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2025-04-03T07:21:52Z

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{{Galerie
|Name=verschiedene Teleskoptypen
|Datei:Spiegelteleskop.jpg |Einfaches optisches [[Spiegelteleskop]] nach [[Newton-Teleskop|Newton-Bauart]] mit [[Sucherfernrohr|Sucher]]
|Datei:Aachen Refraktor.JPG |[[Fernrohr|Linsenteleskop]] der [[Sternwarte Aachen]]
|Datei:LBT-Gebaeude.jpg |Das [[Large Binocular Telescope]]
}}

Ein '''optisches Teleskop''' ist ein [[Optik|optisches]] Gerät, mit dem man weit entfernte Gegenstände vergrößert betrachten beziehungsweise mit hoher [[Auflösung (Physik)|Auflösung]] untersuchen kann. Nach ihrem Aufbau unterscheidet man zwischen dem [[Fernrohr]] (Linsenteleskop oder Refraktor) und dem [[Spiegelteleskop]] (Reflektor).

Optische Teleskope werden vor allem zum Beobachten im Gelände ([[Fernglas|Feldstecher]], [[Aussichtsfernrohr]]) und von [[Astronomie|astronomischen Objekten]] verwendet. Bei Sonnenbeobachtungen muss hierbei ein ''geeigneter'' [[Sonnenfilter]] verwendet werden. Es gibt aber auch andere Einsatzgebiete. Beispiele hierfür sind die Erforschung der [[Erdatmosphäre]] mit [[LIDAR]]-Teleskopen, Kontroll- und Zielfernrohre ([[Diopter]]), [[Theodolit]]e und die [[Satellitengeodäsie]].

Das [[Objektiv (Optik)|Objektiv]] oder das Spiegelsystem eines optischen Teleskops erzeugt in seiner Bildebene ein [[reelles Bild]]. Dieses Bild kann auf zwei Weisen sichtbar gemacht werden:

* direkt in der Bildebene (Objektiv-Brennweite)
*:Im einfachsten Fall durch Einbringen einer Mattscheibe als Projektionsfläche. In der [[Astrofotografie]] bringt man einen [[Film (Foto)|Film]], eine [[Fotoplatte]] aus Glas oder einen Bildsensor in die Bildebene, die genau wie in einer [[Kamera]] belichtet werden.
* durch ein [[Okular]]
*: Hier wird das Bild für das menschliche Auge aufbereitet, so dass eine direkte Beobachtung möglich wird. Außerdem lässt sich durch einen Wechsel der [[Brennweite]] des Okulars die Vergrößerung des anvisierten Objekts ändern.

Wegen ihrer großen Brennweite und ihres Gewichtes werden Teleskope (ausgenommen kleinere Ferngläser) von [[Montierung]]en gehalten und bewegt. Deren Stabilität und [[Steuerungstechnik|Steuerungsmöglichkeiten]] sind – besonders bei [[Sternwarte]]n – für die Leistung der [[Fernrohr]]e wesentlich.

Optische Teleskope für wissenschaftliche Zwecke sind heute fast ausschließlich [[Spiegelteleskop]]e. Die gegenwärtig größten haben [[Hauptspiegel]] mit 10 m Durchmesser ([[Keck-Observatorium|Keck-Teleskope]] I und II auf Hawaii, zusammengesetzte, fragmentierte Spiegel), bzw. 8,2 m Durchmesser (Very Large Telescope [[Very Large Telescope|VLT]], in Chile, betrieben durch die [[Europäische Südsternwarte]], insgesamt vier Einzelteleskope die zusammengeschaltet werden können, mit Hauptspiegeln aus je einem Glaskeramikblock).

Das [[Hubble-Weltraumteleskop]] ist ein Beispiel für ein großes optisches Teleskop auf einer [[Satellitenorbit|Erdumlaufbahn]]. Da man aber inzwischen gelernt hat, auch auf der Erdoberfläche das [[Auflösungsvermögen]] sehr großer Teleskope zu nutzen ([[Interferometrie]] und [[adaptive Optik]]), sollen bei zukünftigen Projekten für Weltraumteleskope vor allem [[Spektralbereich]]e erforscht werden, für die die [[Erdatmosphäre]] undurchlässig ist: ([[UV]], [[Infrarotstrahlung]], [[Röntgenstrahlung]]). Diese gehören dann streng genommen nicht mehr zu den optischen Teleskopen, ähneln diesen aber, bis auf Röntgenteleskope, in vieler Hinsicht.

