Rechts: Eines der vier 8m Teleskope (das Kuyen) des VLT (Bau 1995-2000).
Mit einem Hauptspiegel von 8m Durchmesser ist die Handhabung nur
ordentlich möglich mit einer Altitude-Azimuth-Montierung.
( Weitwinkelfoto, ESO)
K.S. de Boer,   AIfA (Abt. Sternwarte), Universität Bonn

Ohne Teleskope und Detektoren
wäre die Astronomie nicht in der Lage gewesen,
das Universum und die darin enthaltenen Objekte zu verstehen.
Worin liegt die Bedeutung der Teleskope und der Detektoren?
Was bringen sie? Wie funktionieren sie?

### Teleskope: Lichtsammler

1. Ein Teleskop sammelt Licht.
Ohne Teleskop würde die Netzhaut unseres
Auges nur die kleine Menge an Licht sehen, die direkt durch die
Pupillenöffnung (etwa 4 mm) einfallen kann. Teleskope werden daher immer
nach dem Durchmesser der Sammelöffnung (plus Name des Aufstellungsortes)
benannt (siehe Benennungen).

Je größer das Teleskop um so besser.
Aber es sind auch weitere Bedingungen zu erfüllen.
Die Optik muss eine gute Qualität haben und
die Konstruktion muss ausreichend stabil sein sowie eine dementsprechend
genaue Nachführung haben.

2. Ein Teleskop liefert eine vergrößerte Abbildung.
Die Vergrößerung
(Abbildungsmaßstab) dient insbesondere dazu, die vielen schwachen
Quellen voneinander getrennt sehen zu können,
z.B. um Galaxien und Kugelsternhaufen auflösen zu können.

Es gibt aber 2 Gründe, weshalb die Stärke der Vergrößerung
nie extrem groß ist.

-o-
Je stärker die Vergrößerung ist, um so weniger Himmel wird auf
eine Einheitsfläche in der Fokalebene abgebildet
(beim Entwurf der Optik eines Teleskops kommt es auf die Ziele der Forschung
mit dem jeweiligen Teleskop an).

-o-
Die Luftunruhe in der Erdatmosphäre führt zur
"Verschmierung" (auf englisch: "seeing") der Sternbilder.
Beim Entwurf eines Teleskops eine viel bessere
Auflösung/Vergrößerung als diese zu erreichen,
erschien nie sinnvoll.
Allerdings ermöglichen Hilfstechniken es heute (siehe
Instrumente und Methoden; Astronomie im Visuellen;
in "Physik des Monats")
die Effekte der Luftunruhe bis zu einen Faktor 10 zu reduzieren,
was entsprechend gesteigerte Anforderungen gegenüber
herkömmlichen Bauweisen zur Folge hat.

3. Ein Teleskop führt nach.
Mit einem Motor (in alten Zeiten mit einer Uhr) kann das Teleskop
kontinuierlich so bewegt werden,
dass damit die Bewegung des Himmels (die Erdrotation!) kompensiert wird.
Das Teleskop wird nachgeführt.

Eine mechanische Nachführung erlaubt es,
Langzeitbeobachtungen von Himmelsobjekten zu machen, ohne fortlaufend
die Ausrichtung des Teleskops von Hand anpassen zu müssen.
Dies ist unabdingbar für Langzeitbelichtungen.

### Teleskope: Linsen oder Spiegel?

Die ersten "Fernrohre" waren lange Tuben
(siehe Bild unten)
mit Linsen, Objektiv und Okular.
Um mehr Licht zu sammeln, wurden größere Linsen gebaut.
Es gibt dann drei Nachteile.

-o-
Linsen haben wegen der Brechung der Lichtstrahlen Farbfehler.
Die Lage des Fokus hängt von der Wellenläge ab so dass Objekte
farblich unscharf abgebildet werden.

-o-
Es stellte sich heraus, dass Glas plastisch ist,
die Linse verformte sich mit der Zeit unter dem eigenen Gewicht.
Daher gibt es keine Linsenteleskope mit großer Öffnung.

