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Kapitel 2: Eigenschaften und Grenzen eines Teleskops

In diesem Kapitel werden die wichtigsten Eigenschaften eines Teleskops erklärt. Begriffe wie "Vergrößerung", "Blickfeld", "Auflösungsvermögen", "Grenzgröße" ... sollen erläutert und die Größen für jeden bestimmbar werden. Des Weiteren werden die wichtigsten optischen Fehler beschrieben, die die Bildqualität eines Teleskops beeinträchtigen. Ziel ist es, das eigene Teleskop bzw. die Teleskopwerbung in Zeitschriften und neuerdings auch in Online-Auktionsbörsen bewerten zu können.

Ein "typischer" Anzeigentext eines Newton-Teleskops in einem allgemeinen Warenhauskatalog lautet etwa so:

"... das lichtstarke Newton-System garantiert eine scharfe und kontrastreiche Bildwiedergabe. Aber auch am Tage, z.B. bei Naturbetrachtungen, sind Sie stets im Bilde.
Technische Daten: Spiegeldurchmesser 114 mm, Brennweite 500 mm, Vergrößerung 25 - 187,5-fach, mit 4 mm Okular bis 375-fach, 5 x 24 Sucherfernrohr, Scharfeinstellung über Fokustrieb, 2 Okulare (8/20), leichte äquatoriale Montierung mit Teilkreisen und Gegengewicht, Nachführung über biegsame Wellen, Polhöhenverstellung, stabiles Alu-Bodenstativ, 3-fach-Barlowlinse, Teleskopbuch, 10 Jahre Hersteller-Garantie...
Und für je ca. 20 EUR gibt es das 4 mm Okular und ein Mond- bzw. Sonnenfilter."

Dies ist noch ein recht harmloser Text. Es sind "nur" wenige, d.h. sieben Angaben, die an dieser Anzeige fragwürdig, und z.T. sehr kritisch sind. Besonders bei online-Börsen wirden oftmals mit krassen, physikalisch unmöglichen und teilweise gesundheitsgefährlichen Versprechungen geworben.

Die Qualität eines Bildes in einem Fernrohr hängt von drei Punkten ab: der Atmosphäre, der Augen und der Optik des Teleskops.

Atmosphäre

Viele Menschen glauben, dass man Großteleskope nur deswegen auf Berge baut, damit man näher an den Sternen sei. Dies stimmt natürlich nicht, denn bei einer Entfernung von einigen Lichtjahren kommt es auf die drei bis vier Kilometer nicht mehr an. Richtig ist, dass man möglichst wenige Luftschichten zwischen sich und den Sternen haben möchte.

Ein Grund liegt in der Absorption des Lichtes durch die Atmosphäre. Obwohl die Atmosphäre für das sichtbare Licht recht transparent scheint, wird ein guter Teil des Lichtes beim Durchdringen der Luft absorbiert. Wieviel dies ausmacht, kann man an horizontnahen Sternen oder Planeten beobachten: Das Licht muss eine größere Strecke durch die Atmosphäre zurücklegen und erscheint uns weniger hell. Ein Teil des Lichtes wird zusätzlich durch Staub oder feine Wassertröpfchen (sog. Aerosole) gestreut und geht für die Beobachtung verloren.

Je länger der Weg des Lichtes durch die Atmosphäre, um so weniger kommt unten an. (Die Einheiten sind hier willkürlich gewählt.)

Jeder Amateurastronom wartet sehnlichst auf die nächste klare Nacht, wenn es schön 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 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. In einem Teleskop sieht man dann den Stern zittern oder bei hohen Vergrößerungen herumspringen. In einer solchen Nacht ist es oftmals sinnlos, Doppelsterne, Planeten oder den Mond zu beobachten - alle Details gehen in den Luftunruhen unter. Gerade bei hoher Vergrößerung, die man für die Beobachtung von Planeten einsetzt, werden auch die Luftunruhen in gleichem Maße vergrößert. 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. Dies spielt aber bei der Planetenbeobachtung keine Rolle.

