Teleskop

fra Wikipedia, den gratis encyklopædi
Spring til navigation Spring til søgning
Teleskop ved Orangeri Kassel
Astronomisk teleskop med tredobbelt objektiv , stjernediagonal og søger

En kikkert, også en linse teleskop eller refraktor, er et optisk instrument, der, når det anvendes, gør fjerne objekter synes mange gange tættere på eller større. Dette opnås ved at øge synsvinklen ved hjælp af linser . Prismer og spejle kan bruges til at rette billedet eller reducere teleskopets samlede længde.

Udviklingen af ​​kraftfulde teleskoper spillede en vigtig rolle i astronomiens historie . Sammen med reflektorteleskoper udgør teleskoper klassen af optiske teleskoper .

Ordets oprindelse

Ordet teleskop er en bogstavelig germanisering af det latinske rør telescopius "fjernsynsrør", fra tubus "rør, rør", fra oldgræsk τῆλε tele "fern" og σκοπεῖν skopein "se, observer" (se også -skop ). Maximilian Hell hyldede Wilhelm Herschels opdagelse af Uranus i 1789 ved at navngive to stjernebilleder som Tubus Herschelii Maior og Tubus Herschelii Minor , med henvisning til teleskoper bygget af Herschel. Johann Elert Bode kombinerede derefter de to stjernebilleder til et i 1801 og opfandt udtrykket Telescopium Herschelii for det. Det tyske ord eksisterede allerede på dette tidspunkt, men de oprindeligt synonyme ord teleskop og teleskop divergerede. I dag er teleskop det generiske udtryk. Teleskop står for et optisk teleskop, der består af linser. Tubus beskriver den tekniske komponent i skallen, hvori linsen, spejlet og prismen er lukket.

Struktur og funktionalitet

Teleskoper består generelt af en kombination af linser, der holdes på plads af en mekanisk struktur. Afhængigt af lysets strålebane gennem linserne skelnes der mellem Galilei -teleskop og Kepler -teleskop . Yderligere optiske elementer kan justere billedet, når de kigger ind i teleskopet på samme måde som originalen. Strålebanen i teleskopet kan foldes ved hjælp af spejle for at opnå et kort design på trods af den lange brændvidde.

Galileo teleskop

Strålebane i et Galileo -teleskop

Galilei -teleskopet , også kendt som det hollandske teleskop , blev opfundet af den hollandske brilleproducent Hans Lipperhey omkring 1608 (og på samme tid af Jacob Metius og Zacharias Janssen og hans far) og blev videreudviklet af fysikeren og matematikeren Galileo Galilei . Den har en konveks konvergerende linse som objektiv og en konkave divergerende linse med en mindre brændvidde som okular. Da okularet har en negativ brændvidde, skal det være inden for linsens brændvidde, så linsens og okularets brændpunkter falder sammen på observatørens side. Der oprettes et virtuelt, opretstående og lateralt korrekt billede, men med et lille synsfelt . Galilei -teleskopet bruges i dag til operaglas og teleskopglas . Princippet bruges også i telekonvertere .

Kepler teleskop

Strålebane i Kepler -teleskopet. Objektet (1) genererer et omvendt, reelt mellembillede (5) af objektet (4), som kan ses med okularet (2). Øjet (3) ser et forstørret, virtuelt billede (6) på en tilsyneladende kort afstand (stiplede linjer).

Et Kepler -teleskop ( astronomisk teleskop) er et teleskop, der følger et design beskrevet af Johannes Kepler i 1611. Ifølge dette er okularet også en konveks konvergerende linse (med en mindre brændvidde). Okularet og objektivet er sat op på afstand af deres tilføjede brændvidder. Synsfeltet er mere omfattende end med Galileo -teleskopet. Om Johannes Kepler virkelig brugte denne type teleskop - hvilket bortset fra f.eks. I astronomi . B. bruges også i geodetiske teodolitter - opfundet er usikkert. Det første overlevende Kepler -teleskop blev bygget af jesuiten Christoph Scheiner omkring 1613.

Da strålevejen krydser i teleskopet, skaber linsen et omvendt og omvendt (dvs. roteret 180 grader) virkeligt billede af det objekt, der ses, som forstørres ved hjælp af okularet ( forstørrelsesglasets princip).

Skift sider

Kepler -teleskoper producerer et billede roteret 180 ° for observatøren. Det er på hovedet i forhold til originalen og er vendt. Når teleskopet drejes, bevæger billedet sig i den modsatte retning, end når man kigger gennem et tomt rør. Det samme gælder for pander op og ned. Dette kan afhjælpes med ekstra linser eller med prismer:

For at justere billedet på samme måde som originalen, er der følgende muligheder for "omvendt optik":

  • to skrå spejle placeret i bjælkevejen (normalt ved 45 °)
  • to prismer , hvis bagflader fungerer som spejle på grund af total refleksion
  • en tredje konvergerende linse for at vende billedet igen (såkaldte terrestriske vendingssætninger osv.)

Med prisme kikkert (kikkert) og spotting scopes , drejes det omvendte billede af Kepler teleskopet 180 ° ved hjælp af forskellige prisme systemer . Afhængigt af designet er der også en kortere konstruktion. Billedet kan også vendes ved hjælp af en opretningslinse . Det finder z. B. brug med observation teleskoper og nogle sigtekikkerter, men også med teleskopiske teleskoper eller terrestriske teleskoper for på farten eller på havet. På trods af forstørrelser på omkring 20 til 60 gange er den lille, sammenklappelig og billig. Ulemper er den lavere lysintensitet og adgangen til udeluften ved adskillelse, hvorved snavs og vand kan trænge ind. Nyere typer og spotting scopes har derfor et fast rør og forkorter den samlede længde med et lige Porro prisme eller et let bøjet inverterende prisme . Dette er også muligt med en (negativ, diffunderende) fokuseringslinse - for eksempel i nyere teodolitter og elektroniske totalstationer .