-o-
Um eine bessere Vergrößerung zu erreichen,
wurde der Tubus länger,
was wiederum zum Durchbiegen des Tubus
(also zu Abbildungsfehlern) führte.
Der längste Refraktor ist am Yerkes Observatory
mit 40 inch (1.02m) Öffnung und 19.2m Baulänge.

Spiegelteleskope können sehr große Hauptspiegel haben, da der
Hauptspiegel (Primärspiegel) sehr einfach gestützt werden kann.


Durch die Spiegelung des Lichtbündels am Sekundärspiegel
und mit der Fokalebene "hinter" dem Hauptspiegel
in einem Cassegrain-System kann es zu einer kompakten Bauweise kommen.
Sie ist darüber hinaus mechanisch sehr stabil.
Daher werden fast nur noch Cassegrain-Teleskope gebaut!

Bei starker Krümmung des Hauptspiegels ist ein Spiegelteleskop
relativ kurz, bei geringer Krümmung muss der Tubus lang bleiben.
Die Krümmung des Haupt- und Sekundärspiegels und deren Entfernung
werden nach der geometrischen Optik berechnet, um
die gewünschte Vergrößerung und Fokallänge zu erreichen.
Die Baulänge (Abstand Hauptspiegel zu Sekundärspiegel) ist
etwa die Hälfte der Fokallänge
(der Lichtstrahl ist eben "gefaltet").

Heute werden für die professionelle Astronomie fast ausschliesslich
Spiegelteleskope gebaut. Deren Fokalebene ist aber nicht ganz flach.

### Teleskope: Montierung

-o- Teleskope mit "parallaktischer" Montierung,
also mit einer auf den Himmelspol gerichteten Hauptachse,
lassen sich leicht nachführen,
da eben nur eine Achse gedreht werden muss.

-o-
Große und schwere Teleskope werden meist im Azimuth-Altitude-System
gebaut; dies ist dann mechanisch stabiler. Bei einer derartigen
Montierung dreht sich das Himmelsfeld im Laufe der Belichtung über die
Fokalebene (den Detektor).
Abhilfe wird geschaffen, in dem man während der Messungen den Detektor
gegenüber dem Teleskop-Flansch (gegen)dreht.

### Beispiele: Spiegelteleskope



Die Größe des Hauptspiegels bestimmt die Größe
der "Wanne", in der der Spiegel liegt.
Damit wird auch die Skala dieser Bilder gegeben.

Links: Das 1m-Teleskop am Obs. Hoher List (aus 1960).
Im Vergleich zu Linsenteleskopen ist die kompakte Bauweise sofort ersichtlich.
Alles "unter" dem Hauptspiegel gehört zum Bereich
Zusatzinstrumente.
Hier sind eine weitere abbildende Optik und ganz unten der gekühlte
CCD Detektor anmontiert.

Mitte: Das 3.5m Teleskop des Calar Alto Observatoriums.
Die Größe und die
"Parrallaktische-(Polachs-)Montierung"
erfordert eine kräftige Träger- und Bewegungsstruktur
( Großes Bild.)

Rechts: Eines der vier 8m Teleskope (das Kuyen) des VLT (Bau 1995-2000).
Mit einem Hauptspiegel von 8m Durchmesser ist die Handhabung nur
ordentlich möglich mit einer Altitude-Azimuth-Montierung.
( Weitwinkelfoto, ESO)

Ein erstes "Großteleskop"

Das 1.80m Teleskop (das Speculum) des Lord Rosse
bei Birr Castle in Irland, so, wie es um 1845 im Bau war
(nach einem Gemälde).
Hier entstand das erste "Großteleskop".
Lord Rosse konnte mit dem Teleskop feststellen,
dass einige der diffusen Flecken am Himmel (Galaxien) Spiralstruktur zeigen.
Das fertige 90cm Teleskop ist auch zu sehen.

Das Teleskop hatte einen Metallspiegel als Lichtsammler,
und die Auswirkung deren Abbildungsfehler
wurde mit Hilfe einer großen Fokallänge unterdrückt.

Etwa 15 Jahre später entwickelte Foucault in Paris das erste Teleskop
mit einem silberbeschichteten Glasspiegel.
Diese Glasspiegel waren viel genauer geformt als Metallspiegel und
lieferten eine hervorragende Abbildungsqualität.

