Die Öffnung

Mit der Öffnung steigt nicht nur die Lichtsammelfähigkeit einer Teleskopoptik, sondern auch das Auflösungsvermögen. Die Öffnung begrenzt die maximal sinnvolle Vergrößerung auf einen endlichen Wert.

Die Öffnung:

Mit der Öffnung steigt nicht nur die Lichtsammelfähigkeit einer Teleskopoptik, sondern auch das Auflösungsvermögen. Die Öffnung begrenzt die maximal sinnvolle Vergrößerung auf einen endlichen Wert.

Warum ist die Öffnung eines Fernrohres so wichtig?

Die Öffnung des Teleskopes ist das wichtigste Kriterium für die Leistungsfähigkeit eines Fernrohres. Egal, welche Vergrößerungen am Karton aufgeführt sind, es gilt folgende Regel:

Je größer die Öffnung, desto leistungsfähiger ist das Fernrohr.

Was bewirkt eine größere Öffnung?
Die lichtsammelnde Fläche wird größer. Ein Fernrohr mit 100mm Öffnung sammelt bereits 2,7 x so viel Licht, wie ein Fernrohr mit 60mm Öffnung. Gasnebel und Galaxien können besser beobachtet werden, schwächere Objekte können erkannt werden.

Die Auflösung steigt, es können feinere Details an Mond und Planeten erkannt werden. Mit der steigenden Auflösung steigt auch die sinnvolle Maximalvergrößerung. Die nebenstehende Aufnahme zeigt gut

Öffnung und maximale sinnvolle Vergrößerung hängen direkt zusammen!

Gerade hier liegt es bei vielen Fernrohranbietern im Argen. Es werden utopische Vergrößerungen angegeben, um Kunden zu locken. Ob dies aus Unkenntnis oder bewußter Irreführung geschieht, sei dahingestellt. Folgende Faustregel sollte man sich merken:

Newton Spiegelteleskope, Rich Field Refraktoren, Schmidt Cassegrains:
Öffnung in Millimeter x 1,5 = maximal sinnvolle Vergrößerung

Refraktoren ab f/8, Maksutov-Teleskope:
Öffnung in Millimeter x 2 = maximal sinnvolle Vergrößerung
Selbstverständlich gibt es von dieser Faustregel leichte Abweichungen. Newtons ab f/8 vertragen durchaus noch etwas höhere Vergrößerungen, während man bei Refraktoren doch nicht so weit gehen sollte. Sollten die Angaben von diversen Anbietern aber deutlich von dieser Grundregel abweichen, verrät das viel über die Seriösität des Anbieters.

Was passiert, wenn man deutlich über die maximal sinnvolle Vergrößerung hinauausgeht?
Theoretisch kann man mit jedem Fernrohr 500fach oder mehr vergrößern. Gerade dies machen sich viele Anbieter zunutze. Wenn man aber über die maximal sinnvolle Vergrößerung rausgeht, kommt man sehr schnell in den leeren Vergrößerungsbereich. Das Objekt wird zwar größer dargestellt, es kommen aber keine weiteren Details dazu. Im Gegenteil, das Bild wird dunkler und unschärfer, alles wirkt verwaschen.

Die maximal sinnvolle Vergrößerung ist erreicht, wenn alle Details, die die Fernohroptik auflösen kann, auch gezeigt werden.


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Die Vergrößerung:

Der sinnvolle Vergrößerungsbereich wird bei jeder Teleskopoptik durch die Öffnung bestimmt. Wir unterscheiden zwischen minimal und maximal sinnvoller Vergrößerung. Zusammen mit der Okularbrennweite ergibt sich die Austrittspupille. Im folgenden werden die Begriffe Brennweite, Öffnungsverhältnis, Vergrößerung und Austrittspupille im Zusammenhang erklärt.

Brennweite
Die Brennweite ist neben der Öffnung die zweitwichtigste Kenngröße eines Fernrohres. Man braucht die Brennweite, um die Vergrößerung zu berechnen.

Die maximal sinnvolle Vergrößerung
Sie ist in erster Linie durch die Öffnung des Teleskops definiert. Zwar kann man die Vergrößerung noch unendlich steigern, doch das führt nicht mehr zu einer verbesserten Auflösung. Warum dem so ist, haben wir in dem Artikel über die Öffnung genau beschrieben. Eine weitere Begrenzung wird durch das Seeing vorgegeben. Je unruhiger die Luft ist, desto weniger Details können durch eine höhere Vergrößerung gezeigt werden.

Die Brennweite ist bei klassischen Linsenfernrohren der Abstand vom Objektiv zum Brennpunkt, wo sich das Okular befindet. Bei Spiegelfernrohren nach Newton ist es eben der Abstand vom Hauptspiegel zum Okular. Es gibt auch Fernrohrtypen, wo durch Spiegel oder Linsen die Brennweite verlängert wird, um eine kurze Bauweise zu erhalten. Diese optischen Teile wirken ähnlich, wie ein Konverter beim Teleobjektiv.

Man kann also nicht immer von der Baulänge eines Fernrohres Rückschlüsse auf die Brennweite ziehen. Oft verbergen sich in einer kurzen Bauweise durchaus längere Brennweiten. Die Brennweite ist meist auf dem Tubus angegeben. Aus dem Zusammenspiel Brennweite und Okularbrennweite ergibt sich dann die Vergrößerung. Auch auf dem Okular steht die Brennweite.

Beispiel:
Ein Refraktor hat 1.000 mm Brennweite und man möchte z.B ein Plössl mit 20mm Brennweite nutzen. Es gilt folgende Formel:
Vergrößerung = Brennweite des Fernrohres / Brennweite des Okulares

Beispiel:
1.000mm Brennweite / 20mm Okularbrennweite = 50fache Vergrößerung.
Eine kleine Abwandlung: Wir wissen, daß die maximale sinnvolle Vergrößerung bei einem Refraktor mit 100mm Öffnung ca. 200fach ist. Welche Okularbrennweite brauche ich nun?

Brennweite des Fernrohres / gewünschte Vergrößerung = Okularbrennweite
Beispiel:
1000mm Brennweite / 200fache Vergrößerung = 5mm Okularbrennweite

Die minimale sinnvolle Vergrößerung / Austrittspupille
Ebenso, wie es die sinnvolle Maximalvergrößerung gibt, existiert auch in die andere Richtung eine Grenze. Diese Grenze ist durch unser menschliches Auge vorgegeben. Bei guter Dunkeladaption öffnet sich die Pupille des menschlichen Auges auf ca. 6,5mm (bei dem einen etwas mehr, beim anderen weniger). Das Strahlenbündel, welches das Okular verlässt, soll nicht größer sein, als die maximale Pupillenöffnung des Auges. Ansonsten würde das Auge abschatten und man verschenkt kostbare Öffnung.

Wie errechnet man den Durchmesser der Austrittspupille: Man braucht hierzu zwei Werte. Die Okularbrennweite und das Öffnungsverhältnis (siehe linke Spalte), also der f/.. Wert. Die nachfolgenden Beispiele beziehen sich auf einen Newton mit 150mm Öffnung und 750mm Brennweite, also mit einem Öffnungsverhältnis von f/5.

Austrittspupille = Okularbrennweite / Öffnungsverhältnis
Beispiel:
20mm Okularbrennweite / f/5 = 4mm Austrittspupille.
Wie errechne ich die minimale sinnvolle Vergrößerung: Zu diesem Zweck wandelt man einfach die Formel ein wenig um. Wir gehen von einer maximalen Pupillenöffnung von 6,5 mm aus.

Okularbrennweite = Öffnungsverhältnis x 6,5 mm
Beispiel:
f/5 x 6,5 mm max. Austrittspupille = 32,5 mm Okularbrennweite

Bei einem Öffnungsverhältnis von f/5 erreicht man also mit einem Okular mit 32mm Brennweite die sinnvolle Minimalvergrößerung. Ein Okular mit 40mm Brennweite würde nichts bringen.


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Gesichtsfeld:

Oft hören oder lesen wir vom "wahren" oder "scheinbarem" Gesichtsfeld. Wo ist da der Unterschied? Der folgende Beitrag soll das abschaulich klären.

Wie berechnet man das wahre Gesichtsfeld am Himmel?
Die Frage, welches Feld ich am Himmel mit einem bestimmten Okular überblicken kann, ist oft entscheidend für den Beobachtungserfolg. Es gibt recht aufwendige Berechnungsmethoden für das wahre Gesichtsfeld eines Okulars. In der Praxis hat sich aber eine Faustformel bewährt.

Für diese Formel braucht man die Vergrößerung und das scheinbare Gesichtsfeld des Okulares. Dieses Gesichtsfeld ist, neben der Brennweite, die wichtigste Angabe bei einem Okular. Ein Plössl Okular hat zum Beispiel etwa 50° scheinbares Gesichtsfeld.

Wahres Gesichtsfeld am Himmel = Scheinbares Okulargesichtsfeld in Grad / Vergrößerung


Beispiel:
50 Grad Okulargesichtsfeld / 25fache Vergrößerung = 2° wahres Gesichtsfeld am Himmel
Nur zur Orientierung: Der Mond hat den Durchmesser von einem halben Grad. Die Faustformel berücksichtigt die Verzeichnung der Okulare nicht. Aber für einen groben Richtwert ist sie absolut ausreichend. Besonders sinnvoll ist die Formel bei schwachen Vergrößerungen, wenn man wissen will, wie groß das maximal mögliche Gesichtsfeld am Himmel ist.