Det forkerte billede accepteres med de større teleskoper, der bruges i astronomi , da orienteringen af ​​de objekter, der skal observeres på himlen normalt ikke er relevant. For at forbedre udsynet til okularet bruges ofte 90 ° eller 45 ° afbøjende prismer og spejle, hvis billede da i det mindste er opretstående eller sidekorrekt ( zenitspejl ).

En fjerde mulighed er at bruge et divergerende objektiv som okular, som gør det astronomiske teleskop til et Galileo -teleskop. Det er visuelt mindre gunstigt, men på grund af den ekstremt korte konstruktion z. B. meget almindelig for teaterbriller (almindeligvis kendt som " operagazere "). Imidlertid tillader Galileo -konstruktionstypen ikke fastgørelse af et trådkors eller mikrometer.

Objektiv og okular består af mere end et objektiv

Hver optisk linse har mere eller mindre stærke langsgående og laterale farvefejl. Forskellige bølgelængder brydes i forskellige grader. Langbølget rødt lys brydes mindre end kortbølget blåt lys. Der er således et separat fokuspunkt for hvert bølgelængdeområde. I praktisk observation fører dette til irriterende farvekanter.

Tidligere blev der forsøgt at reducere langsgående kromatisk aberration ved at konstruere teleskoper med den længst mulige brændvidde. Danzig- lærden Johannes Hevelius brugte meterlange luftteleskoper .

En anden mulighed for minimering er kombinationen af glaslinser med forskellige Abbe -numre . En gruppe på to linser placeret en kort afstand fra hinanden kaldes en achromat . Hvis der er tre eller flere linser, taler man om apokromater . Chester Moor Hall og Joseph von Fraunhofer var pionerer inden for denne teknologi.

Med okularet har flere linser også til opgave at forstørre synsfeltet . Med teleskopets stigende størrelse og krav til billedets kvalitet bliver design og konstruktion af sådanne objektivsystemer meget komplekse.

Foldbare refraktorer

Schaer refraktor, strålevej
Foldbare refraktorer med 230 mm objektivdiameter og 2058 mm brændvidde

De foldbare refraktorer er en særlig type teleskop. Bjælkevejen afbøjes for det meste af et eller to plane spejle, så det er praktisk talt foldet. De forskellige foldevarianter er ofte opkaldt efter deres designere eller teleskopets ydre udseende. Fagottens refraktor (simpel foldning) minder om den bøjede konstruktion af musikinstrumentet med samme navn, og Newton -refraktoren (dobbeltfoldning) minder om det newtoniske reflekterende teleskop på grund af dets okular. Schaer refraktoren er foldet to gange og opkaldt efter sin designer.

Okulære centerprismer eller spejle er ikke inkluderet i klassificeringen af ​​disse konstruktionstyper. De betragtes som tilbehør til alle typer teleskoper.

Linseformede linser har den ulempe, at de danner farvekanter i billedet på grund af lysets brydning. Denne såkaldte kromatiske aberration var tidligere kun acceptabel for simple tolinser (" akromatiske linser ") fra et blændeforhold på mindre end ca. 1:15. Dette gjorde teleskoperne meget lange og uhåndterlige med større åbninger.

Forskellige dobbeltfoldede refraktorer blev designet af blandt andre E. Schaer, Ainslie og G. Nemec. Det er ofte svært at skelne mellem Ainslie- og Nemec -typerne, da de er meget ens bortset fra mindre ændringer i strålestyringen. Så Ainslie førte strålebanen for sin Newton -variant efter 2. refleksion til siden af ​​den indfaldende strålebane.

Amatørastronomerne Nemec, Sorgenfrey, Treutner og Unkel blev kendt i 1960'erne til slutningen af ​​1970'erne for deres astrofotos i høj kvalitet med deres foldbare refraktorer. Denne berømmelse bragte også denne type refraktor en vis popularitet.

I dag bruges foldbare refraktorer hovedsageligt som gør-det-selv-enheder af amatørastronomer og nogle offentlige observatorier. Wachter -virksomheden tilbød en Schaer -refraktor fra industriel serieproduktion i 1970'erne og 1980'erne. Det var en FH 75/1200 mm fra den japanske producent Unitron.

Coude refractor

Refraktor for Volkssternwarte Aachen

Også med Coudé -refraktoren foldes strålebanen af ​​to plane spejle eller prismer. Disse leder lyset gennem holderen til et fast fokus . Fordelen ved dette design er observationen fra et fast sted, som kan udstyres med siddepladser, hjælpemidler og et arbejdsbord uden store anstrengelser, mens det normalt relativt lange teleskop bevæger sig uafhængigt af dette. Ulempen er rotation af billedet forårsaget, når teleskopet drejes eller blot justeres, så astronomisk fotografering kun er mulig med korte lukkerhastigheder eller kompleks rotationssporing skal installeres. Da strålebanen sædvanligvis føres gennem en akse på bjerget, er stort set kun relativt store instrumenter fra en åbning på ca. 8 tommer opad designet som Coudé -refraktorer.

Coudé -systemet bruges også med reflektorteleskoper.

