Fernrohr

Fernrohr (Fernglas, Teleskop), optisches Instrument, mit dem man entfernte Gegenstände unter größerm Gesichtswinkel als mit freiem Auge und darum gleichsam näher gerückt sieht. Man unterscheidet dioptrische Fernrohre oder Refraktoren, die auf der Brechung des Lichtes durch Glaslinsen beruhen, und katoptrische Fernrohre, Spiegelteleskope oder Reflektoren, deren Konstruktion auf dem Prinzip der Reflexion des Lichtes an Hohlspiegeln sich aufbaut.

Von den dioptrischen Fernrohren gibt es zwei Arten, das Keplersche und das Galileische F. Das Keplersche oder astronomische F. besteht aus zwei konvexen Linsen, einer größern (o c o, Fig. 1), die am vordern Ende eines Rohres, und einer kleinern (v m v) von kürzerer Brennweite, die in einer engen Röhre am hintern Ende des Rohres sich verschieben läßt. Die erste Linse, die dem zu betrachtenden Gegenstand (Objekt) zugewendet wird und darum Objektiv heißt, entwirft von einem weit entfernten Gegenstand A B in der Nähe ihres Brennpunktes ein umgekehrtes Bild a b (vgl. Linse), das durch die zweite Linse, Okular (Augenglas) genannt, wie durch ein Vergrößerungsglas (Lupe) betrachtet und als virtuelles Bild in a' b' vergrößert gesehen wird.

Fig. 1. Wirkung des astronomischen Fernrohrs.

Der Umstand, daß alle Gegenstände umgekehrt gesehen werden, ist für Beobachtungen am Himmel sowie beim Feldmessen etc. ohne Bedeutung; gewöhnlich ist für diese Zwecke im Brennpunkt des Objektivs ein Fadenkreuz (s.d.) angeordnet. Erscheint das Bild eines entfernten Punktes, z. B. eines Sternes, 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. Die großen astronomischen Fernrohre bezeichnet man speziell als Refraktoren (vgl. Astronomische Instrumente und Äquatorial). Um mit dem Keplerschen F. ein aufrechtes Bild zu sehen, verwendet man statt des als Lupe wirkenden astronomischen Okulars ein »terrestrisches« Okular, ein schwach vergrößerndes, aus vier Konvexlinsen zusammengesetztes Mikroskop (s.d.), welches das umgekehrte Bild nochmals umkehrt und dadurch wieder aufrichtet; so erhält man das terrestrische F.

Fig. 2. Wirkung des Galileischen Fernrohrs.

Ein terrestrisches F. von mittlerer Größe nennt man auch wohl Tubus, ein kleines Perspektiv. Das Galileische oder holländische F. gibt nur aufrechte Bilder. Hier kommt das Bild b a (Fig. 2), das die konvexe Objektivlinse o c o von dem Gegenstand A B entwerfen würde, gar nicht zustande, denn die dahin konvergierenden Strahlen treffen bereits vor ihrer Vereinigung die als Okular dienende Konkavlinse v m v, die sie derart divergent macht, daß sie von dem aufrechten Bild a' b' herzukommen scheinen. Auch beim Galileischen F. ist, ebenso wie bei dem Keplerschen F., die Brennweite des Okulars kleiner als diejenige des Objektivs. Beim Galileischen F. sind beide Linsen etwa um den Unterschied ihrer Brennweiten, beim Keplerschen um die Summe ihrer Brennweiten voneinander entfernt, infolgedessen zeichnet sich das Galileische F. durch seine geringe Länge aus und eignet sich vorzüglich zu schwach vergrößernden Taschenfernrohren, die, zu zwei als Doppelfernrohr (Binokel) vereinigt, als Operngucker (mit zwei- bis dreimaliger Vergrößerung) und als Feldstecher (4–12fache Vergrößerung) allgemein bekannt sind.

Fig. 3. Theaterperspektiv.

Die Figur 3 zeigt die Einrichtung eines gewöhnlichen Theaterperspektivs; in ein Rohr, das an seinem erweiterten Ende die Objektivlinse o o trägt, ist anderseits eine Hülfe b b geschraubt, in der das Rohr c mit der Okularlinse a a verschoben werden kann.

Fig. 4. Porrosches Doppelfernrohr, Durchschnitt.

Je näher der betrachtete Gegenstand dem Beschauer ist, desto weiter muß man das Okularrohr herausziehen, um ein deutliches Bild zu erhalten.

