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Ein Spiegelteleskop (oder Reflektor) ist ein Fernrohr wo es objektiv besteht aus einem konkav gekrümmten Spiegel anstelle einer oder mehrerer Linsen (wie in a Refraktor).
Vorteile
Die Verwendung eines Spiegels hat mehrere Vorteile:
- Ein Spiegel leidet nicht unter chromatische Abweichung, weil die Lichtstrahlen nirgendwo durch Material gehen müssen. Dadurch ist der Spiegel für einen großen Wellenlängenbereich geeignet.
- Ein Spiegel hat weniger Oberflächen, die mit hoher Präzision bearbeitet werden müssen (die Abweichung von der idealen Form sollte nicht mehr als einen Bruchteil der Wellenlänge des Lichts betragen, in der Größenordnung von 100 nm). Ein Linsenbetrachter enthält mindestens zwei Linsen, also vier Oberflächen, während ein Spiegelbetrachter normalerweise zwei Oberflächen hat.
- Ein großer Spiegel verbiegt sich durch die Bewegungen, die er ausführen muss, um dem zu beobachtenden Objekt zu folgen. Da diese Verzerrung bekannt ist, kann der Spiegelträger diese proaktiv kompensieren. Man spricht dann von aktive Optik.
- Die Unterstützung kann adaptiv vorgenommen werden, um Bildverzerrungen durch atmosphärische Turbulenzen zu kompensieren (siehe Adaptive Optik). In der Praxis wird diese Kompensation bei größeren Teleskopen am Fangspiegel durchgeführt.
- Nützliche Teleskopspiegel können viel größer als Linsen hergestellt werden, und ein kleiner Spiegel ist billiger als eine Linse der gleichen Größe. Dies liegt zum Teil daran, dass an Glasarten für Linsen wesentlich höhere Anforderungen gestellt werden müssen als an Glas für Spiegel. Zur Veranschaulichung hat der größte Refraktor einen Objektivdurchmesser von etwa einem Meter, während die größten Spiegelteleskope einen Durchmesser von 10 Metern haben und noch größere im Bau sind.
- Durch die Rotation der Form beim Gießen und Abkühlen erzeugt die Zentrifugalkraft bereits eine konkave Form des Spiegels. Dadurch muss viel weniger Glas weggeschliffen werden, was das Schärfen schneller und die Produktion günstiger macht.
- Sehr große Spiegel können ausgehen mehrere Segmente aufgebaut werden.
Nachteile
Es gibt auch einige Nachteile:
- Der Brennpunkt eines Spiegels liegt vor dem Spiegel, also innerhalb des Strahlengangs, daher sind spezielle Konstruktionen erforderlich.
- Diese speziellen Konstruktionen blockieren normalerweise einen Teil des Lichts und verursachen dadurch manchmal zusätzliche Bildabweichungen und Kontrastverlust.
Dies hat zur Folge, dass manchmal zwei verschiedene Durchmesser für den Hauptspiegel angegeben werden. Der tatsächliche Durchmesser – der größere der beiden – bestimmt ihn Auflösung. Außerdem wird eine Art Äquivalenzdurchmesser angegeben, der sich auf den Durchmesser eines imaginären Kreises bezieht, der die gleiche Fläche wie die effektive Lichtempfangsfläche des Spiegels hat (dh korrigiert um den verdeckten Teil der Spiegelfläche). . Dieser Äquivalentdurchmesser bestimmt die Lichtintensität.
Verschiedene Konstruktionen
Verschiedene Konstruktionen sind möglich. In den folgenden Diagrammen ist M . immer1 der Hauptspiegel oder Hauptspiegel, M2 der Fangspiegel oder Fangspiegel, F der Brennpunkt und C der Korrektor. Wenn von „ellipsoid“, „paraboloid“ oder „hyperboloid“ die Rede ist, ist die Form einer Umdrehung Ellipsoid, eine Revolution Paraboloid bzw. Eine Revolution Hyperboloid gemeint.
