Teleskopsysteme

Refraktionsoptiken

Synonym: Linsenfernrohre

Drei große Nachteile: Chromatische Aberration – Gewicht-Qualität-Kosten – UV-Undurchlässigkeit.

Eine spezielle Eigenschaft der Refraktionsoptiken sind ihre chromatischen Fehler aufgrund der Wellenlängenabhängigkeit des Brechungsindex. Ein Objektiv, das für zwei Wellenlängen korrigiert ist, wurde erstmals von Joseph Fraunhofer berechnet und geschliffen. Dieser achromatische Objektivtyp, auch als Fraunhofer-Typ bekannt, besteht aus einer sammelnden Vorderlinse aus Kronglas und einer zerstreuenden Hinterlinse aus Flintglas mit geringem Luftabstand dazwischen. Das sekundäre Spektrum läßt sich durch geschickte Glaswahl vermindern. Diese etwas teueren Sondergläser führen zu den zweilinsigen Halbapochromaten. Durch Einsatz einer dritten Linse wird chromatische Korrektion für drei Wellenlängen erzielt. Dieser klassische Apochromat besitzt nicht nur nahezu ideale chromatische Korrektion, sondern ist auch frei von Koma und sphärischer Aberration.

Um die Baulänge des Refraktors zu verkürzen, werden verschiedentlich von Amateuren Planspiegel zur Faltung des Strahlengangs eingesetzt. Die Baulänge reduziert sich entsprechend auf ½ beziehungsweise 1/3 der Brennweite. Verständlicherweise geht die Güte der Planspiegel in die optische Abbildungsqualität des Teleskops ein. Sind diese nicht plan, so führen sie zu verstärktem Astigmatismus. Auch werden hohe Anforderungen an die Stabilität des Rohres und die Planspiegellagerung gestellt. Die Verwendung einer Linse aus Calciumfluorit (CaF2) macht bereits aus zweilinsigen Refraktoren Apochromate. Es entstehen extrem reflexarme apochromatische Objektive mit sehr hoher Lichtdurchlässigkeit.

Es finden auch heute noch Linsenobjektive Verwendung als Astrokameras.

Im allgemeinen bedürfen Refraktoren keiner Nachjustierung ihrer Optik, da die mehrlinsigen Objektive üblicherweise verstellsicher gefaßt sind. Lediglich die Ausrichtung der optischen Achse auf die zentrale Achse der Okularhalterung kann von Zeit zu Zeit überprüft werden. Es genügt ein Test am Stern. Die Beugungsringe bei Defokusierung sollen konzentrisch sein. Die maximale Größe der Refraktoren ist dadurch begrenzt, daß Linsen, die ja nur an ihrem Rand gefaßt werden können, sich unter ihrem eigenen Gewicht deformieren. Im Bereich großer Instrumente sind – abgesehen von den Restfehlern der chromatischen Aberration – vorallem aus diesen Gründen die Refraktoren den Spiegelteleskopen unterlegen. Die größten Reflektoren haben einen Objektivdurchmesser von etwa 1 m. Das Öffnungsverhältnis ist etwa 1:10 bis 1:20. Ihre weiteren Nachteile sind das kleine Gesichtsfeld und die sehr große Baulänge.

Astrographen

Eine spezielle Art der Refraktoren sind die Astrographen, die für die photographische Aufnahme eines größeren Sternfelds verwendet werden. Sie haben deswegen ein größeres Bildfeld, etwa 8°x8°. Um die Größe zu ermöglichen, müssen die Bildfehler, die bei größerer Neigung der Strahlenbündel auftreten (Koma, Bildfeldwölbung und Astigmatismus), weitgehend korrigiert sein. Das bedingt mehrlinsige Objektive, deren Öffnungsverhältnis in der Regel zwischen 1:4 und 1:7 liegt. Das Format der verwendeten Platten reicht bis etwa 30x30cm. Da er jedoch wegen der Restfehler seiner chromatischen Aberration auf eine relativ engen Spektralbereich, in dem die Abbildung scharf ist, begrenzt ist, wird er heute nur noch für spezielle Aufgaben eingesetzt (etwa in der Astrometrie). Der Schmidt-Spiegel hat mit seinen besseren Abbildungsqualitäten den Astrographen abgelöst. Ebenso wie Refraktoren werden aber Astrographen von Amateurastronomen verwendet.

