Praxis

zur astronomische visuelle Beobachtung und Astrofotografie


Praxisgrundlagen der astronomische visuelle Beobachtung und Astrofotografie

Astronomische Teleskope

Das astronomische Teleskop im Amateurbereich sind der Regel optische Instrument, um das ankommende sichtbare Licht von den astronomische Objekte zu sammeln und zu bündeln, um die Abbildung im Teleskop für die visuelle und fotografische Beobachtung aufzuhellen und zu vergrößern für hohe Auflösungen. 

Im gegensatz zur amatuer wird in der professionelle Astronomie nicht nur der  sehr enge Bereich  des visuelle sichtbare Licht ausgenützt, sondern das komplette ausgesendete elektromagnetische Wellenspektrum, mit jeweils spezielle Instrumente von den kurzwelligeren Gamma-, Röntgen-, über den sichtbare Bereich, zu den langwelligeren Infrarot-, Mikro- und Radiowellen. Hierzu werden erdgebundene Instrumente, nach möglich in großen Höhen, sowie Weltraumteleskope im Erdumlaufbahn eingesetzt, um die störende Luftunruhe bzw. absorbierende Erdatmosphäre hinter sich zu lassen.

Durchlässigkeit der Atmosphäre für Infrarotlicht © IPAC
Durchlässigkeit der Atmosphäre für Infrarotlicht © IPAC

Nach ihrem Aufbau unterscheidet man, die im Amateurbereich für die visuelle Beobachtung angewendete Teleskope in zwei Grundbautypen, den Linsenteleskop / Refraktoren (Dioptrie - Lichtbrechung) und den Spiegelteleskop / Reflektoren (Kataoptrik - Reflektion).  Durch Kombination der beiden optische Systeme, in den Katadioptrischenteleskop, wird versucht die jeweilige Vorteile der Systeme zu vereinigen und damit die Nachteile zu minimieren bzw. zu eliminieren. In dem man die Vorteile der Spiegelteleskope nutzt wie die Farbreinheit und der der einfacheren Realisierbarkeit  von größeren Öffnung und daraus resultierende hohen Lichtsammelvermögen und Auflösungsvermögen, aber die Nachteile der Abbildungsfehler wie Astigmatismus und Koma, durch den konkaven Primärspiegel mittels Linsensysteme zu korrigieren.

 

Als Schiefspiegler werden Spiegelteleskope bezeichnet, bei denen der Fangspiegel (Sekundärspiegel) nicht in der optischen Achse des Hauptspiegels liegt und der Strahlengang durch die verkippten Spiegel um einige Grad schräg verläuft. Der Sinn der Konstruktion ist es zu vermeiden, dass der Fangspiegel einen Teil des Hauptspiegels abschattet. Dadurch fällt einerseits dieser geringe Lichtverlust weg, vor allem aber tritt keine störende Beugung am Fangspiegel und dessen Halterung auf. Die bei der Verkippung auftretenden Abbildungsfehler (Astigmatismus und Koma) können durch langbrennweitige Auslegung der Optik reduziert werden und durch optische Korrektur am Fangspiegel bzw. eine Korrekturplatte weitgehend kompensiert werden. [1]

Teleskoptypenübersicht (HDPO)

Das Linsen-  oder Spiegelobjektiv eines optischen Teleskops erzeugt in seiner Bildebene ein reelles Bild. Dieses Bild kann auf zwei Weisen sichtbar gemacht werden:

 

             -  direkt in der Bildebene (Objektiv-Brennweite) Im einfachsten Fall durch Einbringen einer Mattscheibe als

                Projektionsfläche. In der Astrofotografie bringt man einen Film (Analoge Fotografie) oder einen Bildsensor

                (Digitale Fotografie) in die Bildebene, zur Bildgewinnung ein.  [1]

 

             - durch ein Okular hier wird das Bild für das menschliche Auge bzw. für die Okularprojektion Fotografie 

               aufbereitet, so dass eine direkte Beobachtung möglich wird. Außerdem lässt sich durch einen Wechsel

               der Brennweite des Okulars die Vergrößerung des anvisierten Objekts ändern.  [1]

Linsenteleskop / Refraktoren

Linsenteleskope bestehen generell aus einer Kombination von Linsen, die von einer mechanischen Konstruktion gehalten werden. Je nach Strahlengang des Lichts durch die Linsen unterscheidet man dabei zwischen Galilei-Fernrohr und Kepler-Fernrohr.  [1]

Galileische-Teleskop

Das Galilei-Fernrohr, auch holländisches Fernrohr genannt, wurde vom holländischen Brillenmacher Hans Lipperhey um 1608 erfunden und in der Folgezeit von dem Physiker und Mathematiker Galileo Galilei weiterentwickelt. Es hat als Objektiv eine konvexe Sammellinse und als Okular eine Zerstreuungslinse kleinerer Brennweite. Da das Okular eine negative Brennweite besitzt, muss es innerhalb der Brennweite des Objektivs so liegen, dass die Brennpunkte von Objektiv und Okular auf der Seite des Beobachters zusammenfallen. Es entsteht ein virtuelles, aufrechtes und seitenrichtiges Bild, allerdings mit kleinem Sichtfeld. Das Galilei-Fernrohr wird heute beim Opernglas und bei der Fernrohrbrille eingesetzt. Das Prinzip findet auch bei Telekonvertern zur Brennweiten Verlängerung oder Verkürzung (Barlows/Reducer) Verwendung.  [1]

