Der Teleskopführerschein

Wir befinden uns mitten in einer Revolution des menschlichen Wissens über das Univer­sum. Das ist durch die bedeutenden Fortschritte der Teleskoptechnik der letzten Jahre ent­facht worden. (Bennett u.a. Astronomie)

Inhaltsverzeichnis:

 (Man kann den Links folgen, wenn man in Word auf die Zeilen des Inhaltsverzeichnisses oder die unterstrichen Links klickt, während die STRG-Taste gedrückt ist)

 

Der Teleskopführerschein. 1

2. Der Aufbau des Teleskop. 4

2.1 Montierung und Stativ. 8

3. Die Güte des Bildes eines Teleskops. 9

3.1 Strahlengang. 10

4. Teleskopparameter 13

5. Die Teleskope der Schule. 16

5.1 ESDE Fernglas. 16

5.2 Bresser Lyra-EQ-Sky (Keplerfernrohr) 18

5.3 Bresser Pluto S (Newtonfernrohr) 20

5.4 Goto-Meade DS-2080 (Keplerfernrohr) 22

5.5 Fernrohr Bresser N 130 (Newtonfernrohr mit Motor) 23

5.6 Zubehör der Teleskope. 24

Links zu Astronomieläden im Internet 24

 

Wichtig sind die Kapitel 1 bis 3.1

Und der Auf- und Abbau eines Teleskops, siehe
1. Augen und Kameras

Teleskope funktionieren ähnlich wie unsere Augen. Alles was wir über die Sterne wissen, stammt vom Licht, das wir mit den Augen und den Teleskopen sammeln und auswerten. Wenn wir sehen, ist unser Gehirn stark beschäftigt. Selbst mit den einfachen Teleskopen, die wir in der Schule kennen lernen, können wir viel mehr Sterne sehen und weiter in den nahen Weltraum sehen – einfach weil sie viel mehr Licht sammeln.  In der Dunkelheit machen wir unsere Pupillen groß, mit Teleskopen können wir sie noch viel viel größer machen.

Die großen modernen Teleskope sind unseren einfachen Teleskopen weit überlegen. Außerdem gibt es inzwischen Teleskope, die nicht nur „Licht sehen“, sondern auch Radiowellen, Röntgenstrahlen, Wärmestrahlen und andere Arten von elektromagnetischen Wellen. Und wir können das Licht, das von einem Stern kommt durch Tricks auswerten und damit erfahren, welche Elemente auf den Sternen vorhanden sind (eigentlich nur welche Elemente in den Atmosphären der Sterne sind), ja sogar in welcher Menge (Stichwort Fraunhoferlinien, siehe Wiki oder Unterrichtsteil Licht, etwa)

 

Das Auge ist vom Prinzip her ein Refraktor, ein Linsenteleskop, bei dem die Fokussierung, das Scharfstellen durch eine Verbiegung der Linse geschieht (nicht durch eine Verschiebung der Linse wie bei einem Teleskop oder einer Kamera). Das Auge lässt sich sehr flexibel und dabei sehr genau fokussieren. Außerdem können wir das Auge nach oben, unten, rechts und links bewegen, so dass das wichtige Gebiet immer im Mittelpunkt des Auges liegt. (Das konzentrierte Lesen dieser Buchstaben bedeutet, dass sich das Auge um nur wenige Bruchteile eines Grades bewegt.) Das Auge hat eine Blendenautomatik, d.h. es wird automatisch geregelt, dass immer genau gleich viel Licht ins Auge fällt, bei großer Helligkeit ist die Pupille klein, bei geringer Helligkeit groß. Es hat einen Autofokus, eine automatische Scharfstellung, eine asphärische Linse, die Bildfehler korrigiert, ein gewölbtes Bildfeld, eine chemische Bildverstärkung, Windschutz, Reinigungsanlagen,... und das alles in der Grundausstattung. Ganz zu schweigen von der hervorragenden Bildverarbeitung im Gehirn, die z.B. die wenigen Schwächen noch ausgleichen kann und aus zweidimensionalen Bilder dreidimensionale Körper macht.

 

Der Aufbau des Auges:


(Verlag Harri Deutsch, Desktop, Stöcker: Physik, Hades)

 

Die Öffnung eines Auges, d.h. der maximale Radius der Pupille, variiert mit dem Lichteinfall und dem Alter. Ein junger Mensch kann nach längerer Adaptation, (Anpassung an die Dun­kelheit), d.h. nach 15 bis 20 min, einen Pupillendurchmesser von 6,3 oder mitunter fast 7 mm erreichen, ein älterer Mensch nur noch 4 bis 5 mm. Damit sehen junge Menschen in der Dunkelheit besser, fast viermal so gut, da die sammelnde Fläche beim jungen Menschen vier Mal so groß ist, wenn der Durchmesser sich verdoppelt.

 

Es gibt zwei verschiedene Nerventypen, die für das Sehen verantwortlich sind. Die "Stäbchen" sind für das Hell/Dunkel-Sehen zuständig, die "Zäpfchen" für das Farbsehen. Von den Zäpfchen gibt es drei verschiedene Arten, die für unterschiedliche Lichtwellen empfindlich sind, es gibt rote, grüne und blaue (RGB). Deshalb haben der Fernseher und der Bildschirm des PC drei verschiedene Bildpunkt, die die drei Zäpfchen so reizen, wie das normale Licht – wir sehen dann dieselben Farben, die wir in der Wirklichkeit sehen. Das Licht, das der Fernseher aussendet ist also keinesfalls identisch mit dem Licht, das die Wirklichkeit aussendet. Nur unser Gehirn konstruiert aus beiden dieselbe Wirklichkeit – zumindest fast dieselbe. Deswegen ist ein Film doch noch etwas anderes wie eine Reise – abgesehen davon, dass man ja nicht nur Augen hat, sondern auch Ohren, Nase, …

 

Die dreidimensionale Wahrnehmung wird im Gehirn mittels komplexen Verfahren aufgrund der globalen Bildinformationen der beiden Augen errechnet (z.B. Stichwort Parallaxe). Wenn am rechten und am linken Auge leicht unterschiedliche Informationen ankommen wird der 3-D-Effekt verstärkt und wir können damit Entfernungen von Objekten „berechnen“ - dies wird heutzutage mit den 3-D-Brillen ausgenutzt, bei denen den beiden Augen leicht unterschiedliche Informationen geliefert werden. In der Astronomie wird dies ebenfalls ausgenutzt, allerdings muss der Augenabstand dabei wesentlich größer sein: Wenn wir den Abstand des Mondes bestimmen wollen, so genügen ein paar Tausend Kilometer Augenabstand, wenn wir den Abstand naher Sterne berechnen wollen, so sollte der Augenabstand wesentlich größer sein – er kann maximal 300 Millionen km sein, wenn wir ein Bild im Frühjahr und eines im Herbst aufnehmen.

Am Rande der Netzhaut des Auges gibt es übrigens fast nur Stäbchen, so dass das Auge dort sehr empfindlich für schwaches Licht ist. Im Gegensatz ist das Zentrum der Netz­haut fast ausschließlich mit Zäpfchen belegt. Wenn wir bei schwachem Licht scharf sehen wollen, so dürfen wir das Bild also nicht fokussieren – ebenso, wenn wir auf Bild­änder­un­gen schnell reagieren wollen – das liegt jetzt aber an der Bildverarbeitung im Gehirn.

 

Mit der Pupille kontrollieren wir die Lichtmenge, die ins Auge kommt. Wenn nur wenig Licht zur Verfügung steht, so muss die Öffnung möglichst groß sein, die Pupille ist also weit – wenn mehr Licht vorhanden ist, kann sie kleiner sein, wir sehen dann über einen größeren Bereich scharf. Also sehen wir bei Helligkeit besser und schärfer.