Newton-Reflektor

Wie oben genannt können für Instrumente von 1 m Öffnung und darüber nur noch Hohlspiegel als abbildendes Element benutzt werden. Das Bild entsteht durch Zurückwerfen (Reflexion) des Lichts von einem konkaven Spiegel. Aus diesem zunächst einfachen optischen Prinzip ist im Laufe der Zeit eine ganze Anzahl von untereinander ziemlich verschiedenen Instrumententypen entwickelt worden. Die Vorteile von Spiegeln gegenüber Linsen liegen im Fehlen jeglicher Farbabweichung, da die Reflexionsrichtung unabhängig von der Farbe des Lichts ist. Außerdem wird auch kein UV-Licht absorbiert. Zum anderen wird bei Spiegeln nur eine Fläche optisch bearbeitet; die verwendete Spiegelfläche muß nur spannungs- und blasenfrei, nicht aber, wie bei Linsenobjektiven, auch noch schlierenfrei sein und gute Durchsicht haben.

Man verwendete anfangs Gläser (Pyrex) oder Quarz. Die reflektierende Oberfläche besteht aus einer nur etwa 100 bis 200 nm dicken, im Vakuum aufgedampften Schicht aus Aluminium. Materialien-DD: Silber – Aluminium (Vorteile – Nachteile).

Durch den neuen Werkstoff Glaskeramik (Zerodur, Cervit) können Spiegelscheiben mit einem nur minimalsten Ausdehnungskoeffizienten hergestellt werden. Die Flächengenauigkeit bei Spiegelflächen muß aber mindestens um den Faktor 4 größer sein als bei Linsen.

Das optische Prinzip der Spiegelteleskope ist einfach. Das von einer Lichtquelle kommende parallele Strahlenbündel trifft auf den Konkavspiegel und wird im Brennpunkt, der in der Mitte zwischen Spiegeloberfläche und dem Krümmungsmittelpunkt des Spiegels liegt, vereinigt. Er kann an dieser Stelle, also im Haupt- oder Primärfokus, entweder visuell oder mit einem anderen Strahlungsempfänger aufgenommen werden, denn es ist ebenso wie bei der Brechung durch Linsen ein umgekehrtes reeles Bild des Objekts. Da das Bild auf der gleichen Seite des Spiegels liegt wie das Objekt, treten bei der Konstruktion von Spiegelteleskopen gewisse technische Schwierigkeiten auf. Bei den größten Spiegelteleskopen ist der Primärfokus dem Beobachter in einer Fokuskabine im Teleskoprohr direkt zugänglich. Andere Fokalsysteme haben den Zweck, die Bildebene dem Strahlungsempfänger gut zugänglich zu machen bzw. auch die Brennweite des Hauptspiegels zu vergrößern. Es gibt mehrere Fokalsysteme, die je nach dem gewünschten Öffnungsverhältnis verwendet werden: Primärfokus (Newton-Fokus) – Cassegrain-Fokus – Seitlicher-Cassegrain-Fokus (Fokus nach Nasmyth) (Coude-Fokus).