Strahlengang eines Galileische-Linsenteleskop (HDPO)
Strahlengang eines Galileische-Linsenteleskop (HDPO)

Kepler-Teleskop

Als Kepler-Fernrohr, auch astronomisches Fernrohr, bezeichnet man ein Fernrohr, das einer von Johannes Kepler 1611 beschriebenen Bauweise folgt. Danach ist auch das Okular eine konvexe Sammellinse (mit geringerer Brennweite). Okular und Objektiv stehen im Abstand ihrer addierten Brennweiten, d. h. ihre Brennpunkte fallen zwischen den Linsen zusammen. Das Gesichtsfeld ist ausgedehnter als beim Galilei-Fernrohr.  

Da sich der Strahlengang im Fernrohr kreuzt, erzeugt das Objektiv ein auf dem Kopf stehendes und seitenverkehrtes (also insgesamt um 180 Grad gedrehtes) reelles Bild des betrachteten Gegenstands, das man mittels des Okulars – nach dem Prinzip der Lupe – vergrößert betrachtet.  [1]

Strahlengang eines Kepler-Linsenteleskop (HDPO)
Strahlengang eines Kepler-Linsenteleskop (HDPO)

Achromatische und Apochromatische Linsenteleskope

Jede optische Linse weist mehr oder weniger starke Farblängs- und Farbquerfehler auf. Unterschiedliche Wellenlängen werden unterschiedlich stark gebrochen. Langwelliges rotes Licht wird weniger stark als kurzwelliges blaues Licht gebrochen. Somit liegt für jeden Wellenlängenbereich ein eigener Brennpunkt vor. Bei der praktischen Beobachtung führt dies zu störenden Farbsäumen.  [1]

 

In der Vergangenheit versuchte man den Farblängsfehler bei Linsenteleskope  mit unter dadurch zu reduzieren, indem man möglichst langbrennweitige Fernrohre konstruierte. So benutzte der Danziger Gelehrte Johannes Hevelius meterlange Luftteleskope.  [1]

 

Eine weitere Möglichkeit der Minimierung besteht in der Kombination von Glaslinsen mit unterschiedlicher Abbe-Zahl. Eine in kurzem Abstand hintereinander gestellte Gruppe von zwei Linsen wird Achromat (Frauenhofer) genannt. Bei drei oder mehr Linsen spricht man von Apochromaten. Pioniere dieser Technik waren Chester Moor Hall und Joseph von Fraunhofer.  [1]

 

Beim Okular haben mehrere Linsen zusätzlich die Aufgabe, das Gesichtsfeld zu vergrößern. Mit zunehmender Größe des Fernrohrs und Ansprüchen an die Qualität des Bilds werden Entwurf und Bau solcher Linsensysteme sehr aufwändig.  [1]

Vergleich Chromatische Aberration (Farbreinheit Abweichung) 

von  Chromatisch- (oben-links), Achromat- Frauenhofer (oben-rechts) und Apochromat- Linsenteleskop (unetn-mitte)  [1]

Spiegelteleskop / Reflektoren

Spiegelteleskope sind Teleskope, die als Objektiv einen Hohlspiegel besitzen. Die meisten Bauformen verwenden neben diesem Hauptspiegel noch weitere optische Elemente wie Linsen, Umlenk- oder Fangspiegel.

Erste Spiegelteleskop

Bereits im 13. Jahrhundert war die vergrößernde Wirkung konkaver Spiegel bekannt und Leonardo da Vinci beschrieb 1512 deren Verwendung zur Beobachtung des Sternenhimmels. Aber erst 1616, acht Jahre nach der Erfindung des Linsenfernrohrs, baute der Jesuitenpater Nicolaus Zucchius das erste Spiegelteleskop. Es bestand aus einem leicht gekippten Hohlspiegel und einer Zerstreuungslinse, die das Okular bildete und seitlich angeordnet war, damit der Beobachter den Lichteinfall zum Hohlspiegel nicht verdeckt. Wegen der Spiegelkippung hatte das Teleskop jedoch starke Abbildungsfehler.  [1]

Newton, Gregory, Schmidt-Cassegrain und Ritchey-Chrétien - Teleskop

In den folgenden Jahren beschäftigten sich unter anderen der Bolognese Cesare Caravaggi sowie die Mathematiker Bonaventura Cavalieri (1632), Marin Mersenne (1636) und James Gregory (1663) mit verschiedenen Bauformen zur Konstruktion eines Spiegelteleskops. Die beste Lösung gelang 1672 dem französischen Priester Laurent Cassegrain, die bis heute als Cassegrain-Teleskop verwendet wird.  [1]

 

In den Jahren 1668–1672 entwickelte Isaac Newton ein Teleskop, das mittels eines Hilfsspiegels den Nachteil des gekippten Hauptspiegels vermied, und führte es der Öffentlichkeit vor. In der optischen Achse des Hauptspiegels brachte er einen planen Umlenkspiegel an, über den der Beobachter seitlich in das Instrument hineinblicken konnte. Diese Bauart bildete wegen ihres einfachen Aufbaus den Prototyp vieler folgender Teleskope, wobei unter den Gelehrten eine europaweite Diskussion über die Vor- und Nachteile der verschiedenen Systeme stattfand.  [1]