Bei schlechtem Seeing würde ein sehr hochauflösendes Fernrohr einen (im Idealfall punktförmigen) Stern als viele Einzelsterne sehen, die ihre Position mit der Zeit verändern. In den Luftschichten nimmt das Licht des Sterns unterschiedliche Wege, um schließlich ins Auge bzw. Teleskop zu fallen. Man sieht deswegen den Stern an leicht unterschiedlichen Positionen am Himmel. Da die Luftmassen ständig in Bewegung sind, flackern die Sterne.

Ein anderer Faktor, den jeder Astronom, sei er nun Amateur oder Profi, bedenken muss, ist die Lichtverschmutzung, kombiniert mit einer erhöhten, industriebedingten Aerosolkonzentration in der Luft. Liegt über einer Ortschaft ein Dunst- 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 vernünftig 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. In solchem Fall ist es natürlich gut, wenn das Teleskop noch transportabel ist.

Dies ist der Anblick des Sternenhimmels in den Alpen. Die Auswirkungen der Beleuchtungen von Ortschaften ist links unten besonders gut zu sehen. So sieht ein Dorf unter einer Dunstschicht von oben aus. (Bild: Sebastian Voltmer)

Einer "Lichtverschmutzung" bei der Deep-Sky-Beobachtung kann man nicht so leicht aus dem Weg gehen: dem Mond. In den Nächten um den Vollmond kann man die Beobachtung schwacher Galaxien vergessen und sich auf die Planeten konzentrieren. Oder man wartet, bis der Mond untergegangen ist.

Die Atmosphäre wirkt auch noch wie eine Linse. Da die Luftschichten der Atmosphäre unterschiedlich dicht sind, wird das Licht kontinuierlich gebrochen. Dadurch erscheinen die Sterne, besonders die in Horizontnähe, nicht dort, wo sie eigentlich stehen. Allerdings ist der Effekt wirklich so klein, dass ein Amateur ihn meistens nicht beachten muss.

Auf Grund der Refraktion der Atmosphäre wird das Licht des roten Sterns so gebrochen, dass man ihn an der Position des gelben Sterns sieht.

Das Auge

Das Auge ist ein Wunderwerk der Evolution. Es handelt sich um einen Refraktor mit mehreren "Linsen", bei dem die Fokussierung durch eine Verbiegung dieser Linsen geschieht. Dieses kleine Teleskop ist sehr stabil aufgehängt, lässt sich aber doch sehr flexibel und dabei sehr genau bewegen. (Das konzentrierte Lesen dieser Buchstaben bedeutet, dass sich das Auge um nur wenige Bruchteile eines Grades bewegt.) Es hat eine Blendenautomatik, Autofokus, eine asphärische Linse, gewölbtes Bildfeld, eine chemische Bildverstärkung, Windschutz, Reinigungsanlagen,... alles in der Grundausstattung. Aber ganz zu schweigen von der hervorragenden Bildverarbeitung, die z.B. die wenigen Schwächen ausgleichen kann.

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

Bild zur Erklärung des blinden Flecks: Fixieren Sie das kleine Kreuzchen mit dem linken Auge, variieren Sie dann den Abstand zum Bildschirm solange, bis der Kreis verschwindet (ca. 30 cm). Das Bild des Kreises fällt dann genau auf den den Ausgang des Sehnervs. Dort kann das Auge nichts sehen. Das Gehirn versucht aber ständig, das Bild an dieser Stelle zu vervollständigen. So fällt uns normalerweise nicht auf, dass wir an dieser Stelle blind sind.

Die Öffnung eines Auges, d.h. der Radius der Pupille variiert mit dem Lichteinfall und dem Alter. Ein junger Mensch kann nach längerer Adaptation (Anpassung an die Dunkelheit) einen Pupillendurchmesser von 7 mm erreichen, ein älterer Mensch nur noch 4 bis 5 mm.

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. Am Rande der Netzhaut gibt es 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.

Es gibt aber auch Fehler, die das Gehirn nicht mehr korrigieren kann und bei denen man auf optische Hilfsmittel, wie Brille oder Kontaktlinsen, angewiesen ist. Die bekanntesten Fehler sind die Kurz- bzw. Weitsichtigkeit und der Zylinderfehler (Astigmatismus, s.u.). Die Fehlsichtigkeit macht beim astronomischen Beobachten keine Probleme, da man diese durch das Verstellen des Fokus am Teleskop ausgleichen kann. Man verwendet also das Teleskop als große Brille. Menschen mit Zylinderfehler sollten dagegen beim Beobachten die Brille anbehalten.

