Das astronomische Teleskop

Wenn der Sternfreund durch sein Teleskop auf die faszinierende, zerklüftete Oberfläche des Mondes blickt oder vom Anblick der Saturnringe gefesselt ist, mag er sich vielleicht nicht vergegenwärtigen, dass sein Instrument dieser Tage auf eine nahezu vierhundertjährige Geschichte zurückblicken kann. Sicher, irgendwann hat jeder Sternfreund einmal etwas über die Entwicklung astronomischer Fernrohre gelesen, aber die gesamte lebhafte und wechselvolle Geschichte des Teleskops mit den bekannten Beobachtern aus dessen Pionierzeit dürfte den wenigsten Amateurastronomen bekannt sein.

Natürlich kann ich mich an dieser Stelle auch nur auf einige wenige Fakten beschränken. Aber darum soll es in diesem Bericht auch gar nicht gehen: Weder will ich die Geschichte des astronomischen Teleskops genauestens beleuchten noch habe ich die Absicht, sämtliche Teleskoparten mit all ihren optischen Eigenschaften zu beschreiben. Und eine detaillierte Kaufberatung mit eventueller Nennung besonders geeigneter Teleskope für den Sternfreund hat mir auch nicht vorgeschwebt.

Was also soll dann das Ganze? fragt sich jetzt vielleicht der eine oder andere Sternfreund. Meine Absicht war ganz einfach, etwas von allen angeführten Punkten in einen unterhaltsamen Bericht einzuflechten, eine Art Laudatio auf das Fernrohr. Ich hoffe, dass mir das gelungen ist.

Zur Entdeckungsgeschichte

Was den Zeitpunkt der Erfindung des Teleskops angeht, so finden sich teilweise nur sehr vage Angaben. Ähnlich verhält es sich bei der Frage nach dem Erfinder: So werden vielfach die Astronomen Galileo Galilei (Italien, 1564-1642), Simon Marius (Deutschland, 1570-1624) so wie Thomas Harriot (England, 1560-1621) genannt.

Bild 1: Galileo Galilei		Bild 2: Simon Marius		Bild 3: Thomas Harriot

Bild 4: Galileis Mondzeichnungen

Erfunden haben sie das Teleskop jedoch nicht, sicher ist nur, dass sie die ersten Menschen waren, die das Fernrohr zum Himmel richteten, und das spielte sich um die Jahre 1609/1610 herum ab.

Galilei geriet mit Marius sogar in einen Streit ob der Frage, wer von den beiden die vier hellsten Jupitermonde erster sah: Galilei (Bild 1) sichtete diese erstmalig im Januar 1610, was eindeutig belegt ist. Marius (Bild 2) behauptete, die Jupitermonde früher gesehen zu haben, was letztlich nicht nachweisbar ist. So wird Galilei für gewöhnlich als Entdecker der vier hellsten Jupitermonde geführt, obwohl es Hinweise darauf gibt, dass Harriot (Bild 3) die Monde noch vor Galilei und Marius gesehen, aber ihre wahre Natur nicht erkannt hat.

Bild 4 zeigt zwei Mondzeichnungen Galileis.

Bild 5: Hans Lippershey

Aber auch ein anderer Name ist erst jüngst ins Gespräch gekommen, wenn es um die Erfindung des Teleskops geht: Nämlich kein geringerer als der des italienischen Universalgenies Leonardo da Vinci (1452-1519). Doch davon später etwas mehr.

Die wirkliche Erfindung erfolgte, wenn man der einschlägigen Literatur, die sich mit der Geschichte der Astronomie und des Teleskops befasst, glauben darf, mit großer Wahrscheinlichkeit um das Jahr 1608 herum in Holland, und zwar durch den im westfälischen Wesel geborenen, aber bereits in jungen Jahren nach Holland ausgewanderten Brillenmacher (heute sagt man dazu wohl "Optiker") Hans Lippershey (1570-1619), der auf Bild 5 zu sehen ist.

Als er seine Erfindung der Öffentlichkeit vorstellte, fand diese keine sonderlich große Resonanz, weil die Herstellung als zu teuer galt und wegen der geringen Vergrößerung keinen großen Nutzen zu bringen schien. Erst Galilei erkannte neben Marius und Harriot die Bedeutung des Teleskops für astronomische Beobachtungen und stellte auf der Basis von Lippersheys Erfindung selbst Fernrohre mit 20 bis 30-facher Vergrößerung her.

Mit diesen Instrumenten machte er bedeutende Entdeckungen: Wenn er also vielleicht nicht die hellsten Jupitermonde als erster sah, so ist ihm die Entdeckung der Mondkrater und der Venusphasen eindeutig zuzuschreiben. So ist die Tatsache, dass Galilei oft als Erfinder des Teleskops genannt wird, wohl hauptsächlich dem Umstand zu verdanken, dass er Lippersheys Erfindung verbessert und verfeinert hat. Aber auch Eitelkeit spielte eine Rolle: So hat Galilei offenbar für einige Zeit der Öffentlichkeit verschwiegen, dass er nicht der Erfinder war, was natürlich der Steigerung seines Ruhmes diente. So ist auch heute noch vom holländischen oder Galileieschen Fernrohr die Rede. Dessen optisches Prinzip findet heute noch in Operngläsern Verwendung. Das ist also, wie vorhin schon erwähnt, die übliche Story über die Erfindung des Teleskops. Diese muss aber anscheinend relativiert werden:

Vorhin habe ich Leonardo da Vinci erwähnt. Der Kernphysiker und Astronom Dr. Jörg Schumann aus Daun in der Eifel hat durch sorgfältige Recherchen nachgewiesen, dass Leonardo eigentlich als Erfinder des Teleskops gelten muss: Um 1508, also 100 Jahre vor Lippershey und Galilei, baute und benutzte er ein optisches Gerät, mit geringer Vergrößerung zwar, aber von ähnlichem Prinzip wie das der von Lippershey und Galilei verwendeten Geräte. So muss man heute davon ausgehen, dass Lippersheys "Erfindung", die angeblich zufällig erfolgte, gar keine war: Er hat wohl von Leonardos Entdeckung gewusst. Für Galilei gilt ähnliches: So schrieb ein unbekannter Italiener auf sein Fernrohr "Leonardo´scher Bauart: "Anno 1590". Galilei hatte offenbar hiervon ebenso Wind bekommen wie von der holländischen "Entdeckung". Ein detaillierter Bericht hierüber ist in der Ausgabe 2/2001 der STERNZEIT zu lesen, verfasst von dem eben schon erwähnten Dr. Jörg Schumann.

Warum aber weiß anscheinend kaum jemand etwas über diese Fakten? Ein Grund mag der sein, dass Leonardo seine Entdeckungen seinen Mitarbeitern gegenüber gern verschwieg, weil er wusste, dass diese die unangenehme Neigung hatten, sein (Leonardos) Entdeckungen als die ihrigen zu verkaufen. Also müsste das Galileiesche Fernrohr eigentlich "Leonardo´ sches Fernrohr heißen.

Bevor ich aber auf diesen Fernrohrtyp und andere genauer eingehe, ein paar Worte zum optischen Prinzip des Teleskops überhaupt.