Das Auge hat außerdem eine extreme Feinabstimmung der Lichtwahrnehmung: In den einzelnen Zellen baut das Licht einen Farbstoff ab, den Sehpurpur, der erst innerhalb von 20 min wieder aufgebaut wird. Wenn viel Sehpurpur vorhanden ist, so sehen wir wenige Photonen, wenn wenig Sehpurpur vorhanden ist, wird das Auge nicht geblendet. Wir können deshalb viel besser sowohl helle als auch dunkle Bereichen sehen, wie ein Fotoapparat.

Wenn wir mit wenig Licht sehen wollen, müssen wir unser Auge rund 20 min adaptieren. Dies ist beim Beobachten von Sternen entscheidend. Wer in der Nacht mit dem Teleskop beobachten möchte, sollte sich davor 20 min lang an die Dunkelheit gewöhnen. Ein kurzer heller Lichtstrahl einer Taschenlampe kann die ganz Empfindlichkeit des Auges zunichte machen – wer nur schwaches rotes Licht benutzt, umgeht diesen negativen Effekt. Deshalb lohnt es sich eine Taschenlampe mit rotem Licht anzuschaffen, wenn man öfters Sterne beobachten möchte.

 

Wir wollen mit den Augen aber auch zwei Dinge getrennt wahr nehmen, die von uns weit weg sind, aber trotzdem dicht beieinander stehen. Oder anders formuliert, wir wollen Din­ge sehen, die klein sind (die beiden Grenzen des Objekts erkennen). Das Auflösungsvermögen des Auges ist rund 1/60°, d.h. zwei Dinge, die weniger als 1/60° auseinander sind, können vom Auge nicht mehr ge­trennt wahrgenommen werden. D.h. zwei Lichtquellen über dem Bodensee (in Romanshorn, wenn wir in FN sind), die weni­ger als 4 m voneinander entfernt sind, werden nicht mehr getrennt wahrgenommen. Raubvögel haben ein viel besseres Auflösungsvermögen, sie können sie z.B. Mäuse aus großer Höhe erkennen.
Das Hubble-Teleskop im Weltraum hat allerdings noch ein viel besseres Auflösungs­vermögen als die Vögel. Es beträgt 0,05 Bogensekunden. Damit könnte man ein Buch in 1 km Entfernung noch lesen.


 

2. Der Aufbau des Teleskop

Die zentrale Aufgabe des Teleskops ist, möglichst viel Licht zu sammeln, damit man auch schwache Lichtquellen am Himmel sehen kann. Die Vergrößerung ist relativ unwichtig, eine zu starke Vergrößerung ist mitunter sogar störend, sie vermindert die Bildqualität, wenn die Öffnung des Teleskops nicht ebenfalls groß ist. Die Vergrößerung sollte maximal so groß sein wie die Öffnung in mm, möglichst kleiner, evtl. 20% davon.

 

 

 

 

 

große Teleskopöffnung
scharf

 

 

 

 

 

kleine Teleskopöffnung
verschwommen

 

 

  

Die Optik besteht aus dem Tubus und dem Okular.

Man unterscheidet zwischen Refraktor oder Linsenfernrohr (z.B. Kepler) und Reflektor oder Spiegelfernrohr (z.B. Newton). Beide Arten werden weiter untergliedert. Fernrohre, die sowohl Spiegel als auch Linsen besitzen, heißen katadioprische Systeme, z.B. Maksutov-Cassegrain.

 

Tubus

Ein Refraktor (z.B. ein Kepler, siehe folgende Abbildung) besitzt eine Glaslinse als Objektiv. Das Glasobjektiv sitzt am vorderen Teil des Tubus und bricht das Licht (Refraktion), wenn es durch die Linse läuft.

 

 

Ein Reflektor-Teleskop (ein Spiegelteleskop, z.B. ein Newton, siehe Abbildung oben), benutzt einen Spiegel, der sich am Ende des Tubus befindet. An diesem Spiegel wird das Licht wieder nach vorne reflektiert. Ein kleiner Reflektorspiegel in der Mitte der Öffnung leitet das reflektierte Licht zur Seite. Deshalb schaut man beim Newton seitlich vorne in das Teleskop.

 

 

 

Vorteile der Refraktoren

·         Refraktoren sind stabil. Wenn die Optik einmal justiert ist, d.h. alle Linsen in einem Teleskop zentriert eingebaut wurden, so bleiben sie auch in dieser Anordnung, auch wenn das Teleskop transportiert wird.

·         Die Glasflächen innerhalb des Tubus sind von außen nicht zugänglich. So können sie nicht so schnell verschmutzen, sei es durch Staub oder durch Fingerabdrücke.

·         Dadurch, dass der Tubus nach außen hin verschlossen ist, kommt es gegenüber einem vergleichbar großen Reflektor zu geringeren Luftturbulenzen innerhalb der Röhre. Das Bild bleibt stabiler und schärfer, auch wenn die Temperatur sich plötzlich ändert. Um eine merkliche Temperaturänderung zu bewirken, reicht es z.B. aus, dass sich jemand neben das Fernrohr stellt.

Wer also für seine Beobachtungen nicht auf zu viel Licht angewiesen ist, ist mit einem Reflektor gut bedient. Das gilt z.B. wenn man Planeten beobachten will.

Nachteile der Refraktoren

·         Alle Refraktoren leiden mehr oder weniger unter einem Abbildungsfehler, der sog. chromatischen Aberration. Die Lichtstrahlen verschiedener Wellenlängen werden nicht in einem Brennpunkt vereinigt, so dass alle Objekte einen mehr oder weniger starken Farbsaum aufweisen. Näheres über diesen Abbildungsfehler folgt im nächsten Kapitel.

·         Licht unterschiedlicher Farbe wird im Objektiv unterschiedlich stark absorbiert. Für das sichtbare Licht ist der Effekt sehr klein, aber z.B. ultraviolettes Licht kommt nicht durch die Glaslinse.

·         Je dicker die Linse, desto mehr Licht wird absorbiert. Und oft sind die Linsen eines Teleskops sehr dick oder es werden, um Bildfehler auszugleichen, mehrere Linsen hintereinander stehend kombiniert, so dass der Helligkeitsverlust sich bemerkbar macht.

·         Man muss beide Seiten einer Linse optisch perfekt schleifen. Dies ist neben der prinzipiellen technischen Schwierigkeit auch eine Kostenfrage.

·         Die Linsen können nur an ihrem Rand befestigt werden. Dadurch kann es unter dem Eigengewicht des Glases zu Spannungen und Verformungen kommen. Dies gilt insbesondere für sehr große Linsen.

 

Vorteile der Reflektoren

·         Da alle Lichtstrahlen, egal welcher Farbe, in den Brennpunkt reflektiert werden, gibt es keine chromatische Aberration,

·         Da der Spiegel an der Rückseite gehalten und gestützt werden kann, können die Spiegel SEHR groß werden.

·         Da das Licht an der Oberfläche des Spiegels reflektiert wird, muss nur eine Seite geschliffen werden.

·         Da nur eine Seite des Spiegels geschliffen werden muss, sind die Reflektoren preiswerter.

Nachteile der Reflektoren

·         Ein Reflektor kann leicht dejustiert werden. Die Stellungen der Spiegel im Tubus und zueinander können sich während des Transportes ändern.

·         Der Tubus eines Reflektors ist häufig nach einer Seite hin offen, dadurch muss der Spiegel von Zeit zu Zeit gereinigt werden.

