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Teleskop 20 Wörter, 180 Zeichen
?Teleskop (griech., »Fernschauer«),
s. v. w. Fernrohr, besonders katoptrisches;
s. Fernrohr.
?Fernrohr (Fernglas, Teleskop), Vorrichtung, durch welche man entfernte Gegenstände unter größerm Sehwinkel als mit freiem
Auge und darum gleichsam naher gerückt sieht. Das Keplersche oder astronomische Fernrohr (Himmelsfernrohr) besteht aus zwei
gewölbten (konvexen) Linsen (s. d.), einer größern (Fig. 1 o o) von längerer Brennweite, welche am vordern Ende eines Rohrs von
entsprechender Länge eingeschraubt ist, und einer kleinern (v v) von kürzerer Brennweite, welche in eine engere Röhre gefaßt ist,
die sich in einer am hintern Ende jenes Rohrs angebrachten Hülse verschieben läßt.
Die erstere Linse, welche dem zu betrachtenden Gegenstand (Objekt) zugewendet wird und darum Objektiv heißt, entwirft in der
Nähe ihres Brennpunktes von einem weit entfernten Gegenstand AB ein umgekehrtes Bildchen a b, indem sie die von einem Punkt A
des Gegenstandes ausgehenden Lichtstrahlen in dem entsprechenden Bildpunkt a vereinigt; durch die zweite Linse, welche man
Okular (Augenglas) nennt, wird dieses Bild, weil dasselbe innerhalb der Brennweite liegt, wie durch ein Vergrößerungsglas (Lupe)
betrachtet und in a'b' vergrößert gesehen.
Der Umstand, daß alle Gegenstände verkehrt gesehen werden, thut der Anwendung des Keplerschen Fernrohrs zu
Beobachtungen am Himmel, beim Feldmessen etc. offenbar keinen Eintrag. Seine Brauchbarkeit für diese Zwecke wird wesentlich
erhöht durch das Fadenkreuz. In der Okularröhre nämlich, an der Stelle, wo das Bild b a sich befinden muß, um deutlich gesehen zu
werden, sind zu einander senkrecht zwei feine Spinnenfäden ausgespannt, welche sich genau auf der Achse des Fernrohrs kreuzen.
Erscheint das Bild eines entfernten Punktes, z. B. eines Sterns, am Kreuzungspunkt der Fäden, so ist die Achse des Fernrohrs
genau auf jenen Punkt gerichtet, und ihre Stellung gibt die vom Auge nach dem Punkt gezogene Visierlinie an. Das Keplersche
Fernrohr ist daher als Visierrohr an allen Winkelmeßinstrumenten angebracht. Während die umgekehrte Lage der Bilder bei
Himmelsbeobachtungen und beim Visieren gleichgültig ist, wirkt sie dagegen störend, wenn es sich bloß um das Betrachten
entfernter irdischer Gegenstände handelt.
Diesem Übelstand wird abgeholfen, indem man das lupenähnlich wirkende astronomische Okular mit dem »terrestrischen«
Okular, einem schwach vergrößernden, aus vier in eine Röhre gefaßten Konvexlinsen zusammengesetzten Mikroskop (s. d.),
vertauscht, welches das verkehrte Bild nochmals umkehrt; so erhält man das terrestrische oder Erdfernrohr. Ein terrestrisches
Fernrohr von mittlerer Größe nennt man auch wohl Tubus, ein kleines Perspektiv. Aufrecht sieht man die Gegenstände auch durch
das Galileische oder holländische Fernrohr. Hier kommt das Bild b a (Fig. 2), welches die gewölbte Objektivlinse o o von dem
Gegenstand A B zu entwerfen trachtet, gar nicht zu stande; denn die nach jenem Bild zusammenlaufenden Strahlen treffen auf ihrem
Weg dahin die als Okular dienende Hohllinse v v, welche sie derart auseinander lenkt, daß sie von dem aufrechten Bild a' b'
herzukommen scheinen.
In der Figur 2 ist dieser Gang der Lichtstrahlen für den Punkt A des Gegenstandes deutlich zur Anschauung gebracht. Auch hier
muß, wie bei dem Keplerschen Fernrohr, die Brennweite der Okularlinse geringer sein als diejenige des Objektivs. Da die beiden
Gläser etwa um den Unterschied ihrer Brennweiten voneinander entfernt sind, so zeichnet sich das Galileische Fernrohr vor dem
Keplerschen, wo Objektiv und Okular um die Summe ihrer Brennweiten voneinander abstehen, durch seine geringe Länge aus und
eignet sich daher vorzüglich zu schwach vergrößernden Taschenfernrohren, welche als Operngucker (mit zwei- bis dreimaliger
Vergrößerung) und als Feldstecher (20-30fache Vergrößerung) allgemein bekannt sind.