Alle genannten Probleme der chromatischen Korrektion von Refraktionsoptiken treten bei reinen Spiegelsystemen naturgemäß nicht auf, da diese aufgrund des Reflexionsgesetzes wellenlängenunabhängig, das heißt achromatisch abbilden. Für dieses System gilt es einzig, die geometrischen Aberrationen (Seidel-Fehler) zu beseitigen oder auf ein akzeptables Maß zu reduzieren. Eine einfache Anordnung von Spiegeloptik stellt die Kombination eines konkaven Hauptspiegels mit einem kleinen Fangspiegel zur Strahlenauslenkung dar. Als einfachste Form des Hauptspiegels bietet sich eine konkave Kugeloberfläche an, die zwar leicht herzustellen ist, dafür aber einen schwerwiegenden Abbildungsfehler, die sphärische Aberration (Öffnungs- oder Kugelgestaltfehler), aufweist. Eine sphärisch geformte Oberfläche fokussiert das Licht nicht richtig, da Strahlen von den äußeren Bereichen des Spiegels in einem Fokus gesammelt werden, der vor dem Fokus der Strahlen aus dem inneren Bereich liegt. Durch diese Aberration entsteht ein verwaschenes Bild. Trotz dieses entscheidenden Nachteils läßt sich der Kugelspiegel zu astronomischer Beobachtung verwenden, indem man sein Öffnungsverhältnis genügend klein wählt. Will man die dadurch bedingten Nachteile geringer Lichtstärke und großer Baulänge nicht in Kauf nehmen,so lassen sich durch einen zweilinsigen Korrektor die sphärische Aberration und Koma bis zu einem Öffnungsverhältnis von 1:2 nahezu ganz beseitigen.

Eine andere Form der Korrektur des Öffnungsfehlers ist die Parabolisierung des Kugelspiegels. Hier macht man sich die Eigenschaft der Parabel zunutze, die achsenparalleles Licht, gleich welcher Öffnung, in einem Brennpunkt konzentriert. Durch einen um 45 Grad gegen die optische Achse geneigten Fangspiegel wird der Brennpunkt außerhalb der Teleskopöffnung verlegt. Diese Konstruktion geht auf Newton zurück und trägt daher seinen Namen. Nach Beseitigung des Öffnungsfehlers bleibt als hauptsächlicher Abbildungsfehler des Newtonteleskops die Koma bestehen. Sie führt zu einer kometenförmigen Verzerrung der Sternbildchen, die zum Bildfeldrand immer stärker zunimmt. Somit bestimmt die Koma die brauchbare Bildfeldgröße eines Parabolspiegels. Es gibt auch hier die Möglichkeit eines dreilinsigen Korrektors, der die Koma des Parabolspiegels bis zu einem Öffnungsverhältnis von 1:2,5 nahezu beseitigt.

Kugelspiegel: Sphärische Aberration JA – Koma NEIN

Parabolspiegel: Sphärische Aberration NEIN – Koma JA

Die Lage und Größe des Fangspiegels richtet sich nach Teleskopbrennweite und Öffnungszahl, sie kann zeichnerisch ermittelt werden. Die beiden Achsen des Planspiegels, der zur Verminderung der Abschattung meist ellipsenförmig gehalten ist, sind etwas größer zu wählen, um nicht nur die axialen Strahlen, sondern auch das gewünschte Bildfeld vignettierungsfrei aus dem Tubus herauszulenken. Zur Fixierung des Fangspiegels ist die vierblättrige Halterung einer dreiblättrigen vorzuziehen, da die Beugung des Lichts immer senkrecht zur störenden Kante erfolgt, wodurch bei der orthogonalen Halterung die Beugungsbilder je zweier Blätter aufeinanderfallen, währen die dreiblättrige Halterung zu sechs radialen Strahlen im Beugungsbild führt. Auch sollte der Spiegel hauptspiegelseitig nicht verschlossen sein, damit ein Wärmestau sich rasch abbauen kann. Dieses System wird heutzutage nur noch bei Amateurteleskopen verwendet.

Typische Öffnungsverhältnisse D/f im Primärfokus liegen zwischen 1:3 und 1:5 (1:10). Justierung (hier nicht behandelt)

Cassegrain-Teleskop

Die große Baulänge des Newtonreflektors von einer Teleskopbrennweite kann sich für manche Anwendung als nachteilig erweisen. Er ist wegen seiner Größe und seines Gewichts meist nicht mehr transportabel und erfordert bei größerer Windempfindlichkeit eine entsprechend stark ausgelegte Montierung. Durch das Einfügen eines konvexen anstelle eines planen Sekundärspiegels läßt sich bei gleicher Brennweite eine wesentlich verkürzte Tubuslänge bei gleichzeitig günstiger Brennpunktlage erzielen. Der gekrümmte Sekundärspiegel bildet den Primärfokus in den Teleskopbrennpunkt ab.