 

Parabolische Hauptspiegel ergeben im Gegensatz zu sphärisch geformten Hauptspiegeln ein fehlerfreies Bild, wie bereits Gregory postulierte. 1721 gelang es den Brüdern John, Henry und George Hadley, den ungleich schwieriger zu fertigenden parabolischen Hauptspiegel herzustellen. Auf dieser Grundlage wurden dann in den nachfolgenden 150 Jahren immer größere Teleskope gebaut, bis hin zu dem 183 cm durchmessenden Leviathan.  [1]

 

1905 publizierte Karl Schwarzschild seine Arbeit über Abbildungsfehler höherer Ordnung in Mehrspiegelsystemen und legte damit die Grundlage zu komafreien, sogenannten aplanatischen Mehrspiegeloptiken. Diese wurden von George Willis Ritchey und Henri Chrétien in dem nach ihnen benannten Ritchey-Chrétien-Teleskop in Cassegrain-Anordnung umgesetzt, das nicht nur scharfe Bilder im Zentrum, sondern auch Beobachtungen mit größerem Bildwinkel ermöglicht. Weitere Konstruktionen, die einen teilweise sehr großen Bildwinkel ermöglichten, wurden gefunden: So etwa die von Bernhard Schmidt um 1930 entwickelte Schmidt-Kamera, bei der eine große Korrekturlinse vor dem Spiegel saß. Ende der 1930er entwarf Frank E. Ross für das 2,5-m-Hooker-Teleskop eine Korrekturoptik nahe dem Brennpunkt, die deshalb im Vergleich zum Hauptspiegel deutlich kleiner gebaut war und sich somit auch für größere Spiegeldurchmesser eignete. Diese Konstruktion wurde von Charles G. Wynne weiter verbessert und findet sich, teilweise in abgewandelter Form, auch in vielen modernen Teleskopen.  [1]

Strahlengang eines Newtons-Spiegelteleskop (HDPO)
Strahlengang eines Newtons-Spiegelteleskop (HDPO)
Strahlengang einesSchmid-Cassegrain-Spiegelteleskop (HDPO)
Strahlengang einesSchmid-Cassegrain-Spiegelteleskop (HDPO)

Obstruktion - Kontrast und Lichtsammelvermögen

Durch Objekte im Lichtstrahlweg wie Fangspiegel entsteht eine Abschattung im Fernrohr, die die Leistung des Fernrohrs hinsichtlich Kontrast und effektiver Öffnung heruntersetzt. Durch jedes Bauteil, das sich im Strahlengang eines Fernrohrs befindet, entsteht diese Abschattung - die Obstruktion. Grundsätzlich ist dies bei allen Spiegelteleskopen der Fall (Ausnahme Schiefspiegler). Nur ein Refraktor hat eine Obstruktion von 0%, weil kein Bauteil stört und das Licht im Okular ankommt.  [1]

 

Anhand der Bilder sieht man, dass das Bild durch eine vorhandene Obstruktion gestreut wird, was einen Kontrastverlust bedeutet. Je größer der Fangspiegel im Teleskop, desto größer wird auch die Obstruktion. Um die Kontrastleistung, bzw. den Kontrastverlust eines Teleskops herauszufinden, kann man direkt den Fangspiegeldurchmesser vom Hauptspiegeldurchmesser abziehen. Somit erhält man dann die effektive Kontrastöffnung, die man bei einem Fernrohr ohne Obstruktion hätte.  [1]

 

Ein Newtonspiegelteleskop mit 200mm Spiegeldurchmesser und einem Fangspiegeldurchmesser von 50mm würde die gleiche Kontrastleistung erbringen, wie ein Refraktor mit 150mm Öffnung.  [1]

 

Etwas anders verhält es sich mit der Lichtsammelfähigkeit. Natürlich nimmt sie mit entsprechender Obstruktion auch ab, nur nicht in dem Maße, wie beim Kontrast. In dem das Lichtsammelfähigkeit von der effektiven Öffnungsfläche abhängt.

 

Nimmt man das oben aufgeführte Beispiel an, dann nimmt beim Newton-Reflektor das Lichtsammelvermögen durch den 50mm Fangspiegel um ca. 6% ab, aber sammelt gegenüber den 150mm Refraktor aber ca. 40% mehr Licht. 

                  0% Obstruktion Refraktor 150mm                                                   25% Obstruktion Reflektor

                                                                                                                    200mm Öffnung und 50mm Fangspiegel

Bilder generiert mit Aberrator von Cor Berrevoets:     www.aberrator.astronomy.net

Optische Abbildungsfehler

In der Optik versteht man unter Abbildungsfehlern oder Aberrationen Abweichungen von der idealen optischen Abbildung durch ein optisches System wie etwa ein Foto- oder Fernrohr-Objektiv oder ein Okular, die ein unscharfes oder verzerrtes Bild bewirken.  [1]

 

Die Abbildungsfehler lassen sich im Rahmen der geometrischen Optik erfassen. Dabei wird untersucht, wie sich ein Strahlenbündel, das von einem bestimmten Objektpunkt ausgeht, nach dem Durchgang durch das System verhält. Im Idealfall schneiden sich die Strahlen wieder in einem Punkt. Aufgrund der Abbildungsfehler ergibt sich stattdessen nur eine mehr oder weniger enge Einschnürung des Strahlenbündels, die außerdem (bei Verzeichnung oder Bildfeldwölbung) an der falschen Stelle liegen kann.  [1]

