Das Linsenfernrohr (Refraktor)            
  Prinzip                          
   

Beim Refraktor entsteht das Bild durch Brechung an der Objektilinse (Refraktion). Die Lichtbrechung ist Wellenlängen abhängig, rotes Licht wird stärker als blaues gebrochen. Ein Objektiv mit einer Linse bringt das Bild nur einer Farbe in die Bildebene.
Als Achromat bezeichnet man ein Objektiv mit 2 Linsen unterschiedlicher Glassorten. Jetzt können 2 Farben korrigiert werden. Das Bild ist deutlicher und hat weniger Farbsäume als ein Objektiv mit 1 Linse.
Bei einem Apochromat mit 3 Linsen werden die Bilder von 3 Farben nahe der Bildebene vereint. Das Bild hat keine Farbsäume und der Himmelshintergrund ist schwarz, der Kontrast ist hoch.

     
Aufbau                      
  Refraktor mit Strahlengang: Das Objektiv bildet das Objekt als umgekehrtes, seitenverkehrtes Zwischenbild ab, welches mit dem Okular (Lupe) betrachtet wird. Mit dem Okularauszug wird der richtige Abstand des Okulars vom Zwischenbild eingestellt (es wird scharf gestellt). Der Tubus verbindet Optik und Mechanik und definiert den Abstand zwischen Objektiv und Okularauszug. Die Taukappe dient dazu, das Niederschlagen von Feuchtigkeit auf dem Objektiv zu vermeiden. Durch die Taukappe kann das Objektiv nur in einem kleinen Raumwinkel seine Wärme abstrahlen, es kühlt nicht so schnell ab und bleibt länger wärmer als die Umgebung, Feuchtigkeit kann auf dem wärmeren Objektiv nicht kondensieren und die Bildqualität verschlechtern.
Das Blendensystem vermeidet den Einfall von Streu- und Fremdlicht ins Okular.
     
       
 

Das Bild wird durch Brechung erzeugt, die wellenlängen abhängig ist. Daher liegen die Bildebenen der verschiedenen Farben nicht zusammen und als Ergebnis sieht der Beobachter Farbsäume um die Objekte.

Um diesen Fehler aufzuheben, werden Linsen mit verschiedenen Brechungseigenschaften zusammen eingesetzt. In der Astronomie muß die Optik beugungsbegrenzt sein, d.h. die Optik ist nur durch das Naturgesetz der Beugung limitiert. Dies bedeutet, dass die optischen Komponenten das Höchstmaß an Perfektion aufweisen müssen. Deshalb ist man bestrebt, nur wenige optische Elemente einzusetzen
     
 

Beim Refraktor bedeutet dies, dass man mit 2 Linsen eine möglichst gute Farbkorrektur anstrebt. Dieses Konzept wird Achromat genannt und man kann die Bilder zweier Farben miteinander vereinigen, z.B. Gelb und Grün.
Die Schwäche der Achromaten liegt in der ungenügende Farbkorrektur, insbesondere im blauen und roten Spektralbereich. Außerdem sollten die Brechkräfte bei Refraktoren klein sein, damit der prinzipielle Farbfehler ebenfalls klein bleibt. So ist für einen guten Achromaten das Verhältnis von Brennweite zu Öffnung 15:1 typisch. Das bedeutet, dass ein Refraktor mit 15 cm Öffnung eine Brennweite von 225 cm besitzt. Damit wird deutlich, dass beim klassischen Achromat die Rohrlänge sehr groß ist und das Gerät eine sehr stabile und teure Montierung braucht. Stabile Montierungen sind schwer und damit ist dem guten achromatischen Refraktor hauptsächlich der stationäre Betrieb vorbehalten.

 

Der Apochromat
Wie schon erwähnt, wird bei den klassischen Achromaten die Farbkorrektur bei Öffnungsverhältnissen unter 1:15 schlecht.
Damit die Refraktoren von der Handhabung besser für den Amateurbereich geeignet sind, sollten die Baulängen kürzer sein und das Öffnungsverhältnis zwischen 1:5 und 1:8 liegen.
Bei diesen hohen Öffnungsverhältnissen muss mehr Aufwand bei der Farbkorrektur getrieben werden. Es kommen daher dreilinsige Objektive oder solche mit zwei Linsen aus Sondergläsern zum Einsatz.

Durch das hohe Öffnungsverhältnis von F5 – F8 liegt Lichtstärke (Öffnungverhältnis²) und durch die kleine Brennweite das nutzbare Gesichtsfeld vergleichbar mit denen von Spiegelfernrohren.
Außerdem lassen sich somit Astrographen mit großen Gesichtsfeldern realisieren

     
           
 

Da der Tubus geschlossen ist, und bei Objekten nahe dem Zenit die Objektivlinse sich mehrere Meter über dem Boden befindet, sind die Störungen durch Luftunruhe bei den Refraktoren bei weitem geringer als bei den Spiegelteleskopen.
Somit lassen sich die Vorzüge der klassischen Refraktoren wie folgt auflisten:

  • Kein Tubus-seeing (geschlossener Tubus, keine Bildunschärfe durch Luftbewegung, die Brechungsindex-Variationen erzeugt)
  • Kein Boden-Seeing
  • Hohe Auflösung, da sich kein störender Fangspiegel im Strahlengang befindet

Nachteile

  • Teuer
  • Aufwendige, schwere Montierung, da langer Tubus
  • Teure Okulare: für große Gesichtsfelder sind langbrennweitige Okulare mit großen Feldlinsen notwendig
  • Schlechte Transportabilität durch langen und schweren Aufbau