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Die Auflösung:

Neben der reinen Teleskopöffnung spielen noch spielt die Luftruhe noch eine wichtige Rolle beim tatsächlichen und nicht theoretischen Auflösungsvermögen einer Teleskopoptik. Doch was kann man in der Praxis so alles sehen, eine halbwegs ruhige Luft vorausgesetzt?

Das Auflösungsvermögen eines Teleskops ist direkt von der Öffnung abhängig. Je größer die Öffnung des Teleskopes, desto höher ist das Auflösungsvermögen.

Die effektive Auflösung oder praktische Auflösung wird noch von der Bauweise und natürlich von der optischen Qualität beeinflusst. Ein apochromatischer Refraktor kommt der theoretischen Auflösung schon sehr nahe. Ein Spiegelteleskop mit sehr kleinem Fangspiegel ebenfalls.

Effekte, wie der Farbfehler bei Refraktoren oder ein großer Umlenkspiegel bei Spiegelfernrohren reduzieren die effektive Auflösung des Teleskopes.

Die Auflösung am Himmel wird in Bogensekunden ( kurz " ) angegeben. Dieses Maß findet man bei Doppelsternen, Durchmesser von Planetenscheibchen oder Details an Mond oder Planeten. Die effektive Auflösung ist aber auch abhängig vom Objekt. Wenn das Objekt einen hohen Kontrast hat, wie der Schatten eines Jupitermondes auf der Oberfläche oder der Cassini Teilung des Saturnringes, kann man kleinere Abstände auflösen, als bei flächenhaften Details mit geringem Kontrast.

Das theoretische Auflösungsvermögen verschiedener Teleskopöffnungen mit praktischen Beispielen
Die Beispiele sind eher konservativ und von der Stellung der Planeten zur Erde abhängig. Maßgeblich ist natürlich auch die Ruhe der Luft.


Öffnung theor. Auflösung Objektbeispiele
70mm 1,97 " Granulation auf der Sonne, viele Details der Mondoberfläche
90mm 1,38 " Cassiniteilung der Saturnringe, Uranus als Scheibchen
100mm 1,53 " Neptun kann bei Opposition als Scheibchen identifiziert werden
114mm 1,21 " Strukturen in den Jupiterbändern, Oberflächendetails am Mars
150mm 0,92 " Jupitermonde deutlich als Scheibchen, Details in Saturnringen
200mm 0,69 " Feine Details in den Mondkratern, Strukturen im großen roten Fleck


Wie wichtig ist die Ruhe der Luft?
Die Erdatmosphäre ist wie ein Filter. Egal, welche Auflösung die Optik zulässt, wenn die Luft unruhiger ist, hilft die größte Öffnung nichts. Dann zählen Fernrohreigenschaften, wie Kontrast oder Farbreinheit. Der Regelfall ist eine Luftunruhe zwischen 1" und 3". Wenn die Luft unruhiger ist, ist sinnvolle Planetenbeobachtung nicht möglich. Leider ist die Luft auch nur selten ruhiger, als 1". Allerdings "friert" die Luft oft für kurze Momente ein und dann kann die Auflösung des Teleskopes voll augenützt werden.


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Bestandteile astronomischer Fernrohre:

Die Komponenten eines Fernrohrs und wie sie aufeinander abgestimmt werden sollten.

Jede Kette ist so stark, wie ihr schwächstes Glied!
In diesem Sinne sollte jedem der vier Grundbestandsteile, aus denen ein astronomisches Fernrohr besteht, die gleiche Aufmerksamkeit geschenkt werden.


Der optische Tubus
Das ist das eigentliche Fernrohr. Der optische Tubus besteht immer aus der Hauptoptik, ein kleines Peil- oder Sucherfernrohr, dem Halter für die Okulare (kleine Linsensysteme für die Vergrößerung) und natürlich der Befestigungsvorrichtung für die Montierung.

Die Montierung hält den optischen Tubus. Sie hält den Tubus und ist meist auch kombiniert mit einer sehr feinen Verstellmöglichkeit. Eine Montierung muß stabil, aber auch präzise sein. Sie sollte dem beabsichtigten Verwendungszweck auch angepasst sein. Eine Sonderform sind Dobson Montierungen, die meist sehr einfach aufgebaut sind.

Das Stativ ist der unterste Baustein. Es wird oft vernachlässigt, dabei ist es genauso wichtig, wie das Fundament für ein Haus. Bei transportablen Fernrohren ist das Stativ meist ein Dreibein mit einer Ablageplatte in der Mitte. Das Stativ sollte höhenverstellbar sein. Bei Dobson Teleskopen sind Stativ und Montierung eine Einheit.

Die Okulare und okularseitiges Zubehör
Gerade hier liegt es bei Billig/Kaufhausanbietern oft im Argen. Teilweise werden sogar Okulare mit Einsteckdurchmesser 24,5mm angeboten, obwohl es nur mehr sehr wenige Zubehörteile mit diesem Einsteckdurchmesser mehr gibt. Die Okulare sollten mindestens 3linsig sein, eine gute Vergütung haben und 1,25" (31,7mm) Einsteckdurchmesser haben. Dann ist auch die Adaption von sinnvollem Zubehör (z.B. Astrofotografie) kein Problem.


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Refraktoren - grundsätzlicher Aufbau und Funktion:

Refraktoren haben eine besonders scharfe und kontrastreiche Abbildung. Nachteilig ist der stets auftretende Farbfehler, der durch geschickte Wahl und Schliff der Objektivlinsen minimiert werden kann. Der Farbfehler weniger gut korrigierter Optiken kann durch spezielle Filter reduziert werden.



Das Objektiv des Refraktors
Der populärste Refraktortyp ist der "Fraunhofer Refraktor". Das Objektiv besteht aus zwei Linsen unterschiedlichen Glastyps. Das ist notwendig, um den Farbfehler, der durch die Brechung des Lichtes durch Glas entsteht, zu minimieren.

Anwendungsbereiche des Refraktors
Der Hauptvorteil des Gerätes ist das scharfe und kontrastreiche Bild, die einfache Bedienung und der universelle Einsatz. Gerade Refraktoren bis 100mm Öffnung und mit relativ langer Brennweite und damit recht geringem Farbfehler, sind daher sehr schöne Geräte für den Einstieg.

Gerade im Bereich des Sonnensystems entfaltet ein Refraktor seine Leistung. Der Hauptvorteil ist, daß er keinen störenden Umlenkspiegel mit den entsprechenden Beugungserscheinungen im System hat.

Auch für die Erdbeobachtung ist der Refraktor, aufgrund der Kontrastleistung besonders gut geeignet. Dies gilt aber nur für Geräte, deren Brennweite mindestens das Achtfache der Öffnung beträgt.

Der Farbfehler des Refraktors
Die Abbildungsgüte eines Refraktors sind eigentlich sehr gut. Die einzige Bremse ist der Farbfehler. Selbst ein zweilinsiges Objektiv, welches auch in den einfachsten Refraktoren eingebaut sein sollte, produziert diesen Farbfehler. Wenn man ein helles Objekt, wie den Mond, Planeten oder auch Objekte auf der Erde anschaut, sieht man den Farbfehler als bläulichen Lichtsaum. Das kommt daher, daß der blaue Anteil des Lichtes nicht genau in der Ebene fokussiert wird, wie der grünliche Anteil, den wir als dominant wahrnehmen.

Maßnahmen zur Reduzierung des Farbfehlers
Die Brennweite sollte im Verhältnis zur Öffnung möglichst lang sein. Sie sollte mindestens das Achtfache der Brennweite betragen, um den Farbfehler im moderaten Rahmen zu halten. Diese Grundformel gilt, wenn das Gerät möglichst universell eingesetzt werden soll.

Eine günstige Möglichkeit, den Farbfehler im Blauen zu reduzieren, sind Filter. Diese Filter reduzieren den Lichtanteil, der für diesen Farbfehler verantwortlich ist. Hier ein paar sinnvolle Beispiele:


Gelber Farbfilter
Die günstigste Möglichkeit, das blaue Licht wird einfach abgeschnitten, das Bild wird gelb.



Baader Fringe Killer
Ein Multibandfilter für Öffnungen bis 100mm. Das Bild wird nur minimal abgedunkelt.



Baader Kontrast Booster
Für Öffnungen ab 110mm, der Farbfehler wird fast völlig weggeschnitten, das Bild wird gelblicher



Spezielle Glassorten, wie Fluorid oder ED Gläser sind ebenfalls geeignet, den Farbfehler zu reduzieren. Aus diesem Grund können diese Geräte besonders lichtstark ausgeführt werden und der Farbfehler bleibt recht unauffällig. Unglücklicherweise sind diese Glassorten relativ teuer. Aus diesem Grund ist der klassische Fraunhofer Refraktor, trotz des Farbfehlers, noch immer die am weitest verbreitete Variante.

Rich Field Refraktoren
Bei diesen Geräten wurde ein größerer Farbfehler in Kauf genommen. Die Brennweite eines Rich Field (Großfeld) Refraktors ist nur 5x länger, als die Öffnung, das Öffnungsverhältnis ist also 1:5. Wer aber jemals mit einem Refraktor bei schwacher Vergrößerung einen Streifzug durch die Milchstraße unternommen hat oder ein großflächiges Objekt, wie den Andromedanebel, beobachtet hat, der weiß, daß auch Großfeldrefraktoren ihre Existenzberechtigung haben, es sind halt Spezialisten für Übersichtsbeobachtungen. Refraktoren mit dem Öffnungsverhältnis von 1:6,4 bis 1:8 stellen einen Kompromiß zwischen Großfeld und klassischen Fraunhofer Refraktoren dar.