·         Da ein zweiter Spiegel (der sog. Sekundär- oder Fangspiegel) das zurückreflektierte Licht des Hauptspiegels zu dem Beobachtungspunkt leiten muss, befindet sich dieser Sekundärspiegel und seine Aufhängung im Strahlengang des Hauptspiegels; dadurch kommt es zu einer Verschlechterung der Bildqualität.

Okular

Der Spiegel oder die Linse des Teleskops bildet alles Licht, das parallel in das Teleskop einfällt in einem Punkt ab (zumindest in fast einem Punkt, in einem kleinen Scheibchen). Licht das parallel zur optischen Achse einfällt, wird im Brennpunkt vereinigt (dies ist eigentlich die Definition des Brennpunktes: Der Brennpunkt ist der Punkt, in dem Licht, das parallel zur optischen Achse einfällt vereinigt wird). Licht das gegen die optische Achse ein wenig geneigt ist, wird in einem Punkt (einem Scheibchen) vereinigt, der in der Ebene senkrecht zur optischen Achse liegt. (Das Bild liegt spiegelsymmetrisch zum Brennpunkt im Vergleich zum Urbild.). Prinzipiell könnte man den Film, die CCD genau in dieser Ebene aufstellen – das tut man auch. Nur beim Auge geht dies nicht. Beim Auge kann man die Linse nicht ausbauen.

 

Das Okular hat nun die Aufgabe, das Bild im Fokus des Objektivs zu vergrößern – wie man sagt. In Wirklichkeit ist das aber viel komplexer: Das Licht, das durch die Sammelpunkte hindurch einfach geradlinig weiter läuft, wird wieder parallel gemacht und der Beobachter adaptiert seine Linse auf Unendlich, so dass das Licht das scheinbar vom Brennpunkt ausgeht in einem Punkt der Netzhaut vereinigt wird. Da das Gehirn / Auge den Gegenstand dort vermutet, woher die Lichtstrahlen kommen (ein recht komplexer Vorgang, er hängt mit dem Scharfstellen und der Blickrichtung zusammen), scheint der Gegenstand über das Teleskop betrachtet auf dem Kopf stehend und seitenverkehrt, siehe unten (Strahlengang)

 

Auch bei den Okularen gibt es viele verschiedene Bauweisen mit unterschiedlichen Eigenschaften. Die Hauptkriterien von Okularen sind die Brennweite, aus der sich die Gesamt­vergröße­rung des Teleskops berechnet, das scheinbare Gesichtsfeld (Blickfeld) und der Hülsendurchmesser, der darüber entscheidet, ob das Okular überhaupt an das Teleskop, bzw. an den Auszug passt. Gängige Hülsendurchmessern sind 31,8 mm (bei Okularen deren Durchmesser 1,25" (Zoll = 25,4mm, siehe) beträgt und und 50 mm ( bei 2" Durchmesser). Gute Okulare bestehen meist aus mindestens 4 Linsen bzw. Linsengruppen, die die einzelnen Abbildungsfehler auskorrigieren und ein scheinbares Gesichtsfeld von mindestens 50 Grad ermöglichen. Je kleiner das Blickfeld, desto kleiner ist der Ausschnitt des Himmels im Okular. Bei der Beobachtung von Planeten ist dies nicht so wichtig, da man sich sowieso nur auf ein Objekt in der Mitte des Gesichtsfeldes konzentriert. Da stört es wenig, wenn man durch eine "Röhre" blickt (diesen Eindruck hat man, wenn das Gesichtsfeld kleiner al 40° ist). Andererseits ist es schön, wenn bei einem Blick in die Tiefen des Weltalls das Okular nicht zu bemerken ist, da das gesamte Gesichtsfeld vom Bild eingenommen wird. Man scheint im Weltall zu schweben.

Die einzelnen Bauweisen der Okulare haben Bezeichnungen, die oft nach dem Erfinder benannt wurden. Man unterscheidet z.B. "Huygens", "Mittenzwey", "Kellner", "Steinheil", "Plössel", "Erfle", "Ramsden", "Orthoskopisch", "Wide-Angle",...

Huygens-Okular

Dieses zweilinsige Okular gehört zu den einfachsten Bauarten und man findet es immer noch im Lieferumfang vieler Einsteigerteleskope. Durch die starke Krümmung der Schärfeebene ist nur ein scheinbares Gesichtsfeld von weniger als 50 Grad nutzbar. Dies spielt aber bei hohen Vergrößerungen, z.B. bei Planetenbeobachtung, keine Rolle, deswegen werden sie gerne als preiswerte kurzbrennweitige Okulare genutzt.

Orthoskopisches Okular

Die orthoskopischen Okulare nach Abbe und nach Plössel sind sehr beliebte Okulare. Sie haben eine sehr gute chromatische Korrektur und sind weitestgehend verzeichnungsfrei. Das Bild der Okulare entsteht allerdings ein paar Zentimeter hinter der letzten Linse, so dass man das Auge ruhig über dem Okular halten muss und nicht auf den Okularrand drücken kann. Augenmuscheln können dabei helfen.

(Ultra-)Wide-Angle

Wie der Name schon sagt, ist die Stärke dieses Okulartyps das mit bis zu 85 Grad große Gesichtsfeld. Das macht ihn besonders nützlich, wenn man schwache, ausgedehnte Objekte wie Gasnebeln beobachten möchte. Nachteil dieser Bauart ist der Preis, der sich nicht unter 250 EUR bewegt und leicht (je nach Brennweite) über die 500-EUR-Grenze kommt.

Okularauszug

Die Okulare werden an den sog. "Auszügen" am Teleskop befestigt. Diese dienen zur Schärfenregulierung, indem z.B. das Okular vor- und zurückbewegt wird oder die Lage des Haupt- bzw. Sekundärspiegel verschoben wird.

2.1 Montierung und Stativ

Die Montierung dient dazu, das Teleskop zu tragen und ausrichten zu können. Es ist genau so wichtig wie die Optik. Alle Montierungen lassen zu, dass das Teleskop in zwei zueinander senkrechten Ebenen gedreht werden kann.

Der Tubus eines Teleskops muss natürlich dreh- und schwenkbar gehalten werden. Wer schon einmal mit einem einfachen Fernglas die Sterne beobachtet hat, wird sicherlich festgestellt haben, wie schwer es ist, dieses relativ kleine Instrument mit nur einer schwachen Vergrößerung ruhig zu halten. Durch die Unruhe der Hand zittern die Sterne im Blickfeld. Bei den viel schwereren und größeren Teleskopen, mit denen man zum Teil mit mehrerer hundertfacher Vergrößerung arbeitet, ist eine stabile Montierung besonders wichtig. Das Beobachten macht nur wenig Freude, wenn das Bildfeld bei jeder Bewegung am Teleskop vibriert.

Azimutale oder horizontale Montierung

Die beiden Achsen, um die das Teleskop gedreht werden kann sind die Azimutachse, die zum Zenit zeigt und die Höhenachse, die parallel zum Horizont ist. Das Teleskop lässt sich damit waagrecht, parallel zum Horizont und nach oben oder unten bewegen. Da die Sterne am Himmel sich in Kreisen parallel zum Horizont bewegen, sondern im Osten auf und im Westen untergehen, ist die Nachführung des Teleskops mit dieser Montierung schwierig. Außerdem dreht sich das Bild während des Nachführens, so dass man damit eigentlich keine länger belichteten Fotos machen kann. Sie wird bei billigen Teleskopen und bei evtl. bei Goto-Teleskopen verwendet.