Newton-Teleskop
| Die Newton-Teleskop hat ein paraboloid Hauptspiegel mit um 45° versetztem Fangspiegel, der das Licht auf eine Seite des Teleskoptubus lenkt Okular. Ganz einfach zum selber bauen für Laien. Die Berühmten Hale-Teleskop – seit vielen Jahren das stärkste Teleskop der Welt – ist ebenfalls ein Newton-Teleskop, kann aber auch ohne Fangspiegel verwendet werden. In diesem Fall wird die Beobachterkabine um den Brennpunkt herum platziert. Auch eine Radioteleskop und ein Satellitenschüssel, wie viele Radarantennen, basieren – wenn auch auf einer viel längeren Wellenlänge – auf diesem Prinzip; auch hier steht der empfänger im fokus. |  Newton-Teleskop |
Der Fangspiegel im optischen Newton-Teleskop bildet ein Hindernis im Strahlengang und trägt damit zu Licht- und Kontrastverlusten bei.
Herschel-Teleskop
Das Herschel-Teleskop, benannt nach dem deutsch-britischen Astronomen William Herschel (1738-1822), ist eine Variante des Newton-Teleskops, bei der der Spiegel schief ist. Dadurch behindern der Fangspiegel und/oder der Spiegel den Strahlengang nicht mehr. In gewisser Weise kann dieses Teleskop als Vorläufer der Kutter-Teleskop gelten als.
|  Herschel-Teleskop |
Gregorianisches Teleskop
| Der schottische Mathematiker und Astronom James Gregory (1638-1675) entwarf Mitte des 17. Jahrhunderts ein Spiegelteleskop mit einem konkaven paraboloiden Hauptspiegel, der den Strahl vor dem ebenfalls konkaven, aber ellipsoiden Fangspiegel fokussiert. Seine ersten Versuche, einen zu bauen, scheiterten, weil er keinen guten Optiker zum Zuschneiden der Spiegel fand. Am Ende war der erste Robert Hooke 1673 erbaut und 1668 von Newton abgelöst.[1] Da beide Spiegel hohl sind, ergibt diese Konstruktion ein aufrechtes Bild. Dies Gregorianisches Teleskop (nicht zu verwechseln mit Gregory-Teleskop) wird in der Tat durch die ersetzt Cassegrain-Teleskop. Doch die beiden Magellan-Teleskope auf der Las Campanas-Observatorium in Chile vom gregorianischen Typ. |  Gregorianisches Teleskop |
Klassisches Cassegrain-Teleskop
| Das klassische Cassegrain-Teleskop hat einen paraboloiden Hauptspiegel mit einem zentralen Loch darin und ein Negativ hyperboloid Fangspiegel, der das Licht zum hinteren Okular reflektiert. Kurz in der Bauform im Verhältnis zur effektiven Brennweite, dank der sog. Telebau mit diesem negativen Fangspiegel realisiert. Das Cassegrain-Teleskop wurde wahrscheinlich vom französischen Priester und Physiker erfunden Laurent Cassegrain (um 1629-1693). |  Cassegrain-Teleskop |
Kutter-Teleskop
| Das Kutter-Teleskop, auch genannt Spieglein Spieglein wurde in den 1950er Jahren von dem deutschen Maschinenbauingenieur und Filmregisseur entwickelt Anton Kutter. Dieses Teleskop hat einen konkaven sphärischen Hauptspiegel und einen konvexen sphärischen Sekundärspiegel, der sich direkt neben dem Optische Achse ist plaziert; er ist in der Tat ein Derivat der Cassegrain-Konstruktion. Da der Sekundärspiegel außerhalb des auf den Hauptspiegel einfallenden Lichtstrahls sitzt, gibt es keine Hindernisse, die die Lichtleistung reduzieren oder das Licht stören. Beugungsartefakte Ursache. Das Okular befindet sich ungefähr neben dem Hauptspiegel. Aufgrund seiner großen Brennweite und des relativ großen Öffnungsverhältnisses eignet es sich besonders für hohe Vergrößerungen von hellen Objekten, wie z Mond und der Planeten. Es ist auch viel leichter als zum Beispiel a Refraktor bei gleicher Brennweite. Trotz diverser Beschreibungen für Laien nicht einfach selbst zu bauen.