Das optische Prinzip des Teleskops

Das Objektiv, also das Licht sammelnde Medium, das dem zu beobachtenden Objekt zugewandt ist, ist eine bikonvexe, also beidseitig erhabene Glaslinse. Treten parallele Lichtstrahlen in sie ein, werden diese gebrochen, d. h. von ihrer ursprünglichen Richtung abgelenkt. In einer bestimmten Entfernung hinter dem Objektiv werden die Lichtstrahlen in einem Punkt, dem so genannten Brennpunkt (Focus) wieder vereinigt.

Der Abstand zwischen Objektiv und Brennpunkt ist die Brennweite. Im Brennpunkt entsteht ein kleines, auf dem Kopf stehendes Bild des beobachteten Gegenstandes.

Und nun wird es interessant: Platziert man hinter dem Brennpunkt eine weitere Linse, so kann man dieses Brennpunktbild wie mit einer Lupe vergrößert betrachten. Diese Linse, das Okular, war bei Lippershey eine bikonkave, d. h. beidseitig nach innen gewölbte Linse. Das Fernrohr lieferte aufrecht stehende Bilder.

Bild 6: Johannes Kepler

Bild 7: Das optische Prinzip des Linsenteleskops

Das eigentliche astronomische Fernrohr wurde von dem deutschen Astronomen Johannes Kepler (Bild 6 , 1571-1630) entwickelt und beschrieben, weshalb man bis heute vom Keplerschen Fernrohr spricht (Bild 7). Im Unterschied zum Galileieschen Fernrohr benutzte dies als Okular eine bikonvexe Linse. Dieses Teleskop entwirft auf dem Kopf stehende Bilder. Sämtliche heutigen Linsenteleskope vom Amateurinstrument bis zum professionellen Sternwartengerät beruhen auf dem Prinzip des Keplerschen Fernrohrs. Da die Bilderzeugung bei dieser Teleskopart auf Brechung ("Refraktion") beruht, spricht man auch von einem "Refraktor".

Kepler hat allem Anschein nach auch selbst ein Fernrohr besessen, damit aber keine Entdeckungen gemacht: Sein Sehvermögen war nach eigener Aussage "blöde" (er war vermutlich kurzsichtig).

Bild 8: Tycho Brahe

Und wenn man dem amerikanischen Autorenehepaar Joshua und Anne-Lee Gilder glauben darf, war Kepler nicht nur kurzsichtig, sondern auch ein Mörder: In ihrem in Kürze in den USA erscheinenden Buch "Heavenly Intrigue" will das Autorenpaar nachgewiesen haben, dass Kepler seinen Boss, den dänischen Astronomen Tycho Brahe (1546-1601) mit Quecksilber vergiftet hat. Warum sollte er dies getan haben? Angeblich weigerte sich Tycho (Bild 8), Kepler seine Beobachtungsergebnisse zu überlassen. Bekanntlich fand Kepler ja aufgrund von Tychos Beobachtungen die Gesetze der Planetenbewegung.

In Brahes Haaren, seiner Gruft entnommen, seien hohe Quecksilberwerte gefunden worden. Aber dies ist aus meiner Sicht kein Beweis: Die Wissenschaftler früher Jahre beschäftigten sich so ziemlich mit allem: So wurden hoch giftige Chemikalien bei Experimenten sorglos gekostet. So ist zum Beispiel bekannt, dass der auf Bild 9 gezeigte englische Astronom Isaac Newton (1642-1727), der uns später noch begegnen wird, über Jahre hinweg an einer Schwermetallvergiftung litt.

Aber es gäbe auch ein Geständnis: In einem Brief an den englischen Forscher Christoph Heydn sagte Kepler: "Ich leugne nicht, dass als Tycho tot war und seine Erben entweder nicht in der Nähe waren oder zu wenig davon verstanden haben, ich die verbleibenden Beobachtungen gegen den Willen der Erben an mich gerissen habe."

Nun, das ist in meinen Augen keineswegs ein Geständnis. Und da Kepler als Theologe christlichen Werten verbunden war, ist die ganze Geschichte doch äußerst unwahrscheinlich. Sicher, Tychos Vermächtnis an Kepler war die Ausarbeitung seines Weltsystems, das einen ziemlich kruden Mix aus dem kopernikanischen und ptolemäischen darstellte, womit ich jedoch den Wert seiner Beobachtungen keinesfalls schmälern möchte.

Bild 9: Isaak Newton	Bild 10: Nikolaus Kopernikus	Bild 11: Claudius Ptolemäus

Jedenfalls dachte Kepler nicht daran, sich weiter um Tychos Weltsystem zu kümmern: Vielmehr glaubte er fest an das heliozentrische Weltsystem des Nikolaus Kopernikus (1473-1543, Bild 10), der die Sonne im Mittelpunkt des Planetensystems sah. Und daraus soll ein Mordmotiv geboren werden? Es gibt böse Zungen, die behaupten, dass Kepler ohne Tycho stets eine Randfigur der astronomischen Forschung geblieben wäre. Eine solche Behauptung kann eigentlich nur von törichten Menschen kommen, die nicht ermessen können, was die Astronomie Keplers Erkenntnissen verdankt. Letztlich stimmt es auch nachdenklich, dass ein Bericht über dieses Thema in dem Fernsehmagazin "Aspekte" des ZDF am 23. April 2004 gezeigt wurde.

Vielleicht ist unter den Lesern der eine oder andere, der mit dem Begriff des "ptolemäischen Weltsystems" nicht allzu viel anfangen kann. Daher ein paar erklärende Worte: Bis in die astronomische Neuzeit hinein hielt sich hartnäckig die Vorstellung, dass alle Planeten um die Erde laufen. Dies war das so genannte geozentrische Weltbild, und der ägyptische Astronom Claudius Ptolemäus (ca. 120-190 n. Chr., Bild 11) entwickelte und begründete dieses Weltsystem maßgeblich.

Optische Fehler und wie sie beseitigt wurden

Doch nun zurück zu unserem eigentlichen Thema, dem astronomischen Teleskop. Wahrscheinlich haben die meisten Amateurastronomen meiner Generation als Teenager mit selbst gebastelten Refraktoren experimentiert: Da wurden beim Optiker für ein paar Mark billige Sammellinsen gekauft, in Papptuben eingesetzt und letztlich mehr oder weniger wackelfrei mit einem Fotostativ aus Papas Kameraausrüstung verbunden.

Doch bereits der erste Blick durch dieses einfache Fernrohr offenbarte gravierende optische Fehler: Von einem scharfen, kontrastreichen Bild konnte keine Rede sein. Die beobachteten Objekte wiesen einen intensiven, bläulich-roten Farbsaum auf. Aber damit noch nicht genug des Unbills: War das Bild in der Mitte des Blickfeldes noch einigermaßen brauchbar (wenn man sich daran gewöhnt hatte), so fielen zum Rand katastrophale Unschärfen auf.

Wie nun kommen diese zwei gravierendsten optischen Fehler einfacher Sammellinsen zustande? Der Farbfehler ist auch als "chromatische Aberration" (Farbabweichung) bekannt. Des Pudels Kern ist hier das weiße Licht, das sich ja bekanntlich aus Licht unterschiedlicher Wellenlängen zusammensetzt, was sich in Form verschiedener Farben, den Spektralfarben, manifestiert.

Jeder hat schon einmal einen Regenbogen gesehen. Er kommt zustande, wenn Wassertröpfchen in der Atmosphäre wie Prismen wirken und das Sonnenlicht in seine Farben zerlegen. Und unsere Sammellinse tut dies anscheinend auch, zumindest hauptsächlich für die Farben Rot und Blau.