Die Strahlen treffen vor ihrer Vereinigung im Brennpunkt auf einem Konvexspiegel, der sich in der optischen Achse am Rohrende befindet. Dieser Nebenspiegel ist so geschliffen, daß die Strahlen erst zu einem Bild vereinigt werden, nachdem sie durch die Bohrung in der Mitte des Hauptspiegels getreten sind. Man erreicht dadurch eine Verlängerung der Brennweite des Hauptspiegels etwa um der Faktor 3.

Das Öffnungsverhältnis im Cassegrain-Fokus liegt zwischen 1:8 und 1:15 (1:20).

Die Teleskopbrennweite entspricht jetzt nicht mehr der Hauptspiegelbrennweite, sondern ergibt sich aus dem Abstand des Systembrennpunktes zum Schnittpunkt des schlanken Strahlenbündels mit den einfallenden Randstrahlen. Die Baulänge des Cassegrainteleskops beträgt dann weniger als 1/Vergrößerung (der Primärbrennweite) der Teleskopbrennweite. Das reine Cassegrain-System besteht aus einem parabolischen Hauptspiegel und dem konvex gekrümmten Sekundärspiegel. Will man die öffnungsfehlerfreie Abbildung des Hauptspiegels für den Cassegrain-Fokus erhalten, so muß der Sekundärspiegel eine Deformation erhalten, die die Konstanz des Lichtwegs für beide Spiegelfoki gewährleistet. Diese Bedingung führt zu einer Hyperbelform des Sekundärspiegls. Unter dieser Bedingung ist der Cassegrain-Fokus frei von sphärischer Aberration, behält jedoch die außeraxiale Koma des parabolischen Hauptspiegels, dessen Astigmatismus allerdings vergrößert ist. Durch das Einfügen des Sekundärspiegels tritt als zusätzliche Fehlerquelle die Dezentrierung auf. Ihre Toleranz ist stark öffnungszahlabhängig und liegt im Bereich von mm bis 1/10 mm.

Justierung (hier nicht behandelt)

Zusätzlich sei die Gregory-Bauweise erwähnt, die die Brennweitenverlängerung durch Einsetzen eines konkaven Sekundärspiegels hinter dem Primärfokus erzielt. Diese Position führt zu einer vergrößerten Baulänge gegenüber dem Cassegrain-System. Dies ist einer der Gründe, weshalb sich das Gregory- gegenüber dem Cassegrain-System nicht durchsetzen konnte und kaum Verwendung findet. Auch bei diesem System läßt sich die öffnungsfehlerfreie Abbildung des primären Parabolspiegels beibehalten, indem man den sekundären Hohlspiegel elliptisch gestaltet. Erhalten bleiben dabei ebenso wie beim Cassegrain-System Koma und Astigmatismus. Diese begrenzen das brauchbare Bildfeld.

Will man eine Durchbohrung des Hauptspiegels vermeiden, so kann (ähnlich wie beim Newton-Fokus) durch einen ebenen Fangspiegel der Cassegrain-Fokus seitlich neben das Rohr verlegt werden.

Dieser sogenannte Nasmyth-Fokus geht aus dem Cassegrain-Fokus durch Einsetzen eines tertiären Planspiegels vor der zentralen Bohrung des Hauptspiegels hervor. Dieser Tertiärspiegel leitet das Strahlenbündel vom Sekundärspiegel kommend in der Elevationsachse aus dem Tubus heraus. Die Fokuslage befindet sich dann seitlich des Teleskoptubus.