[2] Die Toleranzen, unter denen die Spiegel liegen sollten, sind sehr streng. Die Spiegel selbst herzustellen ist jedoch relativ einfach, da sie einfach sphärisch sind. Trotzdem hat sich das Kutter-Teleskop nicht zu einem so beliebten Instrument entwickelt. |  Kutter-Teleskop |
Ritchey-Chrétien-Teleskop
| Das Ritchey-Chrétien-Teleskop wurde um 1910 von dem amerikanischen Astronomen entwickelt George Willis Ritchey (1864–1945) und sein französischer Kollege Henri Chrétien (1879–1956). Es ist eines der modernen Cassegrain-Derivate, bei dem sowohl der Haupt- als auch der Fangspiegel hyperboloid zu sein. Da diese die gleiche, aber entgegengesetzte Krümmung haben, Astigmatismus und Bildfeldkrümmung kompensiert. Er ist frei von dritter Ordnung Koma und sphärische Aberration, hat aber immer noch ein Koma fünfter Ordnung. Kompakte Bauweise und großes Sehfeld, aber teuer und kompliziert in der Herstellung. Es wird oft mit großen professionellen Teleskopen verwendet, wie z Hubble-Weltraumteleskop und die vier 8,2-m-Teleskope des Sehr großes Teleskop des ESO auf der Paranal-Observatorium in Chile.[3] |  Ritchey-Chrétien-Teleskop (beide Spiegel hyperboloid) |
Dobson-Teleskop
Die Dobson-Teleskop ist im Wesentlichen ein mit sehr einfachen Mitteln konstruiertes und damit für Amateure meist erschwingliches Teleskop Newton-Typ. Auch der Montage Ist einfach. Es bietet insbesondere Amateuren die Möglichkeit, größere Teleskope zu nutzen. Der Nachteil ist, dass dies ein spezielles Tracking-System erfordert, um Himmelsobjekte für Astrofotografie. Mit den heutigen relativ billigen Computern und Mikroprozessoren ist das auch für einen Laien machbar. Siehe den Artikel Dobson-Teleskop Für mehr Informationen. Für die Dobson-Montierung siehe Montierung (Teleskop). |  Zwei Dobson-Teleskope |
Für ein etwas weniger genaues Tracking kann auch eine sogenannte Tracking-Plattform verwendet werden, die relativ einfach zu erstellen ist. Der Nachteil ist, dass eine solche Tracking-Plattform stündlich neu eingestellt werden muss und somit das Objekt wieder aus dem Blickfeld verschwindet.
Flüssiges Spiegelteleskop
| Ein ganz anderes Prinzip verfolgt das Flüssigspiegelteleskop oder Flüssigmetallteleskop. Hier rotiert ein zylindrischer Behälter mit flüssigem Metall mit konstanter Geschwindigkeit, wodurch die Oberfläche die Form eines Rotationsparaboloids annimmt. Als Teleskop kann es nur auf dem . montiert werden Zenit gezielt, was für bestimmte Forschungskategorien kein Problem sein muss. Ein Beispiel ist das Großes Zenith-Teleskop.Siehe den Artikel Flüssigmetallspiegel Für mehr Informationen. |
Katadioptrische Teleskope
Kombinationen von Linsen und Spiegeln werden der Einfachheit halber oft als reflektierende Teleskope bezeichnet. Tatsächlich ist dies ein falscher Name. Es ist richtiger, von zu sprechen katadioptrisch Teleskope. Es gibt Korrektoren mit voller Apertur, die den vollen Durchmesser der Röhre ausnutzen (Maksutov, Schmidt), und Korrektoren mit Subapertur, die einen kleineren Durchmesser haben (Klevtsov, Argunov).
