z.B. dem Very Large Telescope (VLT) der ESO oder dem Hubble-Weltraumteleskop (HST), hat sich das Ritchey-Chrétien-Cassegrain-System durchgesetzt.

Um große Teleskope zu tragen und zu bewegen, benötigt man so genannte Montierungen. Diese müssen eine, der Teleskopgröße entsprechende, Tragfähigkeit und Stabilität haben. Um das Teleskop der scheinbaren Bewegung der Sterne nachzuführen, muss sich das Teleskop mindestens um zwei Achsen bewegen lassen. Hierzu sind exakte Steuerungsmöglichkeiten notwendig.

Vorsichtsmaßnahmen

Bei der Sonnenbeobachtung durch ein Teleskop muss zwingend ein geeigneter Sonnenfilter verwendet werden.

Literatur

• Rolf Riekher: Fernrohre und ihre Meister. 2. Auflage. Verlag Technik GmbH, Berlin 1990 S. 88-94 ISBN 3-341-00791-1

Siehe auch

• Optisches Teleskop
• Astrometrie
• Satellitenkamera

Weblinks

• Quecksilber-Spiegelteleskop (Zenitteleskop mit einem Spiegel aus rotierendem Quecksilber)
• Spiegelteleskop-Eigenbau

Astronomisches Instrument

Reflecting telescope