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Newton-Reflektor - Optischer Aufbau:

Reflektoren mit der Bauart Newton bestechen durch ihre Einfachheit und haben dadurch eine im Vergleich sehr gute Abbildungsleistung. Weitere Vorteile sind der im Vergleich zu Reflektoren gleicher Öffnung günstige Preis und der fehlende Farbfehler.


Der Hauptspiegels des Newtons
Der Spiegel ist nach innen gewölbt. Einfachere Teleskope haben einen Kugelspiegel. Ab 130mm Öffung sollte der Hauptspiegel immer parabolisch sein. Auch lichtstärkere Newtons mit dem Öffnungsverhältnis von 1:5 oder lichtstärker sollten immer einen parabolischen Hauptspiegel haben, egal welche Öffnung.

Anwendungsbereiche des Newtons
Ein Newton hat, im Gegensatz zum Refraktor, keinen Farbfehler, da das Bild nicht durch Glas muß. Es wird nur an der Oberfläche reflektiert. Ein weiterer Vorteil ist die günstige Fertigung. Ein Newton ist wesentlich günstiger, als ein Refraktor gleicher Öffnung.

Vor allem im Bereich jenseits des Sonnensystems, bei Nebel Sternhaufen und Galaxien, entfaltet der Reflektor nach Newton seine volle Leistung. Je größer die Öffnung, desto mehr Details können beobachtet werden und der Newton bietet maximale Öffnung fürs Geld.

Auch Mond und Planeten werden vom Newton gut abgebildet. Allerdings ist der Fangspiegel mit den Fangspiegelstreben eine gewisse Bremse. Dabei gilt, je größer der Fangspiegel im Bezug zu Öffnung ist, desto stärker sind die Beugungserscheinungen und desto weniger gut ist das Gerät für Mond und Planeten geeignet. Lichtstarke Newtons sind eher Großfeldgeräte, während Newtons ab f/5 sehr gute Universalgeräte sind. Lichtschwächere Newtons ab f/6 können getrost als Spezialisten für Mond und Planetenbeobachtung bezeichnet werden.

Das Newton-Koma
Wenn man durch ein Newton Teleskop beobachtet und eine schwächere Übersichtsvergrößerung wählt, dann fällt auf, daß die Sterne am Rand nicht mehr exakt punktförmig sind. Sie werden zu kleinen Dreiecken außeinandergezogen. Dieser Effekt ist vor allem bei lichtstärkeren Newtons bis f/5 sichtbar. Auch Astrofotos zeigen diesen Effekt. Lichtschwächere Newtons ab f/6 leiden unter diesem Effekt weitaus weniger. Allerdings ist auch die Bauweise viel länger.

Maßnahmen zur Reduzierung des Newton-Komas
Okulare unterschiedlicher Bauart werden auch unterschiedlich mit dem Koma Effekt fertig. Dreilinsige Kellner Okulare sind zum Beispiel für Newtons mit f/5 oder lichtstärker nicht mehr geeignet. Klassische Plössl Okulare sind die sinnvolle Untergrenze. Wenn aber Weitwinkelokulare bevorzugt werden und man einen lichtstärkeren Newton hat, sollte man zu Okularen greifen, die mit dem Newtonkoma gut fertig werden. Folgende Links führen zu Okularen, die wir auch für lichtstärkere Newtons empfehlen:


Koma-Korrektoren
Wenn ein lichtstarker Newton fotografisch gebraucht werden soll, ist ein Koma Korrektor unerlässlich. Er wird in den Auszug gesteckt. Dahinter ist dann der T-2 Anschluß für die Kamera. Voraussetzung zur Verwendung eines Komakorrektors ist aber ein 2"Auszug.



Faustformel zur Auflösung
Wie wirkt sich also der Fangspiegel mit den Streben in der Praxis aus? Die Beugungerscheinungen um den Stern werden verstärkt und helle Sterne bekommen Strahlen. Diese werden durch die Streben der Fangspiegelhalterung verursacht. Ein zusätzlicher Effekt wird durch den offenen Tubus verursacht. Luft kann ausgetauscht werden, gerade zu Beginn der Beobachtung entsteht eine Art Kamineffekt, der den Stern flimmern lässt. Wenn dieser Effekt vorbei ist, gilt folgende Regel: Durchmesser des Hauptspiegels abzüglich Durchmesser des Fangspiegels ergibt den effektiven Durchmesser, der für die Auflösung relevant ist. Ein Spiegelteleskop mit 150mm Öffnung und einem Fangspiegel von 40mm Durchmesser (kleine Achse) hat also eine effektive Auflösung, die der eines Refraktors mit 110mm Öffnung entspricht. Voraussetzung ist natürlich ein guter parabolischer Spiegel.

Das Trägermaterial des Spiegels
Das Glasmaterial des Spiegels hat nur eine sehr untergeordnete Bedeutung. Es darf nicht verspannt sein. Weder die Geschwindigkeit der Auskühlung, noch die Qualität der Abbildung werden vom Glasträger beeinflusst. Lediglich das Verhalten während der Auskühlung wird vom Glasträger beeinflusst.

Der Newton im Vergleich zu anderen Bauarten
Vergleich zu den Refraktoren: Die obstruktionsfreien Linsenteleskope haben eine unschlagbare Abbildungsqualität aber...

Vorteile des Newton
Der Newton hat, fürs gleiche Geld, die größere Öffnung, damit verfügt er auch über die höhere Leistungsfähigkeit (Lichtsammelvermögen, Auflösung). Außerdem ist die Abbildung des Newtons von Haus aus farbfehlerfrei. Ein weiterer Vorteil ist die schnellere Auskühlung des Gerätes, da das Gerät ja vorne offen ist und die warme Luft schneller entweichen kann.
Achromatische Refraktoren
Mittlerweile gibt es gute und vor allem günstige Refraktoren bis 150mm Öffnung. Ein lichtstarker Refraktor kann ein sehr schönes Großfeldgerät sein. Dies bringt ein Newton aber auch. Gerade lichtstärkere Refraktoren haben, als Einschränkung, den Farbfehler, der sicherlich schwerer wiegt, als der Fangspiegel bei einem Newton, mit gleichem Öffnungsverhältnis.

Apochromatische Refraktoren
Für einen überzeugten Besitzer eines Apo´s gibt es per Definition kein besseres Instrument. Teilweise hat der Sternfreund sogar recht. Die Abbildung ist fast farbfehlerfrei und der Kontrast ist überwältigend, da kein Fangspiegel stört. Aber, neutral gesehen, bietet der Newton einfach viel mehr Leistung fürs Geld. Es wäre das Gleiche, einen Ferrari Sportwagen mit einer schönen großen Limousine zu vergleichen. Man kann es nicht!

Hart gesagt: Der Newton bietet am meisten Öffnung und damit die größte Leistung für das Geld. An dieses Verhältnis kommt kein anderes Gerät ran.

Nachteile des Newton
Der Fangpiegel beeinträchtigt die Schärfe im hohen Vergrößerungsbereich. Verstärkt wird dies oft noch durch unverhältnismäßig dicke Fangspiegelspinnen. Die offene Bauweise begünstigt auch Luftturbulenzen (Tubus Seeing), dadurch wird die Abbildung bei hohen Vergrößerungen unruhig. Das Gerät ist auch etwas anfälliger gegen Streulicht, als ein Refraktor.
Sternfreunde, die ein universales Gerät, für die Erdbeobachtung und für die Himmelsbeobachtung suchen, fahren mit einem kleinen Refraktor oft besser.

Fazit: Als kleines und vor allem universales Teleskop ist ein Refraktor zu empfehlen. Trotzdem ist, z.B. der Newton mit 114mm Öffnung, ein klassisches Einsteigergerät für Sternfreunde, die nicht so viel Wert auf die Erdbeobachtung legen. Das Motto beim Newton ist ganz einfach: Sie erhalten maximale Öffnung und damit maximale Leistung für das Geld.

Auf die Nachteile des Gerätes kann man sich gut einstellen (dunkle Innenauskleidung des Gerätes und (wichtig) möglichst wenig Abschattung durch den Fangspiegel und die Fangspiegelstreben. Das Bild des Newtons ist immer am Kopf stehend. Nur mit einem Korrektor kann man das Bild wieder aufrichten.



Vergleich zum Schmidt-Cassegrain / Maksutov:
Kompakte Geräte mit einem sphärischen Hauptspiegel, durch ein Korrektorelement im Strahlengang werden die Fehler des Systems ausgeglichen.

Vorteile des Newton
Der Newton hat in der Regel, bei höherer Lichtstärke, die kleinere Abschattung durch den Fangspiegel. Ein sauber gearbeiteter Newton ist auch bei Mond und Planeten einem Maksutov oder Schmidt Cassegrain überlegen, da der Fangspiegel kleiner ist.
Die höhere Lichtstärke ist auch ein Vorteil bei der Astrofotografie. Mei Maksutovs oder Schmidt Cassegrains muß man erst mit optischen Systemen die Brennweite kürzen, was nicht unbedingt die Abbildungsqualität steigert.

Selbstverständlich ist auch hier ein Newton deutlich günstiger, als ein Schmidt Cassegrain oder Maksutov gleicher Öffnung. Ein nicht unerheblicher Vorteil ist die schnellere Auskühlung durch das offene System. Größere SC Teleskope brauchen oft Stunden für den Ausgleich. Nicht zuletzt kommt ein Newton auch ohne Tauschutzkappe aus, da die optischen Elemente nicht so exponiert liegen.

Nachteile des Newton
Der Newton hat die längere Bauweise, er braucht somit auch die stabilere Montierung, was sicherlich einen Teil des Preisvorteiles wieder wett macht. Ein Newton ist natürlich auch etwas weniger transportabel. Allerdings braucht man für die Maksutovs oder SC´s eine Tauschutzkappe, um ein Zutauen der exponierten Frontlinse bzw. Schmidtplatte zu verhindern.
Die offene Bauweise kann auch in diesem Fall Luftturbulenzen im Tubus begünstigen.