Die Figur 3 zeigt die Einrichtung eines gewöhnlichen Theaterperspektivs; in ein Rohr, welches an seinem erweiterten Ende die
Objektivlinse o o trägt, ist anderseits eine Hülse b b geschraubt, in welcher das Rohr c mit der Okularlinse a a verschoben werden
kann. Je näher der betrachtete Gegenstand dem Beschauer ist, desto weiter muß man das Okularrohr herausziehen, um ein
deutliches Bild zu erhalten. Diese nur aus Glaslinsen zusammengesetzten Fernrohre nennt man dioptrische Fernrohre oder
Refraktoren, wobei man den letztern Namen mit Vorliebe auf große astronomische Instrumente dieser Art anwendet. Wegen des
durchaus ähnlichen Verhaltens der konvexen Linsen einerseits und der Hohlspiegel anderseits lassen sich auch Fernrohre herstellen,
^[Abb.: Fig. 1. Wirkung des astronomischen Fernrohrs.
Fig. 2. Wirkung des Galileischen Fernrohrs.
? Fig. 3. Theaterperspektiv.]
in welchen ein Hohlspiegel die Rolle der Objektivlinse übernimmt; man nennt sie Spiegelteleskope, katoptrische Fernrohre oder
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Reflektoren.
Aus Figur 4 ist die Einrichtung des Newtonschen Spiegelfernrohrs ersichtlich. Der in den Boden eines entsprechend weiten, vorn
offenen Rohrs eingesetzte Hohlspiegel ss würde die von einem entfernten Gegenstand kommenden Lichtstrahlen zu einem
verkehrten Bildchen bei a sammeln; ehe jedoch ihre Vereinigung daselbst stattfindet, werden sie durch einen unter 45° zur Achse des
Rohrs geneigten ebenen Spiegel p zur Seite geworfen, so daß das Bildchen nach b zu liegen kommt, wo es durch eine gewölbte
Okularlinse wie durch eine Lupe betrachtet werden kann.
Die Zurückwerfung des Bildchens nach seitwärts ist deswegen notwendig, weil, wenn man das Bildchen a unmittelbar von vorn
zu betrachten versuchte, der Kopf des Beobachters dem Spiegel ss das Licht entziehen würde. Bei den Riesenteleskopen von
Herschel und Lord Rosse, deren Spiegel 1-2 m Durchmesser hatten, war ein solches zweites Spiegelchen und somit auch der von
ihm herbeigeführte Lichtverlust durch einen einfachen Kunstgriff vermieden. Der Hohlspiegel (ss, Fig. 5) ist nämlich gegen die Achse
des Rohrs ein wenig geneigt, so daß das Bildchen nahe an den Rand des Spiegels zu liegen kommt und daselbst durch eine
Okularlinse o betrachtet werden kann.
Dabei tritt freilich der Kopf des Beobachters teilweise vor die Öffnung des Rohrs, was aber bei dem großen Durchmesser des
Spiegels von geringem Belang ist. Herschel nannte sein Instrument Front view telescop, d. h. Vornschaufernrohr. Bei Benutzung des
Newtonschen Spiegelfernrohrs hat der Beobachter den betrachteten Gegenstand zur Seite, bei einem Vornschaufernrohr wendet er
ihm gar den Rücken zu. Sowohl dieser Umstand, welcher das unmittelbare Anvisieren ausschließt, als auch die umgekehrte Lage der
Bilder machen diese Instrumente für die Betrachtung irdischer Gegenstände unbequem. Bei dem Gregoryschen Spiegelfernrohr (Fig.
6) sind diese Übelstände vermieden.
Der Hohlspiegel ss ist nämlich in der Mitte kreisförmig durchbohrt und die Okularlinse in einer Röhre hinter dieser Öffnung
angebracht. Das umgekehrte Sammelbildchen eines entfernten Gegenstandes entsteht bei a, etwas außerhalb der Brennweite eines
kleinen Hohlspiegels v; dieser entwirft in b ein nochmals umgekehrtes, also in Beziehung auf den Gegenstand aufrechtes Bild,
welches nun durch das als Vergrößerungsglas wirkende Okular betrachtet wird; die scharfe Einstellung wird durch Verschiebung des
Spiegelchens v mittels der Stange mn bewirkt.
