Abenteuer Astronomie

Ziel eines jeden Hobbyastronomen – und natürlich auch der Profis – ist es, im Teleskop ein möglichst scharfes und kontrastreiches Bild des beobachteten Objektes zu erhalten. Dementsprechend werden auch die angebotenen Teleskope mit Begriffen wie „knackscharf“ oder „kontraststark“ beworben. Dass die Realität leider manchmal anders aussieht, musste schon mancher Sternfreund leidvoll erfahren – und dies hängt nicht nur von den Umweltbedingungen (Seeing, Transparenz…) ab, sondern auch ganz stark vom verwendeten Teleskop.

Das erste astronomisch eingesetzte Teleskop wurde von Galileo Galilei entworfen und für Cosimo II. de‘ Medici hergestellt. Es ist heute im Museo Galileo in Florenz ausgestellt und kann dort besichtigt werden. Es verfügte über eine einfache einzelne Frontlinse. Diese einzelne Linse projizierte dann ein Bild, dass mit dem Okular des Teleskops vergrößert betrachtet wurde.

Gleichzeitig wirkt eine solche Linse aber wie jede keilförmige Glasfläche als Prisma. Das heißt, sie bricht unterschiedliche Wellenlängen unterschiedlich stark (Dispersion) und zerlegt damit das Licht regenbogenartig in seine einzelnen farbigen Komponenten. Ein solches Teleskop weist sehr starke farbige Ränder an Hell-/Dunkel-Übergängen auf, was die Schärfe und den Kontrast der Abbildung deutlich mildert (chromatische Aberration). Den entstehenden Farbfehler nennt man das ‚primäre Spektrum‘.

Achromat

Eine deutliche Verbesserung kam im 18. Jahrhundert mit der Entwicklung achromatischer Objektive. Hier werden zwei Glassorten mit unterschiedlich starker Dispersion kombiniert (üblicherweise Kron- und Flintglas). Nach einer konvexen herkömmlichen Linse aus Kronglas folgt eine deutlich schwächere konkave Linse aus Flintglas. In Summe haben die stärkere konvexe Linse und die schwächere konkave Linse immer noch eine konvexe Wirkung, so dass sie ein Abbild des Objektes erzeugen können. Durch die stärkere Dispersion der zweiten konkaven Linse kann man jedoch die Dispersion der ersten Linse weitgehend ausgleichen, so dass der Farbfehler viel geringer wird. Üblicherweise werde solche Linsensysteme so berechnet, dass sie rotes Licht einer bestimmten Wellenlänge und blaues Licht einer anderen Wellenlänge auf einen gemeinsamen Punkt bündeln. Die dazwischen liegenden Bereiche mit orangem, gelbem und grünem Licht liegen allerdings nicht genau auf diesem Punkt und erzeugen somit immer noch einen, wenn auch deutlich geringeren Farbfehler. Diesen verbleibenden Farbfehler nennt man das ‚sekundäre Spektrum‘.

Fraunhofer Achromat

Josef Fraunhofer fügte dann zwischen diese beiden Linsen einen geringen Luftspalt ein. Durch diesen Luftspalt können dann bei genauer Dimensionierung nicht der Farblängsfehler, aber zusätzlich der Öffnungsfehler und die Koma des Objektivs (weitere Fehler, die hier aber nicht weiter ausgeführt werden) weiter reduziert werden.

Zweilinsige oder ED-Apochromaten

Spezielle Glassorten habe bereits von Hause aus deutlich geringere Farblängsfehler als andere. Hier sind Flussspat, Fluorkronglas oder Lanthankronglas zu erwähnen. Kombiniert man solche Gläser zu einem achromatischen Objektiv, so kann man bei genauer Berechnung den Farblängsfehler auf bis zu 10% reduzieren.

Apochromaten

Der klassische Apochromat verfügt über ein dreilinsiges Objektiv, so dass die Kurve des Farblängsfehlers S-förmig mit sehr flachen Ausbuchtungen wird. Sie schneidet die Null-Achse bei Rot, Grün und Blau. Zur Vermeidung interner Reflektionen an den zahlreichen Oberflächen werden häufig auch ölgefüllte Objektive verwendet. Als geradezu legendär in ihren optischen Eigenschaften sind hier beispielsweise die APQ-Objektive von Zeiss zu nennen.

Abschließend zu erwähnen ist, dass außerhalb des sichtbaren Bereiches des Farbfehler auch des besten Objektives deutlich zunimmt, so dass speziell bei der Astrofotografie mit Monochromkameras meistens Blockfilter für Infrarot und Ultraviolett zum Einsatz kommen.

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