== Geschichte der optischen Teleskope ==
Die ersten Teleskope waren [[Fernrohr]]e mit [[Linse (Optik)|Linsen]]. Als erstes Teleskop gilt das [[Galilei-Fernrohr]], 1608 erfunden und ab 1610 von [[Galileo Galilei]] weiterentwickelt. Die schärferen [[Kepler-Fernrohr]]e wurden einige Jahre später konzipiert, [[Lichtstärke (Fotografie)|lichtstärkere]] und [[Achromat|farbreine]] Objektive aber erst ab 1770.

Als um 1900 die Linsenfernrohre mit den bis 20 Meter langen [[Riesenteleskop]]en an ihre Grenzen stießen, ging die Entwicklung auf die kompakteren [[Spiegelfernrohr]]e über, die heute 8 bis 10 Meter Durchmesser erreichen. Ihre Prototypen – das [[Cassegrain-Teleskop|Cassegrain-]] und [[Newton-Teleskop]] – entstanden aber schon um 1670. Die modernen [[Weltraumteleskop]]e beobachten auch im [[UV]] und [[Infrarot]], während am Boden die [[Radioteleskop]]e zu großen und flächendeckenden Antennensystemen ausgebaut werden.

=== Vom Galilei- und Kepler-Fernrohr zum Achromaten ===
{{Siehe auch|Technik in der Renaissance}}
Als erstes Teleskop gilt das Galilei-Fernrohr. Es wird auch ''holländisches Fernrohr'' genannt. Es wurde vom holländischen Brillenmacher [[Hans Lipperhey]] um 1608 erfunden und in der Folgezeit von Galileo Galilei weiterentwickelt.

Nach [[Pierre Borel (Mediziner)|Pierre Borel]] sollen jedoch [[Zacharias Janssen]] und dessen Vater die wahren Erfinder sein (1610) und Hans Lipperhey erst ein Teleskop gebaut haben, nachdem er von Janssens Erfindung gehört hatte.<ref>Petro Borello: [https://books.google.de/books?id=NT8PAAAAQAAJ&pg=PP2&hl=de ''De vero Telescopii Inventore, cum brevi omnium conspiciliorum historia'']. Hague 1655.</ref>

Ein schärferes Bild und größeres Gesichtsfeld hatte das [[Kepler-Fernrohr]] (''astronomisches Fernrohr''), das 1611 von [[Johannes Kepler]] konzipiert und 1613 vom Jesuiten [[Christoph Scheiner]] verwirklicht wurde. Um die [[chromatische Aberration]] zu verringern, verwendete man zunächst sehr langbrennweitige [[Fernrohrobjektiv|Objektive]]. Kompaktere und lichtstärkere Teleskope erhielt man erst, als um 1750 die [[Achromat]]e erfunden wurden. Dennoch dauerte es noch einige Jahrzehnte, bis [[Josef Fraunhofer]] um 1825 Objektive mit Öffnungen über 30 cm herstellen konnte. In der Zwischenzeit setzte man für lichtschwache Himmelsobjekte wie [[Nebelfleck]]e oder [[Galaxie]]n die etwas lichtstärkeren Spiegelteleskope ein, deren [[Metallspiegel]] jedoch sehr schwer waren und eine höhere [[Spiegelschleifen|Schliffgenauigkeit]] erforderten.

=== Erste Spiegelteleskope ===
Die ersten dieser [[Spiegelteleskop]]e waren in den 1630er-Jahren konzipiert worden, hatten aber wegen des gekippten [[Hauptspiegel]]s große [[Abbildungsfehler]]. Wesentlich verbessert wurden sie erst 1663 durch [[James Gregory (Mathematiker)|James Gregory]] und 1672 durch [[Laurent Cassegrain]] und [[Isaac Newton]]. Diese noch heute verwendeten Bauarten des [[Cassegrain-Teleskop|Cassegrain-]] und [[Newton-Teleskop]]s wurden zu Prototypen der um 1900 einsetzenden Weiterentwicklung.
[[Datei:BirrCastle 72in.jpg|mini|Der ''[[Leviathan (Teleskop)|Leviathan]]'' um 1860. Der Beobachter steht auf einer bis zu 18 m hohen Brücke.]]
Größenmäßig gipfelte sie bereits 1845 mit [[Lord Rosse]]s 16 Meter langem ''[[Leviathan (Teleskop)|Leviathan]]'', dessen 1,83 Meter großer Metallspiegel allein 3,8 Tonnen wog. Mit diesem – freilich schwer zu handhabendem – Instrument konnte der begüterte [[Hobbyastronom]] erstmals die [[Spiralarm|Spiralstruktur]] einiger Galaxien erkennen, was ihm damals aber kein Fachastronom glaubte.