Das Cassegrainsche Spiegelteleskop unterscheidet sich von dem Gregoryschen nur durch den kleinen Spiegel, welcher nicht
konkav, sondern konvex und so gestellt ist, daß die Strahlen von dem Objektivspiegel auf ihn fallen, ehe sie zu einem Bild vereinigt
werden. Das Brachyteleskop von J. Forster und K. Fritsch besteht aus denselben Teilen wie das Cassegrainsche, nur befindet sich
der große Spiegel seitwärts vom Okularrohr in geneigter Stellung, wodurch das schwere Rohr, in welches bei den andern
Spiegelteleskopen dieser Spiegel gefaßt ist, wegfällt und das Instrument handlicher wird.
Nur bei Herstellung ganz großer Instrumete ^[richtig: Instrumente] bieten die Spiegelteleskope gegenüber den dioptrischen
Fernrohren wesentliche Vorteile. Die kleinern Spiegelteleskope waren namentlich früher, als man Objektivlinsen von der
wünschenswerten Vollkommenheit noch nicht herzustellen verstand, allgemeiner verbreitet als jetzt. Die Objektivlinse eines Fernrohrs
muß nämlich, um scharfe Bilder zu liefern, von den Fehlern der sphärischen (s. Linse) und der chromatischen Aberration (s.
Achromatismus) möglichst frei sein, von welchen der letztere, indem er die Bilder durch farbige Ränder undeutlich macht, besonders
störend wirkt.
Eine einfache Objektivlinse, wie sie oben angenommen wurde, ist aber von Farbenabweichung niemals frei; als Objektiv eines
dioptrischen Fernrohrs muß vielmehr eine aus einer konvexen Crownglaslinse und einer konkaven Flintglaslinse zusammengesetzte
achromatische Linse (s. Achromatismus) genommen werden. Linsen, welche von beiden Aberrationen möglichst frei sind, und mit
solchen Linsen ausgerüstete Fernrohre nennt man aplanatisch. Ein Spiegel dagegen ist schon von vornherein von dem Fehler der
chromatischen Aberration frei, da die Spiegelung keine Farbenzerstreuung herbeiführt.
Darin liegt der Grund, warum man vor der Erfindung der achromatischen Linsen durch Dollond (1758) und deren Verbesserung
durch Fraunhofer die an sich schon achromatischen Spiegelteleskope vorzog. Da dieselben jedoch bei gleicher Öffnung viel
lichtschwächer sind als die achromatischen Linsenfernrohre, so können sie heutzutage die Konkurrenz mit diesen nicht mehr
bestehen, obgleich auch sie in neuerer Zeit durch Anwendung von auf der Vorderfläche chemisch versilberten Glasspiegeln statt der
leicht rostenden Metallspiegel wesentlich verbessert worden sind.
Eine besondere Art der achromatischen Fernrohre sind diejenigen, bei denen der Achromatismus nicht durch eine Flintglaslinse,
sondern durch eine hohle, mit Schwefelkohlenstoff, Kassien-, Sassafras- oder Terpentinöl gefüllte Linse hervorgebracht wird.
Größere Zukunft als diese haben die dialytischen Fernrohre, bei denen die Flintglaslinse etwa in halber Brennweite von der
Crownglaslinse sich befindet und jene deshalb weit kleiner zu sein braucht als diese. Das Fernrohr wird dadurch beträchtlich kürzer
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und übertrifft doch an Deutlich^[Abb.: Fig. 4. Newtons Spiegelteleskop.]
^[Abb.: Fig. 5. Herschels Spiegelteleskop.]
? ^[Abb.: Fig. 6. Gregorys Spiegelteleskop.]
keit und Lichtstärke die gewöhnlichen Achromate bedeutend.
Auch das Okular des astronomischen Fernrohrs ist in Wirklichkeit nicht so einfach, wie oben angenommen wurde, sondern
besteht aus zwei in gewissem Abstand hintereinander in eine Röhre gefaßten Linsen. Beim Campanischen Okular (s. Mikroskop) sind
dieselben so disponiert, daß das reelle Bild zwischen ihnen entsteht; das Ramsdensche Okular dagegen ist im wesentlichen eine aus
zwei Linsen zusammengesetzte Lupe, mit welcher das vom Objektiv entworfene reelle Bild betrachtet wird; während bei jenem das
Fadenkreuz zwischen die beiden Okularlinsen zu stehen kommt, muß es bei diesem außerhalb gegen das Objektiv hin angebracht
werden.