Das Teleskop

Nun aber zum Hauptbeobachtungsinstrument! In diesem Kapitel werden einige einfache Formeln auftauchen, mit dem man einige Eigenschaften des Teleskops bestimmen kann. Sie werden nicht hergeleitet, man braucht nicht zu verstehen, wie man auf die Formeln kommt, aber man sollte ihre Verwendung erlernen. Aber keine Angst, sie sind sehr einfach und werden ausreichend erklärt!

Die beiden wichtigsten Größen eines Teleskops sind der Durchmesser des Objektivs (Öffnung oder Apertur) und die Brennweite (Fokuslänge). Die Brennweite ist der Abstand zwischen Objektiv und dem Punkt, in dem die Lichtstrahlen eines Sternes in einem Punkt zusammenlaufen.

Darstellung des Strahlengangs innerhalb eines Refraktors. Die Brennweite des Objektivs ist hier mit f'ob, die des Okulars mit f'ok bezeichnet. Im Brennpunkt des Objektivs (F'ob) entsteht das Bild des beobachteten Objekts. Das Okular vergrößert dieses Bild wie eine Lupe. Das Okular sitzt hinter dem Brennpunkt des Objektivs, deswegen steht das Bild auf dem Kopf und ist seitenverkehrt. (Bild: Verlag Harri Deutsch, DeskTop, Stöcker: Physik, Hades)

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

Je größer die Öffnung, desto mehr Licht kann ein Objektiv ins Auge leiten und desto größer ist also das "Lichtsammelvermögen". Das Teleskop dient quasi als "Lichttrichter", so dass schwache Sterne heller erscheinen. Da die Fläche der Öffnung (pi*Durchmesser2/4) ausschlaggebend ist, sammelt ein doppelt so großes Teleskop viermal so viel Licht.

Dividiert man die Öffnung durch die Brennweite, bekommt man das sog. "Öffnungsverhältnis".

Öffnungsverhältnis = Öffnung / Brennweite

Diese Größe wird nie als Kommazahl angegeben, sondern als 1/... (ausgesprochen: "eins zu ...") mit einem ganzzahligen Nenner.

Beispiel: ein Teleskop mit einer Öffnung von 8 Zoll = 203 mm und einer Brennweite von 2 m hat ein Öffnungsverhältnis von 1/10. Die Fotografen kennen den Kehrwert (in unserem Beispiel "10") als "Blendenzahl" oder kurz als "Blende" eines Objektivs. In der amerikanischen Literatur wird das Öffnungsverhältnis als "f/..." angegeben (z.B. f/10, sprich "eff zu zehn"). Wie bei einem Fotoobjektiv nennt man Teleskope mit einem großen Öffnungsverhältnis "lichtstark".

Bitte geben Sie die Öffnung ein:
mm
Bitte geben Sie die Brennweite ein:
mm

Öffnungsverhältnis: 1/.

Die Vergrößerung eines Teleskops ist von dem verwendeten Okular abhängig und errechnet sich einfach aus dem Quotient zwischen den Brennweiten von Objektiv und Okular:

Vergrößerung = Objektivbrennweite / Okularbrennweite

Beispiel: Ein Teleskop mit einer Brennweite von 1000 mm besitzt bei einem 10 mm-Okular eine 100-fache, bei einem 5 mm-Okular 200-fache Vergrößerung. Man sieht leicht: je kleiner die Okularbrennweite, desto höher die Vergrößerung.

Bitte geben Sie die Objektivbrennweite ein:
mm
Bitte geben Sie die Okularbrennweite ein:
mm

Vergrößerung:-fach.