Eine weitere ausgezeichnete Fokuslage ist der Coude-Fokus. Liegt dieser tertiäre Fangspiegel im Schnittpunkt der Rektaszensions- und Deklinationsachse, so läßt sich die Strahlung durch die hohle Rektaszensionsachse zu einem festgestellten Strahlungsempfänger lenken. Hier findet man die kleinsten Öffnungsverhältnisse D/f von 1:30 bis 1:50. Dieser Fokus ist absolut ortsfest und liegt in der Stundenachse der Äquatorial-Montierung beziehungsweise Azimutachse der Alt-Azimut-Montierung. Der Strahlengang verläuft nach Reflexion am Cassegrain-Spiegel über mehrere Planspiegel, bis er in der Drehachse des Teleskops liegt. Dazu sind höchstreflektierende Spiegelbeläge notwendig, da sonst zu viel Licht auf dem langen Weg zum Strahlungsempfänger verloren geht.

Ritchey-Chretien-Systeme

Bei den bisher betrachteten Spiegelsystemen wird die sphärische Aberration durch Parabolisierung des Hauptspiegels beseitigt. Um diesen Korrektionszustand im Systembrennpunkt, dem transformierten Primärfokus, beizubehalten, muß der Sekundärspiegel entsprechend deformiert, das heißt asphärisiert werden. Es werden also die Brennpunkteigenschaften der Kegelschnitte ausgenutzt. Man kann Korrektion der sphärischen Aberration jedoch auch erzielen, indem man beide Spiegel aufeinander abgestimmt deformiert, statt jeden Spiegel einzeln für sich zu korrigieren. Durch die zweite Fläche, die durch Einfügen des Sekundärspiegels hinzukommt, ergibt sich ein weiterer Freiheitsgrad, der zur Korrektion von Abbildungsfehlern genutzt werden kann. Daraus ergibt sich gerade eine Kombination von asphärischen Spiegeln, bei der gleichzeitig sphärische Aberration und Koma behoben sind. Bei diesem System (erstmals von Ritchey und Chretien angegeben) werden beide Spiegel des Cassegrain-Systems noch stärker deformiert, so daß beide Spiegel Rotationshyperboloide darstellen. Naturgemäß weist der Hauptspiegel für sich allein genommen wieder sphärische Aberration auf, so daß bei Verwendung des Primärfokus der Einsatz eines speziellen Korrektors vonnöten ist. Der Systembrennpunkt dagegen ist frei von sphärischer Aberration und Koma. Der verbleibende Astigmatismus und die Bildfeldkrümmung sind dafür etwas stärker als beim vergleichbaren Cassegrain-System. Beide Abbildungsfehler begrenzen also die Größe des brauchbaren Bildfeldes. Es ergibt sich ein typischer Wert von etwa ½ Grad. Da das RC-System aus der Weiterentwicklung des Cassegrain-Systems hervorgeht, besitzt dieses aufgrund gleicher Spiegelanordnung die kurze Baulänge. Der gute Korrektionszustand des Ritchey-Chretien-Systems (farbfehler-, öffnungsfehler- und komafrei) unter Verwendung von nur zwei Spiegelflächen bei gleichzeitig geringer Baulänge führte dazu, daß viele der heute existierenden großen Teleskope als RC-Systeme ausgelegt sind.

Schiefspiegler

Das zuvor genannte RC-System wird im Amateurbereich aufgrund seines Schwierigkeitsgrades in der gezielten Herstellung zwei stark deformierter, asphärischer Flächen nur begrenzt zugänglich sein. Gänzlich anders ist die Situation bei den Schiefspieglern, die fast ausschließlich von den Amateuren eingesetzt werden. Sie dürfen als eine Weiterentwicklung des Newton-Reflektors betrachtet werden.

Die einfachste Variante eines Schiefspieglers stellt die Beobachtung mit konkavem Hauptspiegel und Okular an der Peripherie des oberen Tubusendes dar. Neben der großen Tubuslänge kommen die primären Abbildungsfehler verstärkt zum Tragen, da man ohne jegliche Korrektur nur außeraxial beobachtet.