Unter Vergrößerung eines Fernrohrs versteht man die Zahl, welche angibt, unter wievielmal größerm Sehwinkel ein Gegenstand
durch das Fernrohr als mit bloßem Auge gesehen wird. Der Sehwinkel beim Sehen mit bloßem Auge aber ist gleich dem Winkel AcB
(Fig. 1), unter welchem der Gegenstand AB vom Mittelpunkt c des Objektivs aus gesehen würde, oder gleich dem Winkel acb, unter
welchem sein reelles Bild von demselben Punkt aus erscheint; der Sehwinkel dagegen, unter welchem man den Gegenstand durch
das Fernrohr erblickt, ist amb; dieser aber ist sovielmal größer als jener, als die Entfernung des Punktes c vom Bild ab diejenige des
Punktes m von demselben übertrifft.
Da aber jene Entfernung der Brennweite des Objektivs, diese ungefähr der Brennweite des Okulars gleichkommt, so findet man
die Vergrößerung, wenn man die Brennweite des Objektivs durch die Brennweite des Okulars dividiert. Experimentell findet man die
Vergrößerung eines Fernrohrs, indem man einen in einiger Entfernung aufgestellten Maßstab mit dem einen Auge direkt, mit dem
andern Auge durch das Fernrohr betrachtet; man sieht alsdann unmittelbar, wieviel Abteilungen des mit bloßem Auge gesehenen
Maßstabes auf eine durch das Fernrohr vergrößert gesehene Abteilung gehen. Zur genauern Messung der Vergrößerung dienen das
Auxometer, Ramsdens optisches Dynamometer und Rochons Mikrometer.
Das Gesichtsfeld eines astronomischen Fernrohrs ist begrenzt durch den Mantel des Kegels, dessen Spitze die Mitte des
Objektivs und dessen Basis das Okular ist. Das Gesichtsfeld des Galileischen Fernrohrs wird durch die Mantelfläche des Kegels
begrenzt, dessen Basis die Pupille des Auges und dessen Spitze die Mitte des Objektivs ist; es ist daher sehr klein. Großes
Gesichtsfeld und bedeutende Lichtstärke lassen sich beim Fernrohr nur auf Kosten der Vergrößerung erzielen.
Man beurteilt die Größe des Gesichtsfeldes nach der Zeit, welche ein bestimmter Stern braucht, um den Durchmesser desselben
zu durchlaufen, oder man vergleicht das Feld mit dem scheinbaren Durchmesser der Sonne oder des Mondes. Die Deutlichkeit des
Fernrohrs prüft man durch Beobachtung der Planetenränder, der Streifen des Saturn und des Jupiter, der Doppelsterne, entfernter
Druckschriften etc. Die Bilder müssen scharf begrenzt und farblos hervortreten. Zur Prüfung der Lichtstärke sucht man im Dunkeln
nach entfernten Gegenständen, welche mit bloßem Auge nicht mehr wahrgenommen werden.
Bei mächtiger Lichtstärke des Fernrohrs erblickt man mit demselben Fixsterne, die dem bloßen Auge unsichtbar bleiben.
Raumdurchdringende Kraft ist das Vermögen eines Teleskops, Himmelskörper aus Tiefen des Raums sichtbar zu machen, bis wohin
der gewöhnliche Blick nicht dringt. Die raumdurchdringenden Kräfte zweier Fernrohre verhalten sich wie die Quadratwurzeln aus
ihren Lichtstärken. Die Vergrößerung hat keinen Einfluß auf die raumdurchdringende Kraft, doch äußert ein Teleskop diese nur dann
vollständig, wenn die Vergrößerung mindestens gleich dem Quotienten aus dem Durchmesser der freien Öffnung des Spiegels oder
Objektivs und dem Durchmesser der Pupille ist. Setzt man die raumdurchdringende Kraft des Auges = 1, so betrug dieselbe bei
Herschels 40füßigem Teleskop 191,69. Über die astronomischen Fernrohre vgl. auch Astronomische Instrumente.