Design til specielle applikationer

Gammelt militært teleskop

Til terrestriske observationer bruger man

  • Kikkert (kikkert): kompakte teleskoper med kort brændvidde med prisme systemer, der giver et opretstående og lateralt korrekt billede. Kikkerten har normalt 6 til 10 gange forstørrelse og en separat strålebane for hvert øje ( objektiv , prisme system og okular). De kaldes monokularer med det ene øje
  • Opera viewer : meget kort dobbelt linse (type Galilei ) med kun 2 til 3 gange forstørrelse
  • Spotting scopes , relativt kompakte og robuste refraktorer til enkeltøje (monokulær) observation; Objektiv diameter op til 100 mm, forstørrelse normalt 20 til 60 gange
  • stationære observationsteleskoper til natur- og landskabsobservation, f.eks. B. på slående udsigtspunkter
  • Riffelomfang med lav forstørrelse og høj lysintensitet.

For astronomiske observationer:

udvidelse

Forstørrelsen defineres af forholdet mellem objektivets og okularets brændvidder. Det betyder, at et teleskop med udskiftelige okularer, som det er sædvanligt i astronomi, ikke har en fast forstørrelse; jo længere brændvidde det anvendte okular er, desto lavere er den resulterende forstørrelse. På grund af forskellige faktorer (se forstyrrelsesvariabler ) er en overdreven forstørrelse meningsløs.

karakterisering

Små teleskoper og kikkert er kendetegnet ved to tal, f.eks. B. 6 × 20 mm (lommeenhed) eller (20 til 40) × 50 ( spotting scope ). Den første information vedrører forstørrelsen , den anden til målets åbning ( blænde ) i mm. Variable forstørrelser (f.eks. 20 til 40) muliggøres af zoom -okularer . Brug af en kikkert giver indtryk af rumlig vision , hvilket forbedrer opfattelsen.

I teleskoper til astronomiske observationer, forholdet mellem blænden til brændvidde (den fokale forholdet er), der anvendes som parameter for udførelsen af instrumentet. Forstørrelsen afhænger af det anvendte okular, som normalt kan ændres. En refraktor 100/1000 har en blænde på 100 mm og en brændvidde på 1000 mm og dermed et blændeforhold på 1:10 (normalt skrevet som F / 10).

Forstørrelsen af ​​en refraktor skyldes forholdet mellem objektivets og okularets brændvidder. En enhed med en 1000 mm objektiv brændvidde og 5 mm okularets brændvidde har således en 200 gange forstørrelse. På grund af den begrænsede opløsning på grund af diffraktion er en sådan forstørrelse kun nyttig, hvis åbningen af ​​målet er stor nok. Som en retningslinje har den såkaldte nyttige forstørrelse det dobbelte af den numeriske værdi som objektivdiameteren på linsen i millimeter. I det givne eksempel skal teleskopet have en åbning på 100 mm.

Størrelsen på exit -pupillen (AP) er en anden interessant parameter. Det beregnes som produktet af okularets brændvidde og blændeforholdet [1] eller som kvotienten for blænde og forstørrelse. [2] I ovenstående eksempler ville udgangspupillen være 20 mm / 6 = 3,3 mm eller 5 mm · 100/1000 = 0,5 mm. Okularets konstruktion bestemmer placeringen af ​​AP. Det skal være tilgængeligt for øjet. Øjens pupil begrænser mængden af ​​lys, der kan komme ind i øjet. Når AP er mindre end øjet, er billedet mørkere, end når det ses med det blotte øje. Hvis det er større, fremstår billedet højst lige lyst. Et natlinser har derfor en udgangspupil på mere end 5 mm.

Teleskopkraft bruges også til at beskrive et teleskops nyttige kraft, når man ser eller løser detaljer om et objekt, baseret på det blotte øjes kraft.

Visuel og fotografisk brug

Møntdrevet teleskop på øen Juist i Nordsøen

Når du bruger teleskopet visuelt, fungerer øjet som modtager . For at gøre dette skal det optiske system være afokalt , det vil sige, at teleskopet skal generere parallelle lysstråler, der kan modtages af det afslappede øje på nethinden. Dette opnås ved hjælp af et okular.

Teleskoper, der kun har ét mål , producerer ikke et stereoskopisk billede. Desuden er de objekter, der skal observeres, normalt så langt væk, at lysstrålerne er næsten parallelle. Men kikkerter bruges tilgange til binokulære syn . Disse bør muliggøre mere afslappet syn. For at gøre dette er strålebanen delt, hvilket reducerer billedets lysstyrke .

Når man observerer fjerne objekter, er de indfaldende stråler næsten parallelle. I dette tilfælde konverterer teleskopet indfaldende, næsten parallelle stråler til at forlade parallelle stråler, men ændrer vinklen og tætheden af ​​disse stråler på forhånd. Ændringen i vinklen forårsager forstørrelsen. Den større tæthed af strålerne øger billedets lysstyrke. I tilfælde af todimensionale observationsobjekter kan billedets lysstyrke imidlertid ikke være større end objektets lysstyrke.

I fotografisk brug, teleskopet har den funktion af en meget lang brændvidde linse . På grund af deres lange brændvidde og vægt, holdes og flyttes store teleskoper af beslag .

Forstyrrelsesvariabler

diffraktion

På grund af lysets diffraktion er teleskopets opløsningsevne begrænset af målets diameter. Forstørrelsen, der optimalt tilpasser teleskopets opløsningsevne til det menneskelige øje, er kendt som nyttig forstørrelse . Dette er numerisk omtrent lige så stort som teleskopets objektiv (åbning) i millimeter. Ved en større forstørrelse vises stjerner ikke som punkter, men derimod som diske omgivet af koncentriske cirkler (diffraktionsringe).

Luftturbulens

Opvarmet luft stiger op fra gulvet, utilstrækkeligt tempererede observatorier - kupler eller observation ved det åbne vindue forårsager irriterende striber .