Es gelten einige Faustregeln, die die kleinste bzw. größte sinnvolle Vergrößerung, die man mit einem Teleskop erreichen kann, betreffen. Wenn man eine zu kleine Vergrößerung wählt, kann es sein, dass man z.B. in einem Reflektor den Sekundärspiegel sieht. Die höchste, noch sinnvolle Vergrößerung ergibt sich aus dem Auflösungsvermögen (s.u.) eines Teleskops. Über einer gewissen Grenze sieht man keine neuen Details mehr, sondern alles wird gleichmäßig vergrößert und erscheint nur aufgebläht. Als Faustregel kann man folgende Beziehungen wählen:

kleinste sinnvolle Vergrößerung = Öffnung (mm) / 7 (mm)
größte sinnvolle Vergrößerung = Öffnung (mm) * 2

Bei unserem 8-Zöller bekäme man als Grenzen etwa 30 bzw. 400-fache Vergrößerung.

Bitte geben Sie eine Öffnung ein:
mm
kleinste sinnvolle Vergrößerung:-fach
größte sinnvolle Vergrößerung:-fach

Die Aufgabe eines Teleskops ist es nicht nur, schwache Objekte heller zu machen, kleine Dinge größer erscheinen zu lassen, sondern auch 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 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 die einfache Faustregel: Je größer der Objektivdurchmesser, desto besser.

Simulierter Anblick von M13 mit einem Teleskop von 14 Zoll und etwa 8 Zoll Öffnung.

Die letzte, für den Anfänger 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 ab. Als Abschätzung des Wertes gilt einfach der Quotient der beiden Größen:

Gesichtsfeld (Grad) = Eigengesichtsfeld des Okulars (Grad) / Vergrößerung

Wenn ich also ein Plössel-Okular mit 52 Grad Gesichtsfeld habe und damit 100-fach vergrößern kann, sehe ich einen Himmelsausschnitt von 0.52 Grad, was z.B. bedeuten würde, dass der Mond bildfeldfüllend zu beobachten wäre.

Ein Blickfeld von etwa einem halben Grad ist nicht sehr viel. Es ist bei dieser Vergrößerung schon recht schwierig, etwas zu finden.

Um das wahre Gesichtsfeld genauer zu bestimmen, misst man die Zeit, die ein Stern bei abgeschalteter Nachführung braucht, um das Gesichtsfeld des Okulars zu durchqueren. Zusammen mit der Position des Sternes am Himmel kann man dann die gesuchte Größe bestimmen. Aber für die meisten Fälle reicht obige Abschätzung vollkommen aus.

Abbildungsfehler

Kein Teleskop ist perfekt, deswegen wurde schon mehrfach von Abbildungsfehlern gesprochen. Jedes Teleskop hat solche Abbildungsfehler, wobei sie sich mehr oder weniger gut verhindern oder später korrigieren lassen. Die Fehler werden üblicherweise durch weitere Linsen im Strahlengang vermindert. So besitzen viele Refraktoren im Objektiv nicht nur eine, sondern bis zu drei Linsen, um die sog. "chromatische Aberration" zu vermindern. Viele Cassegrains haben am Tubuseingang eine Korrekturplatte (Schmidt-Cassegrain-Teleskop).

Jeder Amateurastronom sollte die Fehler kennen, denn nur so kann er die Qualität der Optik bewerten.

Dass ein Objektiv, welches sphärisch geschliffen wurde, die Lichtstrahlen im Brennpunkt bündelt, stimmt nur für achsennahe Strahlen. Die Lichtstrahlen, die am Rande des Objektivs einfallen, werden etwas vor dem Brennpunkt fokussiert. Dies nennt man "sphärische Aberration". Bei der Beobachtung bemerkt man eine sphärische Aberration daran, dass alle Sterne am Rand unscharf erscheinen. Dabei ist es egal, ob es sich um ein Spiegel- oder ein Linsenteleskop handelt. Man kann den Fehler bei einem Refraktor verhindern, in dem man das Objektiv nicht kugelförmig, sondern "asphärisch", d.h. parabolisch schleift, so dass auch die achsenferne Strahlen den Brennpunkt treffen.

Ist das Objektiv sphärisch geschliffen, hilft nur noch eine starke Abblendung des Strahlengangs, so dass die achsenferne Strahlen nicht mehr in das Objektiv eintreten. Dies ist allerdings nur bei Fotoobjektiven sinnvoll, da man ja bei einem Teleskop jede Öffnung braucht.