Beispiele: Linsenteleskope

Links: Das Linsenteleskop mit einer Linsenöffnung
von 7.7 cm und einer Tubuslänge von 78 cm,
das Argelander zur Herstellung der "Bonner Durchmusterung" (BD)
zwischen 1845 und 1855 verwendete.
Es ist jetzt im Deutschen Museum Zweigstelle Bonn augstellt.

Rechts: Der "Doppelrefraktor" des
Observatorium Hoher List (Baujahr des Teleskops ist 1899).
Zwei zusammengebaute Rohre mit Linsenöffnungen von 36 und 30 cm und
einer Tubuslänge von 5.4 m sind auf einer 4.4 m hohen Säule montiert.
Er ist aus zwei Gründen doppelt: Fotografische Platten sind eher
empfindlich für blaues Licht und die Linsen sind dementsprechend
geformt, das Auge ist eher empfindlich für gelbes Licht und das zweite
Rohr (mit Okularkonstruktion) ist genau dafür ausgelegt
(sowohl für visuelle Beobachtungen als für die
manuelle Nachführung bei einer fotografischen Aufnahme).
Die beiden Rohre zusammengebaut liefern eine gute mechanische Stabilität.

Beispiele: Namensgebung

-o-
Das 1m-Teleskop des Observatorium Hoher List (der Sternwarte der Uni Bonn),
das 3.6m auf La Silla, das 2.2m auf dem Calar Alto.

-o- Spezielle Teleskope haben Eigennamen: das NTT, das VLT, das Keck Teleskop.

-o- Bei Radioteleskopen wird die Größe oft nicht erwähnt,
da es meistens an jedem Aufstellungsort nur ein Radioteleskop gibt:
der 25m-Spiegel in Dwingeloo, das SEST,
das Radioteleskop Effelsberg (mit 100m Durchmesser).

-o-
Teleskope in Satelliten werden nur nach dem Satelliten benannt.

-o-
Oft wird das Zusatz-/Beobachtungsinstrument mit erwähnt:

BUSCA am 2.2m Calar Alto,

FORS am VLT,
WFPC2 und GHRS des HST.

### Detektoren für optische Teleskope

Ohne Detektoren wäre die Astronomie nicht in der Lage gewesen,
das Universum und die darin enthaltenen Objekte zu verstehen.

1. Ein Detektor erlaubt es, eine Langzeitbelichtung durchzuführen.
Das Auge (die Netzhaut) hat eine Reaktionszeit von etwa 1/20 Sekunde,
astronomische Belichtungen können je nach Umständen sogar
über eine Nachtlänge hinausgehen.

Bei langen Belichtungszeiten gibt es zwei Einschränkungen: Ein Detektor
hat Eigenrauschen (was man so gering wie möglich zu halten versucht,
z.B. bei elektronischen Detektoren mit Kühlung),
und der Himmelshintergrund liefert auch Signale.

Die Fokalebene ist, bei den meisten Teleskopen, nicht eben. Zu große
Detektoren bilden daher nicht über die ganze Fläche scharf ab.
Hier gilt es zu optimieren (die Kombination von Teleskop und Detektor).
Des weiteren ist die abbildende Optik generell nicht für alle
Wellenlängenbereiche gleichzeitig optimal
(siehe z.B. die Lösung dieses Problems beim
Doppelrefraktor; zum Bild).

2. Detektoren können für andere Wellenlängen
als die, die das Auge registriert, empfindlich sein.
Die einfachsten Beispiele findet man beim Hubble Space Telescope,
das sowohl UV-empfindliche als auch IR-empfindliche Detektoren hat.
Für weitere Informationen siehe den Text über
astronomische Instrumente in anderen Wellenlängenbereichen.

3. Die heutigen Detektoren sind meist CCDs.
Elektronische Detektoren
wie ein "Charge Coupled Device" (CCD) haben,
neben der Möglichkeit langer Belichtungszeiten, den großen Vorteil, dass
die Daten sofort im Rechner gespeichert und verarbeitet werden können.
Mit wenigen Ausnahmen sind die Detektoren fast immer CCDs
(wie in Digitalkameras).
Sie sind oft großflächig (BUSCA hat 4096x4096 Bildelemente)
oder werden aus mehreren kleineren CCDs zu einem Mosaik zusammengebaut
(wie z.B. das WFI und demnächst das VST).