Da die Maksutovs und Schmidt Cassegrain meist den Hauptspiegel zum Fokussieren bewegen, hat man keine Probleme, auch extremes Zubehör, wie Bino Ansätze, anzubringen. Ein Newton hat einen sehr kurzen Fokussierweg. Da kann es schon zu Problemen mit Zubehörteilen, die einen längeren Fokussierweg erfodern, kommen.

Fazit: Sternfreunde, denen Transportabilität sehr wichtig ist und die ein vielseitiges Fernrohr suchen, sollten sich überlegen, zum SC oder zum Maksutov (etwas besserer Kontrast als ein SC) zu greifen. Aber auch hier gilt, daß ein sehr guter Newton optisch mindestens gleichwertig ist, durch den kleineren Fangspiegel.


Für die Astrofotografie ist ein gutes Newton-System ebenfalls geeigneter, durch die höhere Lichtstärke. Allerdings empfehlen wir für Systeme ab f/5 oder lichtstärker einen Komakorrektor.


Schmidt-Newtons

Vorteile
In diesem Bereich gibt es erhebliche Unterschiede in der Fernrohrqualität. Während z.B. aus Rußland hervorragende Maksutov Newton Systeme kommen, die den Vergleich zu einem hochwertigen apochromatischen Refraktor mit nur etwas weniger Öffnung nicht zu scheuen brauchen, gibt es einfachere Systeme, die man durchaus kritischer betrachten sollte. Das Motto ist: Newton ist nicht gleich Newton:
Die Funktionsweise der Systeme ist immer ähnlich: Der Korrektor gleicht die Fehler Kugelspiegels aus. Der Korrektor kann vor dem System liegen, wie bei den Maksutov Newtons, er kann aber auch im System integriert sein. Der Vorteil eines guten Systems ist, daß auch bei hoher Lichtstärke das nutzbare Feld größer ist, als beim klassischen Newton mit gleicher Lichtstärke. Einen ähnlichen Effekt erreicht man, wenn man bei einem klassischen Newton einen Koma Korrektor, für die Astrofotografie, benutzt.

Grundsätzlich gilt: jedes optische Element, welches in den Strahlengang gebracht wird, kostet Licht und ist natürlich auch eine mögliche Fehlerquelle. Eine gute Vergütung minimiert den Lichtverlust. Hier gibt es eine gute Testmöglichkeit: Richten Sie das Gerät auf eine gleichförmig weiße Wand. Schauen Sie durch den Okularauszug (ohne Okular) und vergleichen Sie, wie weiß die Wand wirklich ist. Dies ist zwar kein exakter Test aber er kann Ihnen einen ersten Eindruck geben, ob die Verspiegelung und natürlich die Vergütung des Korrekturelementes (Schmidt Platte - Maksutov Linse oder Korrektorelement) in Ordnung ist.

Systeme mit Korrektorlinse oder Platte am vorderen Tubusende:
Ein großer Nachteil von Systemen mit Schmidtplatten oder Maksutov Linsen darf nicht verschwiegen werden. Die exponierte Fläche neigt dazu, schnell zuzutauen. Gerade die dünnen Schmidt Platten haben da mehr Probleme, als z.B. dickere Linsen. Ein klassischer Newton ist da besser, da der Tubus quasi als Taukappe dient. Man ist gezwungen, mit Heizungen, die ja auch eine leichte Luftunruhe produzieren, oder mit langen Tauschutzkappen zu arbeiten, die das Gerät verlängern und die Windangriffsfläche erhöhen. In der Regel ist die Gefahr der Verschmutzung der vorderen Fläche auch größer, da sie exponierter ist, als der Hauptspiegel beim Newton.

Ein Vorteil der Systeme birgt auch einen weiteren Nachteil - das geschlossene System. Wenn das Gerät ausgekühlt ist, ist ein geschlossenes System von Vorteil. Der Kamineffekt bleibt aus, die Luft im Tubus ist ruhig. Allerdings ist dies auch ein Nachteil, da sich die Auskühlzeit verlängert. Das Gerät braucht also länger, um für hohe Vergrößerungen einsatzbereit zu sein. Lüfter können helfen, die Auskühlzeit zu verringern, da sie aktiv kühle Luft ins Fernrohr bringen.

Systeme mit einem Korrektorelement im Tubus:
Ein Vorteil dieser Systeme ist die kurze Bauweise, die das Gerät ähnlich kompakt macht, wie z.B. ein Maksutov oder Schmidt Cassegrain. Die Stabilität des Gesamtsystems erhöht sich. Gegenüber einem klassischen Newton, mit gleichem Öffnungsverhältnis, hat das Gerät aber einen größeren Fangspiegel - eine Konzession an die kurze Bauweise. Das macht diese Geräte für die Mond- und Planetenbeobachtung weniger geeignet, als ein klassischer Newton. Das Korrektorsystem korrigiert die Fehler des Hauptspiegels und wirkt darüber hinaus brennweitenverlängernd.

Die Grundidee dieser Geräte ist eigentlich recht gut, leider gibt es große Unterschiede in der Qualität. Die Korrektorlinse muß sehr gut in den Strahlengang eingepasst sein. Eine geringe Verkippung führt sofort zu einer dramatischen Verschlechterung der Abbildung. Die Geräte, wo die Linse vor dem Fangspiegel - in Richtung Hauptspiegel - eingebaut sind, können empfohlen werden. Von den Geräten, wo die Korrektorlinse im Okularauszug integriert ist, ist eher abzuraten.

Der Einsatzbereich dieser Geräte ist in der Astrofotografie und im Deep Sky Bereich zu suchen. Durch die verbesserte Feldschärfe gelingen hier gute Ergebnisse.

Nachteile
Um mit einem klassischen Newton mit hoher Lichtstärke, Astrofotografie betreiben zu können, braucht man einen Koma Korrektor. Ansonsten sind die Sterne am Rand zu kleinen Kometen verzerrt. Geräte mit einem Korrektorelement im Tubus oder vor dem Tubus haben dieses Problem nicht.
Geräte mit geschlossenem System brauchen zwar länger für die Auskühlung, dafür wird dann der Kamineffekt gemildert. Auch die Fangspiegelstreben fallen weg, da in der Regel der Fangspiegel an der Korrektorplatte befestigt wird. Gerade die Maksutov Newtons werden aus diesem Grund gerne für Planetenbeobachtung hergenommen.

Fazit: Das Preis - Leistungsverhalten eines klassischen Newtons ist sicherlich unschlagbar. Wenn man einen Newton gut durchplant, hat man ein herrliches Gerät für alle Bereiche der Amateurastronomie zur Verfügung. Auch ein Koma Korrektor, für die Astrofotografie, ist nicht so teuer.

Maksutov Newtons sind eher Spezialinstrumente für die Planetenbeobachtung, sie sind etwas schönes für Sternfreunde, die ultimative Schärfe und Kontrast wollen. Die Geräte sind etwas teurer aber bieten dafür hervorragende Leistungen.

Schmidt Newtons und Newtons mit eingebauten Korrektoren sind gute Geräte für Deep Sky Beobachtung und Fotografie. Allerdings kann ein klassischer Newton, mit Koma Korrektor, eine vergleichbare Leistung bringen. Gerade Sternfreunde, die einen kompakten Newton für Nebel und Galaxienbeobachtung und für Astrofotografie suchen, sollten sich die Alternative - Kompaktnewton mit innenliegenden Korrektorelement - überlegen.


Der Okularauszug
Mit Abstand am meisten benützt wird der Okularauszug. Jeder Beobachter- oder Okularwechsel erfordert eine neue Einstellung der Schärfe.

Der Okularauszug hat die Aufgabe, das Okular oder die Kamera stabil zu halten. Er muß eine feinfühlige und wackelfreie Verstellung ermöglichen.

Auf folgendes sollten Sie achten:
Der Auszug soll mindestens für 1,25" Okulare ausgelegt sein. Ab 20cm Öffnung wäre ein 2" Okularauszug zu empfehlen, da nur mit 2" Okularen das ganze Gesichtsfeld des Gerätes ausgenutzt werden kann oder auch fotografisches Zubehör und Koma Korrektoren verwendet werden können.

Der Auszug sollte aus Metall sein. Bei kleineren Geräten sind oft Kunststoffauszüge dabei, diese sollten zumindest wackelfrei und gleichmäßig laufen.

Wenn mit dem Okular scharfgestellt wurde, darf das Auszugsrohr nicht zuweit in das Innere des Fernrohres ragen, da ansonsten das Bild abgeschattet wird und die Schärfe und Kontrast reduziert werden.

Bedenken Sie, die schönste Optik nutzt nichts, wenn der Auszug wackelt, auch eine perfekte Justierung ist sinnlos, da das Okular dann nie genau auf der optischen Achse ist.





Fangspiegelspinne

Ein taiwanesischer Newton mit einer vorbildlichen Fangspiegelhalterung

Fotografisch optimierte Geräte haben meist eine Abschattung um 30%. Geräte, die besonders gut für Planeten-Beobachtung geeignet sind, haben eine Abschattung von unter 25%.



Obstruktion durch Fangspiegel und Fangspiegelspinne
Die Abschattung durch den Fangspiegel ist beim Newton nicht zu verhindern. Sie beeinflusst die Qualität der Abbildung mehr, als kleine Qualitätsunterschiede des Hauptspiegels, wie zum Beispiel das Trägermaterial.