 

 

Bem: Die Polachse heißt mitunter auch RA-Achse (Rektaszenisonsachse)

Parallaktische oder deutsche Montierung (siehe Foto)

Eine der beiden Achsen zeigt genau auf den Himmelsnordpol, also in etwa auf den Polarstern, sie ist also parallel zur Polachse der Erde ausgerichtet. Die Ausrichtung wird durch eine drehbar gelagerte Polwiege vorgenommen, die auf den Breitengrad des Beobachtungsstandortes eingestellt wird (= Höhe des Himmelspols über dem Horizont, in FN ist dies 47° 39' = 47,65°). Ist ein Objekt im Teleskop eingestellt, so braucht man das Teleskop nur noch um diese Achse zu drehen, um das Objekt über eine längere Zeit zu beobachten bzw. zu fotografieren. Während der Bewegung bleibt das Blickfeld stabil, im Gegensatz zur azimutalen Montierung dreht es sich nicht. Die andere Achse wird "Deklinationsachse" genannt. Sie gibt an, wie hoch der Stern über dem Äquator steht.

 

Weitere Montierungen (die wir in der Schule nicht einsetzen): Gabelmontierung, Dobson-Montierung.

 

3. Die Güte des Bildes eines Teleskops

Die Qualität eines Bildes in einem Teleskop hängt von drei Dingen ab: Von der Atmosphäre, den Augen und der Güte der optischen Parameter.

Atmosphäre

Obwohl die Atmosphäre für das sichtbare Licht recht transparent scheint, wird ein guter Teil des Lichtes beim Durchdringen der Luft absorbiert. Ein Teil des Lichtes wird durch Staub oder feine Wassertröpfchen (sog. Aerosole) gestreut und geht für die Beobachtung verloren. Horizontnahe Sterne erscheinen deshalb weniger hell, funkeln mehr als Sterne im Zenit, da ihr Licht durch eine dickere Luftschicht gehen muss. Man sollte also Sterne möglichst dann beobachten, wenn sie hoch am Himmel stehen, in der Nähe ihrer Kulmination.

 

Jeder Astronom wünscht sich eine klare Nacht, in der es dunkel wird und die Sterne am wolkenlosen Himmel leuchten. Ein dunkler Nachthimmel mit hohem Kontrast ist ideal, um entfernte Galaxien, Nebel und Sternhaufen, also die typischen "Deep-Sky"-Objekte, zu beobachten. Allerdings ist es oft so, dass an diesen Tagen ein anderer Effekt die Beobachtung stört - die Luftturbulenzen. Wenn sich in einer solchen Nacht die Luft stark abkühlt, der Boden aber oder eine eventuell in der Nähe liegende Wasserfläche (größerer See oder Meer) die Wärme speichert, kommt es zu starken Luftbewegungen, die sich mit bloßem Auge durch ein starkes Funkeln der Sterne bemerkbar machen. Man spricht in einer solchen Nacht von einem schlechten "Seeing". Ein besseres Seeing hat man eventuell in lauen Sommer- oder sehr kalten Winternächten, in denen die Temperaturunterschiede zwischen Tag und Nacht bzw. Luft und Boden gering bleiben. Allerdings sind solche Nächte oft leicht dunstig und der Kontrast nicht besonders gut.

 

Ein anderer Faktor, ist die Lichtverschmutzung. Liegt über einer Ortschaft ein Dunstschleier oder eine Staubglocke, wird das Licht der Ortschaft daran gestreut und erhellt den ganzen Himmel. Nur selten ist es im heimischen Garten oder auf dem Balkon dunkel genug, um gut beobachten zu können. Um den Sternenhimmel genießen zu können, muss man oftmals seine Sachen zusammenpacken und sich auf eine etwas entfernt liegende Wiese auf einer Bergkuppe begeben.

3.1 Strahlengang

Das bild unten zeigt den Strahlengang eines Linsenfernrohrs: Oben ist der wirkliche Strahlengang abgebildet, unten der vom Gehirn angenommene Strahlengang  :

 


(Wikipedia)

 

Der Doppelstrich zwischen (4) und (1) soll andeuten, dass der Gegenstand in Wirklichkeit viel weiter entfernt ist, hier ist viel Raum „ausgeschnitten“.

Das in (1) parallel einfallende Licht (obere Hälfte des Bildes, der Gegenstand ist sehr weit entfernt), das in (5) in einem Punkt zusammenkommt, läuft nach der Brennebene einfach geradlinig weiter. Das Okular, die Linse (2), macht dieses Strahlenbündel wieder parallel und der Beobachter adaptiert seine Linse (3) auf Unendlich, so dass das Licht das scheinbar vom Brennpunkt ausgeht in einem Punkt der Netzhaut vereinigt wird. Da das Gehirn / Auge den Gegenstand dort vermutet, woher die Lichtstrahlen kommen (ein recht komplexer Vorgang, er hängt mit dem Scharfstellen und der Blickrichtung zusammen), scheint der Gegenstand über das Teleskop betrachtet auf dem Kopf stehend und seitenverkehrt, siehe untere Hälfte des Bildes.

 

Nochmals kurz in üblicher Sprechweise: Das Objektiv (1) erzeugt von einem weit entfernten Objekt (4) reelles umgekehrtes Zwischenbild (5). Dieses wird durch das Okular (2) betrachtet, das wie eine Lupe wirkt. Dem Auge (3) erscheint daher ein vergrößertes, virtuelles Bild (6) in großer Entfernung (parallele gestrichelte Strahlen). (7) ist der Tubus des Fernrohrs, das röhrenförmige Gehäuse, das die Optik trägt

 

Typische amateurastronomische Teleskope haben Brennweiten f=f1 zwischen 500 mm und 4000 mm bei Öffnungen d von 80 mm bis 400 mm. Oftmals wird der Objektivdurchmesser in Zoll (Inch) = 25,4 mm angegeben. Dies gilt besonders bei Reflektoren. Man hört also oft Bezeichnungen wie "4 1/2 Zoll Newton" (d=114mm), "8 Zoll Cassegrain" (d=203 mm) oder "16 Zoll Dobson" (d=406mm).

Je größer die Öffnung ist, desto mehr Licht kann ein Objektiv ins Auge leiten und desto größer ist das "Lichtsammelvermögen". Da die Fläche der Öffnung (pi*d2/4) ausschlaggebend ist, sammelt ein Teleskop mit doppeltem Durchmesser viermal so viel Licht.

 

Die Brennweite der Okulare fOk bestimmen zusammen mit der Brennweite der Linse f1 die Vergrößerung = Teleskopbrennweite / Okularbrennweite = , siehe unten. Die Vergrößerung wird also größer, wenn die Okularbrennweite fOk kleiner wird. Das Gesichtsfeld wird dann kleiner, der Gegenstand erschein näher. Allerdings wird das Bild unschärfer.

Beim Ersten Beobachten des Himmels ist es sinnvoll, eine kleine Vergrößerung zu wählen, dass findet man das Objekt einfacher, da der Himmelsausschnitt im Teleskop ja größer ist. Man wählt also anfangs ein Okular mit einer großen Brennweite. 

 

Das Linsenteleskop der Schule (Lyra, siehe unten oder das entsprechende Handbuch) hat eine Öffnung von d=70 mm und eine Brennweite f1 = 900 mm.