Især om vinteren og under visse vejrforhold kan man tydeligt se et gnistre af stjerner kendt som scintillation . Dette skyldes roterende konvektionsceller , der dannes ved varmeoverførslen mellem koldere og varmere luftlag. Ofte optræder stjernerne og planeterne i små teleskoper som "vaklende pletter"; de bliver slørede i fotografiske optagelser. Normalt forbedres situationen, når natten skrider frem.

Astronomer kalder denne faktor at se . Placeringen af ​​en stjerne kan variere med 1 "til 3" på grund af dårligt syn. Et godt teleskop med en opløsning på 1 ", som skal have en blænde på omkring 150 mm, bliver derfor sjældent udnyttet fuldt ud. At se er mindre vigtigt, når man observerer todimensionale genstande som stjernetåger eller kometer .

Stabilitet af teleskopopsætningen

Monteringen, som teleskopet holdes og flyttes med, bestemmer, hvilke forstørrelser der kan bruges fornuftigt med et teleskop. Enhver overdreven vibration i holderen (f.eks. På grund af vind) er mærkbar som en rysten af ​​det observerede objekt i okularets synsfelt . Monteringen skal derfor være så stiv som muligt, med lidt vibrationer og ikke blive overvældet af vægten af ​​det anvendte teleskop.

I en kikkert , der ofte kun holdes i hånden, er okularer normalt installeret permanent, hvilket kun tillader relativt lave forstørrelser. Med disse instrumenter lægges større vægt på lysintensiteten . Et fast stativ er også en fordel her.

Forholdsregler ved observation af solen

Når observere den solen gennem et teleskop, en egnet sol skal anvendes filter, som er fastgjort foran linsen. Filtre, der er skruet foran okularet, modtager allerede den øgede intensitet og kan briste som følge af varmeudviklingen og i værste fald føre til, at observatøren bliver blind. Lysreducerende alternativer er Herschel-kilen , pentaprismen og Bauernfeind- prismen , som begge må og skal (visuelt) bruges med grå dæmpningsfiltre i okularet. Solprojektionsmetoden , der er egnet til samtidig observation af flere personer, kan bruges uden at reducere lyset.

Synsfelt i teleskopet

Ved brug af et teleskop er synsfeltet på den ene side mærkbart begrænset, på den anden side præsenteres det mere tydeligt. Okularet bestemmer i det væsentlige billedets kvalitet og observationens ergonomi, især størrelsen af ​​det tilsyneladende synsfelt. Moderne okularer viser et synsfelt på omkring 45 °, med vidvinkel okularer 55 til 75 °, afhængigt af prisen.

Det sande synsfelt, den synlige sektion af objektrummet, handler om instrumentets forstørrelsesfaktor, der er mindre end det tilsyneladende synsfelt. Har et okular z. B. et tilsyneladende synsfelt på 50 °, så har et teleskop med 50x forstørrelse et sandt felt på 1 °. Typiske astronomiske teleskoper er 0,5 ° ( månediameter ), almindelige kikkerter er omkring 7 ° (5 ° til 10 °), observationsteleskoper et par grader.

Den mest nøjagtige måde at bestemme synsfeltet er at passere gennem en stjerne : Vi leder efter en stjerne tæt på ækvator - helst i syd , i cirka 40 ° højde (mere præcist 90 ° minus breddegrad ) - og måler, hvor længe det tager at vandre gennem synsfeltet. (Decimal) (tid) minutter skal divideres med fire. Hvis passagen tager 2,4 minutter, har teleskopet et synsfelt på φ = 0,60 °. Hvis du kender denne værdi, kan afstande estimeres. F.eks. Er en stående person på 1,70 m, der bare fylder 0,60 °, 1,70 / sin (φ) = 162 m væk fra os. Jægere , sømænd og militærpersonale bruger også teleskoper eller kikkert med skalaer - men der er nyttige tommelfingerregler . Derfor kan alle, der ønsker at perfektionere den beskrevne proces, først prøve den på en kikkert. Bedre enheder angiver grader (eller målerne over en afstand på 1 kilometer). Normal 7x50 kikkert har et synsfelt på omkring 7,2 ° eller 125 m ved 1 km.

Tilslutning af et kamera til et teleskop

LM digital adapter med Canon EOS 5D

En mekanisk og optisk justering er nødvendig for at tilslutte et kamera . En adapter forbinder enten kamerahuset med fokuseren eller kameraet og objektivet med okularet. En fast mekanisk forbindelse er særlig vigtig, da de mindste bevægelser (vibrationer) i kameraet i høj grad reducerer billedkvaliteten. En trådløs fjernbetjening skal bruges til at udløse kameraet. Desuden er en optisk justering af strålevejen nødvendig, så et fuldt belyst og skarpt billede projiceres på kameraets sensor ( CCD / CMOS ) eller filmen.

Hvis du har en meget stabil hånd, kan du tage billeder uden adapter. Fotolinsen skal dog først have den korrekte brændvidde og for det andet være nøjagtigt centreret (og i den korrekte afstand) bag okularet, så dele af synsfeltet ikke skæres af. Dette er mere en risiko end mulig sløring .