Die Abschattung des Fangspiegels wird immer linear angegeben. Bei 200mm Öffnung und 50mm Fangspiegeldurchmesser (kleine Achse) hat man also eine Abschattung (Obstruktion) von 25%. Je kleiner die Abschattung, desto besser ist das Gerät für hochauflösende Beobachtungen von Mond und Planeten geeignet.

Allerdings darf der Fangspiegel nicht zu klein sein, denn sonst ist der Hauptspiegel nicht vollständig ausgeleuchtet und Sie nutzen nicht die volle Öffnung des Gerätes.

Einfacher Test:
Drehen Sie den Okularauszug ein wenig raus und schauen Sie, ohne Okular, durch den Okularauszug. Sie müssen den kompletten Hauptspiegel mit den seitlichen Halteklammern sehen. Wenn Sie diesen sehen, ist alles in Ordnung, wenn nicht, ist der Fangspiegel höchstwahrscheinlich zu klein.

Genauso wichtig sind die Spinnen!
Die Halterung der Fangspiegelfassung ist genauso wichtig, wie die Abschattung selbst. Was nützt eine gute optische Qualität, wenn alles durch dicke Fangspiegelstreben kaputt gemacht wird. Die starken Beugungserscheinungen können die Abbildungsqualität stark reduzieren.

Achten Sie darauf, daß die Fangspiegelstreben so dünn, wie möglich sind. Je dünner die Streben, desto weniger stark sind die "Strahlen" bei hellen Sternen und desto schärfer ist das Gerät auch bei Mond und Planeten. Auch dies ist ein wichtiges Unterscheidungskriterium, welches für die gesamte Abbildungsqualität sehr wichtig ist.

Die Innenausschwärzung des Gerätes
Die Innenausschwärzung des Tubus ist sehr wichtig für den Kontrast der Abbildung.

Gerade bei der Beobachtung von helleren Objekten oder auch in der Nähe von Streulicht, wirkt ein Tubus mit einer guten Innenausschwärzung Wunder. Schauen Sie in den Tubus rein und richten Sie den Tubus gehen eine Lichtquelle. Wenn Sie starke Reflektionen bemerken, sollten Sie etwas dagegen tun.

Tipp:
Kleben Sie an die Tubusinnenseite, gegenüberliegend vom Okularauszu, eine Stück Decefix Velourfolie (schwarzer Samt) oder ein mattschwarzes Ton-Papier. Damit reduziert man das direkte Streulicht erheblich.



Die Justagevorrichtungen

Ein Newton entwickelt erst dann seine volle Leistung, wenn er gut justiert ist.

Wesentlich wichtiger, als irgendwelche Lambda- und Strehl Werte ist eine gute Justage. Bei einem etwas lichtstärkeren Newton genügt eine winzige Dejustage und eine hervorragende Newton Optik ist nicht mal mehr in der Lage, beugungsbegrenzt abzubilden.
Eine wichtige Vorraussetzung für angenehmes und erfolgreiches Arbeiten mit Newton Teleskopen ist also eine vernünftige Justiervorrichtung. Sowohl der Hauptspiegel, als auch der Fangspiegel müssen also gut und einfach justierbar sein.

Die Justage muß natürlich halten. Einfache Billigfassungen taugen da meist nicht. Die Fassung sollte auf jeden Fall steif gebaut sein und selbstverständlich, zumindest ab 150mm Öffnung, aus Metall.

Bestehen Sie bitte immer auf eine deutsche Justageanleitung. Wir zeigen Ihnen gerne die wichtigsten Handgriffe der Justage und mailen Ihnen, auf Anfrage, gerne eine Justageanleitung zu.



Die optische Qualität des Hauptspiegels
Erst wenn diese mechanischen Grundlagen alle stimmen, lohnt es sich, über die Qualität des Hauptspiegels zu sprechen.
Es gibt zwei Möglichkeiten, wie man sich dieser Thematik nähern kann.

Die Definition der Oberflächenqualität mit Lambda p/v - RMS - und Strehl und natürlich der praktische Test am Stern.




Unscharfe Sternabbildung

Die ideale Optik sollte auf beiden Seiten des Fokus ähnliche Abbildungen liefern. Der dunkle Fleck in der Mitte kommt durch den Fangspiegel.




Beugungsscheibchen

Im Fokus ist dann eine saubere runde Beugungsscheibe, umgeben von 2-3 Beugungsringen (je nach Sternhelligkeit) zu sehen.



Der praktische Test am Stern
Viele Sternfreunde haben nicht die Möglichkeit, das Gerät auf einer Optischen Bank zu testen. Wir bieten derartige Sterntests Ihnen gerne an, bitte sprechen Sie uns darauf gerne an. Lassen Sie sich immer ein Rückgaberecht garantieren, sollte die Optik nicht in Ordnung sein.

Jeder Sternfreund kann das Gerät testen und selbst bestimmen, ob seine Optik eine gute Qualität hat oder nicht.

Ein sehr schöner Teststern ist der Polarstern. Er hat zum einen die richtige Helligkeit und er hat kaum eine scheinbare Bewegung. Auch ohne Nachführung bleibt der Stern im Zentrum des Gesichtsfeldes stehen.

Testablauf:
Stellen Sie das Fernrohr raus und lassen Sie dem Fernrohr ca. 1 Stunde Zeit, um sich der Temperatur optimal anzupassen.

Kontrollieren Sie dann die Qualität der Luft, nur wenn der Polarstern selbst bei einer Vergrößerung, die der Öffnung Ihres Fernrohres in Millimeter entspricht, ruhig ist und nicht flackert, lohnt es sich, den Test durchzuführen.

Bleiben Sie bei der Vergrößerung, die Ihrer Öffnung in Millimeter entspricht (200mm Öffnung = etwa 200fach) und stellen Sie den Stern unscharf. Wenn Sie entdecken sollten, daß der schwarze Fleck nicht genau in der Mitte ist, sollten Sie das Gerät erst justieren. Wir mailen Ihnen gerne unsere Justageanleitung zu.

Wenn der Fleck genau in der Mitte ist, dann sollte eine ideale Newton Optik Bilder liefern, wie auf den beiden Aufnahmen auf der linken Seite. Kleine Abweichungen, insbesondere leicht unterschiedliche Bilder auf beiden Seiten des Fokus können akzeptiert werden. Der Test ist sehr empfindlich und zeigt nahezu alle Fehler auf - Motto: die perfekte Optik gibt es nicht.

Wenn Ihre Abbildung deutliche Unterschiede aufweisen sollte, können Sie mit folgender Seite versuchen, den Fehler zu finden. Drücken Sie dann einfach auf das "Zurück" Feld, um zu dieser Seite zurückzukommen.

Wenn Ihre Optik eine ähnliche Abbildung hat, wie die Aufnahmen auf der linken Seite, können Sie sich getrost zurücklehnen. Sie wissen zwar nicht, welche genauen optischen Werte Ihre Optik hat, aber Sie wissen, daß die Abbildungsqualität stimmt und daß Ihre Optik jeden Qualitätstest überstehen würde.




Die Definition der Oberflächenqualität eines Spiegels
Bevor wir uns mit den Definitionen an sich beschäftigen, sind ein paar Bemerkungen wichtig:

In der letzten Zeit ist, nicht zuletzt durch das Internet, die Vorderung nach optisch hochwertigen Spiegeln, immer lauter geworden. Viele Anbieter konfrontieren sogar den Einsteiger mit P/V oder mit RMS. Das Ergebnis ist, daß der Hobbyastronom zwar noch immer nicht weiß, was er mit dem Fernrohr machen möchte oder welchen Fernrohrtyp er kaufen möchte, aber das Teil muß mindestens einen Strehl von 0,95 haben. Auf die Frage, warum, kommt dann meist die Antwort, das man das nicht weiß aber im Internet steht das so.


Zu allem Überfluss kommen viele Anbieter mit geschönten oder unvollständigen Angaben über die optische Qualität in den Markt. Es werden Lambda Werte angegeben, ohne eine Erklärung, ob es sich hier um die Oberfläche des Spiegels oder die Wellenfront, also das tatsächliche Bild, handelt. Das wäre das Gleiche, als wenn ich angebe, daß Rosenheim von München nur 50 weg ist. Nur welche? 50 Meilen, 50 Kilometer oder 50 Millimeter auf der Landkarte?


Definitionswerte
Isoliert gesehen haben nur der Strehl Wert und der RMS Wert Aussagekraft. Der Strehl Wert resultiert aus dem RMS Wert.
Die Werte sollen immer in "wave" also der Wellenfront angegeben werden. Ein "wave" Wert setzt immer eine doppelt so genaue Oberfläche des Spiegels voraus. Sollte hinter einer Angabe nicht wave(Wellenfront) oder surface (Oberfläche) stehen, sollten Sie kritisch nachfragen, ansonsten hat diese Aussage keinen Wert und Sie können im Zweifelsfall den Händler nicht auf eine bestimmte Spiegelqualität festnageln.

PV (Peak to Valley / Berg zu Tal)
Der P/V Wert drückt immer den Abstand des größten Fehlers aus. Dabei ist es nicht wichtig, über welchen Bereich des Spiegels sich der Fehler erstreckt. Theoretisch könnte der Fehler auch hinter dem Fangspiegel sein und damit für die Abbildung völlig unerheblich sein. Der P/V Wert sagt nur aus, daß ein Fehler in einer gewissen Größe da ist. Er sagt nichts darüber aus, wo der Fehler ist und welcher Bereich des Spiegels davon betroffen ist. Es ist also keine Aussage da, inwieweit die Abbildung von diesem Fehler beeinträchtigt wird. Die Aussage, daß 1/4 Lambda p/v (Wellenfront) für eine beugungsbegrenzte Abbildung genügt, it eher irreführend, da ein Spiegel, der im Extremfall auf seiner ganzen Oberfläche Fehler in dieser Größenordnung hat, völlig unbrauchbar ist.

