Deepsky Brothers

Grundlegendes zu Optik und Beobachtung

Teleskope und Ferngläser sammeln Licht und vergrößern. Besonders die Sammelleistung ist für astronomische Beobachtungen wichtig, da man hier im Grenzbereich des Sichtbaren agiert. Sehr oft wird m. E. zu viel Augenmerk auf Vergrößerung gelegt, vielleicht weil man sich dies aus Tagbebachtungen besser vorstellen kann und Lichtsammelleistung am Tag unerheblich ist. Dies gilt auch in der Werbung einiger Teleskopanbieter, die aberwitzige Vergrößerungen für ihre Teleskope nennen um Ihr Produkt hervorzuheben!

Vergrößerung bedeutet tatsächlich aber nur Vergrößerung der Winkelausdehnung des Beobachtungsobjektes.
Da Sterne am Himmel aber nur geringste Winkelausdehnungen haben, bleiben Sie auch bei 1000facher Vergrößerung nichts anderes als Punkte. Das Auflösungsvermögen unserer Augen und Teleskope ist viel zu begrenzt um den Stern als Fläche wahrzunehmen. Selbst modernsten Großteleskopen oder dem Weltraumteleskop Hubble ist es nur in ganz wenigen Einzelfällen möglich Sterne als Fläche abzubilden. Eine Tatsache die, wie ich finde, schön verdeutlicht, warum Vergrößerung nicht das Maß der Dinge beim Amateurteleskop sein kann, sondern die Lichtsammelleistung wesentlicher Punkt ist, denn entscheidet sich hier, ob man das Objekt überhaupt sieht oder ob es dem Auge verborgen bleibt.

Etwas anders liegt der Fall, wenn man Mond, Planeten oder ausgedehnte Deep-Sky-Objekte beobachtet, die eine ausreichende Winkelausdehnung haben, um Sie als Fläche zu sehen.

Das Öffnungsverhältnis bestimmt im Wesentlichen die Verwendungsmöglichkeiten des Teleskops. Kleine Öffnungsverhältnisse (z.B. f/12) können keine Richfield-Beobachtungen mit Standartokularen ermöglichen. Sie bieten sich zu Beobachtung von hellen Objekten wie Sonne, Mond und Planeten an. Große Öffnungsverhältnisse sind eher umgekehrt geeignet. Darüber hinaus hat das Öffnungsverhältnis eine erhebliche Bedeutung bei der Fotografie, da hiervon die Belichtungszeiten abhängen.

Wie bereits eingangs geschrieben, macht Vergrößerung hauptsächlich Sinn bei zu beobachtenden Flächen, weil die Winkelausdehnung des Objektes größer wird. So wird dann aus einem mit bloßem Auge leicht flächigem aber detaillosem Saturn, der Ringplanet mit deutlicher Trennung zwischen Ring und Kugel. Und das schon ab ca. 30facher Vergrößerung. Mit zunehmender sinnvoller Vergrößerung sind weitere Details erkennbar (siehe Artikel Vergrößerung ).

Die Austrittpupille gibt Aufschluß auf die einsetzbaren Vergrößerungen. AP jenseits der Pupillenöffnung des eigenen, adaptierten Auges machen keinen Sinn. 10mm AP am Teleskop passen nun mal nicht in 7mm tatsächliche Pupillenöffnung.
AP unterhalb von 0,65 mm bringen keinen weiteren Detailgewinn, da das maximale Auflösungsvermögen so i.d.R. erreicht wird. Dennoch halte ich die Verwendung von AP darunter mitunter für gewinnbringend, was das persönliche Empfinden betrifft. Einfach deshalb, weil das Objekt und damit auch Details größer wahrgenommen wird. Gerade bei kleinen Teleskopen mit geringer Öffnung setze ich auch mal AP von 0,4 - 0,5 mm ein, weil es mir angenehmer erscheint. Zu kleine AP sind in der Regel dann wieder einhergehend mit einer schwächeren Abbildungsleistung (Bild wird "weicher").

Die Lichtsammelleistung wird von der Fläche des Lichtsammlers am Teleskop primär bestimmt. Das ist der Hauptspiegel oder das Objektiv. Da ein Teleskop das gesammelte Licht bündelt und im Brennpunkt ( bzw. Brennebene ) vereinigt und wir diesen mittels Okular beobachten, wird klar, warum wir mit Teleskop mehr zu sehen ist.
Die Okularbrennweite entspricht dann dem Abstand aus dem wir das Bild betrachten.

Die Auflösung bestimmt die Größe ( Winkelausdehnung ) noch wahrnehmbarer Details und ist abhängig von der Teleskopöffnung. Dieser Zusammenhang erklärt dann auch, warum zumindest in der Theorie, ein 8" Gerät, auch wenn es sich um einen hoch obstruierten schnellen Newton handelt, einem 4" Refraktor am Planeten überlegen ist. Das man in der Praxis mitunter zu anderen Ergebnissen kommt, liegt ausschließlich an weiteren, ebenfalls für die Beobachtung wichtigen Faktoren.