 

Es ist aber möglich, die Abbildungsfehler gegenüber einem einfachen System aus einer einzelnen Linse oder einem Spiegel sehr stark zu reduzieren. Dazu werden mehrere Linsen aus verschiedenen Glassorten bzw. Spiegel miteinander kombiniert und evtl. auch asphärische Flächen eingesetzt. Sie werden durch eine Optimierungsrechnung so aufeinander abgestimmt, dass die gemeinsame Auswirkung aller Abbildungsfehler minimal wird. Dies nennt man Korrektion der Fehler bzw. des optischen Systems.  [1]

 

Dieser Prozess der Korrektion ist sehr kompliziert. Alle hier beschriebenen Abbildungsfehler überlagern sich, und Maßnahmen zur Verminderung eines bestimmten Fehlers beeinflussen im Allgemeinen auch alle anderen. Nur bei Systemen, die ausschließlich durch Spiegel abbilden, tritt kein Farbfehler auf.  [1]

Sphärische Aberration

Die sphärische Aberration, auch Öffnungsfehler oder Kugelgestaltsfehler genannt, ist ein Schärfefehler und bewirkt, dass achsparallel einfallende oder vom gleichen Objektpunkt auf der optischen Achse ausgehende Lichtstrahlen nach dem Durchgang durch das System nicht die gleiche Schnittweite haben. Sie laufen somit nicht in einem Punkt zusammen. Im Allgemeinen ist die Abweichung umso stärker, je weiter außen der Strahl verläuft.  [1]

 

Objektive mit sphärischer Aberration liefern ein weiches Bild mit zwar scharfen, aber kontrastarmen Details, zu denen nur die achsnahen Strahlen beitragen. Die achsfernen Strahlen erzeugen Halos an Hell-Dunkel-Übergängen.  [1]

Sphärische Aberration an Refraktor-Linse  [1]

Auf der Abbildung erkennt man wie die roten einfallenden Strahlen an einem sphärischen Hohlspiegel reflektiert werden. Den durch die grünen Strahlen erkennbaren Abbildungsfehler nennt man Katakaustik.  [1]


Astigmatismus schiefer Bündel

Astigmatismus ist ein Schärfefehler, welcher das von einem Objektpunkt ausgehende und schräg in das Objektiv einfallende Strahlenbündel betrifft.  [1]

 

Ein dem Astigmatismus ähnlicher Bildfehler kann bei Spiegelteleskopen der Amateurastronomie auftreten, deren Fokussierung oft durch axiale Verschiebung des Hauptspiegels erfolgt. Dies kann zu kleinen Verkippungen führen, wodurch das Bild der Sterne nicht mehr punktförmig ist, sondern bei Scharfstellung von extra- bzw. intrafokaler Seite horizontal bzw. vertikal etwas länglich erscheint.  [1]

Astigmatismus im Extra- und Intrafokaler- Fokus
Astigmatismus im Extra- und Intrafokaler- Fokus

Koma - Asymmetriefehler

Die Koma (Asymmetriefehler, von lat. coma ‚Schopf, Schweif‘) entsteht bei schräg zur optischen Achse einfallendem Strahlenbündel durch eine Überlagerung zweier Abbildungsfehler: der auch bei achsparallelem Bündel wirkenden sphärischen Aberration und dem Astigmatismus schiefer Bündel. Anstelle eines scharfen Beugungsscheibchens entsteht ein Bildpunkt mit zum Rand der Optik gerichtetem „Schweif“, der dem Phänomen den Namen gibt. Durch Abblenden der Randstrahlen kann die Erscheinung gemindert werden, der Astigmatismus schiefer Bündel bleibt aber bestehen.  [1]

 

Koma tritt bei Spiegeloptiken durch die konkaven Spiegelform an den Abbildungsrändern auf, kann aber sowohl auch bei Linsenoptiken auftreten. Mittels optischen Komakorrektursystem (Newton - Komakorrektoren, SC - Schmidtplatte, MAK - Maksutovmeniskuslinse, RC - hyperbolischen Haupt- und Fangspiegel) kann die sphärische Aberration als auch die Koma vollständig korrigiert werden, die Systems werden als Aplanate bezeichnet.

Abbildung eines Sterns als Schweif. Links unten zum Vergleich das Beugungsscheibchen bei fehlerfreier, z. B. achsennaher Abbildung.  [1]

Komaeffekt in Abhängigkeit von der Achsen-nähe der Abbildung.  [1]

           Koma an einer Sammellinse  [1]


Bildfeldwölbung

Wenn eine Optik eine Bildfeldwölbung aufweist, wird das Bild nicht auf einer Ebene, sondern auf einer gewölbten Fläche erzeugt – es ist daher ein sogenannter Lagefehler. Die Position des Strahlenschnittpunkts längs der optischen Achse ist dann von der Bildhöhe abhängig, das heißt je weiter Objekt- und damit Bildpunkte von der Achse entfernt sind, umso mehr ist der Bildpunkt in Achsrichtung verschoben (typischerweise nach vorn, zum Objektiv hin).  [1]

 

Somit kann man auf einer ebenen Projektionsfläche das Bild eines ebenen Gegenstandes nicht auf der ganzen Fläche scharf abbilden. Wenn man auf die Bildmitte fokussiert, ist der Rand unscharf und umgekehrt.  [1] 

 

Sie kann jedoch – wie die meisten anderen Abbildungsfehler – durch spezielle Anordnung der Linsen unter der Toleranzschwelle gehalten werden den genannten Bildfeldebner bzw. Flatner (Planfeldoptik). Diese werden mit der stetige zunehmende größere der Chip-Sensorflächen der CCD-Kameras immer wichtiger.  [1]  

Verzeichnung

Der Abbildungsfehler Verzeichnung macht sich bemerkbar, dass gerade Linien, deren Abbild nicht durch die Bildmitte geht, gekrümmt wiedergegeben werden.