Warum? Vorhin wurde gesagt, dass die Sammellinse die gebrochenen, also von ihrer ursprünglichen Richtung abgelenkten Lichtstrahlen im Brennpunkt wieder vereinigt. Nun ist es aber dummerweise so, dass die unterschiedlichen Lichtwellenlängen auch verschiedene Brennweiten haben, sodass sich streng genommen kein Brennpunkt, sondern eine Art "Brennlinie" bildet. Und da dies Problem für die Farben Blau und Rot am gravierendsten ist, tritt das so genannte "sekundäre Spektrum" auf.

Der zweite bedeutende Fehler, die Randunschärfe oder "sphärische Aberration" (was wörtlich übersetzt "Kugelgestaltfehler" bedeutet), hat praktisch die selbe Ursache wie der Farbfehler: Im Klartext heißt dies, dass ein Lichtstrahl, der durch die Mitte des Objektivs dringt, eine etwas längere Brennweite hat als das Licht, das randnah durch die Linse geht, was in der Folge zu unscharfen Bilden in Randnähe des Gesichtsfeldes führt.

Natürlich fragten sich die Pioniere der astronomischen Beobachtung mit optischer Verstärkung, wie den Linsenfehlern am besten zu begegnen sei. Ziemlich schnell wurde klar, dass beide optischen Fehler stark zurückgehen, umso länger die Brennweite des Objektivs im Vergleich zu dessen Durchmesser gewählt wird.

Was bedeutet dies nun konkret? Habe ich also z. B. einen Refraktor mit einem Objektivdurchmesser von 10 Zentimetern (also ein durchaus passables Amateurinstrument) und einer Brennweite von 100 Zentimetern, wird dieser eine erheblich bessere Bildqualität haben als einer, der bei gleich großer Optik bloß 50 Zentimeter Brennweite hat. Oder anders ausgedrückt: Je kleiner das Verhältnis zwischen Objektivdurchmesser und Objektivbrennweite ("Öffnungsverhältnis"), desto besser ist die Bildqualität. Bei unserem Teleskop mit 10 Zentimetern Objektivdurchmesser und 100 Zentimetern Brennweite wäre das Öffnungsverhältnis 1/10 (sprich 1 zu 10), weil die Brennweite des Objektivs 10 Mal länger ist als dessen eigener Durchmesser. Bei lediglich 50 Zentimetern Brennweite wäre das Öffnungsverhältnis erheblich größer, nämlich 1/5.

Wer vielleicht noch eine alte Spiegelreflexkamera besitzt, bei der sämtliche Einstellungen manuell durchgeführt werden mussten, kann die beschriebenen Effekte noch "live" beobachten: Das vom Kameraobjektiv entworfene Bild wird immer schärfer, je höher die Blendenzahl gewählt wird, also je mehr das Kameraobjektiv abgeblendet wird.

Aber keine Rose ohne Dornen: Das Abblenden des Objektivs führt zu dunkleren Bildern, und das ist natürlich auch bei unserem Refraktor der Fall. Somit lässt bei steigender Brennweite auch die Lichtstärke des Objektivs nach, d. h. es können keine schwach leuchtenden Objekte erkannt werden, was der Beobachtung von Sternhaufen und Nebeln, die ohnehin nicht zu den hellsten Himmelsobjekten gehören, nicht sonderlich förderlich ist.

Im 17. Jahrhundert gab es recht abenteuerliche Formen des Linsenfernrohres. Durch deren lange Brennweiten von bis zu 20 Metern (!) bei einem Objektivdurchmesser von vielleicht 20 Zentimetern war es schwierig, ein genügend langes Rohr zu finden. Vielfach wurde dann ganz darauf verzichtet: Das Objektiv wurde einfach höhen - und seitenverstellbar an einen langen Mast montiert, während das Okular hinter dem Brennpunkt an einer weiteren Vorrichtung befestigt wurde. Das waren die berühmten "Luftfernrohre", aber die Beobachtung mit diesen war, wie man leicht ermessen kann, nicht sonderlich ersprießlich.

Es war also geboten, geeignete Mittel zur Beseitigung der optischen Fehler der Linsen zu finden. Trotzdem dauerte es nach der Erfindung des Fernrohres noch nahezu 150 Jahre, bis man der Fehler endlich Herr wurde.

Aber was geschah in der Zwischenzeit? Die Unzulänglichkeiten der Linsen schrieen geradezu nach Alternativen. Und hier begegnet uns der schon weiter vorn erwähnte englische Astronom Isaac Newton. Bekannt geworden ist er vor allem durch die Entdeckung des Gravitationsgesetzes und seiner drei Axiome. Aber er war auch der erste, der 1668 die Objektivlinse durch einen Hohlspiegel (d. h. einen konkaven, also einseitig nach innen gewölbten Spiegel) ersetzte und somit das Spiegelteleskop erfand.

Der Hohlspiegel (etwa so geformt wie der Rasierspiegel im heimischen Bad) sammelt Lichtstrahlen ebenso wie die Linse und besitzt daher auch einen Brennpunkt (von einem besonderen Typ abgesehen, von dem später noch die Rede sein wird). Der feine Unterschied ist aber der, dass der Spiegel keinen Unterschied zwischen den Wellenlängen des Lichtes macht: Alle werden in einem Punkt vereinigt, sodass es keinen Farbfehler gibt, weil das Prinzip der Bildentstehung beim Spiegel die Reflexion ist. Daher spricht man bei Spiegelteleskopen auch von "Reflektoren". Die sphärische Aberration ist jedoch auch bei Spiegeln bekannt.

Bild 12: Das optische Prinzip des Newton-Spiegelteleskops

Ein Problem jedoch stellt sich, wenn es um die Betrachtung des Brennpunktbildes geht: Während dieses bei der Linse hinter dieser und dem betrachteten Objekt entsteht, liegt der Brennpunkt beim Spiegel wegen der Reflexion zwischen Spiegel und Objekt. Da kann kein Okular angebracht werden, weil der Kopf des Beobachters dann den Spiegel vollständig abschatten würde. So platzierte Newton kurz vor dem Brennpunkt des Spiegels (der im folgenden aus verständlichen Gründen als "Hauptspiegel" bezeichnet werden wird) einen um 45° geneigten ebenen Sekundärspiegel, der das Licht um 90° aus dem Teleskoptubus heraus reflektiert, wo es dann betrachtet werden kann. (Bild 12).

Dieser Teleskoptyp heißt dementsprechend "Newton-Teleskop". Dieser Typ ist bis heute unter Amateurastronomen weit verbreitet, da er selbst bei größeren Dimensionen noch recht preiswert ist. Der große Nachteil des Newton und auch anderer Spiegelteleskoptypen ist der Sekundär - oder auch Fangspiegel. Durch seine Stellung im Strahlengang führt er zu einer Bildverschlechterung und zu Lichtverlust. Auch muss er ja irgendwie im Teleskoprohr befestigt werden, und das geschieht meist durch Metallstreben, an denen das Licht auch vorbeistreift und für einen Qualitätsverlust sorgt.

Und der seitliche Einblick beim Newton war und ist nicht jedermanns Sache. Trotzdem war der Spiegel damals den Linsen turmhoch überlegen, und das nicht nur wegen der fehlenden chromatischen Aberration, sondern auch weil er sich recht einfach und auch in größeren Durchmessern leichter herstellen ließ als eine Linse. So trat denn der Reflektor im 18. Jahrhundert seinen Siegeszug an.