Bei starken Vergrößerungen werden jedoch die Galileischen Doppelfernrohre übertroffen von den neuen Porroschen Doppelfernrohren von Zeiß u. Görz (Triëder-Binokel), die aus zwei Keplerschen Fernrohren bestehen, welche bei derselben Vergrößerung ein größeres Gesichtsfeld geben als die Galileischen Fernrohre. Die Wiederaufrichtung des vom Objektiv entworfenen umgekehrten Bildes geschieht jedoch nicht durch ein terrestrisches Okular, sondern durch Reflexion an zwei total reflektierenden Prismen. Fig. 4 zeigt den Durchschnitt eines solchen Porroschen Doppelfernrohrs sowie die Prismenanordnung und den Strahlengang, Fig. 5 dasselbe von außen gesehen. Ob ist die Objektivlinse des Fernrohrs; die mit ihren Kanten um 90° gegeneinander gedrehten Prismen p₁p₂ richten das Bild wieder auf. Das von p₂ reflektierte Licht geht neben dem Prisma p₁ vorbei und gibt ein Bild in der Nähe des Okulars Oc. Auf diese Weise wird auch die Länge des Fernrohrs wesentlich verkürzt, und das F. ist in der optischen Leistung gleichwertig einem aus denselben Linsen konstruierten (umgekehrt zeigenden) von der dreifachen Länge. Ein wesentlicher Vorteil der Zeißschen Instrumente, bei denen der Abstand der Objektive größer ist als der der Okulare, besteht darin, daß sie die Bilder mehr reliefartig zeigen, ihnen größere Tiefe geben und zwar um so mehr, je weiter die Objektivlinsen voneinander entfernt sind. Eine sehr starke Reliefwirkung geben Fernrohre, die angeordnet sind, wie Fig. 6 schematisch zeigt. Die Prismen p₁ senden die Strahlen in die Objektive, während die Prismen p₂ die Ausrichtung des Bildes besorgen, O₁ und O₂ sind die Okulare, in die man hineinsieht. Die beiden Fernrohre sind in Scharnieren drehbar.

Fig. 5. Porroscher Feldstecher.

Fig. 7 zeigt sie in gestreckter Stellung, der Beobachter kann dann z. B. hinter einem Baume stehen und gewissermaßen um denselben herumsehen. Werden die Fernrohre zusammengeklappt, so daß sie direkt nebeneinander liegen (Fig. 8), so kann man ebenso, in Deckung liegend, z. B. über eine Mauer hinweg beobachten. Die Prismen können endlich gleichzeitig als Linsen dienen, wenn ihre Vorderflächen kugelförmig angeschliffen werden.

Bei den katoptrischen Fernrohren oder Reflektoren sind drei Typen zu unterscheiden. Fig. 9 zeigt ein Newtonsches Spiegelteleskop. Der in den Boden eines entsprechend weiten, vorn offenen Rohres eingesetzte Hohlspiegel s s würde die von einem entfernten Gegenstand kommenden Lichtstrahlen zu einem umgekehrten Bild bei a vereinigen; ehe jedoch dies stattfindet, werden sie durch einen unter 45° zur Achse des Rohres geneigten ebenen Spiegel p zur Seite reflektiert, so daß das Bild nach b zu liegen kommt, wo es mit einem Okular wie durch eine Lupe betrachtet werden kann.

Fig. 6. Prismenordnung und Strahlengang im Relieffernrohr.

Die Reflexion des Bildes nach seitwärts ist notwendig, weil, wenn man das Bild a unmittelbar von vorn zu betrachten versuchte, der Kopf des Beobachters dem Spiegel s s Licht entziehen würde. Das Herschelsche Spiegelteleskop vermeidet den zweiten kleinen Spiegel dadurch, daß der Hohlspiegel (s s, Fig. 10) gegen die Achse des Rohres ein wenig geneigt ist, so daß das Bild nahe an den Rand des Spiegelrohrs zu liegen kommt und daselbst durch eine Okularlinse o betrachtet werden kann. Der Kopf des Beobachters tritt dabei teilweise auch vor die Öffnung des Rohres, doch ist dies bei einem großen Spiegeldurchmesser nicht von Belang. Beide Typen haben den Nachteil, daß der Beobachter den betrachteten Gegenstand zur Seite hat oder ihm gar den Rücken zuwendet.

Fig. 7. Relieffernrohr.

Bei dem Gregoryschen Spiegelteleslop (Fig. 11) ist dieser Übelstand vermieden. Der Hohlspiegel 88 ist nämlich in der Mitte kreisförmig durchbohrt und das Okular in einer Röhre hinter dieser Öffnung angebracht. Das umgekehrte Sammelbild 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, das nun durch das Okular betrachtet wird; die scharfe Einstellung wird durch Verschiebung des kleinen Spiegels v mittels der Stange m n bewirkt.

Fig. 8. Relieffernrohr, zusammengeklappt.