Ved terrestriske optagelser skal det bemærkes, at eksponeringsmåleren gennem teleskopet ikke behøver at være nøjagtig. I astrofotografering er sporing nødvendig på grund af jordens rotation, som kun kan udelades for lyse genstande ( sol , måne, Venus til Jupiter).

historie

Før opfindelsen af ​​teleskopet med linseoptik blev kiggen gennem et simpelt rør (et såkaldt periskop ) brugt til at blokere spredt lys, så enkelte himmellegemer kunne ses tydeligere. Effekten har været kendt siden oldtiden, selvom påstande som f.eks B. Aristoteles og Plinius, at man kan se stjernerne selv i løbet af dagen fra bunden af ​​en dyb brønd, er endnu ikke blevet bekræftet uden tvivl. [3]

Det var først med fremkomsten af ​​brilleglas i 1200 -tallet, at det endda var muligt at bygge et teleskop. Princippet om linser var kendt fra brilleglas. Imidlertid var de anvendte briller for upræcise i begyndelsen til at kunne bygge et brugbart teleskop med dem. Præcis bearbejdede linser var påkrævet til teleskopmålene, som ikke var tilgængelige på denne måde.

Før teleskopets opfindelse tænkte forskere over hele verden på, hvordan man bedre kan observere stjernerne med optiske hjælpemidler. I Codex Atlanticus af Leonardo da Vinci er der for eksempel en note, der beviser hans intention om at rette en optisk forstørrelsesenhed mod månen: Fa ochiali davedere / la luna grande […] . [4] (tysk oversættelse: "Tag briller på for at se / den store måne"). Heinz Herbert Mann kommenterer dette indlæg således: “I sin analogibaserede tankegang kan Leonardo have spurgt sig selv: Hvilken linse forstørrer månen? Med dette tænker han på, hvilket objektiv der ville forstørre over en lang afstand. Dette var bare en idé, der endnu ikke var baseret på et gennemførligt teknisk koncept. " [5]

Det er interessant, hvorfor linserne pludselig blev nyttige i slutningen af ​​1400 -tallet. Dette havde meget at gøre med den nye bogtrykning , som Gutenberg havde givet impulsen til. Efterhånden som antallet af bøger steg, steg antallet af mennesker, der kunne læse i borgerskabet. Uundgåeligt steg efterspørgslen efter visuelle hjælpemidler til læsning hurtigt, hvilket førte til, at det tidligere venetianske (italienske) monopol på fremstilling af linser og briller blev brudt. For eksempel har brilleproducenter nu også bosat sig i Nürnberg. Den øgede efterspørgsel førte ikke kun til en udvidelse af slibning af briller, men også til udvikling af nye teknikker. Linsernes kvalitet blev forbedret og sikrede, at det i slutningen af ​​1500 -tallet var muligt at bruge det materiale, der nu var tilgængeligt, til at bygge enheder, som man kunne se meget langt ind i det fjerne.

Opfindelsen og udviklingen af ​​teleskopet i begyndelsen af ​​1600 -tallet

Det første teleskop blev endelig konstrueret i 1608 af brillekværnen Hans Lipperhey . Han præsenterede det i forbindelse med konfrontationen mellem den skrantende stormagt Spanien og det nyoprettede Holland. Moritz von Nassau , generalguvernør i de nordlige provinser, fik demonstreret Lipperheys nye opdagelse foran den spanske ambassadør Spinola nær Haag , sandsynligvis den 29. september 1608. På dette møde og demonstrationen af ​​apparatet blev det klart, at dette ny optisk hjælp blev brugt, kunne bringe vidtrækkende fordele, især i den militære sektor. Denne demonstration af Moritz von Nassau var derfor ikke en simpel demonstration af en nysgerrighed i et ædelt miljø, men derimod en demonstration af hans egen tekniske overlegenhed over spanierne. Ud over Moritz von Nassaus hensigt blev det også på dette møde og demonstrationen påpeget, at dette instrument kunne bruges til at udføre mere præcise observationer af himlen, da det nu var muligt at genkende små himmellegemer, der ellers næppe eller slet ikke at se. Det kan dog siges, at hovedfokus under denne demonstration og i de følgende århundreder var på den militære brug af teleskopet. [6]

Lipperheys præstation i udviklingen af ​​enheden bestod i at bruge den viden, han allerede havde, bygge et teleskop ved hjælp af to linser og til sidst tilføje en membran til denne konstruktion, hvilket sikrede, at billedet ikke længere blev sløret. Er sprach zudem nicht nur beim Hof vor, um einen Markt für sein Fernrohr zu erschließen, sondern auch, um ein Patent auf sein Gerät zu erhalten. Dies wurde ihm jedoch verwehrt mit dem Verweis darauf, dass auch andere bereits ähnliche Vorrichtungen entwickelt hätten und der Nachbau zu einfach war. [7] Auch Jacob Metius wird mit der Erfindung des Teleskops in Verbindung gebracht, er bewarb sich drei Wochen später als Lippershey um das Patent. Im Oktober 1608 erteilten die Generalstaaten Lippershey einen Auftrag über Teleskope, Metius erhielt eine Anerkennungsprämie, worüber er so verärgert war, dass er sich ganz aus dem Geschäft mit Teleskopen zurückzog. Zacharias Janssen als dritter Erfinder präsentierte die Erfindung dagegen gleich 1608 auf der Frankfurter Messe.