Konsequenter Weise liegen bevorzugte Einsatzbereiche des Refraktors

  • Mond-und Planetenbeobachtung
  • Doppelsterne
  • Kugelsternhaufen oder Objekte mit hoher Leuchtdichte und geringer Ausdehnung
     
Historisches                      

Galilei-Fernrohr 1609

Das Galilei-Fernrohr (Galileisches Fernrohr, auch Holländisches Fernrohr) wurde von den holländischen Brillenmacher Hans Lipperhey und Zaccharias Janssen unabhängig voneinander um 1608 erfunden und in der Folgezeit von Galileo Galilei weiterentwickelt. Es hat als Objektiv eine Sammellinse und als Okular eine Zerstreuungslinse kleinerer Brennweite. Es besitzt ein kleines Gesichtsfeld, stellt die Objekte aufrecht und seitenrichtig dar. Durch die Zerstreuungslinse entsteht ein virtuelles Bild, das nicht projiziert werden kann (Sonnenprojektion unmöglich).
Diese Linsenanordnung wurde in der Seefahrt als Fernrohr eingesetzt. Heute findet man dieses System bei Operngläsern.

Der entscheidende Nachteil dieses Systems ist die Begrenzung der Austritspupille durch die Größe der Pupille des Auges des Beobachters.
Die damals schwierig herzustellenden Negativ-Linsen (Zerstreuungslinse oder Konkav-Linse für das Okular) hatten Brennweiten um -60 mm.  Die für eine 100-fache Vergrößerung notwendige Objektivlinse müsste eine Brennweite von 600 cm haben und damit wäre das Gesichtsfeld auf 3´ begrenzt. (Sonne und Mond haben einen scheinbaren Durchmesser von 30´). Das Kepler-Fernrohr hat zum Vergleich um einen Faktor 10 größeres Gesichtsfeld und damit kann der Astronom die Objekte leichter finden

Kepler-Fernrohr 1611

Kepler beobachtete 1613 mit einem Objektiv von 10 bis 20 mm Öffnung und erreichte eine Vergrößerung von 10 bis 20 mal. Die Auflösung war dabei 5 bis 10 mal höher als die des Auges.
Als Kepler-Fernrohr (Keplersches Fernrohr, auch astronomisches Fernrohr) bezeichnet man ein Linsenfernrohr, das einer von Johannes Kepler 1611 beschriebenen Bauweise folgt, die sowohl als Objektiv als auch als Okular konvexe Sammellinse hat. Es werden zwei Sammellinsen verschiedener
Brennweiten kombiniert: ein Objektiv (Objektlinse) von langer Brennweite mit einem Okular (Augenlinse) von kurzer Brennweite. Ob wirklich Johannes Kepler diesen Fernrohrtyp – der außer in der Astronomie z. B. auch in geodätischen Theodoliten verwendet wird – erfunden hat, ist ungewiss. Das erste überlieferte Fernrohr in „Keplerbauweise“ wurde jedenfalls vom Jesuiten Christoph Scheiner um 1613 gebaut.
Da sich der Strahlengang im Teleskop kreuzt, erzeugt das Objektiv ein reelles, aber auf dem Kopf stehendes (um 180 Grad gedrehtes) Bild des betrachteten Gegenstands, das man mittels des Okulars – nach dem Prinzip der Lupe – vergrößert betrachtet.

Dieses Konzept hat den maßgeblichen Vorteil, dass bei hohen Vergrößerungen das Gesichtsfeld noch ausreichend groß ist, um das Auffinden der gesuchten Objekte mit sinnvollem Aufwand zu ermöglichen. Bei Kepler-Fernrohren wird das Gesichtsfeld nur von der Feldlinse (erste Linse) des Okulars begrenzt.
Bei einer Objektivbrennweite von 3000 mm und einer Okularbrennweite von 30 mm ist die Vergrößerung 100–fach und es kann mit guten Okularen ein Gesichtsfeld von 40´ erreicht werden

Zweilinsige Frauenhofer Achromate 1824

Beim Refraktor bedeutet dies, dass man mit 2 Linsen eine möglichst gute Farbkorrektur anstrebt. Dieses Konzept wird Achromat genannt und man kann die Bilder zweier Farben miteinander vereinigen, z.B. Gelb und Grün.

Astrographen 1930

Ein besonders wichtiger Teleskoptyp war der Astrograph vom Typ Sonnenfeld, der als Vierlinser ein Öffnungsverhältnis von 1:5 bei perfekter Abbildung hatte.
Er wurde erst durch Einführung des Schmidt-Teleskoptyps abgelöst, der wesentlich größere Öffnungen zulässt. Das größte Schmidt-Teleskop steht mit 1,34 m Öffnung in Tautenburg.
Durch die Korrektur mit 4 Linsen sind jetzt kurze Brennweiten möglich, ohne auf eine gute Farbkorrektur zu verzichten.

Dreilinsige Objektive für den Amateurbereich 1980

Die Eigenschaften dieses Apochromat genannten Objektivs sind weiter oben beschrieben.
Für die Amateurastronomen wurde die Wiedergeburt der drei- und vierlinsigen Astrographen mit Teleskopen von Astrophysics und TeleVue (www.astroshop.de) eingeläutet.
Diese Teleskope hatten typischerweise Öffnungen um 100 – 175mm bei Öffnungsverhältnissen von 1:5 – 1:8.
Die Firma Astrophysics spielte auch die Vorreiterrolle für größere apochromatische Refraktoren für die visuelle Beobachtung und stellte diese bis 200mm Öffnung her.

Weitere Einzelheiten zur Geschichte der Fernrohr Entwicklung unter historische Übersicht