Strahlengang innerhalb eines Refraktorobjektivs mit sphärischer Aberration. (Verlag Harri Deutsch, DeskTop, Stöcker: Physik, Hades)

Strahlengang eines (sehr kurzbrennweitigem) Parabolspiegels. Bei einem reellen Spiegel ist die Wölbung kaum zu bemerken. (Verlag Harri Deutsch, DeskTop, Stöcker: Physik, Hades)

Zusätzlich zur sphärischen Aberration besitzen Linsenteleskope die sog."chromatische Aberration". Diese hat ihren Ursprung in der Tatsache, dass die Brechkraft und damit die Brennweite einer Linse von der Wellenlänge abhängt. (Diese Eigenschaft nennt man "Dispersion". Sie wird bei der Zerlegung des Lichtes in seine Spektralfarben in einem Prisma genutzt.) Sterne, die in einem einfachen, einlinsigen Teleskop beobachtet werden, zeigen daher einen Farbsaum. Auch bei Brillen, die eine Sehschwäche von -5 Dioptrie oder mehr ausgleichen, zeigt sich dieser Effekt an hellen, weißen Objekten. Man kann diesen Fehler durch die Kombination mehrerer Linsen im Objektiv vermindern. Grundsätzlich wird pro Linse eine Farbe mehr korrigiert. Hat man also einen "Zweilinser" bestehend aus einer Sammel- und einer Zerstreuungslinse, so treffen z.B. die grünen und die blauen Lichtstrahlen in einem Brennpunkt zusammen. Man spricht in diesem Fall von einem "Achromat". Fast alle gängigen Refraktoren gehören zu diesem Typus. Bei drei Linsen wird auch noch der Brennpunkt einer dritten Farbe korrigiert, so dass man einen "Apochromat" besitzt. Dabei ist die mittlere Linse nicht aus Glas, sondern aus einem Fluorid-Kristall geschliffen. Dieses Material besitzt eine stärkere Brechkraft, so dass die Linse dünner und leichter ausgelegt werden kann. Die Herstellung ist allerdings sehr kompliziert, was den extremen Preisunterschied ausmacht.

Strahlengang innerhalb eines einlinsigem Objektivs mit chromatischer Aberration. (Verlag Harri Deutsch, DeskTop, Stöcker: Physik, Hades)

So sehen dann die Sterne aus.

Strahlengang durch einen Mehrlinser

Wenn das Objektiv nicht perfekt nach der theoretischen Krümmung geschliffen wurde, sondern eine Abweichung zeigt, kommt es oft zu dem sog. Astigmatismus oder Zylinderfehler. Schaut man sich bei einem solchen Objektiv zwei Durchschnitte an, so sieht man unterschiedliche Krümmungen. Dies hat zu folge, dass so ein Objektiv zwei unterschiedliche Brennlinien statt eines Brennpunkts aufweist. Dies kann auch auftreten, wenn das Objektiv unter Spannung in der Fassung steckt und die Krümmung verzerrt wird. Bei der Beobachtung mit leicht verstelltem Fokus äußert sich dies darin, dass die Sterne als kleine ovale Flecken auftreten Wenn man den Fokus über den Brennpunkt hinaus leicht verstellt, drehen sich diese Ovale um 90 Grad. Genau im Brennpunkt sind die Sterne als kleine runde Scheiben zu sehen, als sogenannte "Kreise kleinster Verwirrung".

Strahlengang bei einer Linse mit Astigmatismus. (Verlag Harri Deutsch, DeskTop, Stöcker: Physik, Hades)

Es gibt noch eine zweite Art von Astigmatismus, den "Astigmatismus schiefer Bündel". In kurzbrennweitigen Spiegelteleskopen kommt es oft vor, dass die Sterne am Rand wie kleine Kometen aussehen. Sie zeigen einen V-förmigen Schweif. Diesen Fehler nennt man daher oft "Koma". Dieser Fehler tritt auch bei asphärisch geschliffenen Spiegeln auf, hat also nur entfernt etwas mit der sphärischen Aberration zu tun. Auch hier handelt es sich um den Effekt, dass Lichtstrahlen, die schräg am Rand ins Objektiv treffen, nicht zu einem sauberen Punkt gebündelt werden. Eine Schmidtplatte im Strahlengang vermindert die Komabildung.