Das Spiegelteleskop der Schule (Pluto, siehe unten oder das entsprechende Handbuch) hat eine Öffnung von d=114 mm = 4,5’’ und eine Brennweite f1 = 500 mm. Die Schule hat 3 Okulare mit Brennweiten

·         20 mm.
Die Vergrößerung bei Lyra ist. Die Austrittspupille ist  
Die Vergrößerung bei Pluto ist  und die Austrittspupille 

·         12,5 mm
Die Vergrößerung bei Lyra ist  und die Austrittspupille .
Die Vergrößerung bei Pluto ist  und die Austrittspupille

·         4 mm.
Die Vergrößerung bei Lyra ist  und die Austrittspupille
Dieses Okular gibt es beim Newton Pluto nicht. Die Vergrößerung wäre aber  und die Austrittspupille

 

Merke: Anfangs benutzt man das Okular mit 20 mm Aufdruck, das Okular mit der größten Brennweite. Dann ist das Bild scharf, der zu beobachtende Ausschnitt groß, die Vergrößerung allerdings klein.

Mit der Barlowlinse kann man die Okularbrennweite dritteln, die Vergrößerung also verdreifachen. Die Austrittspupille geht dann allerdings auch auf ein Drittel herunter.

 

Das Hilfsfernrohr bei beiden Teleskopen hat eine Öffnung von 24mm und eine 5-fache Vergrößerung. Ein Fernrohr hat eine typische Vergrößerung von 10. Aber auch hierbei ist die wichtigste Größe nicht die Vergrößerung.

 

Das Nachtfernrohr der Schule (es sammelt viel Licht und hat eine große Ausgangspupille) hat eine Vergrößerung von v=30 und eine Öffnung von 80mm. Man sagt, das Fernrohr hat die Parameter 30*80. Es hat ein Stativ. Siehe unten.

 

 

 

 

 

 


4. Teleskopparameter

Optische Parameter

Die Parameter, die durch den Bau des Fernrohrs bestimmt werden, sind

·         Die Öffnung d, d.h. der Durchmesser der Linse bzw. des Spiegel. Mitunter nennt man die Öffnung auch EP, Eintrittspupille.
Sie bestimmt das Lichtsammelvermögen des Teleskops. Wird der Durchmesser verdoppelt, kann viermal so viel Licht gesammelt werden.

·         Die Brennweite f = f1 der Tubuslinse bzw. des Tubusspiegels.
Sie bestimmt die Größe des Bildes in der Brennebene.

·         Aus diesen beiden Größen berechnet sich das Öffnungsverhältnis = Öffnung / Brennweite = d/f. Oft wird statt der Brennweite diese Größe angegeben. Diese Größe wird nie als Kommazahl angegeben, sondern als 1/... (ausgesprochen: "eins zu ...") mit einem ganzzahligen Nenner. Der Nenner gibt dabei an, das Wievielfache der Öffnung die Brennweite ist.
Der Kehrwert des Öffnungsverhältnisses wird als Öffnungszahl bezeichnet.

·         Die Okularbrennweite fok, mit der das virtuelle Bild auf die Netzhaut oder den Film (den Chip bei der Digitalkamera) projiziert wird.

 

Diese Parameter bestimmen zusammen mit den Parametern des Auges die Größen, mit denen die Güte des Teleskopbildes bestimmt wird.  

·         Die Vergrößerung = Teleskopbrennweite / Okularbrennweite =  (AP = Austrittspupille, siehe unten)
Je kleiner die Okularbrennweite fok ist, umso größer ist die Vergrößerung. Allerdings bewirkt eine zu große Vergrößerung, dass die Austrittspupille (siehe unten) so klein wird, dass das Auge das Bild nicht mehr gut sehen kann. Das wird unscharf.

 Menschliche Rahmenbedingungen

·         Austrittspupille
Die Austrittspupille sollte zwischen AP=3 mm und AP=7mm betragen. Der Grund hierfür ist, dass das Auge sich bei kleinen Kindern nach einer Adaptionszeit von 20 min bis zu 7 oder 8 mm öffnen kann. Bei Erwachsenen ist der Wert oft nur noch 4 mm. Ist die AP größer als dieser Wert, so kann das Auge nicht alles gesammelte Licht aufnehmen. Ist die AP zu klein, so ergibt sich im Auge nur ein lichtschwaches detailarmes Bild. Die untere Grenze einer sinnvollen AP  ist ungefähr 1 mm, mindestens 0,5 mm, besser 3 oder 4 mm.

Die Austrittspupille kann relativ einfach gemessen werden, indem man eine  Mattscheibe oder ein ölgetränktes Papier vor das Okular hält. Man ändert die Entfernung der Mattscheibe zum Okular so lange, bis sich ein helles Scheibchen mit scharf gezeichnetem Rand abbildet. Der Durchmesser dieses Kreises ist die Austrittspupille AP.
Die Austrittspupille bestimmt damit eigentlich die sinnvolle Vergrößerung und die sinnvolle Okularbrennweite .
Minimalvergrößerung  mit , also 7 mm durch Öffnungsverhältnis. Die Minimalvergrößerung ist also durch eine Austrittspupille von AP = 7mm bestimmt, ältere Menschen sehen dann nicht mehr das ganz mögliche Bild.
Förderliche Vergrößerung  (AP=0,7 mm)
Praktische Maximalvergrößerung

·         Das Lichtsammelvermögen ist. Das ist das Verhältnis der Fläche des Teleskops zur Fläche des Auges, wenn es maximal auf Dunkelheit adaptiert ist (Pupillenöffnung 7 mm). Das praktische Lichtsammelvermögen ist bedingt durch Verluste an den Grenzflächen der optischen Bauteile meist geringer, oft nur 60% bis 90%, je nach der Qualität der Vergütung der Optik.

·         Die geometrische Lichtstärke LG ist

·         Die Aufgabe eines Teleskops ist nicht primär, schwache Objekte heller zu machen, oder gar kleine Dinge größer erscheinen zu lassen, sondern vor allem feine Details sichtbar zu machen. Kann man noch die kleinen Kraterstrukturen auf dem Mond sehen oder die zwei Komponenten eines Doppelsterns trennen? Diese Eigenschaft nennt man Auflösungsvermögen. Da es sich um einen scheinbaren Abstand am Himmelsgewölbe handelt - die interessanten noch sichtbaren Strukturen auf dem Mond sind einige Kilometer groß, die Komponenten des Doppelsterns aber mehrere Lichtjahre voneinander entfernt - wird das Auflösungsvermögen in Winkeleinheiten (Grad, Bogenminuten, Bogensekunden) angegeben. Diese Größe hängt von der Geometrie des Teleskops und von der Wellenlänge des Lichtes ab. Für das sichtbare Licht (d.h. einer Wellenlänge von rund 500 Nanometern) und für runde Objektive lautet die Formel

Auflösungsvermögen (in Bogensekunden) = 12 / Öffnung (in Zentimeter)

Bleiben wir bei unserem Beispiel eines 8-Zöllers: 12/20 = 0,6 Bogensekunden. Diese physikalische Grenze wird allerdings nie erreicht, da das Seeing der Atmosphäre und sonstige Faktoren das reelle Auflösungsvermögen beschränken. Auch hier gilt natürlich die einfache Faustregel: Je größer der Objektiv­durch­mes­ser, desto besser.

·         Die letzte wichtige Größe ist das (wahre) Gesichtsfeld, also die Größe des Himmelsausschnitts, den man durch das Teleskop sieht. Natürlich hängt dies von der Vergrößerung und dem Eigengesichtsfeld des Okulars, dem Okulargesichtsfeld ab (das vom Hersteller normalerweise angegeben wird)
Gesichtsfeld = Okulargesichtsfeld / Vergrößerung v.
Dies ist der Winkelbereich, der durch die Optik auf das Eigengesichtsfeld des Okulars verteilt wird und dadurch beim Menschen das Gefühl der Vergrößerung auslöst - das Gefühl, dass mit dem Fernrohr ferne Objekte näher herangeholt werden. Es bestimmt, wie tunnelartig der Blick durch das Teleskop erscheint. Unter 40° hat der Mensch den Eindruck, dass er durch eine Röhre schaut. Einfache Okulare haben ein Eigengesichtsfeld von 25 bis 50°.

