Astronomisches Fernrohr

aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie

Du hast neue Nachrichten auf deiner Diskussionsseite.

Die Artikel Kepler-Fernrohr und Astronomisches Fernrohr überschneiden sich thematisch. Hilf mit, die Artikel besser voneinander abzugrenzen oder zu vereinigen. Die Diskussion über diese Überschneidungen findet hier statt. Bitte äußere dich dort, bevor du den Baustein entfernst. --Fabian ~ 00:44, 15. Jan. 2007 (CET)

Als Astronomisches Fernrohr (auch Kepler'sches Fernrohr) wird jene Bauart eines Linsenfernrohrs bezeichnet, bei der zwei Sammellinsen verschiedener Brennweite kombiniert werden: ein Objektiv (Objektlinse) von langer Brennweite mit einem Okular (Augenlinse) von kurzer Brennweite.

Prinzipieller Strahlengang im Astronomischen Fernrohr. Das Objektiv (1) erzeugt vom Objekt (4) ein reelles, umgekehrtes Zwischenbild (5), das man mit einer "Lupe" (Okular 2) betrachtet. Das Auge (3) sieht ein winkelmäßig vergrößertes, virtuelles Bild (6) in scheinbar großer Entfernung (strichlierte Parallelstrahlen).

Das Objektiv erzeugt ein reelles, aber verkehrtes Bild des betrachteten Gegenstands, das man mittels des Okulars -- nach dem Prinzip der Lupe -- vergrößert betrachtet.

Ist der Gegenstand optisch unendlich entfernt, fallen beim normalsichtigen Beobachter die beiden Brennpunkte (der hintere des Objektivs und der vordere des Okulars) zusammen, sodass die Baulänge etwa ihrer Summe (f₁ + f₂ ) entspricht. Sie kann durch Umkehrprismen um mehr als die Hälfte verkürzt werden, was beim Feldstecher oder bei Miniaturgläsern wie dem Leitz-Trinovid ein angenehmeres Handling und fast verwacklungsfreies Betrachten ermöglicht.

Die optische Vergrößerung entspricht dem Quotienten der beiden Brennweiten. Mit austauschbaren Okularen - wie in der Astronomie üblich - kann man daher die Vergrößerung variieren: je stärker das Okular (kürzere Brennweite), desto höher die Vergrößerung. Eine übertrieben starke Vergrößerung ist jedoch sinnlos ("leere Vergrößerung") - wenn nämlich das Bild zwar größer, aber wegen der Beugung unschärfer wird. Dieser Effekt beginnt etwa bei jener Vergrößerung, die dem Objektivdurchmesser (Apertur) in Millimeter entspricht.
Mit zunehmender Vergrößerung sinkt auch die Lichtstärke für flächenhafte Gegenstände (z.B. während punktförmige Lichtquellen (wie Sterne) fast unverändert bleiben. Die Lichtstärke ist umgekehrt proportional der Austrittspupille, die ihrerseits aus Apertur durch Vergrößerung resultiert.

Ob wirklich Johannes Kepler diesen Fernrohrtyp - der außer der Astronomie z.B. auch in geodätischen Theodoliten verwendet wird - erfunden hat, ist ungewiss. Das erste überlieferte Fernrohr in "Keplerbauweise" wurde jedenfalls vom Jesuiten Christoph Scheiner um 1613 gebaut.

Die für terrestrische Beobachtungen erwünschte Strahlen-Umkehr zu einem "aufrechten Bild" kann außer mit den erwähnten Umkehrprismen auch durch eine "Umkehrlinse" (dritte Sammellinse) erfolgen, was aus dem astronomischen ein terrestrisches Fernrohr macht. Es findet z.B. bei Aussichtsfernrohren und manchen Zielfernrohren Verwendung. Auch mit einer (negativen, zerstreuenden) Fokussierlinse ist das möglich - etwa in neueren Theodoliten und elektronischen Tachymetern. Eine vierte Möglichkeit besteht in der Verwendung einer Zerstreuungslinse als Okular, wodurch das astronomische zu einem Galilei-Fernrohr wird (optisch ungünstiger, aber wegen der extrem kurzen Bauweise z.B. für Operngläser sehr gebräuchlich. Der Galilei-Bautyp erlaubt aber kein Anbringen eines Fadenkreuzes oder Mikrometers.