Die Öffnung:
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.
Die Vergrößerung:
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.
Gesichtsfeld:
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.
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.
Die Auflösung:
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 den Wolken des Jupiter 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.
Teleskopspiegel:
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.
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)- Man nehme eine Vergrößerung, die etwa dem Durchmesser des Hauptspiegels (freie Öffnung) in Millimeter entspricht. (für 114mm Öffnung wäre dann ca. 114-fach zu wählen). Wenn die Vergrößerung etwas höher oder etwas niedriger ist, macht das nichts.
- Einen mittelhellen Stern einstellen. Der Polarstern hat sich gut bewährt.
- Scharfstellen. Wenn nur wenige Beugungsringe zu sehen sind ( 2-3 konzentrische Ringe rund um den Stern ) ist das schon ein gutes Zeichen. Wenn aber der Stern sehr viele Ringe hat, dann ist das ein erster Hinweis auf einen Kugelspiegel.
- Um sicher zu gehen, den Stern unscharf stellen, erst dann den Auszug weiter hineindrehen und dann weiter herausdrehen. Der Stern bläht sich zu einem Ring auf und in der Mitte entsteht ein runder Schatten, das ist der Fangspiegel. Wenn sich beide Abbildungen ähneln, dann haben Sie einen vernünftigen Parabolspiegel. Völlig gleich werden die Abbildungen nicht sein.
- Wenn jedoch sehr starke Unterschiede bestehen, dann haben Sie einen Kugelspiegel - (siehe Abbildungen links)
- Die Unterschiede wären sofort zu sehen. Auf der einen Seite haben Sie einen völlig verschmierten Ring, es sind kaum Ringe zu erkennen. Auf der anderen Seite des Fokus haben Sie sehr scharf abgegrenzte Ringe, wie die Ringe einer Schießscheibe. Das ist ein Hinweis auf einen Kugelspiegel oder auch einen sehr schlechten Parabolspiegel, der die Bezeichnung Parabolspiegel nicht verdient.
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.
Beispiele unseres Sterntests:
Andreas Murner - optische Bank von Teleskop-Service
| Aufnahme intrafokal | Aufnahme extrafokal |
|---|---|
 |  |
Beide unscharfe Sternabbildungen sind relativ rund, daher hat die Optik keine Verspannung. Allerdings erkennt man eine geringe Dekollimation, daher kommt auch eine leichte ovale Verformung. Die Optik hat, wie die Fokalaufnahme zeigt, keinen Astigmatismus und die Dekollimation sieht man nur auf den unscharfen Aufnahmen. Dies zeigt wiederrum, wie empfindlich gerade dieser Test ist.
Die Aufnahme links zeigt hingegen ein perfekt kollimiertes Fernohr - in diesem Fall einen Maksutov Newton mit 150mm Öffnung.Der runde Fleck in der Mitte ist der Fangspiegel und die vertikalen Linien stammen von der Fangspiegelhalterung. Der Fangspiegel ist auf zwei Spinnenarmen aufgehängt.
Die extra- und intrafokale Aufnahme weist auch keine nennenswerten Unterschiede auf. Daher ist auch keine störende sphärische Aberation (Unterkorrektur oder Überkorrektur) des Spiegels zu erwarten.
Die einzelnen Beugungsringe sind sichtbar und nicht zu einer einheitlichen Fläche verschmiert. Man kann also sagen, daß die Optik glatt ist und dadurch auch einen guten Kontrast bringt.
Weiter unten finden Sie eine Anleitung, wie man anhand der Beugungsscheiben die Fehler einer Optik erkennen kann.
Aufnahme fokal bei 300fachDie fokale Aufnahme bestätigt eine schöne runde Sternscheibe. Der erste Beugungsring ist erkennbar - keine Auffälligkeiten - Die minimale Dekollimation wirkt sich hier im Fokus nicht aus - bei lichtstärkeren Optiken würde man allerdings die Dekollimation sehen.
Ronchi AufnahmeDie Ronchi Aufnahme bestätigt die vorherigen Tests - keine Auffälligkeiten - die Linien sind schön gerade.
Die Fehlerbilder
| Auffälligkeit | Bild | Fehler |
|---|---|---|
| Sternscheibchen sind oval Von intrafokal zu extrafokal um 90° versetzt |  | Astigmatismus bei stärkerem Astigmatismus verformt sich Beugungsscheibchen im Fokus zu einer kreuzförmigen Struktur, die auch am Bild schon zu erahnen ist. Bereits jetzt sieht man das Oval - die Längsachse ist vertikal. |
| Die Ringe sind nicht konzentrisch Auf einer Seite ist die Leuchtdichte höher |  | Koma im Fokus haben die Sterne leichte Kometenschweife. Meist ist dieser Fehler eine Folge schlechter Justage der Optik und damit leicht zu beheben. Wenn aber Linsen einen Keilfehler haben oder auch schief im Strahlengang sitzen, tritt dieser Effekt auch bei perfekter Kollimation auf. |
| Die Abbildungen sehen unterschiedlich aus Auf der einen Seite verwaschen, auf der anderen Seite scharf abgegrenzt. |  | Sphärische Aberation die Randbereiche des Spiegels haben eine andere Schärfeebene, als die zentralen Bereiche. Der Fehler ist konzentrisch und tritt nicht sehr störend in Erscheinung. Trotzdem beeiträchtigt die sphärische Aberation Kontrast und Schärfe. Besonders Instrumente, die für Mond- und Planetenbeobachtung eingesetzt werden, sollten keine stark unterschiedlichen Abbildungen auf beiden Seiten des Fokus haben. Absolut identisch sind die Abbildungen aber in der Prexis sehr selten. Minimale Unterschiede sind kaum zu vermeiden. |
| Die Abbildungen sehen unterschiedlich aus Auf der einen Seite ist der äußere hellere Ring weg, auf der anderen Seite ist er sehr gut sichtbar |   | Abgesunkene Kante tritt oft bei Newtons auf. Besonders bei der Planetenbeobachtung ist er sehr störend, da durch diesen Fehler der Kontrast stark verringert wird. Er ist aber sehr leicht durch eine entsprechende Blende zu beheben. Das Ronchigramm zeigt, wie groß die abgesunkene Kante ist. |
| Die Abbildungen sind zwar in Ordnung, aber man kann keine Beugungsringe entdecken. |  | Eine rauhe Oberfläche das Fehlen der Beugungsringe schiebt man beim Sterntest gerne auf ein schlechtes Seeing. Gerade dieser Test ist nur bei sehr ruhiger Luft zu machen. In Wirklichkeit werden, durch eine rauhe Oberfläche, die Ringe, wie durch einen Weichzeichner verwischt. Gerade bei der Mond und Planetenbeobachtung erhält man nicht den gewünschten Kontrast. Der Vergleich mit dem Weichzeichner ist auch hier richtig. |