Selten haben Astronomen extremste Kontraste in den Beobachtungsobjekten. Quasi nur am Mond, der mit Licht und Schatten aufwartet und das besonders in der Nähe des Terminators. Ein Sachverhalt, der deutlich macht, warum bei Vollmond oft weniger Details erkennbar sind.
Meist haben wir es in der Astronomie mit schwachen Kontrasten zu tun, so das die Kontrastleistung des Teleskops wesentlich für den Erfolg ist. Dies gilt nicht nur bei der Planetenbobachtung. Auch bei Deep Sky ist dies ein sehr wichtiger Faktor, sollen sich z. B. schwache Nebelfilamente vom Himmelshintergrund abheben, und wenn möglich, Details preisgeben.
Die Kontrastleistung des Teleskops ist von vielen Faktoren abhängig. Genauigkeit der Optischen Elemente, Innenschwärzung und ggf. Blendenanordnung im Innenren des Tubus, sind für alle Teleskope relevant. Mancher Bautyp hat zusätzlich noch einen Fangspiegel der Obstruktion verursacht, was sich unmittelbar auf die Kontrastleistung auswirkt.

Zumeist wird die Obstruktion (Mittenabschattung) als prozentuales Verhältnis der Durchmesser von Primäröffnung und dem Fangspiegel angegeben (z.B. 200mm Öffnung(HS) und 50mm Fangspiegel ergibt 25% lineare Obstruktion). Die theoretische Kontrastleistung eines Teleskops mit Obstruktion ist identisch mit einem nicht obstruierten Teleskop mit entsprechend kleinerem Durchmesser. Voraussetzung ist gleiche Qualität beider Optiken. Zur Ermittlung der Lichtsammelleistung hingegen sind die Flächen zu ermitteln und zu subtrahieren.

Okulargesichtsfelder. Hier gibt es 2 verschiedene Angaben, das scheinbare und das wahre GF. Das scheinbare GF beschreibt das Sehfeld des Okulars, also den Sehwinkel. Das wahre GF hingegen die Größe des betrachteten Himmelsareals. Beide Angaben hängen voneinander ab.

Die Leistung von Optiken kann man messen - zumindest technisch.
Wichtig zur Beurteilung ist die Maßeinheit, aber auch die Darstellungsform, da es hier unterschiedliche Möglichkeiten gibt, die unterschiedliche Aussagen beinhalten.

Als Maß dient die Länge einer Lichtwelle, idealer weise mit der Länge, die das Auge am besten wahrnimmt.
Das ist Licht einer Wellenlänge von ca. 560 nm (Nanometer) bzw. 560 millionstel Millimeter. Mitunter werden die Messungen auch bei 632nm vorgenommen, was ein um rd. 13% besseres Ergebnis zur Folge hat. Hierauf sollte man bei vorgelegten Meßprotokollen achten.
Das Ergebnis wird meist als Bruch in Verbindung mit dem griechischen Buchstaben Lambda angegeben.

Die Bildgenauigkeit wird als "wavefront-error" bezeichnet und bezieht sich meist auf das Bildergebnis, das ein Gesamtsystem liefert. Die Oberflächengenauigkeit bezeichnet i.d.R. eine Einzelkomponente. Es ist wichtig bei den folgenden Angaben (PV u. rms) zu wissen ob die Angabe für die Wellenfront oder die Fläche gilt. Angaben zur Fläche sind immer doppelt so klein, d.h. Lambda 1/8 Wellenfront entspricht lambda 1/16 Fläche.
In diesem Zusammenhang wird auch oft von beugungsbegrenzt gesprochen, eine Qualitätsangabe, die ¼ lambda Wellenfront entspricht.

PV (Peak to Valley) gibt die Abweichung von der Idealform des Spiegels oder der Linse an ( Berg und Tal ) . Es ist eine Angabe der Extremwerte und sagt nicht wirklich viel über die gesamte Genauigkeit des jeweiligen Teleskopteils (i.d.R. der Lichtsammler) aus.

RMS (Root Mean Square) RMS bezeichnet die Durchschnittliche Abweichung von der Idealform der das Licht sammelnden Optik.
Angaben zur Oberflächengenauigkeit in Sinne von Rauhigkeit sind nicht immer zu finden, aber sehr wichtig für die Kontrastleistung des Teleskops, da eine raue Oberfläche stärkere Lichtstreuungen verursacht als eine Glatte. So kann trotz geringem PV und rms ein sehr rauher Lichtsammler nicht ideal sein, weil er zu viel Streulicht verursacht. Man bedenke, das Ziel der Lichtsammler - möglichst alles einfallende Licht in einem Punkt zu vereinigen. Abweichungen von der Idealform bedeuten zwangsläufig andere Brechungs- oder Reflektionswinkel, so daß das dort einfallende Licht letztlich nicht im Sammelpunkt ankommt.