Optische Verzeichnungen  [1]
Optische Verzeichnungen [1]

Vergleich der verschiedene Teleskoptypen

Wie oben aufgezeigt unterliegen die optische Abbildung der jeweiligen Teleskoptypen unterschiedlich de  

Tabellarische Übersicht über die verschieden Teleskoptypen und deren möglichen Einsatzbereich (HDPO)
Tabellarische Übersicht über die verschieden Teleskoptypen und deren möglichen Einsatzbereich (HDPO)

Fernrohr Okulare

Okular Eigenschaften

Ein Okular ist der augenseitig (lateinisch oculus = Auge) optisch wirksame Teil eines optischen Systems, wie zum Beispiel eines Fernglases, Fernrohrs, Teleskops oder Lichtmikroskops. Ein Okular besteht aus einer einzelnen Linse oder aus einem Linsensystem. Ein objektseitiger optischer Teil heißt entsprechend Objektiv. Es kann sich aber, wie beispielsweise bei einem elektronischen Sucher, auch um einen Bildschirm handeln, der mit einem Okular betrachtet wird.  [1]

 

Die Funktion des Okulars ist in der Regel, ein reelles Zwischenbild einer optischen Abbildung für das menschliche Auge virtuell abzubilden. Im Teleskop nach Galilei befindet sich das Okular noch vor der Brennebene des Objektivs, so dass kein reales Zwischenbild entsteht. Dazu wird das Zwischenbild ins Unendliche projiziert, so dass das virtuelle Bild für ein auf Unendlich akkomodiertes Auge zu beobachten ist.  [1]

 

In der afokalen Fotografie benutzt man spezielle Projektionsokulare, die auf eine Abbildung in endlichem Abstand optimiert sind, zur Projektion des Bilds auf einen Film oder Kamerachip.  [1]

 

Die Austrittspupille (AP) eines optischen Systems sollte auf die Eintrittspupille (EP) des Auges abgestimmt sein. Idealerweise ist ihre Größe nicht größer als die der Eintrittspupille, da sonst Licht verschenkt wird weil das austretende Lichtbündel nur teilweise ins Auge gelangt. Außerdem sollte die Austrittspupillenschnittweite (der Augenabstand) des Okulars groß genug sein, dass die Augenpupille an dieser Stelle positioniert werden kann. Ältere Okular-Konstruktionen erlaubten keine vollständige Anpassung an das Auge. Entweder lag die Austrittspupille zu dicht hinter der letzten Linse, so dass sie für Brillenträger ungeeignet waren oder sie machten keine vollständige Farbkorrektur. Fest eingebaute Okulare erlauben häufig einen Dioptrienausgleich zur Anpassung der variierenden Brechkräfte der Augen verschiedener Betrachter an das Okular.  [1]

1 Reelles Bild 2 Feldblende 3 Augenabstand 4 Austrittspupille  [1]
1 Reelles Bild 2 Feldblende 3 Augenabstand 4 Austrittspupille [1]

Auflagemaß:

 

Das Auflagemaß ist der Abstand von der Auflagefläche des Okulars zu seiner ggf. virtuellen Feldebene. Okulare unterschiedlicher Hersteller bzw. Typs haben unterschiedliche Auflagemaße. In der Praxis bedeutet dies, dass nach einem Wechsel des Okulars die Schärfe neu eingestellt werden muss.  [1]

 

  

Feldblende:

 

Die Feldblende eines Okulars liegt in der Brennebene des Objektivs und begrenzt damit die Größe des durch das Okular betrachteten Bilds. Je nach Konstruktion des Okulars liegt die Feldblende vor oder innerhalb der Optik des Okulars. Bei einfachen Okulardesigns wie den gängigen Kellner, Plössl oder Erfle-Okularen oder deren Abwandlungen liegt die Feldblende vor den Linsen des Okulars. Dabei ist die Feldblende meist als Ring in der Okularsteckhülse ausgeführt und (vom Objektiv aus gesehen) vor den Linsen des Okulars sichtbar. Die Feldblende dient zum einen dazu, Bildbereiche zu kaschieren, in denen Abbildungsfehler des Okulars vorliegen, und zum anderen, den Einfall von Streulicht aus diesen Bereichen ins Linsensystem des Okulars zu verhindern.  [1]

 

 

Augenabstand:

 