RMS (gemittelter Oberflächenwert)
Der RMS Wert bildet eine Aussage über die Beschaffenheit der gesamten Spiegeloberfläche. Der RMS Wert (Root Mean Square) trifft eine Aussage über die gesamte Oberfläche. Er teilt uns viel mehr, über die Qualität des Spiegels mit, als der P/V Wert. Das Bild des Spiegels ist das Resultat seiner gesamten Oberfläche. Also ist auch der RMS Wert, der die Qualität der gesamten Spiegeloberfläche beschreibt, sehr wichtig. Ein RMS Wert von 1/20 Lambda oder 0,05 Lambda zeigt schon eine vernünftige Optik, je niedriger der RMS Wert ist, desto besser.

Strehlwert
Der Strehlwert bietet die beste Aussage. Der Strehlwert ist ein Produkt des Computerzeitalters. Er bietet für den Sternfreund die beste Aussage und ergibt sich primär aus dem RMS Wert. Ein Strehl von 1 bedeutet eine perfekte Optik, wobei systembedingte Erscheinungen, wie die Abschattung durch den Fangspiegel.... dabei nicht berücksichtigt werden.

Ab einem Strehlwert von 0,8 arbeitet eine Optik beugungsbegrenzt. Optiken, die diesen Wert nicht erreichen, sind ein klarer Reklamationsfall. Deshalb ist es immer am besten, beim Händler einen verbindlichen Strehl Wert zu vereinbaren. Optiken, die Einen Strehl Wert von über 0,9 erreichen, kann man schon als besonders gut kennzeichnen. Ab und zu gibt es auch Ausnahmeoptiken, die Werte jenseits von 0,95 erreichen. Hersteller, die solche Optiken machen können, sind zur Oberliga der Teleskopproduzenten zu rechnen.

Wir als Händler empfehlen keine Optiktester aber der geneigte Leser wird sicherlich in diversen Foren viele Anregungen finden.


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Schmidt-Cassegrains und Maksutovs:

Schmidt-Cassegrains und Maksutovs sind sehr kurzbauende Teleskope, in denen der Strahlengang durch einen konvexen Fangspiegel wieder "aufgeweitet" und die Brennweite damit vervielfacht wird.


Optischer Aufbau eines Katadioptrischen Teleskops

Diese Systeme benutzen eine Kombination aus Spiegel und Linsen, um ein Bild entstehen zu lassen. Im Idealfall erreicht man eine gute Korrektur des gesamten Bildfeldes, was die Systeme zu guten Universalgeräten macht.



Wir kennen verschiedene Systeme - nachfolgend eine Auflistung der bekanntesten:

Maksutov Cassegrain
An der Vorderseite des Rohres sitzt eine Korrekturlinse, die die Fehler des Hauptspiegels auf der Rückseite ausgleicht. Auf der Innenseite der Korrekturlinse ist ein Umlenkspiegel angebracht, der das Bild zur Rückseite des Gerätes reflektiert. Dieser Umlenkspiegel bewirkt zusätzlich eine Verlängerung der Brennweite, ähnlich wie ein Konverter in der Fotografie.

Der Hauptvorteil dieser Geräte ist die kurze Bauweise, die auch größere Öffnungen transportabel werden lässt. Die Abbildungsqualität eines Maksutovs ist der eines Newtons gleicher Öffnung etwas überlegen, da der Maksutov keine Fangspiegelstreben hat und der Strahlengang geschlossen ist.

Schmidt Cassegrain
Im Wesentlichen gilt für Schmidt Cassegrains das Gleiche, wie für Maksutovs. Anstelle einer Linse, schließt beim SC eine Schmidt Platte das vordere Teleskopende ab und sorgt für die Korrektur. Im Allgemeinen sind die Schmidt Cassegrains günstiger als die Maksutovs, dafür ist aber die Schärfe des Maksutovs ein wenig besser.

Newtons mit Korrektorelement
Oft werden in der unteren Preisklasse Newton Teleskope mit kurzer Bauweise und relativ langer Brennweite angeboten. Der Korrektor ist im Okularauszug integriert. An der Vorderseite des Gerätes ist eine normale Glasplatte oder sie ist offen, wie bei einem normalen Newton. Von diesen Geräten ist eher abzuraten, da die Abbildungsqualität meist der eines normalen Newtons, auch wenn er lichtstärker ist, deutlich unterlegen ist.

Genau das Gegenteil sind Maksutov Newtons. Diese haben an der Tubus Vorderseite eine genau geschliffene Korrektorlinse, die die Fehler des Hauptspiegels ausgleicht. Diese Geräte sind auf höchste Schärfe auf der Achse optimiert, der Fangspiegel ist daher besonders klein. Maksutov Newtons bringen, trotz hoher Lichtstärke, eine außergewöhnlich hohe Schärfe auf der Achse. Maksutov Newtons haben, wie ein normaler Newton, die volle Baulänge, sie sind also nicht so kompakt, wie Schmidt Cassegrains oder Maksutov Cassegrains.

Cassegrain Teleskope
Vixen bietet zwei Cassegrains mit 200mm Öffnung und innenliegendem Korrekturelement an. Man verliert zwar den Vorteil des geschlossenen Tubus und hat auch Fangspiegelstreben aber dafür kann eine recht gute Qualität recht preiswert angeboten werden. Das Korrektor Element ist im Tubus und kann recht klein ausgeführt werden.


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Dobson:

Ein Dobson ist eine sehr einfache und damit robuste Montierung, die auch schwerere Optiken problemlos tragen kann. Für die Astrofotografie ist der Dobson wegen seiner fehlenden motorisierten Nachführung ungeeignet.


Was ist ein Dobson?

Ein amerikanischer Astronom hatte den Ehrgeiz, ein großes, schweres Teleskop auf eine "Halterung" zu montieren, die er mit einfachsten Mitteln selbst herstellen konnte, und die dieses Teleskop zuverlässig und stabil tragen konnte. Er nahm eine einfache, horizontal drehbare Holzkiste, die "Rockerbox" und befestigte darauf, senkrecht drehbar gelagert, sein Teleskop. So konnte er sein Teleskop den Gestirnen manuell "nachschubsen" ohne viel Kraft und Geschicklichkeit dafür aufwenden zu müssen. Dieser Astronom war der in China geborene Amerikaner John Dobson.

Ein "Dobson" ist also kein bestimmter Teleskoptyp, sondern eine besonders einfach konstruierte Montierung, die eben wegen ihrer Einfachheit erstaunlich schwere Optiken stabil tragen kann. Heute ist diese bei vielen "Spechtlern" verbreitete Montierung zwar weiter verfeinert worden, aber stellt immer noch die mit Abstand preiswerteste Teleskopmontierung für die rein visuelle Beobachtung dar. Meist wird ein Teleskop nach Newton als optische Variante verwendet.

Für die Astrofotografie ist eine solche Montierung ungeeignet, da sie über keinerlei motorisierter Nachführung verfügt. Es gibt aber eine ganze Reihe geschickter Astrofotografen, die es schaffen, mit Dobson und Webcam "bewaffnet", gute Mond- und Planetenaufnahmen anzufertigen.

Man ist versucht, besonders große Optiken mit einer Montierung nach Dobson einzusetzen. Das ist bei lichtstarken Newtons bis ca. 12" Öffnung und 1.500mm Brennweite auch recht gut zu handhaben. Bei einem "schneller" 20-Zoller mit 2m oder noch mehr Brennweite muß man, wenn eine Beobachtung in Zenitnähe beabsichtigt ist, dann allerdings auf die Leiter....




Rollenlager für ruckelfreien Beobachtungsgenuß

Eine verbreitete Schwäche vieler Dobsons ist das äußerst lästige Ruckeln beim ´Nachschubsen´ im Azimuth. Dieses Ruckeln entsteht beim wiederholten Übergang zwischen Haft- und Gleitreibung bei einer reibenden Bewegung zweier flächiger Materialien zueinander.
Schaltet man nun ein solches Rollenlager zwischen diese Reibflächen, dann wird die Ursache dieses Effekts und damit das Ruckeln sicher vermieden.



Fazit:
Das rein visuelle "Spechteln" ist mit dieser Montierungsart und größeren, lichtstarken Optiken oft die einzige Möglichkeit, wenn eine gute Transportierbarkeit gefordert ist. Diese ist beispielsweise angesagt, wenn der Amateurastronom in einer Großstadt wohnt und zum Beobachten erst einen dunklen Beobachtungsstandort aufsuchen muß.


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Azimutale Gabelmontierung:

Azimutale Gabelmontierungen sind besonders günstig und eignen sich sehr gut für Erdbeobachtungen. Sie sind schnell einsatzbereit, da sie nicht justiert werden müssen. Für die Astrofotografie sind sie wegen der fehlenden Nachführmöglichkeit ungeeignet.


Die azimutale Gabelmontierung

Die azimutale Montierung hält das Fernrohr und ermöglicht eine waagrechte und eine senkrechte Verstellung. Eigentlich ist das Grundkonzept einer azimutalen Montierung recht günstig. Wenn sie gut verarbeitet ist, bietet sie eine höhere Stabilität, als eine parallaktische Montierung bei weniger Eigengewicht.

Anwendung:
Azimutale Montierungen werden gerne bei Teleskopen eingesetzt, die oft für Erdbeobachtung benutzt werden. Der Einsatz am Himmel wird ebenfalls ermöglicht, da eine gute azimutale Montierung auch Wellen für die Feinbewegung hat.