### Wie weit kann man mit einem Teleskop sehen?

Diese Frage "Wie weit sieht man mit dem Teleskop?"
erfordert eine ähnliche Antwort wie die Frage
"wie weit sehen wir mit unseren Augen?".

Sie sehen das Haus dort, und wenn Sie auf einer Anhöhe stehen und es ist
klar, auch den Hügel in 50 km Entfernung.
Sie sehen Flugzeuge in 10 km Höhe und
Sie sehen auch den Mond und die Sonne.
Und den nächsten Stern in etwa 1 pc Entfernung
(1 parsec entspricht etwa 3 Lichtjahren).
Die leuchtkräftigsten Sterne sehen Sie bis zu 5 kpc (kiloparsec) oder bis
1/6 der Durchmesser unserer Galaxis. Auch können Sie am Südhimmel die
Magellanschen Wolken sehen, zwei Begleitgalaxien zu der unsrigen,
in 50 kpc Entfernung. Alles nur mit den blossen Augen.
Aber eine leuchtende Glühbirne auf dem Neumond würden Sie nicht
sehen. Es ist alles eine Frage der von den Objekten abgestrahlten
Lichtmenge (Eigenlicht oder auch reflektiert).

Mit einem Teleskop sieht man viel mehr.
Mit einem 8-m-Teleskop, im Vergleich zur blossen Pupille von 4 mm,
und mit einer Belichtungszeit von 8 Stunden
(statt die 1/20 Sekunde des Auges)
und mit der Quantenausbeute eines CCDs von 80% (das Auge erreicht nur etwa 1%)
gibt es einen Steigerungsfaktor von

(8000/4)2 x (8x3600/(1/20)) x (80/1)
= (4x106) x (0.57x106) x 80
= etwa 100 x 1012
für die Signalmenge.
Da die Intensität des Lichtes mit dem Quadrat der Entfernung abnimmt,
entspricht dies für die Entfernung einen Faktor 107. Man
sieht mit dem 8-m-Teleskop und mit 8 Stunden Belichtungszeit
etwa 100 Billionen mal so schwache Objekte,
oder 10 Millionen mal so "weit" wie mit dem blossen Auge.
Alles immer abhängig davon, ob der Detektor genug Licht empfängt
um zu einem erkennbaren Signal zu kommen.

Bei allen kleineren Teleskopen ist der Faktor dementsprechend kleiner.

Bei der Anwendung einer derartigen Berechnung ist zu beachten, dass über
sehr große Entfernungen dicht beisammen stehende Objekte
an der Himmelsphäre
übereinander projiziert werden, so dass man sie unter
Umständen nicht mehr gut getrennt erkennt.
Auch kann das Licht durch interstellare Extinktion abgeschwächt werden.
Deswegen ist in der Realität der oben berechnete Entfernungsfaktor kleiner.

Verwendete und noch nicht erklärte Akronyme:

ESO = European Southern Observatory (Hauptsitz in Garching bei München);

              Observatorien in Chile
auf den Bergen "La Silla" und "Paranal"

VLT = Very Large Telescope (ESO; Paranal)

FORS = FOcal Reducer/low dispersion Spectrograph (am VLT)

VST = VLT Survey Telescope

NTT = New Technology Telescope (ESO: La Silla)

SEST = Swedish-ESO Sub-mm Telescope (auf La Silla)

WFI = Wide Field Imager (am ESO 2.2m, La Silla)

BUSCA = Bonn University Simultaneous CAmera (war am 2.2m Teleskop auf dem Calar Alto)

HST = Hubble Space Telescope (NASA/ESA)

GHRS = Goddard High Resolution Spectrograph (im HST)

WFPC2 = Wide Field Planetary Camera 2 (im HST)

`www.astro.uni-bonn.de/~deboer/teleskope/teleskope.html`

2003.07.07   Seitdem kleine Ausbesserungen; letzte Fassung 2017.11.27