Die bekanntesten Korrektoren sind:
Schmidt Korrektor
| Das Schmidt-Teleskop ist ein sphärischer Hauptspiegel mit einem durchgehenden Bernhard Schmidt dafür eine dünne, speziell geformte Korrekturplatte 4. Ordnung entwickelt. Der Teller dient dazu sphärische Aberration korrigieren. Die ersten Versionen dieser Art waren Weitwinkelkameras. Diese waren Schmidt-Kameras wo sich der Film in der Hauptfokusebene befindet. Für visuelle Beobachtungen wird oft ein Sekundärspiegel hinzugefügt, um ein Schmidt-Newton- oder ein Schmidt-Cassegrain-Design zu erhalten. |  Schmidt-Cassegrain-Teleskop |
Maksutov-Korrektor
| Das Maksutov-Teleskop ist ein sphärischer Hauptspiegel mit einem ziemlich dicken, tief gebogenen Meniskuslinse Vor. Der Maksutov-Korrektor wurde entwickelt von Dmitri Maksutov, da die Optik vierter Ordnung eines Schmidt-Korrektors schwer herzustellen ist. Der Maksutov-Korrektor ist sphärisch, aber aufgrund der starken Krümmung und der hohen Genauigkeitsanforderungen ist es schwierig, ihn selbst herzustellen. Wird häufig mit Fangspiegel nach Cassegrain-Design verwendet; dann spricht man von a Maksutov-Cassegrain-Teleskop. Es gibt auch Kameraversionen und Varianten für die visuelle Beobachtung des Maksutov-Teleskops. Ein ähnliches Design wird gemacht von Albert Bouwers zur Verwendung als Röntgenkamera.[4] |  Maksutov-Cassegrain-Teleskop |
Klevtsov-Cassegrain-Teleskop
| Das Klevtsov-Cassegrain-Teleskop, kurz Klevtsov-Teleskop, wurde ursprünglich von G. I. Popov entwickelt und von Yuri A. Klevtsov praktisch umgesetzt.[5] Es ist eine katadioptrische Variante des klassischen Cassegrain-Teleskops. Alle optischen Oberflächen sind sphärisch oder nahezu sphärisch. Der Fangspiegel ist a Mangin-Spiegel mit einer davor platzierten Korrekturlinse. Ein Vorteil ist unter anderem, dass sich die Temperatur im Geräteinneren durch die offene Front schneller stabilisiert. Das Gewicht des Fangspiegels schränkt die Konstruktion hier nicht ein, wie es beim deutlich größeren Maktsutov-Korrektor der Fall ist. Der Nachteil ist, dass der Fangspiegel mit Aufhängebügeln befestigt werden muss, was zu Beugungsartefakte führt. Auch eine gute Korrektur von Aberrationen aufgrund der erhöhten Anzahl optischer Flächen schwierig. |  Klevtsov-Cassegrain-Teleskop |
Argunov-Cassegrain-Teleskop
| Das 1972 von P.P. Argunov, ist eine Variante des Klevtsov-Cassegrain-Teleskops. Der Korrektor besteht aus zwei Linsen und einem Mangin-Spiegel. Alle optischen Oberflächen sind sphärisch.[6] |  Argunov-Cassegrain-Teleskop |
Gregory-Maksutov-Teleskop
| John F. Gregory ersetzte den separaten Sekundärspiegel des Maksutov-Teleskops durch einen kreisförmigen aluminisierten Abschnitt auf der Rückseite des Maksutov-Korrektors. Diese Konstruktion – auch genannt Gregory-Teleskop erwähnt wird, aber das führt zu Verwirrung mit Gregorianisches Teleskop –, war viel billiger in der Herstellung, verlor aber zwei Freiheitsgrade, nämlich die Stärke (Krümmung) des Fangspiegels (der jetzt durch die Krümmung der Rückseite des Maksutov-Korrektors bestimmt wird) und seine Position. |  Gregory-Maksutov-Teleskop |