Ein weiterer Vorteil ist die schnelle Einsatzbereitschaft. Eine azimutale Montierung wird hingestellt, und man kann sofort loslegen. Die Vielseitigkeit und die einfache Bedienung machen die azimutale Montierung gerade für jüngere Einsteiger und für Gelegenheitsbeobachter interessant. Auch für Reisen ist diese leichte und dennoch stabile Montierung gut geeignet.



Was geht nicht:
Ein Bereich der Astronomie wird mit einer azimutalen Montierung nicht möglich sein, die Astrofotografie. Die Grundvoraussetzung ist eine motorische Nachführung und eine parallaktische Aufstellung. Beide Voraussetzungen erfüllt die azimutale Montierung nicht. Eine weitere Einschränkung ist der Beobachtungskomfort bei sehr hohen Vergrößerungen, die oft bei Mond und Planeten angewendet werden. Auch da hilft die motorische Nachführung.

Was dagegen sehr gut geht, sind Strichspurenaufnahmen von den Sternen. Besonders reizvoll sind derartige Aufnahmen von der Himmelsregion um den Polarstern herum.


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Die Deutsche Montierung:

Die parallaktische "deutsche" Montierung ist in der Astronomie weit verbreitet. Mit ihrer Rektaszensions- oder Stundenachse gleicht sie die Erdrotation aus. In Wirklichkeit steht diese Montierung still - nur die Erde dreht sich und wir mit ihr.


Die parallaktische Montierung

Was ist der Vorteil einer parallaktischen "Deutschen" Montierung?

Der ganze Aufwand, der mit einer parallaktischen Montierung verbunden ist, dient nur einem Zweck: Der Ausgleich der Erdrotation, die die Sterne in einer kurvenförmigen Bewegung von Ost nach West driften lässt. Dieser Ausgleich erfolgt nur über eine einzige Achse, über die RA oder auch Rektaszensionsachse. Wenn die Montierung richtig aufgestellt ist, braucht man nur mehr an der Welle dieser Achse zu drehen und schon holt man das Objekt genau in die Mitte des Okulares zurück.

Und genau das schafft die Voraussetzung für einen Nachführmotor. Dieser Motor gleicht diese scheinbare Ost-West Bewegung der Himmelsobjekte aus. Der Planet, Mondkrater oder auch der Doppelstern bleiben im Zentrum des Okulares. Wenn man das Okular dann durch eine Kamera ersetzt oder eine Kamera auf das Fernrohr draufsetzt, hat man die Möglichkeit zur Astrofotografie.

Gute, moderne Deutsche Montierungen sind mit computergesteuerten Nachführmotoren und automatischer Positionierung (GoTo) ausgestattet oder mit diesen nachrüstbar.


Grundsatz: Jede parallaktische ´Deutsche´ Montierung muß die Möglichkeit bieten, mit einen Nachführmotor nachrüstbar zu sein. Wenn das nicht geht, verspielt man den Hauptvorteil dieses Montierungstyps, und man sollte lieber die Finger davon lassen.


Die Deutsche Montierung bietet Flexibilität
Das Bauprinzip der deutschen Montierung bietet die Möglichkeit, verschiedene Teleskope auf ein und dieselbe Montierung zu schnallen. Etwas größere Montierungen bieten sogar ein Schnellkupplungssystem. Der Vorteil ist, daß man zu Beginn durchaus ein kleineres Fernrohr auf einer größeren Montierung erstehen kann. Dadurch hat man viele Reserven und man kann später den optischen Tubus, der den eigenen Wünschen am besten entspricht, nachkaufen.



Wie genau wird eine Deutsche Montierung aufgestellt?

Deutsche Montierung - Achsen
Die Deutsche Montierung ist letztlich eine azimutale Montierung, deren Achsen aber geneigt werden können. Die Abbildung links zeigt diese Achsen.




Ausrichtung auf den Himmelspol

Die Stundenachse oder Rektaszensionsachse (RA) wird dabei auf den Himmelspol ausgerichtet, der eine Verlägerung dieser Achse darstellt, um die unsere Erde rotiert. Der Himmelsnordpol befindet sich in der Nähe des Polarsterns.

Wohlgemerkt, nur in dessen Nähe, und der genaue Ort ändert sich wegen der Präzession der Rotationsachse unserer Erde jährlich um wenige Bogensekunden.




Einfache Einnordung mit einem Polsucher

Ab einer gewissen Größe (Sky View) kann ein Polsucher nachgekauft werden, der vereinfacht die genaue Einnordung wesentlich. Die Nähe des Polarsterns zum Himmelsnordpol wird ausgenützt. Dieses Hilfsmittel ist für die Astrofotografie, wo eine genaue Aufstellung wichtig ist, sinnvoll.

Jede kleine Abweichung vom Himmelspol führt auch bei einer Deutschen Montierung zu einer geringfügigen Bildfeldrotation. Das mag bei kurzen Belichtungszeiten noch nicht wirklich auffallen, aber bei längeren Belichtungszeiten kann sich eine unpräzise Ausrichtung durchaus schon unangenehm bemerkbar machen. Besonders dann, wenn der Leitstern beim (Auto-) Guiden relativ weit von der Bildmitte der Fotografie entfernt ist. In diesem Falle bekommt man auf der dem Leitstern gegenüberliegenden Bildecke die stärkste elliptische Verformung der Sterne.



Einorden ohne Polsucher
Nicht jede Montierung hat einen Polsucher. In diesem Fall muß die Einnordung über den normalen Sucher erfolgen, vorher muß man den Sucher genau parallel zum Hauptrohr ausgerichtet haben. Hilfreich für eine sehr genaue Einnordung ist ein kleine Karte mit der tatsächlichen Position des Himmelsnordpols zum Polarstern. Für eine grobe Einnordung (Beobachtung) reicht es aber aus, einfach den Polarstern im Sucher zu zentrieren.

♦ richten Sie das Fernrohr so aus, daß die Gegengewichtstange genau nach unten schaut und das Fernrohr parallel zur RA Achse (Rektaszensionsachse) ist - wie weiter oben erklärt.
♦ danach stellen Sie den Polarstern bzw. den tatsächlichen Himmelspol einfach im Sucher ein. Sie dürfen dabei aber nicht die beiden Montierungsachsen verwenden, sondern die azimutale Montierungsverstellung an der Basis und die Verstellung der Polhöhe. RA und Deklinationsachse werden nicht verstellt.

Hat eine Deutsche Montierung auch Nachteile?

TelePack

Gut, die Aufstellung ist aufwendiger, die Montierung muß eingenordet werden. Durch die schiefe Aufstellung geht auch Stabilität verloren, eine parallaktische Montierung ist deshalb immer schwerer, als eine azimutale Montierung mit gleicher Stabilität. Der optische Tubus muß durch eine Gegengewichtsstange mit passenden Gewichten daran, im Gleichgewicht gehalten werden. Das erhöht die Belastung dieser Montierung weiter.

Aber - ganz nebenbei bemerkt - läßt sich genau dieser Nachteil elegant umgehen. Warum "unproduktive" Gewichte zum Ausbalancieren verwenden? Mit einer speziellen Gegengewichtsstange, unserem TelePack (Abbildung links) läßt sich auch eine weitere Optik oder ein Aufnahmegerät als Gegengewicht "mißbrauchen".
Gerade Einsteiger tun sich am Anfang mit einer parallaktischen Montierung etwas schwerer weil man wissen muß, wo Norden ist, aber schon nach kurzer Zeit werden sie die vielen Vorteile dieses Montierungstyps nicht mehr missen wollen.


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Gabelmontierungen:

Gabelmontierungen sind besonders robust. Azimutal aufgestellt sind sie für die Astrofotografie nur bedingt geeignet, auch wenn sie bei guten Ausführungen mit einer Nachführung ausgerüstet sind. Mit einer Polhöhenwiege läßt sich eine solche Montierung auch polar aufstellen.


Die Gabelmontierung

Vorteile von azimutal aufgestellten Gabelmontierungen:

Bei kurzbauenden Optiken, insbesondere solche vom Typ Schmidt-Cassegrain oder Maksutov, sind azimutal aufgestellte Gabelmontierungen besonders populär geworden. Nicht ganz zu unrecht, denn diese Montierung ist extrem stabil, trotzdem einfach konstruiert und damit recht preiswert. In diese Montierungen sind in der Regel Nachführmotoren in beide Achsen eingebaut, die über einen in der Konsole eingebauten Mikrocomputer gesteuert werden. Daraus ergeben sich vielfältige Möglichkeiten, etwa die vollautomatische Objektpositionierung, sowie eine Schnittstelle für den Autoguider.

Nachteil:
In der Grundausstattung sind solche Montierungen nur sehr bedingt für den Einsatz in der Astrofotografie einsetzbar. Denn - was ihnen fehlt - ist die genaue Ausrichtung der Stundenachse auf den Himmelspol.



Was geht:
Kurzbelichtete Aufnahmen von Mond und Planeten sind damit kein Problem. Aufpassen jedoch bei langen Aufnahmeserien, die sich über mehrere Minuten erstrecken. Hier muß beim Aufaddieren (´stacken´) der Einzelbilder die unvermeidliche Bildfeldrotation berücksichtigt werden. Moderne Programme wie Fitswork schaffen das aber problemlos.

Was nicht geht:
Langbelichtete Aufnahmen von lichtschwachen DeepSky-Objekten (DSO), sofern die Belichtungszeit einer jeden Einzelaufnahme einen Wert von ca. 30s überschreitet. Bei hellerem Nachthimmel (Mond, Lichtverschmutzung) wird man sinnvollerweise eher unter diesem Wert bleiben und kommt damit noch problemlos klar. Bei dunklem Himmel, insbesondere aber beim Einsatz von Schmalbandfiltern ist eine deutlich längere Einzelbelichtungszeit nötig, und dann zeigen sich schnell die Grenzen der azimutalen Aufstellung.