Erfindung des Galilei-Fernrohrs

Galileo Galilei erfuhr im April oder Mai 1609 von der Erfindung des Fernrohrs in den Niederlanden durch Lipperhey. [8] Für ihn als wissenschaftlichen Instrumentenbauer war die Nachricht ein Glücksfall und so baute er mit käuflichen Brillenlinsen ein kleines Rohr mit zwei- bis dreifacher Vergrößerung, indem er verschiedene Entfernungskombinationen mit konvexen Objektivlinsen und konkaven Okularlinsen ausprobierte. [9] Kurz darauf war er in der Lage, bessere Instrumente mit etwa achtfacher und dann sogar dreißigfacher Vergrößerung zu bauen. Eines dieser leistungsstarken Fernrohre führte er im August 1609 auf dem Turm von San Marco einigen Patriziern der Stadt Venedig vor. [10] Der Wert des 60 cm langen Rohres, dessen Objektiv aus einer konkaven Linse und Okular aus einer konvexen Linse bestand wurde sofort von den Zuschauern erkannt. So konnte man mit dem Galilei-Fernrohr die Schiffe auf hoher See bereits zwei Stunden vor der Ankunft im Hafen erkennen. [11]

Dies barg vor allem militärische und handelstechnische Vorteile. Wissenschaftliche Erkenntnis war für die venezianischen Staatsmänner zweitrangig. Ein noch besseres Fernrohr schenkte er dem Dogen von Venedig , Leonardo Donati, ein anderes dem Großherzog von Toskana. [12] Galilei wurde dementsprechend mit einer Gehaltserhöhung von 1000 Florentinern und einer Professur auf Lebenszeit gedankt. [13] Bezeichnend für Galilei als Physiker sind die Bemühungen, das Fernrohr zum Messen zu benutzen. Dazu bestimmte er den Durchmesser des Gesichtsfelds im Winkelmaß und schätzte die zu messende Strecke, beispielsweise die Abstände der Jupitermonde, in Bruchteilen des Gesichtsfelds. [14] Am Bauprinzip des holländischen Fernrohrs oder am physikalischen Verständnis hat Galilei nichts geändert oder gar verbessert. Dies geschieht erst mit der Erfindung des astronomischen Fernrohrs durch Kepler . [15]

Zwei Fernrohre Galileis

Fernrohrbeobachtungen durch Galilei

Im gleichen Jahr 1609 begann er das Fernrohr ausgiebig für astronomische Beobachtungen anzuwenden. Die Entdeckungen, die er bis Anfang März 1610 mit seinem Instrument am Himmel gemacht hat, berichtete er in seiner kleinen Schrift „ Sidereus Nuncius “ dt. Sternenbotschaft. [16] Den Anfang der Beobachtungen bildet der Blick zum Mond. Die besondere Rauheit des Mondes hat ihn fasziniert. Außerdem beschreibt er in seinem Werk, dass die Oberfläche gebrochen und gezackt wirkt. [17] Berge, tiefe Schluchten und flache Gebiete waren mit dem Fernrohr sichtbar geworden. [18] Diese Beobachtungen entsprachen nicht dem klassischen Bild des Mondes, das ihn als glatten Ball präsentierte. [19] Im Januar 1610 dominierte Jupiter den Nachthimmel und Galilei richtete sein Fernrohr auf den Planeten. Er bemerkt dabei unmittelbar bei Jupiter drei Sterne, zwei östlich vom Jupiter, einer westlich. [20] Da in den nächsten Tagen die Stellung und Anzahl der Sterne sich verändert, verstand Galilei, dass es immer die gleichen Sternchen sind, die Jupiter umschwärmen. [21] Dies war als Bestätigung des kopernikanischen Weltsystems aufzufassen, nicht nur wegen der Tatsache, dass hier mehrere kleine Himmelskörper um einen wesentlich größeren kreisen. Wenn der Jupiter bei seiner Bahn um die Sonne seine Monde mitführen kann, so fiel auch der gewichtige Einwand gegen das heliozentrische Weltbild , dass die Erde unmöglich den Erdmond auf ihrer Bahn um die Sonne mitführen könne. [22] Im weiteren Verlauf der Zeit waren noch zwei weitere wichtige Entdeckungen mit dem Fernrohr hinzugekommen. Saturn zeigte sich in den Beobachtungen Galileis so, als wenn er aus drei einander berührenden Sternen besteht, wobei der mittlere große durch zwei kleinere gestützt wird und eine Linie geformt wird. [23] In Bezug auf die Venus konnte er beobachten, dass sie je nach Stellung zur Sonne und zur Erde Phasen wie der Erdmond zeigt. [24] Außerdem konnte er beweisen, dass die Venus nicht nur eine Lichtquelle im Himmel ist, sondern einen Körper mit scharf definierten Kanten darstellt, der um die Sonne rotiert. [25]

Keplers Beitrag zur Verbesserung des Fernrohrs

Die Nachricht von Galileis Fernrohrbeobachtungen breitete sich in kürzester Zeit aus und im März 1610 erfuhr Kepler in Prag, dass Galilei mit einem Teleskop vier Monde des Jupiter entdeckt habe. [26] Anfang April erhielt er Galileis Werk “Sidereus Nuncius” durch einen toskanischen Gesandten mit der Bitte um Stellungnahme. Kepler war fasziniert und erkannte die Perspektiven, die sich auf den Gebieten der Optik und Astronomie eröffnet hatten. [27] Er bestätigte den Erhalt von Galileis Beobachtungen und schrieb:

"Ihr habt in mir ein heftiges Verlangen, Euer Instrument zu sehen, geweckt, damit ich endlich auch wie Ihr das Schauspiel am Himmel genießen kann” [28] .