Setzt man statt dessen einen Fangspiegel neben den Tubus und wirft das vom Hauptspiegel kommende Licht nochmals zurück, so erzielt man bei verkürzter Baulänge eine größere Brennweite, die über die erhöhte Öffnungszahl zu einer Abnahme der Abbildungsfehler führt. Zur weiteren Reduzierung der Abbildungsfehler kann der Sekundärspiegel deformiert oder eine geeignete Korrektionslinse eingesetzt werden.

Man kann die Korrektionslinse durch einen dritten Spiegel ersetzen und erhält dadurch den Tri-Schiefspiegler. Die Besonderheit dieses Instruments liegt darin, daß alle drei Spiegel sphärische Flächen besitzen und es von daher für den Selbstbau durch einen Amateur besonders interessant ist.

Schmidt-Kamera

Sog. katadioptrisches System.

Die Nachteile der Reflektoren, schon in geringem Abstand von der optischen Achse die störende Koma zu zeigen, vermeidet eine Spiegelanordnung, die der Optiker Bernhard Schmidt 1931 an der Hamburger Sternwarte erfand. Er ging von der Überlegung aus, daß ein sphärischer Spiegel, dessen Öffnungsblendenebene durch den Krümmungsmittelpunkt der Spiegelfläche geht, ein von Bildfehlern der Koma und des Astigmatismus freies Bild erzeugt; denn jede Einfallsrichtung durch den Krümmungsmittelpunkt ist dabei gleichberechtigt, es gibt keine ausgezeichnete Achse.

Die bisher besprochenen Teleskope besitzen trotz unterschiedlicher Versuche zur Hebung der Abbildungsfehler ein recht kleines brauchbares Bildfeld von weniger als 1 Grad Durchmesser und werden daher meist zur Beobachtung von Einzelobjekten eingesetzt. Das nachfolgend eingesetzte Teleskop dient einzig zur photographischen Aufnahme großflächiger Himmelsgebiete von mehreren Grad Durchmesser, kann aber durch Umbau eine andere Fokuslage erhalten und für andere Zwecke eingesetzt werden. Die geniale Idee von Schmidt bestand darin, die Asymetrie der bekannten optischen Systeme für geneigt einfallende Strahlenbündel (und die mit ihr verbundenen Abbildungsfehler) aufzuheben und die verbleibende sphärische Aberration durch eine Korrektionslinse zu beseitigen. Zur Aufhebung der Asymmetrie griff er auf einen sphärischen Spiegel zurück und verlegte die Eintrittspupille des Systems aus dem Spiegelscheitel in die Ebene durch den Krümmungsmittelpunkt des Kugelspiegels. Durch diese Maßnahme verliert die optische Achse ihre besondere Stellung. Achsparallel einfallende Strahlenbündel nehmen gegenüber geneigt einfallenden Bündeln, die ebenfalls symmetrisch zu ihrem Hauptstrahl bleiben, damit keine ausgezeichnete Stellung mehr ein, so daß die Asymmetriefehler Koma und Astigmatismus nicht auftreten können. Um die sphärische Aberration des Kugelspiegels zu beheben, setzte Schmidt eine Korrektionsplatte in die Eintrittspupille, die zwar immer noch die Abbildungsfehler einer Linse besitzen, doch bleiben diese unmerklich klein, da die Platte als nahezu brechkraftlos anzusehen ist. Diese Platte, auch Schmidt-Platte genannt, besitzt eine plane und eine asphärische Fläche. Die komplizierte asphärische Fläche gilt mit Höhenunterschieden von mehreren 10 m bereits als stark deformiert und wurde ebenfalls von Schmidt entwickelt.

Die Bildfläche selber ist keine Ebene, sondern eine zur Spiegelfläche konzentrische Kugelfläche, deren Krümmungsradius gleich der Brennweite und damit gleich dem halben Krümmungsradius des Kugelspiegels ist. Die Bildfeldkrümmung, deren Krümmungsradius der Teleskopbrennweite entspricht, bleibt als einziger Abbildungsfehler bestehen. Diese ist ihrem Betrag nach recht hoch, doch lassen sich dünne Photoplatten bei größeren Instrumenten durch einen entsprechenden Stempel durchbiegen und der Krümmung anpassen. Bei kleineren Schmidt-Kameras muß auf Filmaterial zurückgegriffen werden. Das Problem der starken Durchbiegung der Empfängerfläche läßt sich mit Hilfe einer Ebnungslinse umgehen. Die Ebnung des Bildfeldes wird durch eine einzelne plankonvexe Linse erreicht, deren Krümmungsradius der Teleskopbrennweite angepaßt sein muß. Diese Linse wird unmittelbar vor der Empfängerfläche angebracht.