Das Gesichtsfeld kann recht einfach gemessen werden:
Wir suchen einen äquatornahen Stern und messen, wie lange er benötigt, um durch das Gesichtsfeld zu wandern. Die Zeit-Minuten sind durch 4 zu teilen. Dauert der Sterndurchgang also 2,4 Minuten, hat das Teleskop ein Gesichtsfeld von Ø = 0,60°. (Ein Stern legt in (knapp) 24 h 360° zurück. Damit in 1 min ¼°.)
Genauer gilt übrigens: Die Bewegung eines Sterns der Deklination δ pro sec ist

·         Das maximale Gesichtsfeld ist das vom Fernrohr überschaubare Himmelsfeld. Es ist bei Teleskopen meist kleiner als 1°.
Für das maximale Gesichtsfeld gilt.

 

Schaut man durch ein Teleskop, so sind die Objekte gedreht, sie stehen auf dem Kopf und links und rechts ist vertauscht. Bewegt man das Fernrohr also nach links, so wandern die Sterne scheinbar nach rechts, dreht man es nach oben, so wandern die Sterne nach unten. Die Abbildung durch das Objektiv des Teleskops bewirkt eine Punktspiegelung. Da das Okular ein virtuelles Bild erzeugt, bleibt diese Drehung erhalten.

 

Beim Fernglas ist diese Drehung mit Prismen korrigiert.
Link: http://www.deepskybeobachtung.de/


5. Die Teleskope der Schule

Auch wenn Teleskope zum Beobachten in der Nacht konstruiert sind, so sollte man sie doch zu Beginn am Tag testen, damit man die entsprechenden Einstellungen auch in der Dunkelheit vornehmen kann.

Generell benötigt das Auge etwa 15 min, bis es vollständig an die Dunkelheit angepasst ist, genügend Sehpurpur gebildet hat, um auch schlecht leuchtende Dinge wahr zu nehmen. Es ist sinnvoll, eine Rotlichtlampe zu verwenden.

Bevor man nachts ins freie Feld geht, sollte man zuerst tagsüber und danach auch bei Dunkelheit vor dem Haus oder auf dem Balkon üben. Man sollte dort das Sucherfernrohr kalibrieren und üben, helle Sterne oder den Mond am Himmel mit dem Teleskop zu finden. Den Mond kann man zu bestimmten Zeiten auch bei Helligkeit ansehen, den zunehmenden Mond nachmittags, den abnehmenden vormittags. Betrachtet aber nie Objekte in der Nähe der Sonne, also nie eine dünnere Mondsichel. Auch wenn ihr nur kurz mit einem Teleskop in die Sonne schaut, kann Euer Auge für immer Schaden nehmen, ihr könnt erblinden. Haltet also Abstand von Gegenständen nahe der Sonne, betrachtet keine Sonnenspiegelungen.

 

Zu jedem Teleskop gibt es Anleitungen, die man beim ebenfalls ausleihen kann. Lest sie bitte vor dem ersten Aufbau des Teleskops bitte gewissenhaft durch.

 

Wer länger im Freien ist, sollte sich warm anziehen. Es kann in einer klaren Nacht sehr kühl werden. Bereits das Aufbauen benötigt Zeit. Und man findet am Himmel das, was man sucht nicht immer sofort. Bedenkt auch, dass ihr zum Abbau des Teleskops Zeit braucht. Beendet das Beobachten deshalb bitte immer rechtzeitig.

 

Wichtig: Geht mit den optischen Instrumenten bitte immer vorsichtig um, berührt keine Linsen, keine Glasflächen, deckt die optischen Instrumente immer mit den beiliegenden Kappen ab, bevor ihr an ihr einpackt.

Lasst Euch Zeit, habt Geduld, wenn ihr etwas beobachtet. Aber auch wenn ihr das Teleskop auf- oder abbaut. Es ist anfangs keinesfalls einfach, bestimmte Dinge am Himmel zu finden.   

 

5.1 ESDE Fernglas

Das Fernglas vergrößert sehr stark, so dass man es eigentlich immer auf dem Fotostativ montiert benutzen sollte. Das Gesichtsfeld ist eng, etwa 1 Grad, etwa doppelt so groß wie der Mond. Man hat also (nicht nur anfangs) Schwierigkeiten das gewünschte Objekt zu finden. Die Objekte bewegen sich auch aus dem Sucher weg, wenn ihr mal eine kurze Zeit lang nicht durchschaut.

Die Objekte sind im Fernglas so zu sehen, wie mit den Augen, also aufrecht und seitenrichtig. Im Teleskop stehen die Objekte auf dem Kopf und sind seitenverkehrt.

 

Es ist sicher sinnvoll, zu Hause ein einfaches Fernglas herzunehmen und damit in einem bequemen Stuhl auf dem Balkon oder im Garten den Himmel anzusehen. Ein paar Gründe für ein normales Fernglas

·         Ein Fernglas ist transportabel.

·         Ein Fernglas hat ein großes Gesichtsfeld, d.h. man sieht einen großen Himmelsausschnitt, seitenrichtig und richtig herum. Dies erleichtert das Auffinden der Objekte.

·         Man kann es auch nach dem Kauf eines Teleskops weiterverwenden, da er ein gutes Hilfsmittel bei der Suche nach Objekten ist.

·         Auch wenn man keine Astronomie mehr machen will, kann man ein Fernglas für andere Beobachtungen in der Natur gebrauchen.

Das Fernglas sollte keinesfalls eine solch große Vergrößerung haben wie das Fernglas der Schule. Dann kann man es auch ohne Stativ verwenden und man sieht am Himmel ein größeres Gebiet. Die normalen Ferngläser erfüllen die Anforderungen durchaus. Wer allerdings eines kaufen möchte, sollte eines mit einer großen Öffnung bevorzugen, etwa 7x50 oder 10x50. Die erste Zahl bei einem Fernglas gibt die Vergrößerung an, die zweite die Öffnung.

Optische Daten

Parameter 30*80, mit Stativ

Das Fernrohr vergrößert auf das 30-fache und hat eine Öffnung von 80 mm.

D.h. d=80 mm, v=30

Vorsicht: Das Fernglas ist kein normales Fernglas, es vergrößert viel stärker und hat deshalb ein viel engeres Gesichtsfeld von rund 1° FOV (Field Of View). Der Mond nimmt also ein Viertel des Gesichtsfeldes ein, d.h. man könnte den Mond zweimal neben einander und zweimal übereinander sehen.

Die Austrittspupille ist also

Lichtsammelvermögen

Teile, die man beim Ausleihen erhält
Vorgehen beim Aufbauen
  1. Baue das Stativ sicher auf, kontrolliere, ob die Fernglashalterung stabil befestigt ist.
  2. Hole das Fernglas aus dem Köcher, hänge es sicherheitshalber um den Hals
  3. Befestige es mit der Fernglashalterung fest am Stativ und überprüfe die Standfestigkeit des Stativs.
  4. Öffne die Schrauben am Stativ, so dass Du das Fernglas bewegen kannst.
  5. Das Fernglas kann mit einer Stellschraube zwischen der Optik scharf gestellt werden, das rechte Auge besitzt eine drehbare Linse, so dass Du die unterschiedliche Güte Deiner Au­gen ausgleichen kannst. Beobachte möglichst ohne Brille.
Vorgehen beim Einpacken
  1. Stecke die vier Plastikdeckel auf das Teleskop.
  2. Schraube das Fernrohr vorsichtig vom Stativ, hänge es dabei sicherheitshalber um Deinen Hals. Verstaue es im Köcher.
  3. Baue das Stativ zusammen und verstaue es in der Plastiktasche.