Ruma-Teleskop
| Beim Maksutov-Teleskop ist der Fangspiegel separat montiert. Wie bei den Newton- und Cassegrain-Teleskopen können seine Aufhängebügel durchgelassen werden Beugung Lichtstrahlen (sog. optische Artefakte) vom Zentrum der Konstellation. Harry Rutten[7] befestigte daher den Fangspiegel an der Rückseite des Maksutov-Korrektors. Diese Variante heißt die Rutten-Maksutov-Teleskop oder kurz Ruma-Teleskop namens. Die Einschränkungen des Gregory-Maksutov-Teleskops (konstruktionsbedingte Krümmung und Position des Fangspiegels) treten hier nicht auf. |  Ruma-Teleskop |
Houghton-Teleskop
1941 James Houghton (von Kodak) erhielt ein Patent für das nach ihm benannte Houghton-Spiegelobjektiv, das auch als Teleskop verwendet werden kann. Es enthält nur sphärische Flächen und hat zwei oder drei Korrekturlinsen, die vor dem Spiegel sitzen. Dieser Korrektor ähnelt in seiner Funktion dem Meniskuskorrektor von Maksutov und asphärischer Korrektor von Schmidt. Es ist afokal (hat per Saldo keinen Brennpunkt und hat daher eine Stärke von 0) und hat wenig chromatische Abweichung. Nun, er hat sphärische Aberration und Koma, aber diese kompensieren die entsprechenden Abbildungsfehler des Spiegels. Im Gegensatz zu den Korrektoren nach Schmidt und Maksutov sind sie einfach herzustellen. Diese Korrektoren können sowohl für Newton-Teleskope als auch für Cassegrain-Teleskope verwendet werden.
Ebenfalls 1941 haben Robert Richter und Hermann Slevogt (van Carl Zeiss) ein Patent für ein ähnliches System. Aus diesem Grund ist dieses System auch als . bekannt Richter-Slevog-Teleskop.
Baker-Nun-Kamera
Die Baker-Nunn-Kamera basiert auf der dreilinsigen Version des Houghton-Korrektors, jedoch mit asphärischen Oberflächen und speziellen Glasarten.
Lurie-Houghton-Teleskop
Das Lurie-Houghton-Teleskop basiert auf der zweilinsigen Version des Houghton-Korrektors, hat aber einen Strahlengang wie beim Newton-Teleskop.
Mittelpunkt
Da bei einem Spiegel der Brennpunkt vor dem Spiegel liegt, wird der Strahlengang durch die im Brennpunkt zu platzierenden Beobachtungsinstrumente behindert. Daher ist üblicherweise vorgesehen, den Brennpunkt aus dem Strahl herauszuholen. Neben Lösungen mit geneigtem Haupt- und Fangspiegel (Herschel, kutter) noch zu unterscheiden:
Hauptaugenmerk
Bei ausreichend großen Hauptspiegeln können Beobachtungsinstrumente um den Haupt- oder Hauptbrennpunkt herum platziert werden. Durch die große Öffnung fällt ausreichend Licht ein.[8] Ein bekanntes Beispiel ist die 5m Hall-Teleskop von dem Palomar-Observatorium.
Auch viel Radioteleskope und Satellitenschüsseln arbeiten nach diesem Prinzip. Im Brennpunkt des Spiegels befindet sich eine Art Antenne, die die Signale empfängt. Das gleiche gilt für viele Radarantennen, obwohl die Signale im Brennpunkt in der Regel von a Wellenleiter.