Die ersten Spiegel bestanden jedoch nicht wie die heutigen aus speziellen Glas-oder Keramikarten mit einer reflektierenden Schicht aus Aluminium oder Silber, sondern einem selbst reflektierenden Metall, das "Speculum" genannt wurde. Erst der französische Physiker Jean-Bernard Leon Foucault (1819-1858), der erste Pendler, verwendete versilbertes Glas für Teleskopspiegel, so beispielsweise für ein Gerät von immerhin 80 Zentimetern Spiegeldurchmesser.

Der zweite sowohl für den Amateur als auch für den Profi-Astronomen bedeutende Reflektortyp wurde 1672 von dem französischen Bildhauer Guillaume Cassegrain (1629-1693) entwickelt. Er fragte sich, wie man dem relativ unkomfortablen seitlichen Einblick beim Newtonspiegel begegnen könnte. Seine Lösung war ebenso einfach wie genial: Wenn der Fangspiegel ohnehin einen Teil des Hauptspiegels abschattet, kann auf diesen verzichtet werden:

Bild 13: Das optische Prinzip des Cassegrain-Spiegelteleskops

So platzierte Cassegrain in seinem Teleskop den Sekundärspiegel in der halben Brennweite des Hauptspiegels. Das Bemerkenswerte ist hier, dass der Fangspiegel im Gegensatz zum Newtonteleskop nicht plan, also eben, sondern konvex ist. Das bedeutet, dass dieser kugelige Sekundärspiegel die zweite Hälfte der Brennweite zurück in Richtung Hauptspiegel wirft. Dieser ist mittig durchbohrt, und in dieser Bohrung entsteht das Brennpunktbild. An der Hauptspiegelfassung ist demnach das Okular angebracht, der Einblick ist genau so wie beim Refraktor (Bild 13).

Ein weiterer Vorteil ist die durch den kugeligen Fangspiegel gleichsam "gefaltete" Brennweite, welche die Tubuslänge halbiert, sodass auch große Hauptspiegel in vergleichsweise kurzen Tuben untergebracht werden können, was recht komfortabel ist, wenn man im Vergleich dazu die sehr ausladenden Dimensionen des Newtonspiegels bedenkt. Außerdem bedingt die kürzere Bauweise auch ein geringeres Gewicht.

Etwas vereinfachend wurde beim Hauptspiegel bisher von einem "Hohlspiegel" geredet, wenn es um die Definition der Form der reflektierenden Fläche ging. Es gibt aber genau genommen derer zwei: Entspricht die Form der reflektierenden Fläche der einer Kugel, spricht man von einem "Kugelspiegel": Das ist die weiter oben erwähnte Ausnahme: Der Kugelspiegel erzeugt keinen Brennpunkt, daher kann er nur für kurze Öffnungsverhältnisse von 1/10 bis 1/20 verwendet werden, da optische Fehler dann aus den bereits erwähnten Gründen recht stark zurückgehen.

Gibt man der reflektierenden Fläche des Hauptspiegels aber eine parabolische Form, d. h. der geometrischen Figur der Parabel entsprechend, werden optische Unzulänglichkeiten recht gut kompensiert, sodass hier durchaus mit großen Öffnungsverhältnissen von bis zu 1/5 gearbeitet werden kann.

Aber was geschah zwischenzeitlich mit den Linsenfernrohren? Natürlich war man, wie schon weiter vorn erwähnt, bemüht, deren gravierende Fehler auszumerzen, denn auf Dauer war es mit den unbequemen, lichtschwachen Luftfernrohren nicht getan. Es galt also, für das Ziel der Bildverbesserung neue Wege zu beschreiten. Ein erster Versuch in diese Richtung war die Konstruktion mehrlinsiger Okulare, und das maßgeblich durch den holländischen Astronomen Christian Huyghens (1629-1695). Bekannt wurde dieser auch durch die Entdeckung der Saturnringe und das Auffinden des größten Saturnmondes Titan.

Diese zweilinsigen, so genannten "Huyghens-Okulare" finden sich heute noch im Zubehör billiger Kaufhausteleskope, wie sie, wenn diese Zeilen geschrieben werden (Dezember 2004), vermutlich mannigfach unter dem Christbaum liegen werden. Eine bedeutende Verbesserung der Bildqualität brachten diese Okulare jedoch auch nicht, so fragte man sich ernsthaft, ob es nicht möglich sei, "achromatische", also farbfehlerfreie Linsenobjektive herzustellen. Isaac Newton schloss diese Möglichkeit kategorisch aus, weil sich diese nicht mit der Vorstellung vertrug, die er von der Natur des Lichtes hatte (deshalb wohl erfand er das Spiegelteleskop). Etwas anders sah der deutsche Mathematiker Leonhard Euler (1701-1783) die Sache: Er entdeckte die heute anerkannte Wellennatur des Lichts und konstruierte das Modell eines achromatischen Fernrohrobjektivs aus Linsen unterschiedlicher Brechkraft.

Vielfach wird der englische Optiker John Dollond (1706-1761) als der Erfinder des achromatischen Linsenfernrohrs genannt. Dies trifft jedoch nicht zu: Zwar ist sicher, dass er 1758 ein achromatisches Fernrohr vorgestellt hat. Kurioserweise hatte Dollond zuvor noch die Theorien Eulers belächelt, er war eher Newtons Meinung gewesen.

Wie aber kam es zu dem Sinneswandel und der darauf folgenden vermeintlichen Entdeckung des achromatischen Teleskops? Dollond bekam, nachdem er von Eulers Theorien erfahren hatte, Wind von einer Arbeit, die in das Jahr 1733 fiel, also ein Vierteljahrhundert vor seiner "Entdeckung". Da gab es nämlich einen englischen Rechtsanwalt namens Chester Moor Hall (1703-1771), der sich in seiner Freizeit intensiv mit Optik beschäftigte. Er entdeckte 1733, dass der Farbfehler sehr stark zurückging, wenn das Objektiv aus einer bikonvexen Linse aus Kronglas und einer plankonkaven (also einer auf der einen Seite konkaven und auf der anderen Seite ebenen) Linse aus Flintglas zusammengesetzt wurde. Diese Gläser weisen unterschiedliche Brecheigenschaften auf, wodurch die Brennpunkte für Rot und Blau in nahezu einem Punkt vereinigt werden.

Seltsamerweise hat Hall diese hochwichtige Entdeckung nicht bekannt gegeben. Jedenfalls hat Dollond von dieser Erfindung profitiert: Er und sein Sohn Peter (1730-1820) waren lange Zeit führend durch die hohe Qualität der von ihnen hergestellten Instrumente.

Bild 14: Joseph von Fraunhofer

Der deutsche Physiker Joseph von Fraunhofer (1787-1826, Bild 14), der einige Zeit im Benediktinerkloster zu Benediktbeuern in Südbayern lebte, arbeitete und dort auch eine Glashütte betrieb, verbesserte das achromatische Objektiv weiter: Er entdeckte, dass sich optische Fehler wie die sphärische Aberration weiter minimieren ließen, wenn sich die beiden Linsenelemente nicht berührten, sondern ein Abstand von einigen Millimetern zwischen ihnen verblieb: Die Luft in diesem Zwischenraum wirkte wie eine dritte Linse.