Anwendung und Einsatz
sind sehr einfach! Die Montierung wird hingestellt, eingeschaltet, danach wird der Computer an zwei Sternen geeicht, und schon können eine Unzahl an Objekten am Himmel eingestellt werden. Bei gewissen Modellen werden sogar diese Schritte durch einen eingebauten Kompaß und ein GPS System vereinfacht. Gerade Teleskope mit kurzer Baulänge werden gerne auf "GoTo Gabeln" angeboten.




Vorbereitung der Gabelmontierung für die Astrofotografie

Die Achsen der Gabelmontierung

Auch die Gabelmontierung kann geneigt und damit polar aufgestellt werden. Diese Montage ist mit der Einführung der kurzbauenden Schmidt Cassegrain Teleskope durch Celestron populär geworden. Die Abbildung links zeigt die beiden Achsen einer solchen Montierung.

Der Vorteil der Gabel ist die gewichtssparende Bauweise, man braucht zum Beispiel kein Gegengewicht. Leider sind Gabelmontierungen etwas weniger stabil, wenn sie parallaktisch aufgestellt werden.




Ausrichtung auf den Himmelspol

Heute werden parallaktisch montierte Teleskope auf Gabelmontierungen im Hobbybereich kaum mehr angeboten. Die Gabel wurde von der Deutschen Montierung nahezu verdrängt. Die große Ausnahme sind Geräte mit automatischer Positionierung, wie sie z.B. von Celestron angeboten werden. Auch diese Geräte kann man parallaktisch montieren, wenn man Astrofotografie betreiben will. Hierzu benötigt man eine Polhöhenwiege, die die Gabel im richtigen Winkel neigt und die Ausrichtung der RA Achse auf den Himmelspol ermöglicht.




Die automatische Objektpositionierung (GoTo)
Über den Sinn oder den Unsinn einer computergesteuerten Objektpositionierung (GoTo) läßt sich selbstverständlich trefflich streiten. Gestandene Amateurastronomen mit 40 und mehr Jahren ´Berufserfahrung´ mögen die Nase rümpfen, wenn da so ein ´Newbie´ mit seinem frisch erstandenen High-Tech-Gerät mal schnell auf die Galaxie NGC5364 fährt und dieses schöne DSO dann auch prompt im Okular zu sehen bekommt, wo manch anderer ein ganzes Weilchen suchen muß.

Der Sinn:
Wie auch immer - unser Einsteiger hat es ja selbst in der Hand. Er kann sich einfach nur von den Schönheiten im All berieseln lassen. Er kann aber auch lernen, wo sich das gerade eingestellte Objekt am Himmel befindet, in dem er seinen (Leuchtpunkt-) Sucher benutzt. Und das DSO dann beim nächsten Mal im Freien auch mit einem Dobson auf dem dunklen Acker findet. Andererseits kann man damit auch viel Zeit sparen. Denn gute Beobachtungsbedingungen sind in unseren Breiten mittlerweile sehr selten geworden und sollten daher mit der reinen Beobachtung möglichst gut genutzt werden.


Der Unsinn:

Auch kleinere Optiken, wie etwa das links gezeigte Gerät, werden oft als komplettes System mit automatischer Objektpositionierung zu einem erstaunlich günstigen Preis angeboten. Die darin gespeicherten Daten umfassen in der Regel so einige 10.000 Himmelsobjekte und suggerieren eine entsprechende Leistungsfähigkeit. Die Realität schaut leider anders aus - ein Objekt nach dem anderen wird positioniert und man sieht ..... nichts. Die Optik ist einfach zu klein. Streng genommen macht GoTo erst ab ca. 100mm Öffnung Sinn. Eine Ausnahme bilden die kleinen GoTo-Geräte von Celestron, an diesen kann man später einen leistungsfähigeren Tubus anbringen, eine Schnellkupplung ist nachrüstbar.



Aber mal ehrlich - welcher Hersteller möchte für jedes GoTo-Gerät eine individuell angepaßte Datenbank erstellen und die Steuerung entsprechend konfigurieren? Das würde nur die Kosten in die Höhe treiben, und das wäre sicherlich nicht im Sinne der Amateurastronomen. Und fotografisch sind die meisten gespeicherten DSO auch erreichbar.

Man sollte sich als gut informierter Amateurastronom (und Leser dieser Seiten) darüber im klaren sein, was mit welcher Optik geht und was nicht.

Fazit:
Die Nachführmotoren einer Montierung mit einer Computersteuerung zu versehen, ist nur ein konsequenter und logischer Schritt in der ´Evolution´ der Teleskopsysteme, denn die benötigte, ausgereifte Hardware hat bereits einen jahrelangen Preisverfall hinter sich. Angesichts der für die astronomische Praxis ungünstigen Bedingungen in Mitteleuropa kann man damit auch bei teilweise bewölktem Himmel sinnvoll beobachten. Der Einsteiger hat mit ´GoTo´ eine wertvolle Hilfe, sich am Himmel zurechtzufinden - sofern er sie nutzt.


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Teleskopspiegel:

Kernstück eines Reflektors ist der Hauptspiegel, den es - je nach Preislage - in unterschiedlichen Qualitäten gibt. Kugelspiegel (sphärisch) oder Parabolspiegel - was ist besser?

Was ist der Unterschied zwischen Parabolspiegel und einem Kugelspiegel?

Ein Newton Teleskop bietet in der Regel maximale Leistung für das Geld. Die Voraussetzung ist natürlich eine gute Verarbeitung und vor allem ein sauber gefertigter Spiegel. Fragen Sie bitte immer an, ob das Teleskop einen Parabolspiegel oder einen Kugelspiegel hat.


Ein sphärischer Spiegel,

wie er oft bei Billigfabrikaten verwendet wird, zentriert das Licht nicht sauber in einem Brennpunkt. Das Resultat sind unschärfere Abbildungen von Sternen und auch bei Mond und Planeten wird nicht die optimale Abbildungsqualität erreicht.




Ein guter parabolischer Spiegel

vereint die Lichtstrahlen in einem Punkt. Die Abbildung wird insgesamt schärfer und kontrastreicher. Das Teleskop kann auch lichtstärker und kurzbauender ausgeführt werden, bei gleichzeitig höherer Abbildungsqualität.



Bei welchen Teleskopen macht ein Kugelspiegel Sinn und bei welchen nicht?

Ein Newton mit einer Öffnung bis 114mm wird fast immer mit einem Kugelspiegel ausgestattet. Diese Newton Systeme müssen aber sehr langbrennweitig sein, um 900mm Brennweite.

Bis zu dieser Öffnung sind die Fehler, die ein Kugelspiegel verursacht noch tolerierbar. Man bekommt schließlich ein recht preiswertes Teleskop. Hier wird trotz eines Kugelspiegels noch eine gute Abbildung ermöglicht.

Grundsätzlich gilt:
Je lichtstärker ein Newton, desto stärker machen sich die Nachteile eines Kugelspiegels bemerkbar, auch bei gleicher Öffnung.
Beispiel: Ein Newton mit 114mm Öffnung und 900mm Brennweite (Öffnungsverhältnis f/7,8) bildet noch gut mit einem Kugelspiegel ab.
Ein Newton mit 114mm Öffnung und 500mm Brennweite hingegen, zeigt bereits deutliche Fehler. Die Schärfeleistung bei Mond und Planeten ist nicht mehr gegeben.


Welche Newton-Teleskope sollten mit einem parabolischen Spiegel ausgestattet sein?

Großfeld-Newtons mit 114mm Öffnung und einer Brennweite um 500mm sollten auf jeden Fall mit einem Pararabolspiegel ausgestattet sein.

Alle Newton-Teleskope ab 130mm Öffnung sollten mit einem Parabolspiegel ausgestattet sein. Geräte mit einem einfachen Kugelspiegel müssten sehr langbauend ausgeführt sein und das geht mit erheblichen Nachteilen einher. Das Gerät wird unhandlich, und der große Vorteil der Übersichtsbeobachtung geht durch die lange Brennweite verloren.

Ausnahme: Geräte mit Korrektor - Element. Es gibt kurzbauende Newton Teleskope mit eingebauter Korrektorlinse am Markt. Die haben einen Kugelspiegel, und die Fehler werden mit einem Korrektorelement ausgeglichen. Das funktioniert zwar, aber man handelt sich dadurch andere Nachteile ein. Trotzdem wäre ein solches System, wenn es gut gebaut ist, einem Newton mit Kugelspiegel ohne Korrektor vorzuziehen.

Ein Tipp zum Schluß
Bitte erkundigen Sie sich beim Kauf eines Spiegelfernrohres nach Newton immer, ob das Gerät einen Parabolspiegel oder einen Kugelspiegel als primäres Element hat. Lassen Sie sich das eventuell auch bestätigen. Damit können Sie das Gerät auch jederzeit zurückgeben, sollte es die zugesicherten Eigenschaften nicht erfüllen.



Wie erkennt man in der Praxis den Unterschied zwischen Kugelspiegel und Parabolspiegel?

Das ist sehr einfach:


Sphärische Abberation intrafokal (oben)



Sphärische Abberation exrafokal (unten)




In diesem Fall wird Ihr Fernrohr nicht die Auflösung und die Schärfe zeigen, die die Öffnung eigentlich ermöglicht. Wenn dies nicht explizit in der Produktinformation erwähnt wird, besteht ein berechtigter Reklamationsgrund.


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