Cassegrain-Brennpunkt
Im Falle eines Cassegrain-Teleskop – oder ein verwandtes System, wie z Ritchey-Chrétien, Maksutov, etc. – der Fangspiegel zeigt den Fokus des Hauptspiegels im Cassegrain-Brennpunkt.[9]
Nasmyth-Schwerpunkt
James Nasmyth, ein schottischer Ingenieur und Erfinder (1808-1890), erweiterte die Cassegrain-Konstruktion mit einem um 45° geneigten Planspiegel, ähnlich dem des Newton-Teleskops. Es ist auch als Nasmyth-Cassegrain-Teleskop bekannt.[10] Auch bei der Sehr großes Teleskop des ESO Nasmyth-Foci werden für bestimmte Beobachtungsinstrumente verwendet.[9]
Coudé-Schwerpunkt
Beobachtungsinstrumente im Hauptfokus oder im Nasmyth-Fokus müssen sich bewegen, da das Teleskop einem Himmelskörper folgt. Dies kann insbesondere bei schweren Instrumenten wie Spektrographen schwierig sein. Die Coude Lösung[11] basiert auf der Nasmyth-Methode, aber jetzt wird dem 45°-Spiegel eine Optik hinzugefügt, so dass der austretende Strahl durch eine der Achsen (normalerweise die Deklinationsachse) des Montage geht, normalerweise in ein anderes Zimmer. Die Sensorausrüstung kann nun stationär bleiben.[9][12]
Moderne Entwicklungen
Modernere große Spiegelteleskope verwenden oft aktive Optik um die durch seine Bewegungen verursachten Verzerrungen des Spiegels zu korrigieren. Teilweise aus diesem Grund, aber auch um viel größere Spiegel realisieren zu können, werden die Spiegel meist aus separaten Segmente, zum Beispiel Sechsecke.
Darüber hinaus verwenden sie oft adaptive Optik, die Störungen durch atmosphärische Turbulenzen ausgleicht.
Heimwerken
Einen Teleskopspiegel selbst zu schärfen ist für einen Amateur einigermaßen machbar. Da die korrekte Formprüfung für einen sphärischen oder paraboloiden Spiegel mit relativ einfachen Mitteln durchgeführt werden kann, sind Typen mit solchen Spiegeln, insbesondere der Newton, in Abmessungen um 150 mm durchaus machbar.
Siehe auch
- Katadioptrisches System
- Dobson-Teleskop
- Montierung (Teleskop)
- Newton-Teleskop
- Fernrohr
- Adaptive Optik
- Aktive Optik
- Liste der größten optischen Teleskope
Quellen
- Jean-Texereau (1984) Wie baut man ein Teleskop?. Richmond, VA, USA: Willmann-Bell
- Jean-Texereau (1961) Construction du Telescope d'Amateur. Paris: Société Astronomique de France (www.astrosurf.com/texereau/chapitre.htm)
Externe Links
- (und) Website Vik Dhillon (University of Sheffield), mit einem guten Überblick über die Funktionsweise von Teleskopen
- (und) Webseite ESO
- (und) Website Mt. Wilson-Observatorium
- (und) Website des Palomar-Observatoriums
Hinweise und Referenzen
- ↑(und) Siehe Artikel Gregorianisches Teleskop in der englischen Wikipedia.
- ↑(und) Der Kutter Schiefspegler
- ↑(und) Website des Very Large Telescope der ESO
- ↑Diese Entwürfe stammen aus den frühen Jahren des Zweiten Weltkriegs. Dies erschwerte die gegenseitige Kommunikation, sodass verschiedene Labore nicht wussten, was der andere tat.
- ↑Ju. A. Klevtsov: Neue optische Systeme für kleine Teleskope. Opticskij Zhurnal 67, p. 104-109 (Februar 2000)
- ↑P. P. Argunow: Isochromatische Teleskopkonstruktionen mit sphärischer Optik. Astron. Weste. 6 (1), 52 (1972)
- ↑(und) Teleskopoptik, Evaluierung und Design, Harrie Rutten und Martin van Venrooij, ISBN 0-943396-18-2 Willmann Bell USA
- ↑Hauptfokus
- ↑ ein B C(und) Coude und nasmyth
- ↑Murdin, P.: Nasmyth Telescope, Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics
- ↑Das Wort Coude ist das Partizip Perfekt des französischen Verbs Kühler (= sich beugen, sich beugen; kühl = Ellenbogen). Es ist daher kein Eigenname und wird daher mit Kleinbuchstaben geschrieben.
- ↑Coude Fokus