Als Fraunhofers Nachfolgern bessere [[Glas]]sorten und [[Glasguss|Gussmethoden]] zur Verfügung standen, wurden in den 1870er-Jahren immer größere [[Linsenteleskop]]e gebaut. Den Anfang setzte die [[Sternwarte Nizza]] mit einem 26-Zoll-Objektiv (65 cm), mit dem erstmals Schiaparellis [[Marskanäle]] von anderen Astronomen bestätigt wurden. 1877 folgte die [[Universitätssternwarte Wien]] mit dem [[Howard Grubb|Grubb]]'schen 68-cm-Refraktor, den [[St. Petersburg]] wenig später um 5 cm übertraf. Während aber in den Folgejahren noch größere Objektive die Trennschärfe weiter steigerten, wurde zu Gunsten der Lichtstärke auch der Glasguss für 1-Meter-Spiegel entwickelt.

=== Astrophysik und Großteleskope ===
Mit dem Aufkommen der [[Astrophysik]] konzipierte man sogenannte [[Doppelrefraktor]]en, die [[visuell]]-spektrografisches und [[Astrofotografie|fotografisches]] Beobachten kombinieren konnten. In Paris und [[Astrophysikalisches Observatorium Potsdam|Potsdam]] wurden 1893/99 solche Refraktoren mit 80/60 cm Apertur errichtet und der Höhenflug der [[Spektroskopie]] begann. Doch als in den USA die [[Lick-Sternwarte|Lick-]] und [[Yerkes-Sternwarte]] sogar Teleskope mit Objektiven von 91 und 102 cm installierten, war man an die optisch-mechanischen Grenzen gestoßen: Die [[Linsendurchbiegung]] machte weitere Steigerungen von Lichtstärke und Auflösung zunichte, und die Montierungen dieser dutzend Tonnen schweren Ungetüme waren extrem aufwendig, da Linsen im Gegensatz zu Spiegeln nur am Rand gefasst werden können.

Daher ging die Weiterentwicklung wieder auf die [[Spiegelteleskop]]e über, für die man seit etwa 1900 geeignete Verfahren für den [[Glasguss]] entwickelt hatte. Den größten Fortschritt brachte das 2,5-Meter-[[Hooker-Teleskop]] auf dem [[Mount Wilson (Kalifornien)|Mount Wilson]], mit dem erstmals der Rand des [[Andromedanebel]]s in einzelne Sterne aufgelöst werden konnte und die Spektroskopie auch sehr ferner Objekte gelang. Es erhielt eine stabile [[Rahmenmontierung]], ebenso wie 1947 das 5-Meter-Teleskop von [[Mount Palomar]]. Dieses blieb 30 Jahre das weltweit größte Teleskop. Der 1975 für das russische [[Selentschuk-Observatorium|Selentschuk]] gegossene 6-Meter-Spiegel war der letzte seiner Art – er zeigte bereits deutliche [[Durchbiegung]]en – und so ging man bei den Großteleskopen der 1980er-Jahre auf [[Spiegelsegment|segmentierte]] Spiegel über. Die meisten dieser modernen Instrumente sind nach dem um 1970 entwickelten [[Ritchey-Chretien]]-System konzipiert.
[[Datei:Salt mirror.jpg|mini|Segmentierter Hauptspiegel des [[Southern African Large Telescope]]]]

Heute (Anfang 21. Jhdt.) gibt es bereits mehrere Spiegelteleskope der 8- bis 10-Meter-Klasse, deren [[aktive Optik]] die Spiegelform stabilisiert. Dabei wird auch die Verformung wegen der veränderlichen Teleskopneigung korrigiert. Zusätzlich verringert die neu entwickelte [[adaptive Optik]] den Einfluss der [[Luftunruhe]]. Für etwa 2025 plant die ESO das 39-Meter-„[[European Extremely Large Telescope]]“ (E-ELT), das neunmal lichtstärker als die heutigen 10-Meter-Spiegel sein wird.