Dieses so genannte Fraunhofer-Objektiv findet heute noch in vielen Refraktoren vor allem im Amateurbereich Verwendung: Es ist recht preiswert herzustellen, hat kaum Fehler und ist bis zu Öffnungsverhältnissen von 1/10 gut verwendbar. Auch die meisten der heute im Amateurbereich verwendeten Okulare sind achromatisch und bestehen aus drei oder mehr Einzellinsen, was logisch ist: Denn was nutzt das beste achromatische Objektiv, wenn bloß ein einfaches Okular, was natürlich auch Fehler aufweist, dessen Vorteile zunichte macht.

Trotz alledem, der Siegeszug des Reflektors war nicht mehr aufzuhalten, und das vor allem deshalb weil, wie weiter vorn schon erwähnt, Spiegel wesentlich billiger und in größeren Dimensionen herstellbar waren als Linsen. So vermochte Dollond lediglich Linsenobjektive mit Durchmessern von maximal 20 Zentimetern herzustellen. Erst in der zweiten Hälfte des 19. Jahrhunderts wurde es technisch möglich, größere Linsen zu konstruieren. Das markierte den Beginn der Ära der großen Refraktoren mit Objektivdurchmessern von bis zu einem Meter, allerdings zunächst nur auf dem nordamerikanischen Kontinent.

So haben wir nun die drei klassischen Teleskoptypen kennen gelernt, nach deren Prinzip alle heute gebräuchlichen Fernrohre arbeiten, vom einfachen Fernrohr für den astronomischen Einsteiger bis hin zum computergesteuerten Gerät einer professionellen Sternwarte. Natürlich wurden alle diese Teleskoptypen in neuerer Zeit weiter verbessert, was letztlich auch den Fernrohren für die Amateurastronomen zugute kam. So gibt es heute Teleskope mit einer technischen Ausstattung, wie sie vor zehn Jahren noch undenkbar gewesen wäre, und das sogar noch zu halbwegs erschwinglichen Preisen. Bevor ich nun aber mit einem kleinen Streifzug durch die Welt der Teleskope für den Amateurastronomen beginne, sei mir noch ein kurzer Ausflug in die Geschichte des astronomischen Fernrohres gestattet, wobei es um bedeutende historische Großteleskope und ihre Meister gehen soll.

Bedeutende historische Großteleskope

Bild 15: William Herschel

Bild 16: Das große Teleskop von Herschel

An dieser Stelle muss natürlich zuerst der Name von William Herschel (1738-1822) erwähnt werden, der auf Bild 15 zu sehen ist. Er baute die größten Teleskope seiner Zeit und wurde vor allem durch die Entdeckung des Uranus 1781 bekannt. Aber er versuchte auch als einer ersten Asronomen, die Struktur der Milchstraße zu ergründen.

Das größte Teleskop, das Herschel je baute, hatte einen Spiegeldurchmesser von 1,2 Metern und eine Brennweite von 12 Metern (Bild 16). Sehr glücklich wurde Herschel mit dem Teleskop jedoch nicht, weil es mangels geeigneter Aufstellung recht schwerfällig war und der metallene Hauptspiegel nicht besonders gut reflektierte. Außerdem war die Bildqualität nicht die allerbeste. Die bedeutendsten Entdeckungen, die Herschel mit diesem Gerät machte, waren zweifellos die der lichtschwachen Saturnmonde Enceladus und Mimas. Außerdem wies er nach, dass viele Nebelflecke, die am Firmament wie unaufgelöste Sterngruppen erschienen, tatsächlich aus fein verteilter Materie bestanden.

Bedeutender waren für Herschel seine kleineren Geräte: So entdeckte er den Uranus mit einem Teleskop von knapp 16 Zentimeter Spiegeldurchmesser und 2,1 Metern Brennweite. Sein "Lastesel" war ein Teleskop von gut 47 Zentimetern Spiegeldurchmesser und 6 Metern Brennweite, welches er 1783 baute.

Bild 17: Das Riesenteleskop von Lord Rosse

Bild 18: Das Teleskop von William Lassell auf Malta um 1842

Das Problem mit dem im Strahlengang liegenden Fangspiegel löste Herschel auf seine Weise: Er kippte den Hauptspiegel einfach um einige Grad, sodass der Brennpunkt außerhalb des Strahlengangs und des Tubus zu liegen kam, wo dann das Brennpunktbild ohne Zuhilfenahme eines Sekundärspiegels betrachtet werden konnte.

Um 1845 wurde Herschels Rekord eingestellt: Der Adlige William Parsons (1800-1867), bekannt auch als Lord Rosse, stellte im englischen Parsonstown seinen Riesenspiegel von 1,8 Metern Durchmesser auf, der im Volksmund schnell unter dem Namen "Leviathan" bekannt wurde (Bild 17). Mit diesem Gerät, das für beinahe ein Dreivierteljahrhundert das größte Fernrohr der Erde bleiben sollte, entdeckte Parsons als erster die Spiralstruktur der Galaxien. Das Teleskop hatte einen Spiegel von 1,2 Metern Durchmesser und wurde auf der Insel Malta platziert (Bild 18).

Bekannt wurde Lassell vor allem durch die Entdeckung des Neptunmondes Triton im Oktober 1846. Vielfach wird behauptet, dass Lassell den Mond mit seinem Großteleskop entdeckt hat. Dies stimmt jedoch nicht, vielmehr fand er den Satelliten mit einem lediglich halb so großen Gerät auf seiner Sternwarte mit Namen "Starfield" im englischen Liverpool.

Bild 19: Percival Lowell	Bild 20: Der Clark-Refraktor im Lowell-Observatorium in Flagstaff, Arizona	Bild 21: Clyde William Tombaugh

Natürlich gab es bei den Refraktoren, nachdem deren Farbfehler ausgemerzt war, auch gewisse Fortschritte. So will ich an dieser Stelle so wie bei den Spiegelteleskopen drei Refraktoren des neunzehnten Jahrhunderts erwähnen, die stellvertretend für die Entwicklung des modernen Linsenfernrohrs stehen.

An erster Stelle will ich hier das Observatorium des amerikanischen Astronomen Percival Lowell (1855-1916, Bild 19) in Flagstaff erwähnen, dessen Refraktor mit einem Objektivdurchmesser von 61 Zentimetern bei Fertigstellung im Jahre 1896 eines der größten Linsenteleskope der Erde war (Bild 20).

Bekannt geworden ist Lowell vor allem durch seine Marsbeobachtungen und seine Suche nach dem "Planeten X", dem Transneptun.

Bild 22: Der Refraktor der Lick-Sternwarte

Entdeckt wurde dieser schließlich 14 Jahre nach Lowells Tod im Januar 1930 durch den damals 24-jährigen Farmersohn Clyde William Tombaugh (1906-1997) aus Illinois (Bild 21), der erst kurz zuvor als Aushilfe am Lowell-Observatorium eingestellt worden war. Dieser Planet ist heute unter dem Namen Pluto bekannt.

Das Objektiv für Lowells Refraktor wurde von Alvan G. Clark (1832-1897) angefertigt, der 1862 beim Erproben einer großen Objektivlinse zufällig den Begleitstern des Sirius entdeckt hatte.

Auch das Objektiv des 90 Zentimeter-Refraktors (Bild 22) vom Lick-Observatorium auf dem 1283 Meter hohen Mount Hamilton unweit der kalifornischen Stadt San José wurde von Clark hergestellt. Als dieses nach dem Stifter James Lick (1796-1876) benannte Observatorium 1888 eröffnet wurde, war dessen Refraktor der größte der Erde.