Durch Verlegung der Eintrittspupille aus dem Scheitel in den Krümmungsmittelpunkt des Spiegels muß der Kugelspiegel gegenüber der Korrektionsplatte einen größeren Durchmesser aufweisen, da sonst Vignettierung für geneigt einfallende Strahlebündel auftritt. Der Betrag hängt von der Größe des Bildfeldes, das heißt vom Durchmesser der Photoplatte ab. Gewöhnlich beträgt der Durchmesser des Spiegels die 1,5fache Größe der Korrektionsplatte. Bei einem so dimensionierten Schmidt-Spiegel wird bei einem Öffnungsverhältnis von 1:2 noch ein 10°x10° großes Gesichtsfeld vignettierungsfrei abgebildet.

Durch ihre unerreichte Abbildungsgüte können Schmidt-Kameras als sehr lichtstarke Telskope (f/3 und darunter) konstruiert werden.

Als nachteilig zeigt sich beim Schmidt-System die große Baulänge von zweifacher Brennweite, die Bildfeldkrümmung (kompensierbar) und die schlecht zugängliche Fokuslage. Es existieren zahlreiche Modifikationen der Schmidt-Kamera, die diese Nachteile aufzuheben suchen, sich dafür aber geringere Abbildungsqualität einhandeln.

Schmidt-Cassegrain-Systeme

Sog. katadioptrisches System.

Um die Nachteile des reinen Schmidt-Systems, die große Baulänge und die schlecht zugängliche Fokuslage, zu beseitigen, wurde schon bald der Ausbau zu einem Schmidt-Cassegrain-System durch Einfügen eines Sekundärspiegels vorgeschlagen.

Eines dieser SC-Systeme, bei dem alle vier wesentlichen Abbildungsfehler (sphärische Aberration, Koma, Astigmatismus und Bildfeldkrümmung) behoben sind, erzielt diesen ausgezeichneten Korrektionszustand durch Deformation eines der beiden Spiegel, während die Kugelfläche des zweiten erhalten blieb. Neben Beseitigung der Bildfeldkrümmung konnte so die Baulänge auf das 1,4- bis 1,7fache der Systembrennweite verkürzt und die Fokalfläche in die Nähe des Hauptspiegelscheitels verlegt werden. Als nachteilig erweist sich hier, daß die Brennweitenverlängerung durch den Sekundärspiegel auf Werte unter 2 beschränkt bleibt, woraus eine relativ starke Mittelabschattung (15%) resultiert.

Schmidt-Cassegrain-Systeme extrem kurzer Baulänge (ca. ¼ Systembrennweite) werden für den Amateurbereich entwickelt. Diese Systeme, deren Öffnungsverhältnisse meist um f/10 betragen, bilden einen Kompromiß zwischen Abbildungsgüte, sehr kurzer Baulänge und gut zugänglicher Fokalfläche außerhalb des optischen Systems. Es findet sich ein sphärischer Hauptspiegel mit einseitig deformierter Korrektionsplatte, die innerhalb der Primärbrennweite liegend die Eintrittspupille des Systems festlegt. Der brennweitenverlängernde Sekundärspiegel ist zur weiteren Verringerung von Abbildungsfehlern zu einem Rotationsellipsoid deformiert. Den bei weitem größten Beitrag zu den Abbildungsfehlern liefert die sehr starke Bildfeldkrümmung. Ist diese durch Krümmung der Empfängerfläche kompensiert, so bleiben die restlichen Abbildungsfehler weitgehend innerhalb des Beugungsscheibchens und somit unbemerkt.