Bilder, die durch eine Linse bzw. einen Spiegel entstehen, liegen nicht schön in einer Ebene, sondern auf einer gekrümmten Fläche. Das Auge ist ja auch nicht rechteckig, sondern die Netzhaut ist auf einer Kugeloberfläche (Augenhintergrund) aufgebracht. Dies nennt man Bildfeldwölbung. Sie kann mal größer, mal weniger groß sein und hängt vom Öffnungsverhältnis ab. Teleskopoptiken können den Strahlengang allerdings so verbiegen, dass die Wölbung nicht störend ist. Das gilt auch für eine eventuell auftretende "Verzeichnung". Wenn ein Bild eine Verzeichnung aufweist, erscheinen parallele Linien am Rand des Bildes nicht mehr parallel, sondern entweder nach außen (Tonnenwölbung) oder nach innen (Kissenwölbung) verbogen. Dies kann man besonders an Weitwinkelobjektiven in der Fotografie sehen.

Zeichnung der Bildfeldwölbung. Je größer die Brennweite, um so geringer die Wölbung. (Verlag Harri Deutsch, DeskTop, Stöcker: Physik, Hades)

Etwas übertrieben Darstellung der Verzeichnungen

Wenn, wie bei einem Newton, ein zweiter Spiegel im Strahlengang hängt, bewirkt dies noch zwei Effekte. Einerseits geht ein Teil des Lichtes verloren, der Spiegel "schattet ab". Andererseits wird das Licht an den Spiegelkanten und an der Aufhängung des Spiegels (der sog. "Spinne") gebeugt. Dies führt zu den "dekorativen" kreuzförmigen Sternen bei Astrofotos, aber auch bei der visuellen Beobachtung verbessert dies natürlich nicht die Bildqualität.

Pferdekopfnebel mit typischen Beugungsfiguren und Bildfeldwölbung. Die Kreuze an dem hellsten Stern stammen von der Fangspiegelaufhängung, die Kreise von der Öffnung des Teleskops. Zum linken Rand hin werden die Sterne immer unschärfer, das Bildfeld ist gewölbt. Bei diesem Bild handelt es sich um eine Ausschnittsvergrößerung des linken Teils des gesamten Bildes, deswegen ist dieser Bildfehler nur auf der linken Seite zu sehen.

Innerhalb des Tubus sitzen noch einzelne Blendenringe, deren Aufgabe es ist, eventuell in das Rohr einfallendes Streulicht abzublenden. Es kann allerdings vorkommen, dass diese Blenden nicht an der richtigen Position sitzen oder eine zu kleine Öffnung haben. Dadurch wird das Blickfeld des Okulars nicht vollständig und gleichmäßig ausgeleuchtet. Dieser Effekt nennt man "Vignettierung". Dies kann auch auftreten, wenn der Durchmesser des Okularauszug oder die Öffnung der Fassung eines Okulars nicht groß genug ist.

Aufnahme eines offenen Sternhaufens. Zu den Kanten des Bildes findet man immer weniger schwache Sterne, also ein typischer Fall von Vignettierung.

Ob ein Teleskop die einzelnen Fehler zeigt, kann man nur selten vorhersagen. Es ist klar, dass ein Refraktor mit nur einer Linse chromatische Aberration zeigt und ein kurzbrennweitiger Newton sehr leicht komaanfällig ist. Viele Fehler sind durch weitere Optiken im Strahlengang auszugleichen, aber man muss dabei in Kauf nehmen, dass andere Fehler erst eintreten und der Lichtverlust durch zu viele Linsen zu groß wird.

Und wenn die Justierung der Optik nicht mehr in Ordnung ist, sieht das ganze so aus:

Am besten man testet die Optik bei einer guten Nacht. Nichts verrät die Abbildungsfehler besser als ein Sternenhimmel. Und gute Händler erlauben den Test eines Teleskops noch vor dem Kauf.

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