Der Augenabstand ist definiert über die Entfernung des Schnittpunkts aller austretenden Bündel paralleler Strahlen (Austrittspupillenschnittweite) zur Augenlinse des Okulars. Bei sehr geringem Augenabstand können z. B. Brillenträger mit aufgesetzter Brille nicht mehr das volle Bild des Okulars überblicken. Auch können bei Okularen mit geringem Augenabstand die Wimpern die Augenlinse berühren und verunreinigen. Ein zu großer Augenabstand macht es jedoch schwierig den Kopf ruhig zu halten, da der Kontakt zum Okular verloren gehen kann und das Bild bei der geringsten Bewegung des Betrachters hin und her wandert. Einige Okulare bieten daher eine Verstellmöglichkeit an; es kann der hintere Okularrand herausgedreht werden, so dass das Auge das Okular berühren kann.  [1]

  

 

Austrittspupille:

 

Die Austrittspupille (AP) ist ein Maß für die scheinbare Größe des Abbildes der Aperturblende im Schärfepunkt. Ist die Austrittspupille des Okulars größer als die Öffnung der Iris des eigenen Auges, so geht „Licht verloren“, weil nicht alles Licht, das vom Objektiv gesammelt wird, in das Auge fallen kann. Ist die AP zu klein, begrenzt die Beugung an der Austrittspupille das Auflösungsvermögen des optischen Systems. Man spricht dann von einer „leeren Vergrößerung“, weil der nominale Vergrößerungsfaktor des optischen Systems größer ist als der kleinste Vergrößerungsfaktor, bei dem das gleiche Auflösungsvermögen erreicht wird. Bei einer zu geringen Austrittspupille des Okulars werden die Beugungserscheinungen durch die geringe AP dominant gegenüber der Bildinformation im Ortsraum. Die minimal sinnvolle AP liegt bei rund 0,5 mm.Die Eintrittspupille des menschlichen Auges ist die maximale Öffnung der Iris und sie lässt im Alter nach. So haben Kinder noch eine Eintrittspupille von ca. 8 mm, Erwachsene um die 40 Jahre häufig nur noch eine EP von 6 mm.  [1]

 

 

Brennweite und Vergrößerung:

 

Die Brennweite eines Okulars ist in Millimetern angegeben und bestimmt zusammen mit der Brennweite des Objektivs die Vergrößerung des optischen Gerätes, in dem es verwendet wird (je kleiner die Brennweite, desto höher die Vergrößerung). Hat ein Teleskop zum Beispiel eine Brennweite von 2000 mm und das Okular von 20 mm, so ergibt sich eine Vergrößerung von 100x (einhundertfach). Für die Vergrößerungsberechnung ergibt sich diese Formel:  [1]

                                                Vergrößerung [%] = FObjektiv [mm] / FOkular [mm]

 

  

 

Wahres Gesichtsfeld:

 

Aus dem Durchmesser d der Feldblende und der Brennweite f des Fernrohrs kann das wahre Gesichtsfeld einer Teleskop-Okular-Kombination, also der Ausschnitt am Himmel, einfach berechnet werden:

 

wGF [ ∘ ] = 2 ⋅ arctan ( d 2 ⋅ f ) 

 

Bei Huygens- und Mittenzwey-Okularen gilt die Formel nicht, da vor der Feldblende eine Optik liegt, welche das durch die Teleskopoptik entworfene Bild in der Größe ändert. [1]

  

 

Scheinbares Gesichtsfeld:

 

Das scheinbare Gesichtsfeld ist definitionsgemäß der Winkel, unter dem einem Betrachter das Bild erscheint – also der Winkel, den die Strahlen vom oberen und unteren Bildrand bilden. Das scheinbare Gesichtsfeld bestimmt, wie "tunnelartig" der Blick durch das optische Instrument ist. Das Gesichtsfeld wird in Winkelgrad angegeben. Ein großes Gesichtsfeld lässt den Beobachter scheinbar tiefer ins Bild eindringen, weil es am Rand Objekte abbildet, die bei einem kleineren Gesichtsfeld abgeschnitten wären. Ab einem Gesichtsfeld von ca. 60° spricht man von einem Weitwinkelokular. Derzeit sind für Amateur-Teleskope Okulare mit Gesichtsfeldern von ca. 30° bis 120° verfügbar. [1] 

Okulartypen

 

Einlinsige Okulare:

 

Galilei-Okular

Das Galilei-Okular besteht aus nur einer bikonkaven Einzellinse und erlaubt keine Pupillenabbildung (und daher auch kein Fadenkreuz). Es wurde als erstes praktisch realisiert (1608 in Holland) und von Galilei nacherfunden. Es wird heute überwiegend in billige Geräte eingesetzt, um ein aufrechtes Bild zu erhalten. Doch kommt es auch in Optiken zum Einsatz, wo nur eine schwache Vergrößerung gefragt ist -- beispielsweise beim Opernglas („Operngucker“). [1]

 

Kepler-Okular

Das Kepler-Okular besteht aus einer einfachen bikonvexen oder plankonvexen Sammellinse und erlaubt die Pupillenabbildung (reelles Bild im Brennpunkt der Linse, dadurch Möglichkeit eines Fadenkreuzes). Allerdings steht das Bild auf dem Kopf. Das Bildfeld ist durch die Fehler einer Einzellinse beschränkt, es findet keine Farbkorrektur statt. Diese ist erst bei der Kombination von mindestens zwei Linsen möglich. [1]

Galilei: nur virtuelle Feldblende [1]

Kepler-Okular: reelle Feldblende [1]