Das Cassegrainsche Spiegelteleskop unterscheidet sich von dem Gregoryschen nur durch den kleinen Spiegel, der 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 (Brachyt) von J. Forster und K. Fritsch ist dem Cassegrainschen ähnlich, nur befindet sich der große Spiegel seitwärts vom Okularrohr in geneigter Stellung, wodurch die Abblendung der Mitte des großen Spiegels vermieden wird.

Die Frage, welche von beiden Fernrohrarten, die Refraktoren oder Reflektoren, größere Vorteile bieten, ist noch unentschieden. Die kleinern Spiegelteleskope waren namentlich früher, als man Objektivlinsen von der wünschenswerten Vollkommenheit noch nicht herzustellen verstand, allgemeiner verbreitet als jetzt.

Fig. 9. Newtons Spiegelteleskop.

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 denen der letztere, indem er die Bilder durch farbige Ränder undeutlich macht, besonders störend wirkt. Eine einfache Objektivlinse ist von Farbenabweichung niemals frei; als Objektiv eines dioptrischen Fernrohrs muß vielmehr eine aus einer konvexen Crownglaslinse u. einer konkaven Flintglaslinse zusammengesetzte achromatische Linse (s. Achromatismus) genommen werden, außerdem muß das Objektiv aplanatisch, d. h. für ein kleines Feld frei von sphärischer Aberration sein. Objektive aus gewöhnlichem Crown- und Flintglas zeigen noch geringe Farbenreste (sekundäres Spektrum), die namentlich die Leistung der großen Refraktoren beeinträchtigen. Erst mit Hilfe der Jenenser Gläser von Schott war es möglich, vollkommen achromatische, sogen. apochromatische Objektive zu konstruieren. Ein Spiegel ist schon von vornherein von dem Fehler der chromatischen Aberration frei, da durch Reflexion keine Farbenzerstreuung eintritt.

Fig. 10. Herschels Spiegelteleskop.

Darin liegt der Grund, warum man vor der Erfindung der achromatischen Linsen durch Dollond (1758) und deren Verbesserung durch Fraunhofer die Spiegelteleskope vorzog. Seit Fraunhofers Zeiten sind sie jedoch wesentlich zurückgetreten, und erst in neuester Zeit, wo man statt der leicht matt werdenden Metallspiegel auf der Vorderfläche chemisch versilberte Glasspiegel verwendet, kommen sie namentlich für astrophysikalische Arbeiten (vgl. Astrophysik) wieder mehr zur Anwendung.

Fig. 11. Gregorys Spiegelteleskop.

Bei den dialytischen Fernrohren (Dialyte) befindet sich die Flintglaslinse et wa in halber Brennweite von der Crownglaslinse und ist deshalb weit kleiner als diese.

Fig. 12. Brachymedial.

Das F. wird dadurch beträchtlich kürzer und gibt dabei aber doch große Deutlichkeit und Lichtstärke. Ähnlich sind Schupmanns Medialfernrohre, ein Zwischenglied zwischen Refraktoren und Reflektoren. Beim Brachymedial (Fig. 12) ist die Flintglaslinse F von der Crownglaslinse C getrennt und in großem Abstand von ihr näher am Brennpunkt aufgestellt. Hinter der Flintglaslinse ist ein Hohlspiegel H derart angebracht, daß die Lichtstrahlen nach der Reflexion die Flintglaslinse F zum zweitenmal passieren und zwischen beiden Linsen ein reelles Bild erzeugen, das durch einen unter 45° gegen die Achse geneigten Spiegel S der Beobachtung durch das seitlich angebrachte Okular O zugeführt wird, in ähnlicher Weise wie beim Newtonschen Spiegelteleskop. Bei dem Medial (Fig. 13) ist die Flintglaslinse nebst Hohlspiegel sogar hinter dem Brennpunkte der Crownglaslinse C angebracht. Im Brennpunkte derselben steht ein total reflektierendes Prisma P, so daß der Achsenstrahl rechtwinklig abgelenkt wird; die Lichtstrahlen fallen dann auf die Flintglaslinse F und den Hohlspiegel, kehren wieder zurück und vereinigen sich neben dem Prisma P zu einem reellen Bilde, das nun der Okularbeobachtung zugänglich ist. Bei Schupmannschen Fernrohren ist die Aufhebung des sekundären Spektrums auch mit gewöhnlichem Crown- und Flintglas möglich.

Fig. 13. Medial.

Vgl. Schupmann, Die Medialfernrohre (Leipz. 1899). Über Beugungsfernrohre s. Beugung des Lichtes, S. 780.

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 angeordnet, daß das reelle Bild zwischen ihnen entsteht; das Ramsdensche Okular dagegen ist im wesentlichen eine aus zwei Linsen zusammengesetzte Lupe, mit der 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 in der Brennebene des Objektivs angebracht werden.