 

5.2 Bresser Lyra-EQ-Sky (Keplerfernrohr)

Das vollständige Handbuch als pdf-File (mit dem Scanner erstellt) ist HB_KeplerTeleskop_Lyra.pdf, Installation der Software-CD von Meade siehe

Dies ist ein einfaches Fernrohr, mit dem man aber durchaus die Planeten gut beobachten kann. Benutze zumindest anfangs nur schwache Vergrößerungen, d.h. die Okulare MA20 mm oder MA12, 5 mm (und keine Barlowlinse) - Du siehst die Objekte dann heller und schärfer. Starke Vergrößerungen mit dem Okular MA4 oder mit der Barlowlinse machen das Bild blasser und die Strukturen weniger deutlich. Die Austrittspupille AP ist eigentlich auch zu klein, so dass Du nur mit der Augenmitte etwas siehst.

 

Normalerweise steht das Bild eines Teleskops auf dem Kopf und ist seitenverkehrt - im Gegensatz zum Fernrohr. Wenn Du in der Natur etwas ansehen willst, so kannst Du das Zenith-Prisma benutzen, das das Bild wieder vertikal richtig orientiert, so dass nur noch links und rechts vertauscht ist. Auch am Himmel kann dies sinnvoll sein.

Optische Daten

Parameter d/f=70/900. Es ist ein Linsenteleskop, ein Keplerfernrohr

Ein Linsenfernrohr der Öffnung d=70 mm und der Brennweite f=900 mm

Drei 1,25“-Okulare

·         MA 20 mm
Die Vergrößerung ist  und die Austrittspupille 

·         MA 12,5 mm
Die Vergrößerung ist  und die Austrittspupille

·         MA 4 mm
Die Vergrößerung ist  und die Austrittspupille

·         Barlow-Linse 2x – Wird die Barlowlinse zwischen Tubus und Okular eingebaut, verdoppelt sich die Vergrößerung, halbiert sich die Okularbrennweite des Okulars.

·         Sucherfernrohr 5*24 (5-fache Vergrößerung, 24 mm Durchmesser)

Teile, die man beim Ausleihen erhält

·         Montierung mit Stativ, Stellschrauben, Gewicht. Die Schritte in Teil D der Anleitung zum Aufbau der Montierung sind bereits ausführt. Vor dem Beobachten ist nur noch der Tubus mit dem Sucherfernrohr zu montieren (D6) und natürlich die Okulare einzusetzen

·         Tubus mit Sucherfernrohr

·         3 Okulare, ein Zenith-Prisma, eine Barlow-Linse 2x (Nähere Infos siehe oben)

·         Anleitung (kleiner Ordner)

Vorgehen beim Aufbauen

Es ist sinnvoll die folgenden Schritte zumindest das erste Mal bei Helligkeit vorzunehmen und ein Objekt auf der Erde zu beobachten.

1.      Lese die Anleitung gewissenhaft durch. Der Zusammenbau der Teile ist bereits teilweise durchgeführt. Lese vor allem die Seiten 8-13, die nähere Informationen zur Handhabung beinhalten.

2.      Das Teleskop sollte 30 min vor Beobachtungsbeginn im Freien aufgestellt werden, so dass es die Temperatur der Umgebung annehmen kann – andernfalls können Luftbewegungen die Beobachtung beeinträchtigen.

3.      Die Montierung sollte stabil und fest stehen.

4.      Verlängere das Stativ auf Beobachtungshöhe. Die Schrauben (11 – siehe Skizze S.1 der Anleitung) lösen und das mittlere Stück der drei Stative verlängern, siehe D2 der Anleitung (S.2)

5.      Tubus montieren, siehe D6 der Anleitung (S.4). Der Tubus sollte im Schwerpunkt mit der Tubus-Schelle befestigt werden. Die Schraube sollte nicht zu fest, nur locker angedreht werden, allerdings so, dass sich der Tubus nicht mehr bewegen kann.

6.      Zenithprisma (wenn gewünscht) und Okular einsetzen (Staubkappe zuvor natürlich entfernen) - anfangs sollte von den drei Okularen das längste MA20, d.h. das mit der größten Brennweite, verwendet werden - siehe D9 der Anleitung (S.9). Die Befestigungsschrauben für das Zenithprisma und das Okular dürfen nur leicht angezogen werden; sie sollen nur verhindern, dass das Okular bei einer Bewegung des Teleskops heraus fällt. Die Schraube darf das Okular nicht eindrücken.

7.      Das Sucherfernrohr ist gegebenenfalls zu justieren; siehe D11 der Anleitung (S.6)

8.      Das Teleskop ist auszubalancieren, siehe Handhabung D3 (S.9)

9.      Das Teleskop muss nach Norden ausgerichtet werden, siehe D4 bis D6 der Handhabung (S.9f). Der Breitengrad von FN ist 47,5°. Der dicke bewegliche Teil der Montierung (mit der Feststellschraube I) sollte 47,5° gegen die Horizontale geneigt sein und die Achse dieses Teils zum Polarstern zeigen, so dass dieses Teil parallel zur Erdachse steht.

10.  Beginne jede Beobachtung mit einem Okular niedriger Vergrößerung, d.h. mit hoher Brennweite (20mm).

11.  Suche das gewünschte Objekt mit dem Sucherfernrohr und korrigiere gegebenenfalls mit beim Blick durch das Okular mit den biegsamen Wellen.

12.  Da die Sterne sich scheinbar um die Erde drehen, wandern sie innerhalb von kurzer Zeit aus dem Gesichtsfeld des Beobachters. Dies kann mit der kurzen biegsamen Welle korrigiert werden.

Vorgehen beim Einpacken

1.      Entferne das Okular und das Zenitprisma und verstaue es in den Aufbewahrungsbehäl­tern.

2.      Bedecke bitte alle optischen Systeme mit den Abdeckhauben.

3.      Montiere den Tubus ab und verstaue ihn in der Kiste. Er ist sehr empfindlich.

4.      Stelle den Tubus und die Montierung in einen trockenen Raum.

5.      Melde Probleme und Beschädigungen bitte möglichst früh dem Lehrer.


 

5.3 Bresser Pluto S (Newtonfernrohr)

Das vollständige Handbuch als pdf-File (mit dem Scanner erstellt) ist HB_NewtonTeleskop_Pluto.pdf, Installation der Software-CD von Meade siehe

Optische Daten

Parameter: d/f=114/500, 4 1/2 Zoll Newton

Ein Newton-Fernrohr mit der Öffnung d=114 mm=4,5’’ und der Brennweite f=500 mm

Zwei 1,25“-Okulare

·         MA 20 mm
Die Vergrößerung ist  und die Austrittspupille 

·         MA 12,5 mm
Die Vergrößerung ist  und die Austrittspupille

·         Barlow-Linse 3x (verdreifacht die Vergrößerung, drittelt die Okularbrennweite)

·         Sucherfernrohr 5*24 (5-fache Vergrößerung, 24 mm Durchmesser)

Teile, die man beim Ausleihen erhält

·         Montierung mit Stativ, Stellschrauben, Gewicht. Die Schritte in Teil D der Anleitung zum Aufbau der Montierung sind bereits ausführt. Vor dem Beobachten ist nur noch der Tubus mit dem Sucherfernrohr zu montieren (D6) und natürlich die Okulare einzusetzen

·         Tubus mit Sucherfernrohr

·         2 Okulare, eine Barlow-Linse 3x (Nähere Infos siehe oben)

·         Anleitung (kleiner Ordner)

Vorgehen beim Aufbauen

Es ist sinnvoll die folgenden Schritte zumindest das erste Mal bei Helligkeit vorzunehmen und ein Objekt auf der Erde zu beobachten.