Die Schrift löste bei Kepler selbst eine produktive Schaffensperiode auf dem Gebiet der Optik aus. Im Gegensatz zu Galilei liefert Kepler zutreffende Erklärungen für die optische Wirkungsweise des Instruments und schlägt auch sofort mögliche Verbesserungen vor, da er sich als erfahrener Optiker auf seine bereits getätigten Werke und Überlegungen zu diesem Gebiet stützen konnte [29] . Er verbesserte die Funktion des Galilei-Fernrohrs, indem er vorgeschlagen hatte, dass die Okularlinse genauso wie die Objektivlinse konvex (Sammellinse) statt konkav sein muss, was das Bild klarer und heller macht [30] . Das Bild ist dann zwar auf den Kopf gestellt und für Erdbeobachtungen unbrauchbar, doch für astronomische Beobachtungen macht dieser Umstand keinen Unterschied [31] . Somit war das astronomische oder keplersche Fernrohr geboren. Die bedeutendste Leistung Keplers, auf dem Gebiet der Optik ist das Anfertigen seines Werkes “Dioptrice”, in dem er das Zusammenwirken von Auge und Linse systematisch untersucht und darstellt [32] . Einige weitere Gedankengänge Keplers zur Erklärung der Fernrohre sind [33] :

  • Ein durch eine Sammellinse beobachtetes Bild ist stets vergrößert und die Bildgröße wächst, wenn man die Linse vom Auge entfernt
  • Befindet sich das Auge im Schnittpunkt des Objekts, wird dieses am unschärfsten gesehen
  • Entfernt man die Linse so weit vom Auge, dass es sich außerhalb des Schnittpunktes von Strahlen entfernter Objekte befindet, so wird ein umgekehrtes Bild gesehen

Durch das Einsetzen einer dritten Linse sind die Bilder nicht nur scharf und vergrößert, sondern auch aufrecht. Damit ist die Grundform des terrestrischen oder Erdfernrohrs gegeben [34] . Zusammenfassend kann man sagen, dass Kepler das Galilei-Fernrohr vor allem für astronomische Zwecke weitgehend verbessert hat und ein theoretisches Fundament für die Wirkungsweise erbauen konnte. Kepler hat es dennoch nicht geschafft ein eigenes leistungsstarkes Fernrohr zu bauen, da er in Prag keine hinreichend guten langbrennweitigen Konvexlinsen beschaffen konnte. Erst im August 1610 stellte ihm der Erzbischof und Kurfürst Ernst von Köln ein Fernrohr für kurze Zeit zur Verfügung [35] . Kepler konnte damit in der Zeit vom 30. August bis zum 9. September 1610 selber die Jupitermonde beobachten [36] . Da Galileis Jupiterbeobachtungen inzwischen angezweifelt worden waren, hatte Keplers Bestätigung, die in der kleinen Schrift “Narratio de Observatis quatuor Jovis Satellitibus” gab, besonderes Gewicht [37] .

Titelblatt Keplers Dioptrice

Literatur

  • Hans-Georg Pellengahr: Simon Marius – die Erforschung der Welt des Jupiter mit dem Perspicillum 1609–1614. In: Gudrun Wolfschmidt (Hrsg.): Simon Marius, der fränkische Galilei, und die Entwicklung des astronomischen Weltbildes. (Nuncius Hamburgensis – Beiträge zur Geschichte der Naturwissenschaften, Band 16), Hamburg 2012.
  • Rudolf Brandt : Das Fernrohr des Sternfreundes . Kosmos-Verlag, Stuttgart 1958.
  • Rolf Riekher: Fernrohre und ihre Meister . 2. stark bearbeitete Auflage. Technik, Berlin 1990, ISBN 3-341-00791-1 , S.   350–359 (Erstausgabe: 1957).
  • Ulf Borgeest: Europas neue Teleskope. SuW -Verlag, Heidelberg 2003.
  • Jürgen Hamel , Inge Keil (Hrsg.): Der Meister und die Fernrohre, das Wechselspiel zwischen Astronomie und Optik in der Geschichte, Festschrift zum 85. Geburtstag von Rolf Riekher (= Acta historica astronomiae . Band   33 ). Harri Deutsch , Frankfurt am Main 2007, ISBN 978-3-8171-1804-5 .
  • Uwe Laux: Astrooptik . 2., aktualisierte und erweiterte Auflage. Spektrum Akademischer Verlag , Heidelberg 2002, ISBN 3-87973-928-5 (Erstauflage im Verlag Sterne und Weltraum , München, ISBN 3-8274-1305-2 ).
  • J. Bennett, M. Donahue ua: Astronomie. Die kosmische Perspektive. (Hrsg. Harald Lesch ), Kapitel 6, „Teleskope – Tore der Entdeckung“. 5., aktualisierte Auflage. Pearson Studium Verlag, München 2010, ISBN 978-3-8273-7360-1 .
  • Jingquan Cheng: The Principles of Astronomical Telescope Design. Springer, Berlin 2009, ISBN 978-0-387-88790-6 .
  • Chapman, Allan, Stargazers: Copernicus, Galileo, the Telescope and the Church, 2014
  • Hehl, Walter, Galileo Galilei kontrovers: Ein Wissenschaftler zwischen Renaissance – Genie und Despot, Wiesbaden 2017
  • Kepler, Johannes, Schriften zur Optik 1604 – 1611: Eingeführt und erg. durch historische Beitr. zur Optik- und Fernrohrgeschichte von Rolf Riekher, Frankfurt 2008
  • Osterhage, Wolfgang, Galileo Galilei: At the Threshold of the Scientific Age, 2018
  • Schmitz, Emil-Heinz, Handbuch zur Geschichte der Optik: Das Fernrohr, Wiesbaden 1982
  • Van Helden, Albert, Dupre, Sven, van Gent, Rob, Zuidervaart, Huib, The origins of the telescope, Amsterdam 2010

Weblinks

Commons : Fernrohre – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien
Wiktionary: Fernrohr – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