Unter Vergrößerung eines Fernrohrs versteht man die Zahl, die angibt, unter wievielmal größerm Sehwinkel ein Gegenstand durch das F. als mit bloßem Auge gesehen wird (strenger ausgedrückt: das Verhältnis der Tangenten der beiden Sehwinkel). Der Sehwinkel beim Sehen mit bloßem Auge aber ist gleich dem Winkel A c B (Fig. 1, S. 437), unter dem der Gegenstand AB vom Mittelpunkt c des Objektivs aus gesehen würde, oder gleich dem Winkel a c b, unter dem sein reelles Bild von demselben Punkt aus erscheint; der Sehwinkel dagegen, unter dem man den Gegenstand durch das F. erblickt, ist a m b; dieser verhält sich aber zu jenem wie die Entfernung des Bildes a b vom Punkte C zu derjenigen vom Punkte m, das ist wie die Brennweite des Objektivs zu der Brennweite des Okulars. Die Vergrößerung ist also gleich der Brennweite des Objektivs, dividiert durch die Brennweite des Okulars. Zur genauern Messung der Vergrößerung dienen das Auxometer und Ramsdens optisches Dynamometer. Da die stärksten Okulare eine Brennweite von 4 mm haben, so würden mit den größten existierenden Refraktoren, dem Yerkesrefraktor (102 cm Öffnung, 19,4 m Brennweite) und dem Lick-Refraktor (90 cm Öffnung, 16,8 m Brennweite), 4200–4800fache Vergrößerungen theoretisch zu erzielen sein; infolge der Unruhe der Luft sind jedoch bei so starken Vergrößerungen keine guten Bilder mehr zu erzielen, so daß auch bei diesen Riesenteleskopen die zulässige Maximalvergrößerung höchstens 2500–3500 beträgt. Bei dieser Vergrößerung sieht man in diesen Riesenfernrohren die Mondoberfläche in einer Deutlichkeit, als wenn man sie in einer Entfernung von 110–150 km mit bloßem Auge betrachten könnte.

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 ist bei den schwachen Vergrößerungen, für die es gebraucht wird, um so größer, je größer der nicht abgeblendete Objektivdurchmesser und je kürzer das Rohr ist. Es hat kleineres Gesichtsfeld als die terrestrischen und die Prismenfernrohre bei gleicher Vergrößerung, zeichnet sich aber durch einfache Konstruktion und fast immer große Lichtstärke aus. 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 u. farblos hervortreten. Zur Prüfung der Lichtstärke sucht man im Dunkeln nach entfernten Gegenständen, die mit bloßem Auge nicht mehr wahrgenommen werden. Bei großer 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 Raumes sichtbar zu machen, bis wohin der gewöhnliche Blick nicht dringt.

[Geschichtliches.] Über die Erfindung des Fernrohrs herrscht noch einige Unsicherheit. Zwei Optiker, Zacharias Jansen und Hans Lippershey, die zu Anfang des 17. Jahrh. zu Middelburg in Holland lebten, haben, wie ihre Nachkommen, lange um die Priorität gestritten, und erst neuere Forschungen haben für Lippershey entschieden, der aber vielleicht nur den Anregungen des Mathematikers Adrian Metius gefolgt war. Jedenfalls legte Lippershey 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, das dasselbe leistete wie das holländische, und mit dem er gleich in der ersten Nacht (7. Jan. 1610) drei Jupitermonde entdeckte. Der Erfinder des astronomischen Fernrohrs ist Kepler (1611), der 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 F. Die erstern größern Fernrohre konstruierte Huygens. Die Brennweiten seiner Objektive betrugen 12–34 Fuß, und die angewendeten Vergrößerungen gingen bis etwa 100 mal. 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 Farnenzerstreuung 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) zu großer Vollkommenheit gebracht, und Herschel, Rosse und Lassel konstruierten Spiegelteleskope von riesiger Größe. Gegen die Mitte des 18. Jahrh. gab Euler die Mittel zur Erzielung eines achromatischen Fernrohrs an, und 1758 konstruierte Dollond das erste derartige Instrument. Wesentlich vervollkommt wurde das achromatische F. durch Fraunhofer um 1820, der bald Objektive und Refraktoren in einer Vollendung und mit einer optischen Kraft darstellte, wie sie bis dahin nie gesehen worden waren. Das dialytische F. erfand Simon Plößl (1794–1868). Vgl. Prechtl, Praktische Dioptrik (Wien 1828); Steinheil u. Voit, Handbuch der angewandten Optik (Leipz. 1890, Bd. 1); Servus, Geschichte des Fernrohrs (Berl. 1885); Strehl, Theorie des Fernrohrs (1. Teil, Leipz. 1894); Wolf, Geschichte der Astronomie (Münch. 1877).