Mehrlinsige Okulare:

 

Huygens-Okular

Huygens hat um 1670 durch Berechnungen bewiesen, dass sich die Farbfehler (chromatische Aberration) im achsnahen Bereich deutlich verringern lassen, wenn man die einfache Okularlinse durch ein System zweier plankonvexer Linsen im geeigneten Abstand ersetzt. Dieser Okulartyp findet immer noch Verwendung in preisgünstigen Geräten. [1]

 

Mittenzwey-Okular

Das Mittenzwey-Okular von Moritz Mittenzwey, 18. Jahrhundert. Es ähnelt dem Huygens-Okular, hat aber statt der Planlinsen zwei Menisken. Dadurch vergrößert sich das Gesichtsfeld auf bis zu 50°. [1]

 

Ramsden-Okular

Das Ramsden-Okular wurde von Jesse Ramsden (1735–1800) entwickelt, wahrscheinlich ohne Kenntnisse des Huygens-Okulars. Wie dieses hat es zwei plankonvexe Linsen, doch ist die erste Linse umgedreht, sie zeigt mit ihrer planen Seite zum Objektiv. Das Okular hat ähnliche Eigenschaften wie das Huygens-Okular, allerdings liegt eine Zwischenbildfläche auf der Planseite der ersten Linse, so dass sich für ein Fadenkreuzokular Strichmarken für Messzwecke einsetzen lassen. Die Austrittspupille liegt auf der Planseite der Augenlinse, weshalb das Gesichtsfeld nicht vollständig zu überblicken ist. Durch Zusammenrücken der Linsen kann man das ändern, wobei aber die Achromasiebedingung nicht mehr erfüllt ist. Abhilfe bietet das Kellner-Okular. [1]

Mehrlinsige Okulare [1]

 

Kellner- und monozentrische Okulare:

 

Kellner-Okular

Das Ramsden-Okular wurde 1847 durch Carl Kellner dadurch verbessert, dass er die augenseitige Linse durch ein verkittetes Linsenpaar (Achromat) zur Farbkorrektur ersetzte. Die Feldlinse blieb eine einfache, bikonvexe Sammellinse. Die Linsenkombination verringerte neben den Farbrändern die bei den damaligen Mikroskopen normalen Verzerrungen. In der Amateurastronomie gehörte das kostengünstige Okular bis in die 1970er-Jahre zur Grundausrüstung einfacher Fernrohre und auch heute in Kartonbausätzen. [1]

 

Monozentrisches

Okular Das Monozentrische Okular wurde von Steinheil etwa um 1880 erfunden. Es besteht aus einer symmetrischen bikonvexen Barium-Kronglaslinse, die von zwei Flintglasmenisken eingeschlossen wird. Wie beim Steinheil-Aplanat haben die Linsenoberflächen einen gemeinsamen Mittelpunkt. Hier wird der Farbfehler vollständig berichtigt. Da die Linsen verkittet sind, ist dieses Okular sehr Streulicht- und reflexarm. Der Augenabstand liegt bei dem 0,85-fachen der Brennweite, das scheinbare Sichtfeld bei 28°. Für lichtstarke Teleskope ist es ungeeignet. [1]

Kellner- und monozentrische Okulare [1]

Orthoskopische Okulare:

 

Orthoskopisches Okular nach Ernst Abbe

Dieses Okular besteht aus einer Feldblende, einer verkitteten Dreiergruppe und einer plankonvexen Linse. Das Okular korrigiert sehr gut durch die vier Glas-Luft-Flächen. Die Dreiergruppe besteht aus einer bikonkaven Linse, die von zwei bikonvexen Linsen eingeschlossen wird. Dieses Okular gilt als Standard für astronomische Beobachtungen.[1]

 

Orthoskopisches Okular nach Albert König

Es besteht ebenfalls aus einer Feldblende und einer plankonvexen Linse auf der Augenseite. Die verkittete Zweiergruppe besteht aus einer plankonkaven und einer bikonvexen Linse. Die Bauweise spart eine Linse ein, verlangt aber hochwertigere Gläser. Ansonsten sind die Eigenschaften vergleichbar mit der Konstruktion nach Abbe. [1]

Orthoskopische Okulare [1]

Plössl- und Erfle-Okulare:

 

Plössl-Okular

Das von Simon Plößl erfundene Plössl-Okular besteht aus zwei gegeneinander gerichteten Achromaten, also zwei verkitteten Zweiergruppen zur Farbkorrektur. Die Farbfehler sind vollständig korrigiert. Die Leistung ist vergleichbar mit dem orthoskopischen Okular nach Abbe, während die Kosten kleiner sein können. Heutzutage sind die meisten Okulare von dieser Bauart. [1]

 

Erfle-Okular

Die vom deutschen Optiker Heinrich Erfle erfundenen Erfle-Okulare bestehen aus drei Linsengruppen. Insbesondere ist zwischen zwei gegenüber liegenden Doubletts eine Sammellinse eingefügt. Es erscheint damit als eine Erweiterung des Plössl-Okulars um eine weitere Linse. Das "Erfle" gibt typischerweise ein scheinbares Gesichtsfeld von bis zu 68° und war damit das erste echte Weitwinkel-Okular. Die ersten Anwendungen erfolgten in Feldstechern und Periskopen. Das Erfle wird in der Ausführung als Fünflinser oft als Superplössl oder Ultima bezeichnet. Das Panoptic-Okular ist eine sechslinsige Ausführung.