Einzelnachweise

  1. Arnold Hanslmeier : Einführung in Astronomie und Astrophysik. Springer-Verlag, 2013, S. 105.
    Günter D. Roth : Handbuch für Sternfreunde: Wegweiser für die praktische astronomische Arbeit. Springer-Verlag, 2013, S. 12.
  2. z. B. Kunden fragen – Experten antworten: Austrittspupille und Transmission @zeiss.de, 26. Dezember 2016.
  3. The Observation Well ( englisch )
  4. Il codice atlantico di Leonardo da Vinci. Ed. in facsimile dopo il restauro dell' originale conservato nella Biblioteca Ambrosiana di Milano. Vol. 1–12. Florenz 1973–1975, hier: Band 6, S. 518.
  5. Heinz Herbert Mann: Optische Instrumente. In: Hans Holländer (Hrsg.): Erkenntnis, Erfindung, Konstruktion. Studien zur Bildgeschichte von Naturwissenschaften und Technik vom 16. bis zum 19. Jahrhundert. Gebr. Mann, Berlin 2000, S. 357–407, hier: S. 362.
  6. Jürgen Hamel: Kepler, Galilei, das Fernrohr und die Folgen. In: Karsten Gaulke, Jürgen Hamel (Hrsg.): Kepler, Galilei, das Fernrohr und die Folgen. (= Acta Historica Astronomica. Vol. 40). Frankfurt am Main 2010, S. 9–35, hier: S. 10f.
    P. Del Santo, J. Morris, R. Morris, G. Strano, A. Van Helden: Galileos Telescope. In: Giorgio Strano (Hrsg.): Galileo's Telescope. The instrument that changend the world. Florence 2008, S. 35–38.
  7. Dieter B. Herrmann: Der Zyklop. Die Kulturgeschichte des Fernrohrs. Braunschweig 2009, ISBN 978-3-14-100860-9 , S. 56–62.
    S. Dupré: The Prehistory of the Invention of the Telescope. In: Giorgio Strano (Hrsg.): Galileo's Telescope. The instrument that changed the world. Florence 2008, S. 19–32.
  8. Riekher, Rolf, Fernrohre und ihre Meister, Berlin 1990, S. 21
  9. Hehl, Walter, Galileo Galilei kontrovers : Ein Wissenschaftler zwischen Renaissance-Genie und Despot, Wiesbaden 2017, S. 98
  10. Riekher, Rolf, Fernrohre und ihre Meister, Berlin 1990, S. 21
  11. Chapman, Allan, Stargazers: Copernicus, Galileo, the Telescope and the Church, 2014, S. 139
  12. Schmitz, Emil-Heinz, Handbuch zur Geschichte der Optik: Das Fernrohr, Wiesbaden 1982, S. 44
  13. Chapman, Allan, Stargazers: Copernicus, Galileo, the Telescope and the Church, 2014, S. 139
  14. Riekher, Rolf, Fernrohre und ihre Meister, Berlin 1990, S. 24
  15. Hehl, Walter, Galileo Galilei kontrovers : Ein Wissenschaftler zwischen Renaissance-Genie und Despot, Wiesbaden 2017, S. 99
  16. Riekher, Rolf, Fernrohre und ihre Meister, Berlin 1990, S. 21
  17. Chapman, Allan, Stargazers: Copernicus, Galileo, the Telescope and the Church, 2014, S. 140
  18. Chapman, Allan, Stargazers: Copernicus, Galileo, the Telescope and the Church, 2014, S. 140
  19. Chapman, Allan, Stargazers: Copernicus, Galileo, the Telescope and the Church, 2014, S. 140
  20. Hehl, Walter, Galileo Galilei kontrovers : Ein Wissenschaftler zwischen Renaissance-Genie und Despot, Wiesbaden 2017, S. 118
  21. Hehl, Walter, Galileo Galilei kontrovers : Ein Wissenschaftler zwischen Renaissance-Genie und Despot, Wiesbaden 2017, S. 119
  22. Riekher, Rolf, Fernrohre und ihre Meister, Berlin 1990, S. 22
  23. Chapman, Allan, Stargazers: Copernicus, Galileo, the Telescope and the Church, 2014, S. 144
  24. Riekher, Rolf, Fernrohre und ihre Meister, Berlin 1990, S. 22
  25. Chapman, Allan, Stargazers: Copernicus, Galileo, the Telescope and the Church, 2014, S. 144
  26. Riekher, Rolf, Fernrohre und ihre Meister, Berlin 1990, S. 27
  27. Riekher, Rolf, Fernrohre und ihre Meister, Berlin 1990, S. 27
  28. Brief Kepler an Galilei, 9.8.1610: KGW, Bd. 16, Brief 484, S. 319 – 323, Kepler, Briefe, S. 344–351
  29. Riekher, Rolf, Fernrohre und ihre Meister, Berlin 1990, S. 30
  30. Chapman, Allan, Stargazers: Copernicus, Galileo, the Telescope and the Church, 2014, S. 102
  31. Chapman, Allan, Stargazers: Copernicus, Galilei, the Telescope and the Church, 2014, S. 102
  32. Riekher, Rolf, Fernrohre und ihre Meister, Berlin 1990, S. 30
  33. Riekher, Rolf, Fernrohre und ihre Meister, Berlin 1990, S. 32
  34. Riekher, Rolf, Fernrohre und ihre Meister, Berlin 1990, S. 32
  35. Kepler, Johannes, Schriften zur Optik 1604 – 1611: Eingeführt und erg. durch historische Beitr. zur Optik- und Fernrohrgeschichte von Rolf Riekher, Frankfurt 2008, S. 407
  36. Riekher, Rolf, Fernrohre und ihre Meister, Berlin 1990, S. 30
  37. Riekher, Rolf, Fernrohre und ihre Meister, Berlin 1990, S. 30