Bild 23: Der Refraktor des Yerkes-Observatorium

Das bis heute größte Linsenfernrohr der Erde wurde 1897 am Lake Geneva (was wörtlich übersetzt lustigerweise "Genfer See" bedeutet) im amerikanischen Bundesstaat Wisconsin in der Nähe von Chicago eingeweiht. Nach dessen Sponsor Charles Tyson Yerkes (1837-1905) spricht man bis heute vom Yerkes-Observatorium. Dessen Objektiv mit einem Durchmesser von 102 Zentimetern war auch aus dem Hause Clark (Bild 23).

Als Kuriosum sei hier erwähnt, dass auf der Pariser Weltausstellung des Jahres 1900 ein Refraktor mit einem Objektivdurchmesser von 125 Zentimetern zu sehen war. Das Gerät funktionierte gut, wurde aber nach der Ausstellung verschrottet, weil es keiner haben wollte, was vermutlich an der Brennweite von 60 Metern (!) lag. Es handelte sich um ein Horizontalteleskop.

Maßgeblich initiiert wurde der Bau dieser Sternwarte von George Ellery Hale (1868-1938), der auch die Weichen für den Bau des großen Spiegelteleskops auf dem Mount Palomar stellte, der mit einem Durchmesser von 5 Metern lange Zeit das größte Teleskop der Erde überhaupt war. Hale wurde auch durch seine Entdeckung des Magnetismus in den Sonnenflecken bekannt.

Eine Objektivlinse mit einem Durchmesser von einem Meter dürfte auch das Ende der Fahnenstange sein: Noch größere Linsen würden sich aufgrund ihres Eigengewichtes durchbiegen, weil sie ja auch nur an ihren Rändern abgestützt werden können: Denn es soll ja möglichst viel des durch die Linse fallenden Lichts genutzt werden. Bei Spiegeln ist die Sache einfacher, hier gibt es bloß eine optisch wirksame Fläche, die reflektiert, und das Medium, der Spiegel also, kann über seinem vollständigen Durchmesser an der optisch unwirksamen Seite abgestützt werden.

Teleskope für den Sternfreund

Doch nun noch ein paar Worte zu den Teleskopen für den Amateurbereich. Hier gibt es dieser Tage zahlreiche Angebote vom Einsteigergerät bis zum Instrument für den semiprofessionell arbeitenden Amateurastronomen, sodass es dem Sternfreund bisweilen schwer fällt, das für ihn passende Instrument zu finden.

Als ich selbst vor mehr als 25 Jahren als Teenager mit der beobachtenden Astronomie begann, gab es für den Anfänger eigentlich bloß den klassischen Refraktor aus dem Warenhaus mit einem Objektivdurchmesser von 6 Zentimetern und den Newton mit 11,4 Zentimetern Spiegeldurchmesser. Diese waren optisch und mechanisch durchaus zufriedenstellend und für die ersten Streifzüge am Himmel ganz gut geeignet.

Da stellte sich eigentlich nur die Frage: Linse oder Spiegel? Linsen ergeben (wenn ihre Fehler gut korrigiert sind) im Vergleich mit gleich großen Spiegeln schärfere und kontrastreichere Bilder. Dafür sind Spiegel preiswerter und lichtstärker, d. h. sie können schwache Objekte am Himmel wie z. B. Sternhaufen und Nebel besser zeigen als Linsen.

So etwa lautete der Tenor in nahezu allen Büchern für den Amateurastronomen, die vor ungefähr 30 Jahren erschienen. Wenngleich sich an der Grundaussage, nach der sich der Amateur zunächst mit einem kleineren Teleskop Übung in der Beobachtung des gestirnten Himmels verschaffen sollte, bis heute nichts geändert hat, so muss man die früher postulierten Vor - und Nachteile von Linsen und Spiegeln heutzutage ein bisschen relativieren: So gibt es heute durchaus Refraktoren mit einem Öffnungsverhältnis von 1/5, die bei einem Objektivdurchmesser von etwa 10 Zentimetern eine enorme Lichtstärke aufweisen, die denen eines gleich großen Spiegels kaum nachsteht.

Wie kann das sein? wird der eine oder andere Leser fragen. Große Öffnungsverhältnisse bei einem Refraktor? Wie sieht es denn da mit optischen Restfehlern aus? Es gibt seit einigen Jahren so genannte apochromatische Objektive, die nicht wie die Fraunhofer-Achromate aus zwei, sondern aus drei Einzellinsen bestehen. Restfehler spielen bei diesen Apochromaten praktisch keine Rolle mehr, sodass man hier mit Öffnungsverhältnissen arbeiten kann, die bis dato nur bei Reflektoren möglich waren. Außerdem liefern sie nicht nur hohe Lichtstärke, sondern auch eine unschlagbare Bildqualität, die selbst die gewiss nicht schlechten Fraunhofer-Achromaten oder die modernen Spiegelteleskope übertrifft.

Der große Nachteil der Apochromate gegenüber den Achromaten ist jedoch der exorbitant hohe Preis, den viele Sternfreunde gar nicht zu zahlen imstande sind: So sind Refraktoren mit apochromatischen Objektiven vielfach bis zu dreimal teurer als gleich große Fraunhofer-Refraktoren mit achromatischen Objektiven.

Bild 24: Das optische Prinzip eines Schmidt-Cassegrain-Teleskops

Bild 25: Ein Schmidt-Cassegrain-Teleskop für den Sternfreund

Aber auch bei den Spiegeln für Amateurastronomen gab es in den letzten Jahren oder besser gesagt Jahrzehnten technische Neuerungen, die zunächst nur für professionelle Sternwarten entwickelt wurden: An erster Stelle wäre hier der Name des deutschen Optikers Bernhard Schmidt (1879-1935) zu nennen. Schmidt entwickelte auf Basis des Cassegrain-Systems ein fotografisches Teleskop, dessen Sekundärspiegel in eine Glasplatte eingelassen ist: Dies hat den Vorteil, dass die für Bildverschlechterung sorgenden Halterungen des Sekundärspiegels wegfallen. Aber damit noch nicht genug: Diese Glasplatte ist nicht eben, also nicht optisch wirkungslos wie eine Fensterscheibe, sondern vielmehr so beschaffen, dass sie wie eine zusätzliche Linse wirkt, sodass optische Fehler weitestgehend minimiert werden: Gerade für fotografische Aufnahmen ist eine gute Randschärfe wichtig. Diese Platte heißt daher "Schmidt-Platte" und ist heute in vielen Teleskopen des Cassegrain-Prinzips vertreten, weshalb von "Schmidt-Cassegrain" oder auch kurz "SC-Teleskopen" die Rede ist (Bilder 24 und 25).

Ihre Bildqualität ist nur wenig schlechter als die vergleichbar großer Refraktoren. So haben sich die Relationen gegenüber früheren Zeiten ein wenig verschoben: Da sagte man pauschal, dass zum Beispiel ein Spiegel von 20 Zentimetern Durchmesser in etwa die gleiche Bildqualität zeigt wie ein halb so großes Linsenobjektiv. Diese Aussage gilt bei den heutigen modernen Teleskopsystemen, wie nach den bisherigen Ausführungen klar geworden sein dürfte, längst nicht mehr.