Es gibt auch Schmidt-Cassegrain-Systeme mit ebenem Bildfeld. Gibt man die Bedingung eines ebenen Bildfeldes auf, so erhält man eine Vielzahl von möglichen Schmidt-Cassegrain-Systemen, die aplanatisch oder anastigmatisch abbilden. Justierung (hier nicht behandelt)

Maksutow-Systeme

Da die Herstellung der asphärischen Korrektionsplatte der Schmidt-Kamera recht schwierig ist, wurde bereits früher versucht, diese durch dioptrische Glieder mit sphärischen Flächen zu ersetzen. Das optische Prinzip beruht auf Verwendung eines einfachen Meniskus, der die sphärische Unterkorrektion des Kugelspiegels durch seine Überkorrektion kompensiert. Der Meniskus ist konzentrisch zum Krümmungsmittelpunkt des Kugelspiegels angeordnet, so daß er näher an diesen heranrückt, wodurch sich die Baulänge deutlich verkürzt. Bringt man in der Ebene durch den gemeinsamen Krümmungsmittelpunkt eine Blende (Eintrittspupille) an, hat man ein streng konzentrisches System ohne jede ausgezeichnete Achse, so daß das Bildfeld symmetrisch aufgebaut wird. Dieses befindet sich ebenfalls innerhalb des Systems auf einer Kugelfläche. Trotz der großen Übereinstimmung ist die Abbildungsqualität der Maksutow-Kamera geringfügig schlechter als die der Schmidt-Kamera.

Die Maksutow-Kamera kann ähnlich wie die Schmidt-Kamera zu einem Cassegrain-System mit verbessertem Korrektionszustand umgebaut werden (mit den bekannten Vorteilen kurzer Baulänge und außerhalb des Systems liegender Fokalfläche).

Der einfachste Weg, den konvexen Sekundärspiegel in das System einzuführen, ist die Belegung der Meniskusrückseite mit einer reflektierenden Schicht entsprechenden Durchmessers. Vorzüge sind Vermeidung der Lichtbeugung am Haltekreuz sowie Temperaturempfindlichkeit des beidseitig geschlossenen Tubus. Der Korrektionszustand ist, selbst bei f/15, nicht außergewöhnlich gut, sodaß eine Trennung des Sekundärspiegels von der Meniskenrückseite anzuraten ist. Die daraus entstehende Freiheit in der Wahl der Krümmung und der Position des Sekundärspiegels kann wiederum zur Abbildungskorrektur genutzt werden, so daß Maksutow-Cassegrain-Systeme mit sehr guten Abbildungseigenschaften bis zu Öffnungsverhältnissen von f/7,5 möglich sind.

Sonnenbeobachtungsinstrumente

Bei der Sonnenbeobachtung besteht das Problem nicht in der Schwäche des Lichtstroms, wie sie die Stellarastronomie kennzeichnet, sondern das Gegenteil ist der Fall, daß die vom Instrument gesammelte Strahlung für den Empfänger zu intensiv ist und zu unerwünschter Aufheizung von Instrumententeilen führt. Refraktoren werden bevorzugt (beidseitig geschlossener Tubus, keine Erhitzung des Sekundärspiegels, kein Streulicht am Haltekreuz).

Die Abschwächung der intensiven Sonnenstrahlung kann auf verschiedene Weise geschehen: Abblendung — Auflösungsverlust

Objektivfilter — teuer, planparallele Glasplatten mit teildurchlässiger Reflexionsschicht

Okularfilter — klein, billig, EXTREM GEFÄHRLICH – daher obsolet!!!

Sonnenokulare (sog. Helioskope) — Brechung-Reflexion-Polarisation

Protuberanzenfernrohr — Optik des Koronographen, Kegelblende, Spezialfilter (z.B. H Alpha)

Protuberanzenansatz auf Refraktor — Prinzip wie oben

Protuberanzenokular — Kellner-Okular mit Kegelblende und Blenden und H Alpha-Filter

Spektrohelioskop — Prinzip des Spektroheliographen