[Geschichtliches.] Über die Erfindung des Fernrohrs herrscht noch einige Unsicherheit. Zwei Optiker, Zacharias Jansen und
Hans Lippersheim, welche zu Anfang des 17. Jahrh. in Middelburg in Holland lebten, haben, wie ihre Nachkommen, lange um die
Priorität gestritten, und erst neuere Forschungen haben für Lippersheim entschieden, der aber vielleicht nur den Anregungen des
Mathematikers Adrian Metius gefolgt war. Jedenfalls legte Lippersheim 2. Okt. 1608 den Generalstaaten ein Fernrohr vor und lieferte
bald darauf auch ein für die Benutzung beider Augen geeignetes Binokularfernrohr. Die Erfindung wurde sehr schnell in weitern
Kreisen bekannt. Schon im April 1609 verkaufte man Fernrohre in Paris, und als im Mai Galilei in Padua von der Erfindung hörte,
gelang es ihm alsbald, ein Instrument zu konstruieren, welches dasselbe leistete wie das holländische, und mit welchem er gleich in
der ersten Nacht (7. Jan. 1610) drei Jupitermonde entdeckte.
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Der Erfinder des astronomischen Fernrohrs ist Kepler (1611), welcher zwar ein derartiges Instrument nicht selbst ausführte, aber
die Konstruktion desselben in seiner »Dioptrik« veröffentlichte. Das erste derartige Instrument lieferte wahrscheinlich Scheiner um
1613, und 1645 erfand der Kapuziner de Rheita das terrestrische oder Erdfernrohr, welches statt eines einzigen Okularglases
gewöhnlich deren vier enthält und die Gegenstände aufrecht zeigt. Die ersten größern Fernrohre konstruierte Huygens.
Die Brennweiten seiner Objektive betrugen 12-34 Fuß, und die angewandten Vergrößerungen gingen bis etwa 100mal. Campani
lieferte etwas später Fernrohre von 17 Fuß Länge mit 150maliger Vergrößerung, und Auzouts Objektiv mit einer Brennweite von 300
Fuß vergrößerte 600mal. Diese kolossalen Brennweiten bereiteten sehr große Schwierigkeiten, da es unmöglich war, so lange Rohre
zu konstruieren und zu benutzen; überdies hinderte die Farbenzerstreuung die deutliche Beobachtung.
Zucchius empfahl deshalb 1616 die Anwendung von Hohlspiegeln, und Newton konstruierte 1671 das erste Spiegelteleskop.
Diese Instrumente wurden namentlich von Engländern (Gregory, Short, Ramage) zu großer Vollkommenheit gebracht, und Herschel,
Rosse und Lassel konstruierten Teleskope von riesiger Größe. Rosses Instrument ist 16,61 m lang, hat 1,8 m Durchmesser, der
Spiegel wiegt 3809, das Rohr 6604 kg, und die lineare Vergrößerung kann bis auf 6000 gesteigert werden, so daß der Mond in eine
Distanz von 15 Meilen gebracht wird.
? Die Teleskope liefern sehr reine und scharfe Bilder, besitzen große Lichtstärke und zeigen keine Farbenzerstreuung. Dagegen
sind sie unbehilflicher als Fernrohre, das Arbeiten geht beträchtlich langsamer von statten, sie erlauben keine Beobachtungen weit
außerhalb des Meridians, sie sind zu den Fundamentalbestimmungen der Astronomie ganz unbrauchbar und haben wegen der
Empfindlichkeit des Spiegels, der nur sehr schwer oder gar nicht ersetzt werden kann, nur geringe Dauer. Gegen die Mitte des 18.
Jahrh. gab Euler die Mittel
zur Erzielung eines achromatischen Fernrohrs an, und 1757 konstruierte Dollond das erste derartige Instrument. Wesentlich
vervollkommt wurde das achromatische Fernrohr durch Fraunhofer um 1820, welcher bald Objektive und Refraktoren in einer
Vollendung und optischen Kraft darstellte, wie sie bis dahin nie gesehen worden waren. Das dialytische Fernrohr erfand Simon Plößl
(1794-1868) in Wien. Vgl. Servus, Geschichte des Fernrohrs (Berl. 1885);
Wolf, Geschichte der Astronomie (Münch. 1877).
Ende Fernrohr
Quelle: Meyers Konversations-Lexikon, 1888; Autorenkollektiv, Verlag des Bibliographischen Instituts, Leipzig und Wien, Vierte
Auflage, 1885-1892;6. Band, Seite 150 im Internet seit 2005; Text geprüft am 18.7.2006; publiziert von Peter Hug; Abruf am 6.6.2017
mit URL:
Weiter: http://peter-hug.ch/06_0151?Typ=PDF
Ende eLexikon.
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