Womit ich allerdings die Frage, was für ein Fernrohr für den Sternfreund das beste ist, noch immer nicht beantwortet hätte. Die entscheidende Rolle dürfte hier wohl die Frage spielen, wie viel Geld man dafür ausgeben kann. Dieser Tage gibt es ein schier erdrückendes Angebot an Teleskopen aller Preisklassen und Größen.

Besonders im Internet wird man fündig: Bereits für etwa 100€ gibt es Refraktoren und Reflektoren für Einsteiger bzw. solche Amateurastronomen, die vielleicht nur gelegentlich einmal zum Himmel blicken, sich also nicht so sehr der praktischen Beobachtung sondern vielmehr der Theorie verschrieben haben. Da kann man in der Regel mit einer durchaus passablen optischen Qualität rechnen.

Viele Sternfreunde leben auch in Ballungsgebieten, wo es um die Qualität des Nachthimmels nicht allzu gut bestellt ist (Aufhellung durch Fremdbeleuchtung!). Da wäre ein großes Teleskop bloß totes Kapital, weil dessen Möglichkeiten unter widrigen Bedingungen kaum voll ausnutzbar wären.

Ansonsten ist es auch eine Sache der Ambitionen des Sternfreundes. Gelegentheitsgucker wie ich, die keine ernsthaften Beobachtungsprogramme im Sinn haben, kommen mit einem preiswerten Einsteigerteleskop gut über die Runden. Wer aber ernsthaft fotografisch oder sogar mittels CCD spezielle Objekte wie veränderliche Sterne überwachen will und an einem klimatisch begünstigten Ort lebt, kann schon nach einer anspruchsvollen Ausrüstung schauen. Aber auch in diesem Falle sollte sich der Amateur anfänglich mit einem kleineren Teleskop an die Himmelsbeobachtung gewöhnen.

Wovon der Einsteiger aber auf jeden Fall die Finger lassen sollte, das sind die besonders in den Spielwarenabteilungen der Kaufhäuser kurz vor Weihnachten auftauchenden Kleinteleskope in bunten Kartons, die dann auch noch mit Himmelskarten und astronomischer Einführungsliteratur ausgestattet sind. Didaktisch mögen die um die 40€ kostenden Kästen noch von gewissem Wert sein, aber das Teleskop ist in der Regel absolut unbrauchbar. Die Optik selbst ist meist in Ordnung, aber die ganze Mechanik und Verarbeitung ist zumeist eine Katastrophe. Die Aufstellung ist derart wackelig, dass genaues Fokussieren (Scharfstellen) eines Objekts nahezu unmöglich ist.

Ich selbst habe ein derartiges Teleskop einmal im Rahmen einer Tombola während eines Betriebsfestes gewonnen und habe daher schon einige Erfahrungen sammeln können: Das war ein Refraktor mit 5 Zentimetern Objektivdurchmesser und 50 Zentimetern Brennweite. Das einzige Himmelsobjekt, das ich mit diesem Teleskop bisher beobachtet habe, war immerhin ein prominentes, und zwar den Kugelsternhaufen Omega Centauri während eines Aufenthaltes in Namibia. Der zeigte sich bei einer Vergrößerung von 50-fach als diffuser, heller Fleck ohne erkennbare Einzelsterne.

In der Praxis hat sich jedoch gezeigt, dass für den Anfänger ein Refraktor mit 6 oder 7 Zentimetern das geeignetste Instrument darstellt. Er ist robust und die Optik läuft kaum Gefahr, sich zu verstellen. Anders sieht die Sache bei Reflektoren aus: Hier müssen die Spiegel gelegentlich nachjustiert werden, was für den Anfänger eine nicht unbedingt leichte Aufgabe darstellt.

Wie sieht es nun mit dem Selbstbau von Teleskopen aus? Vor 30 oder 40 Jahren gab es in astronomischer Literatur für Amateurastronomen noch viel Raum für dieses Thema. Der Grund ist leicht einzusehen: Das Angebot an Teleskopen größerer Dimensionen war damals mehr als spärlich, und wenn es welche gab, waren diese selbst für besser verdienende Sternfreunde nahezu unbezahlbar. Heutzutage findet sich in Büchern für den Sternfreund zum Thema Selbstbau praktisch nichts mehr, weil er sich nicht mehr lohnt: Selbst größere Fernrohre sind heute so preiswert, dass der Aufwand des Selbstbaus den Ertrag nicht mehr rechtfertigt, sei es nun aus finanziellen oder zeitlichen Gründen.

Bild 26: Ein azimutal montierter kleiner Refraktor

Mit dem Fernrohr allein ist es jedoch nicht getan. Es benötigt eine solide Aufstellung. Damit ist eine Vorrichtung gemeint, die nicht bloß ein Stativ wie etwa für eine Kamera darstellt, sondern wesentlich mehr umfasst: Das ist die so genannte "Montierung". Diese geht weit über das bloße Stativ hinaus. Im einfachsten Fall sitzt das Fernrohr auf einem Achsenkreuz, das zwei Arten der Bewegung des Fernrohres erlaubt. Die eine Achse bewegt das Teleskop nach oben oder unten (vertikal), die andere nach rechts oder links (horizontal). Diese Art der Montierung, die sich oft bei Einsteigerfernrohren findet, nennt man "azimutale Montierung", weil die horizontale Bewegungsrichtung dem einfachsten himmlischen Koordinatensystem, dem "Azimut", folgt (Bild 26).

Bild 27: Ein parallaktisch montierter Refraktor

Natürlich ist es auf Dauer nicht unbedingt komfortabel, wenn das Fernrohr ständig an zwei Achsen bewegt werden muss, will man das anvisierte Himmelsobjekt im Blickfeld halten. Wenn man jedoch die horizontale Achse so kippt, dass sie parallel zur Rotationsachse der Erde liegt, muss bloß diese Achse bewegt werden, wenn das Himmelsobjekt einmal eingestellt ist. Diese Art der Aufstellung wird "parallaktische Montierung" genannt (Bild 27). Wie nun aber soll die horizontale Achse parallel zur Erdachse ausgerichtet werden? Dies ist höchst einfach: Die gedachte Verlängerung der Erdachse über die Pole hinaus tut uns Nordhalbkuglern im Moment den Gefallen, am Firmament ziemlich genau auf einen mittelhellen Stern, den Polarstern, zu zeigen (das ist also der "nördliche Himmelspol"). Auf diesen Stern im Kleinen Bären muss also unsere Montierung ausgerichtet werden.

Der Komfort dieser Montierung kann mit den so genannten "Teilkreisen" noch weiter verbessert werden. Dies sind metallene Ringe mit einer Aufteilung wie beim allerseits bekannten Zollstock: Sie erlauben, ein Himmelsobjekt "blind", also ohne das Anpeilen durch ein kleines Sucherfernrohr, das ohnehin in den meisten Fällen auf dem Tubus unseres Teleskops thront, nach seinen Koordinaten am Himmel einzustellen. Diese Koordinaten stellen eine Analogie zu den irdischen dar, wo man Längen - und Breitengrade sowie einen Äquator kennt, der die Erde in zwei Hälften teilt.