== Grundsätzliche Wirkungsweise ==
Ein Teleskop nimmt über seine [[Apertur|Öffnung]] [[Strahlenbündel]] [[elektromagnetische Welle|elektromagnetischer Wellen]] auf und formt sie mit Hilfe von [[Spiegel]]n und [[Linse (Optik)|Linse]]n um.

Bei der fotografischen Verwendung führt es von einem Punkt eines Objekts ausgehende Wellen in der Bildebene zusammen, bei der visuellen Nutzung verlässt ein verändertes Strahlenbündel das Teleskop in einer Form, dass es mit dem Auge wahrgenommen werden kann.

=== Fotografische Verwendung ===
Handelsübliche Kleinbild- oder Mittelformatkameras oder auch elektronische Sensoren können an ein Teleskop angesetzt werden, um das reelle Bild des Teleskopobjektivs aufzufangen. Bei großen Teleskopen befinden sich an dieser Stelle verschiedene Zusatzgeräte wie Spektrografen, Fotometer oder Kameras.

Großteleskope nutzen den Fokus des Hauptspiegels (den Primärfokus) für direkte Beobachtungen. Dafür befindet sich bei einigen Teleskopen dort eine Primärfokuskabine. Vor Einführung elektronischer Detektoren hielt sich dort während des gesamten Beobachtungsprogramms ein Astronom auf, heute wird nur das Instrument dort montiert und vom Kontrollraum aus gesteuert. Andere Großteleskope leiten das Primärbild von der Hauptoptik über einen [[Coudé-Strahlengang]] oder über optische Glasfasern in einen eigenen Auswertungsraum. Dies ermöglicht den Einsatz von großen Analysegeräten, deren Gewicht sonst die Konstruktion der beweglichen Montage der Hauptoptik erschweren würden.

Bei der Verwendung als Objektiv für einen Bildsensor wird angestrebt, das gesamte durch die Öffnung einfallende Licht, das von einem Punkt des Objekts ausgeht, in einen Bildpunkt abzubilden.

Aufgrund von [[Beugung (Physik)|Beugung]]serscheinungen ist die Perfektion der Abbildung begrenzt: das Licht, das von einem Punkt des Objekts ausgeht wird in das [[Beugungsbild]] der [[Aperturblende]] abgebildet. Bei kreis[[Krümmung|rund]]en Öffnungen hat es die Gestalt eines [[Airy-Scheibchen]]s, dessen Größe <math>d</math> vom Öffnungsverhältnis des Teleskops, das ist das Verhältnis von seiner Brennweite <math>f</math> zum Öffnungsdurchmesser <math>D</math>, abhängt:
:<math>d \approx 1\,\mathrm{\mu m} \cdot\tfrac{f}{D}</math>

Dabei gilt die [[Linsengleichung]]; bei astronomischen Objekten, die praktisch so gut wie unendlich weit entfernt sind, werden alle Punkte des Objekts auf Punkte in der [[Brennebene]] des Teleskops abgebildet.

Die Größe von Objekten in der Bildebene <math>G</math> hängt von ihrer Winkelausdehnung <math>\alpha</math> und der Brennweite des Teleskops <math>f</math> ab:
:<math>G = f \tan \alpha</math>

Aus dem Durchmesser des [[Beugungsscheibchen]]s und der Linsengleichung ergibt sich das Winkelauflösungsvermögen <math>\alpha_{\mathrm lim}</math> (in [[Winkelsekunde]]n: <math>''</math>) des Teleskops in Abhängigkeit vom Öffnungsdurchmesser <math>D</math>:
:<math>\alpha_{\mathrm lim} \approx \tfrac{100 \, \mathrm{mm}}{D}''</math>

Die Flächenhelligkeit des Bilds in der Bildebene ([[Bestrahlungsstärke]] <math>E</math>) hängt von der Flächenhelligkeit des Objekts ([[Strahlstärke]]: <math>I</math>) und der [[Blendenzahl]] <math>n</math> ab. Für eine Blendenzahl <math>n = \tfrac{1}{\sqrt(2)} \approx 0.7</math> ist das Bild so hell wie die strahlende Oberfläche. Eine Besonderheit kommt bei (nahezu) punktförmigen Objekten der Winkelausdehnung <math>\alpha\approx 0</math> zum Tragen: bei ihnen wird das gesamte eingefangene Licht auf denselben Bildpunkt abgebildet, dadurch hängt die Helligkeit des zugehörigen Bildpunkts nicht von der Blendenzahl <math>n</math> ab, sondern stattdessen vom Öffnungsdurchmesser <math>D</math>.