1.      Lese die Anleitung gewissenhaft durch. Der Zusammenbau der Teile ist bereits teilweise durchgeführt. Lese vor allem die Seiten 8-13, die nähere Informationen zur Handhabung beinhalten.

2.      Das Teleskop sollte 30 min vor Beobachtungsbeginn im Freien aufgestellt werden, so dass es die Temperatur der Umgebung annehmen kann – andernfalls können Luftbewegungen die Beobachtung beeinträchtigen.

3.      Die Montierung sollte stabil und fest stehen.

4.      Verlängere das Stativ auf Beobachtungshöhe. Die Schrauben (14 – siehe Skizze S.1 der Anleitung) lösen und das mittlere Stück der drei Stative verlängern, siehe D2 der Anleitung (S.2)

5.      Tubus montieren, siehe D6 der Anleitung (S.4). Der Tubus sollte mit dem Schwerpunkt zwischen den beiden Tubus-Schellen befestigt werden. Die Schrauben sollten nicht zu fest, nur locker angedreht werden - allerdings so, dass sich der Tubus nicht mehr bewegen kann.

6.      Okular einsetzen (Staubkappe zuvor natürlich entfernen) - anfangs sollte von den zwei Okularen das längere MA20, d.h. das mit der größten Brennweite, verwendet werden - siehe D9 der Anleitung (S.9). Die Befestigungsschrauben des Okulars dürfen nur leicht angezogen werden; sie sollen nur verhindern, dass das Okular bei einer Bewegung des Teleskops heraus fällt. Die Schraube darf das Okular nicht eindrücken.

7.      Das Sucherfernrohr ist gegebenenfalls zu justieren; siehe D11 der Anleitung (S.6)

8.      Das Teleskop ist auszubalancieren, siehe Handhabung D3 (S.9)

9.      Das Teleskop muss nach Norden ausgerichtet werden, siehe D4 bis D6 der Handhabung (S.9f). Der Breitengrad von FN ist 47,5°. Der dicke bewegliche Teil der Montierung (mit der Feststellschraube I) sollte 47,5° gegen die Horizontale geneigt sein und die Achse dieses Teils zum Polarstern zeigen, so dass dieses Teil parallel zur Erdachse steht.

10.  Beginne jede Beobachtung mit einem Okular niedriger Vergrößerung, d.h. mit hoher Brennweite (20mm).

11.  Suche das gewünschte Objekt mit dem Sucherfernrohr und korrigiere gegebenen­falls beim Blick durch das Okular mit den biegsamen Wellen.

12.  Da die Sterne sich scheinbar um die Erde drehen, wandern sie innerhalb von kurzer Zeit aus dem Gesichtsfeld des Beobachters. Dies kann mit der kurzen biegsamen Welle korrigiert werden.

 

Vorgehen beim Einpacken

1.      Entferne das Okular und verstaue es in dem Aufbewahrungsbehälter.

2.      Bedecke bitte alle optischen Systeme mit den Abdeckhauben.

3.      Montiere den Tubus ab und verstaue ihn in der Kiste. Er ist sehr empfindlich.

4.      Stelle den Tubus und die Montierung in einen trockenen Raum.

5.      Melde Probleme und Beschädigungen bitte möglichst früh dem Lehrer.

 


5.4 Goto-Meade DS-2080 (Keplerfernrohr)

Der Umgang mit dem Goto-System ist keinesfalls so einfach, wie man dies erwartet. Man muss zu Beginn das System gewissenhaft ausrichten. Das braucht Zeit.

Optische Daten

Parameter d/f=80/800, Linsen

Ein Linsenfernrohr mit der Öffnung d=80 mm und der Brennweite f=800.

Damit berechnet sich das Öffnungsverhältnis zu f/10.

Das Lichtsammelvermögen ist  mal so groß wie die des Auges.

Das maximale wahre Gesichtsfeld ist

 

Autostar Controller #494

Zwei 1,25“-Okulare

·         MA 25 mm
Die Vergrößerung ist  und die Austrittspupille

·         MA 9 mm
Die Vergrößerung ist  und die Austrittspupille 

·         Sucherfernrohr

Teile, die man beim Ausleihen erhält
Vorgehen beim Aufbauen
Vorgehen beim Einpacken

 


5.5 Fernrohr Bresser N 130 (Newtonfernrohr mit Motor)

Man kann mit das Teleskop auch zum Fotografieren verwenden, wenn man den entsprechenden Fotovorsatz hat. Außerdem kann man mit einer Web-Cam (z. B. mit Philips ToUcam PRO II) auch kleine AVI-Filmchen auf einem Laptop mit Hilfe der Software Giotto aufnehmen, die man anschließend damit zu besseren Fotos verarbeiten kann.

Optische Daten

Parameter d/f=130/1000, Montierung Mon2,

Motor zur Nachführung des Fernrohrs

Ein Newtonfernrohr der Öffnung d=130 mm und der Brennweite f=1000 mm. Das Fernrohr besitzt eine stabile deutsche Montierung MON2 mit einem Motor, der das Fernrohr so bewegt, dass die Sterne still zu stehen scheinen. Als Stromversorgung des Motors wird eine 12 V-Gleichspannungsquelle benötigt, z.B. eine Autobatterie, ein Batterypack (liegt bei), zu Hause ein Trafo für 12-V Gleichstrom.

Drei 1,25“-Okulare

·         PL 25 mm Fully Coated
Die Vergrößerung ist  und die Austrittspupille 

·         PL 15 mm Fully Coated
Die Vergrößerung ist  und die Austrittspupille 

·         PL 10 mm Fully Coated
Die Vergrößerung ist  und die Austrittspupille 

·         2* Achro Barlow, mit der die Brennweite der Okulare halbiert werden kann. Die Vergrößerung verdoppelt sich, die Austrittspupille halbiert sich.

·         Sucherfernrohr (ist auf dem Tubus montiert)

Teile, die man beim Ausleihen erhält

·         Montierung mit Stativ und zwei eingebauten Schrittmotoren.

·         Tubus mit montiertem Sucherfernrohr

·         Gewicht, Gewichtstange, eine biegbare Stellschraube.

·         Motorsteuerung mit Batterypack

·         Drei Okulare (Daten siehe oben) und eine zweifache Barlowlinse

·         Schraubenzieher und eine defekte kleine Lampe

Vorgehen beim Aufbauen
Vorgehen beim Einpacken

5.6 Zubehör der Teleskope

Teilweise gibt es sich digitale Anleitungen (aber meist nur auf Englisch siehe Stick\Documents\Astronomie in der Schule oder auf Deinem Stick)

 

Es gibt eine Software CD

Eine Kopie befindet sich auf dem Stick so dass man die Meade-Software installieren kann: Gehe nach Stick\Documents\Astronomie\MeadeAstroCD und starte dort Autostart.exe.
Dann wird die Software „Meade Autostar Suite“ installiert, zusammen mit dem Hubble Guide Star-Katalog und einem Bildbearbeitungsprogramm

Man kann mit Hilfe des Internet: http://www.meade.com/support/downloads.html ein Update auf die Version 5.5 durchführen (Stand Sept. 09)

 

 

 

 

 

Links zu Astronomieläden im Internet

Astroshop (Info zu Meade)
siehe auch aa_ZusammenfassungAstronomie.doc