Diese Rektaszension wäre also an der horizontalen Achse unserer Montierung einzustellen, Selbiges wurde zweckmäßigerweise auch am Himmel eingeführt: Am uns halbkugelig erscheinenden Firmament kennt man Längen - und Breitengrade und einen Äquator, der ähnlich der Erde den Himmel in eine Nord - und Südhalbkugel teilt. Die himmlischen Breitengrade, die nichts anderes als den Abstand eines Himmelsobjekts vom Himmelsäquator ausdrücken, werden als "Deklinationskreise" bezeichnet. Objekte nördlich des Äquators bekommen ein Plusvorzeichen und solche südlich von diesem ein Minusvorzeichen: Steht also zum Beispiel der Mond 15 Grad nördlich des Himmelsäquators, sagt man, er habe eine Deklination von +15°. Bei unserer parallaktischen Montierung würde man demnach die Deklination an der vertikalen Achse einstellen, weshalb diese als "Deklinationsachse" bezeichnet wird.

die deshalb "Rektaszensionsachse" heißt. Diese Rektaszension bezeichnet den Abstand eines Objekts vom (willkürlich) gewählten Nullpunkt des Koordinatensystems. Auf der Erde hat man den Londoner Vorort Greenwich (wegen seiner historischen Sternwarte) zum Nullpunkt auserkoren, während am Himmel der Frühlingspunkt gewählt wurde: Das ist die Stelle, an der die Sonne zum Frühlingsanfang steht. Allerdings spricht man bei der Unterteilung der Rektaszensionskreise im Unterschied zur Deklination nicht von Graden (°), sondern von Stunden (h). Der Frühlingspunkt hat also eine Rektaszension 0h. Die Untereinheit der Grade und Stunden ist jedoch in beiden Fällen die Minute. Eine Rektaszensionsstunde umfasst 15°, und da es ihrer 24 gibt, kommt man auf einen Vollkreis von 360°. Hat ein Objekt eine Rektaszension von 1h, dann steht es 15° östlich des Frühlingspunktes. Bei einer Rektaszension von 23h befindet sich das Objekt 15° westlich des Frühlingspunktes.

Der Komfort der parallaktischen Montierung lässt sich noch weiter steigern, wenn die Rektaszensionsachse mit einem motorischen Antrieb versehen wird, der die Drehung des Himmels (die ja nichts anderes ist als das Spiegelbild der Erddrehung) ausgleicht und dafür sorgt, dass ein eingestelltes Objekt ständig im Gesichtsfeld bleibt. Eine solche motorische Nachführung ist bei vielen mittelgroßen Teleskopen bereits im Lieferumfang enthalten, kleinere Geräte lassen sich normalerweise in dieser Beziehung nachrüsten, wenn kein Motor vorhanden ist.

Ein Nachteil der parallaktischen Montierung ist der, dass diese immer exakt parallel zur Erdachse zum Himmelspol ausgerichtet werden muss. Wie weiter vorn schon erwähnt, steht für uns Beobachter auf der Nordhalbkugel im Moment ein mittelheller Stern, der Polarstern, nahe des Himmelsnordpols (die Distanz vom exakten Himmelsnordpol beträgt gegenwärtig, also im Jahre 2004, etwa ein halbes Grad). Für allgemeine Beobachtungen reicht durchaus ein grobes Ausrichten auf den Himmelspol, will der Sternfreund jedoch lang belichtete Fotos mit aufgesetzter Kamera oder gar solche direkt im Brennpunkt (Fokus) des Instruments machen, muss die Montierung exakt ausgerichtet werden, was bisweilen eine Zeit raubende Tätigkeit darstellt.

So ist die azimutale Montierung in den letzten Jahren dank moderner Computertechnik und Satellitennavigationssystemen (GPS) wieder verstärkt ins Gespräch gekommen: So gibt es heute Teleskope, die nur auf zwei oder drei Referenzsterne eingestellt werden müssen, danach richtet sich das Fernrohr automatisch nach Eingabe der Koordinaten oder der Bezeichnung des Objekts auf dieses aus und folgt auch dessen scheinbarer Bewegung. Jedoch sind, wie man sich leicht vorstellen kann, derartige Teleskope nicht gerade billig: So kann man beispielsweise bei einem 5-Zoll-SC (also mit 12,5 Zentimetern Spiegeldurchmesser) durchaus mit 1.500€ rechnen.

Bild 28: Ein selbst gebautes Dobson-Teleskop mit Holztubus auf einer Holzmontierung

Einen wahren Boom erlebt derzeit der Newtonspiegel, und zwar in der Form des so genannten "Dobson-Teleskops".

Dessen azimutale Montierung sitzt nicht auf einem Stativ, sondern liegt auf dem Boden auf. Diese Fernrohre sind selbst bei größeren Öffnungen vergleichsweise erschwinglich: So sind Dobsons mit 20 Zentimeter großen Spiegeln schon um 300€ erhältlich (Bild 28).

Bild 29: Das optische Prinzip eines Schiefspieglers

Bild 30: Georg Dittie´ neben seinem Schiefspiegler

Unter Amateurastronomen, die sich auf die Planetenbeobachtung spezialisiert haben, sind die so genannten "Schiefspiegler" recht verbreitet. Entwickelt wurde das optische Prinzip durch Anton Kutter (1903-1985). Er ermöglicht große Spiegeldurchmesser in Verein mit langen Brennweiten, was hohe Bildschärfe garantiert, wie sie für Beobachtungen des Mondes oder der Planeten wichtig ist.

Der Hauptspiegel ist hier um etwa 40° gegen den Strahlengang geneigt, sodass das einfallende Licht aus dem Tubus heraus reflektiert wird (Bild 29). Dort wird, ähnlich wie beim Cassegrain, in etwa der halben Brennweite des Hauptspiegels der konvexe Sekundärspiegel platziert, der den Brennpunkt in Richtung des Hauptspiegels zurückwirft, wo auch das Okular angebracht ist. Der Einblick erfolgt also hier ganz ähnlich wie beim Cassegrain, dessen Vorteil des gefalteten Strahlengangs auch dem Schiefspiegler zugute kommt, weil er die Baulänge des Teleskops deutlich verkürzt. Zwischen Okular und Sekundärspiegel ist außerdem noch eine Korrektionslinse plaziert, die optische Restfehler weitestgehend minimiert.

Bild 30 zeigt einen respektablen Schiefspiegler für den Amateurastronomen. Der freundlich lachende Herr daneben ist sein Besitzer Dr. Georg Dittié, der unter anderem durch sein Bildbearbeitungsprogramm "Giotto" bekannt geworden ist: Nicht zuletzt für dessen Entwicklung ist er 2004 mit der Medaille der Vereinigung der Sternfreunde ausgezeichnet worden, welche die bedeutendste Auszeichnung für Verdienste um die Amateurastronomie im deutschsprachigen Raum darstellt.

An dieser Stelle möchte ich meine Laudatio auf das astronomische Teleskop beenden. Ich hoffe, dass ich dem Anfänger in der beobachtenden Astronomie den einen oder anderen Tipp für einen erfolgreichen Einstieg geben konnte. Jedoch dürfte nach dem Lesen dieser Zeilen klar geworden sein, dass die Frage, welches Teleskop der Sternfreund nun wählen soll, prinzipiell gar nicht zu beantworten ist: Es geht diesbezüglich nur um die Frage, welche Ambitionen und Bedürfnisse der Amateurastronom hat und vor allem wie viel Geld er ausgeben kann. Ich hoffe aber auch, dass auch der fortgeschrittene Amateurastronom, dem die in diesem Bericht genannten technischen Fakten über das Fernrohr hinlänglich bekannt sind, etwas "mit nach Hause" genommen hat von dem, was ich geschrieben habe.