Erfles neigen am Rand des Gesichtsfeldes zu Astigmatismus, einer ellipsenförmigen Verzerrungen von Lichtquellen. Außerdem kommen leicht interne Reflexionen vor ("Geisterbilder"). Dies macht Erfle-Okulare für die Beobachtung heller Objekte, z. B. von Planeten, in der beobachtenden Astronomie weniger geeignet. Sie eignen sich hingegen gut für lichtschwache, ausgedehntere Objekte wie offene Sternhaufen und Reflexionsnebel.Erfle-Okulare sind vergleichsweise günstig herzustellen. Sie werden daher noch heute für die Amateur-Astronomie oder Weitwinkel-Ferngläser produziert. [1]

Plössl- und Erfle-Okulare [1]

Nagler-Okular:

 

Das Nagler besteht aus 3 verkitteten Zweiergruppen und einer Plankonvexlinse. Die Nagler-Okulare werden als Weitwinkelokulare mit 82° scheinbarem Gesichtsfeld gebaut. Hohe Bildgüten werden nur mit Varianten mit asphärischer Fläche oder einer zusätzlichen 8. Linse erreicht. Diese Okulare sind auch an sehr lichtstarken Teleskopen einzusetzen, noch mehr als die Panoptic des gleichen Herstellers. [1]

Nagler-Okular [1]

Zoom-Okulare:

 

Zoom-Okulare bilden aufgrund ihrer variablen Brennweite nicht so gut ab wie Okulare mit fester Brennweite. Das liegt daran, dass Abbildungsfehler erzeugende und korrigierende Linsen nur bei bestimmten Abständen voneinander optimal zusammenarbeiten. Bei variablen Brennweiten sind jedoch auch die Abstände der Linsen – und somit die Effektivität der Fehlerkorrektur – variabel. Für die Astronomie angebotene Zoomokulare haben einen größten Zoomfaktor bis 3, man hat also bei minimaler Brennweite die dreifache Vergrößerung wie bei der maximalen.

Allerdings weisen die meisten Zoom-Okulare ein recht kleines Gesichtsfeld auf, welches mit sinkender Brennweite, also wachsender Vergrößerung, allmählich steigt. Ein weiterer Nachteil ist die fehlende Homofokalität, man muss deshalb nach Veränderung der Brennweite die Schärfe neu einstellen.

Des Weiteren gibt es noch erweiterte Typen mit asphärischen Flächen. Die Hyperbelflächen treiben herstellungsbedingt die Kosten hoch. [1]

Weitere Linsenelemente

 

Barlowlinse

Die Barlowlinse wird zwischen Okularauszug und Okular montiert und verlängert die Brennweite des Objektivs. Das kommt im Hinblick auf die Vergrößerung und Austrittspupille einer Verkürzung der Okularbrennweite gleich, im Hinblick auf den Augenabstand allerdings nicht. [1]

 

Shapleylinse

Die Shapleylinse ist das Gegenteil der Barlowlinse: sie verkürzt die Brennweite des Objektivs. [1]

 

Bildfeldebnungslinse

Sie wird auch Flattener genannt und ist eine Linse, hauptsächlich für die Astrofotografie eingesetzt wird. Sie ebnet bei Fernrohren das Bildfeld, welches normalerweise leicht gekrümmt ist. Durch diese Krümmung werden Sterne zum Rand hin immer unschärfer abgebildet. Der Flattener beseitigt diese Unschärfe; er selbst hat keine vergrößernde oder verkleinernde Wirkung, sondern er korrigiert das Bildfeld lediglich. Der Abstand zur Film- oder Sensorebene der Kamera ist allerdings vorgegeben und wird mit Zwischenringen erzeugt. [1]

 

Komakorrektor

Der Komakorrektor ist wie der Flattener (Bildfeldebnungslinse) eine Korrekturlinse, jedoch speziell für Newton-Teleskope. Er korrigiert bei Parabolspiegeln den Abbildungsfehler Koma, der abseits der optischen Achse auftritt und wie der Schweif eines Kometen aussieht (daher der Name). Es gibt Komakorrektor mit und ohne Brennweitenverlängerung, je nach Bauart. [1]

 

Binokular-Ansatz

Ein Binokular-Ansatz ist ein Strahlenteiler für beidäugiges Betrachten eines Objektes. An seinem hinteren Ende werden zwei identische Okulare eingesetzt. Binokulares Sehen bietet Vorteile; Insbesondere bei Mond und Planeten ermöglicht die Beobachtung mit beiden Augen das Erkennen von mehr Details. Die entspannte Beobachtung verhindert außerdem Ermüdungserscheinungen. Durch das erhöhte Gewicht gerät das Instrument jedoch leichter ins Schwingen, außerdem muss jedes Okular, mit dem beobachtet werden soll, doppelt angeschafft werden. Die eingebaute Barlowlinse verringert zwar den Backfokus, kann ihn aber nicht gänzlich ausgleichen, so dass ein Binokular nicht für jedes Teleskop bzw. jedes Okular geeignet ist. Durch die zusätzlichen optischen Elemente gehen außerdem sowohl Bildhelligkeit als auch Bildqualität zurück. [1]


[1] Quelle: Wikipedia