MKL1888:Fernrohr

Fernrohr (Fernglas, Teleskop), Vorrichtung, durch welche man entfernte Gegenstände unter größerm Sehwinkel als mit freiem Auge und darum gleichsam näher gerückt sieht. Das Keplersche oder astronomische F. (Himmelsfernrohr) besteht

Fig. 1.

Wirkung des astronomischen Fernrohrs.

aus zwei gewölbten (konvexen) Linsen (s. d.), einer größern (Fig. 1 oo) von längerer Brennweite, welche am vordern Ende eines Rohrs von entsprechender Länge eingeschraubt ist, und einer kleinern (vv) 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 ab, 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 ba 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 F. 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 F. von mittlerer Größe nennt man auch wohl Tubus, ein kleines Perspektiv. Aufrecht sieht man die Gegenstände auch durch das Galileische oder holländische F. Hier kommt das Bild ba (Fig. 2), welches die gewölbte Objektivlinse oo von dem Gegenstand AB zu entwerfen trachtet, gar nicht zu stande; denn die nach jenem Bild zusammenlaufenden Strahlen treffen auf ihrem Weg dahin die als Okular dienende Hohllinse vv, 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 F., 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 F. vor dem Keplerschen, wo Objektiv und Okular um die Summe ihrer Brennweiten voneinander abstehen, durch seine geringe

Fig. 2.

Wirkung des Galileischen Fernrohrs.

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

Fig. 3.

Theaterperspektiv.

eines gewöhnlichen Theaterperspektivs; in ein Rohr, welches an seinem erweiterten Ende die Objektivlinse oo trägt, ist anderseits eine Hülse bb geschraubt, in welcher das Rohr c mit der Okularlinse aa 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, in welchen ein Hohlspiegel die Rolle der Objektivlinse übernimmt; man nennt sie Spiegelteleskope, katoptrische Fernrohre oder Reflektoren.

Aus Figur 4 ist die Einrichtung des Newtonschen Spiegelfernrohrs ersichtlich. Der in den

Fig. 4.

Newtons Spiegelteleskop.

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

Fig. 5.

Herschels Spiegelteleskop.

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 Instrumente^{[WS 1]} 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

Fig. 6.

Gregorys Spiegelteleskop.

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 F. wird dadurch beträchtlich kürzer und übertrifft doch an Deutlichkeit 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 F. 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 F. 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 F. betrachtet; man sieht alsdann unmittelbar, wieviel Abteilungen des mit bloßem Auge gesehenen Maßstabes auf eine durch das F. 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 F. 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 F. 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. 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 1,82 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 F. 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 F. erfand Simon Plößl (1794–1868) in Wien. Vgl. Servus, Geschichte des Fernrohrs (Berl. 1885); Wolf, Geschichte der Astronomie (Münch. 1877).

Anmerkungen (Wikisource)

1. Vorlage: Instrumete