=== Visuelle Nutzung: Vergrößerung des Bildes / Verstärkung der Helligkeit ===
Visuelle Beobachtungen mit kleineren Teleskopen werden mittels eines [[Okular]]s durchgeführt, das hinter dem Fokus angebracht wird. Die [[Vergrößerung (Optik)|Vergrößerung]] <math>V</math> des Bildes, die den betrachteten Gegenstand scheinbar „näher heranholt“, wird durch die Vergrößerung des [[Sehwinkel]]s bewirkt. Der Vergrößerungsfaktor ist durch das Verhältnis der [[Brennweite]]n von [[Objektiv (Optik)|Objektiv]] (<math>f_\text{Objektiv}</math>) und Okular (<math>f_\text{Okular}</math>) des [[Fernrohr]]s gegeben:

:<math>V = \frac {f_\text{Objektiv}} {f_\text{Okular}}</math>.

Die Verstärkung der Helligkeit, die bei punktförmigen Objekten eintritt und viel lichtschwache Sterne erst sichtbar werden lässt, beruht auf einer im Verhältnis zur [[Pupille]] des Auges sehr viel größeren Eintrittsfläche des Objektivs. Da (bei optimaler Anpassung) auf der [[Netzhaut]] im Bildpunkt alles Licht fokussiert wird, das durch das Objektiv ins Fernrohr eintritt, statt nur die Lichtmenge, die durch die Pupille eintritt, ist der Verstärkungsfaktor der Helligkeit bei punktförmiger Quelle durch das Verhältnis der Flächen von Objektiv und Pupille gegeben.

== Andere Bedeutungen des Begriffs ==
{{Belege| Die Verwendung des Begriffs ist hier unbelegt.}}
Auch andere [[Optik|optische]] Baugruppen, die wie ein optisches Teleskop aufgebaut sind, aber nicht der Beobachtung ferner Gegenstände dienen, werden als Teleskop bezeichnet. Ein solches Teleskop kann zum Beispiel zur Strahlaufweitung (Vergrößern des Strahldurchmessers) von [[Laser]]n verwendet werden, um den Strahl über größere Entfernungen übertragen zu können oder um seine [[Intensität (Physik)|Intensität]] zu verringern.

== Literatur ==
* [[Günter D. Roth]]: ''Astronomiegeschichte (Astronomen, Instrumente, Entdeckungen).'' Kosmos-Franckh, Stuttgart 1987, ISBN 3-440-05800-X.
* Schilling, Govert / Christensen, Lars Lindberg: ''Unser Fenster zum Weltraum – 400 Jahre Entdeckungen mit Teleskopen.'' Wiley-VCH, Berlin 2008. ISBN 978-3-527-40867-2.
* Ulf Borgeest: ''Europas neue Teleskope.'' Verlag Sterne und Weltraum, Heidelberg 2003, ISBN 3-936278-47-4.
* Jingquan Cheng: ''The Principles of Astronomical Telescope Design.'' Springer, Berlin 2009, ISBN 978-0-387-88790-6.
* Patrick McCray: ''Giant telescopes – astronomical ambition and the promise of technology.'' Harvard Univ. Press, Cambridge 2004, ISBN 0-674-01147-3.
* Joanna Mikolajewska (et al.): ''Stellar Astrophysics with the World's Largest Telescopes.'' American Inst. of Physics, Melville 2005, ISBN 0-7354-0237-X.
* M. Barlow Pepin: ''Care of astronomical telescopes and accessories – a manual for the astronomical observer and amateur telescope maker.'' Springer, London 2005, ISBN 1-85233-715-X.
* Michael Gainer: ''Real astronomy with small telescopes – step-by-step activities for discovery.'' Springer, London 2007, ISBN 978-1-84628-478-6.
* Peter L. Manly: ''Unusual telescopes.'' Cambridge Univ. Press, Cambridge 1991, ISBN 0-521-38200-9.
* Thomas H Court, Moritz von Rohr: ''A history of the development of the telescope from about 1675 to 1830 based on documents in the court collection.'' 1929 Trans. Opt. Soc. 30 207.

== Weblinks ==
{{commonscat|Optical telescopes}}

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Optisches Teleskop| ]]

[[ja:天体望遠鏡#光学望遠鏡]]

Optisches Teleskop - Versionsgeschichte

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