Im Zusammenhang mit optischen Tests wird man meist noch auf Strehl-Wert bzw. Definitionshelligkeit stoßen. Dieser Wert weist den Anteil des Lichtes aus für die Beobachtung im Beugungsscheibchen zur Verfügung steht.
Ein perfektes Teleskop hätte Strehl 1, eine ordentliche Optik kommt auf 0,8.

Die Atmosphäre verursacht mitunter Bildverschlechterungen. Transparenz und Seeing sind hier zu nennen. Diese Effekte kann man anhand der Bortle- oder Pickeringscala quantifizieren. Links zu den Scalen befinden sich im Wissensspeicher.

Transparenz oder Durchsicht hängt mit Wasserdampf in der Atmosphäre und Luftverschmutzung zusammen, die das Licht blockieren oder abschwächen.

Seeing hingegen bezeichnet im Allgemeinen die Luftunruhe. Mangelhaftes Seeing entsteht durch unruhige Luftschichten und hat den Effekt, daß das Bild verzerrt und deformiert wird. Man könnte auch verschmiert sagen, da das Beobachtungsobjekt scheinbar minimalste Positionsänderungen erfährt. Der Effekt macht sich höherer Vergrößerung und mit größerer Öffnung stärker bemerkbar, weil das Auflösungsvermögen des Teleskops steigt. Sind die "scheinbaren Objektbewegungen" unterhalb des Auflösungsvermögens des Teleskops, bemerken wir dies nicht. Dies ist i.d.R. bei kleinen Öffnungen der Fall. Bereits mit 8" Öffnung hat man ein so hohes Auflösungsvermögen, das nicht selten das Seeing die an diesem Abend möglichen sinnvollen Vergrößerungen begrenzt. Höhere Vergrößerungen liefern dann ein verwaschenes detailloses Bild.

Seeing-Effekte entstehen auch durch die Körperwärme, beheizte Häuser oder Dächer und im Sommer durch das Aufstellen des Teleskops auf dem aufgeheizten Asphalt. Auch zu geringer Luftaustausch und damit Anpassung an die Umgebungstemperatur führen innerhalb des Teleskops zu den gleichen Effekten.

Der Auswahl des Beobachtungsplatzes kommt besondere Bedeutung zu. Zum einen sollten dort nichtatmosphärische Seeingeffekte nicht vorkommen und der Himmel so dunkel wie möglich sein. Erst ein dunkler Himmel, frei von Störlicht aus der Umgebung und möglichst geringem Seeing ermöglicht das Ausschöpfen der vollen Leistung des Teleskops. Mitunter ersetzt er 1 - 2 Teleskopklassen zumindest hinsichtlich der Sichtbarkeit der Objekte siehe Tabelle.
Ein 8" Teleskop erreicht unter einem 5mag Himmel theoretisch mindestens 13,4 mag Grenzgröße. Unter einem 6mag Himmel 14,4 mag. Um am 5 mag Himmel 14,4 Grenzgröße zu erreichen bedarf es einem 12" Teleskop. Ausgangsbasis ist aber immer der Himmel des eigenen Beobachtungsplatzes. Eine Anleitung mit Eichfeld zur Grenzgrößenermittlung des eigenen Platzes habe ich hier erstellt.
Es lohnt sich also durchaus auch größere Strecken zu fahren, um dunklen Himmel aufzusuchen.

Die Kombination Teleskop und Okular sollte aufeinander abgestimmt sein, um möglichst geringe Bildfehler zu erhalten. Bauartbedingt kommt es mitunter zu Unverträglichkeiten, die es zu vermeiden gilt. Näheres hierzu findet man in der Rubrik "welches Okular". Da jede Kombination nur so gut ist, wie Summe der Fehler in der Kette, ist die Okularwahl mindestens genauso wichtig wie die Wahl des Teleskops.

Zum Schluß jetzt noch ein paar Worte zum Auge. Astronomische Beobachtungen finden nachts im Dunkeln statt. Unser Auge kann sich daran gewöhnen durch Öffnung der Pupille. Ein Großteil der Anpassung ist nach gut 10 Minuten erfolgt, maximal wird sie aber erst nach gut 30 - 45 Minuten. So werden Pupillendurchmesser von maximal 7-8 mm bei besten Bedingungen erreicht. Bereits ein geringes Maß an hellem Licht zerstört die Adaption und die Anpassungsphase muß erneut durchlaufen werden. Einzig die Verwendung von dunklem roten Licht stört die Adaption kaum.
Neben dem direkten Sehen, also direkt ansehen, macht sich der Astronom auch das indirekte Sehen zu Nutze.
Es bedeutet nichts anders als das man knapp am Beobachtungsziel vorbei sieht. Durch den Aufbau unserer Augen gelingt es dann dort, wo vorher nichts war, nun etwas zu entdecken. Unerfahrene Beobachter werden damit mitunter anfangs Schwierigkeiten haben, da man diese Fähigkeit trainieren kann bzw. muß. Grade noch erkennbar wird manches Objekt auch, wenn man das Teleskop leicht hin und her bewegt.

Viel Erfolg und allzeit clear skies bei höchster Transparenz und bestem Seeing.