Spiegelteleskope

Spiegelteleskope sind Beobachtungsgeräte, bei denen das Licht durch einen optischen Spiegel (Hauptspiegel) gesammelt wird. Weitere wichtige Bauteile sind ein oder mehrere Hilfsspiegel und das Okular, die in einem Tubus angeordnet sind. Die wichtigsten Typen von Spiegelteleskopen sind der NEWTON-Spiegel, der SCHMIDT-Spiegel und der CASSEGREIN-Spiegel.

NEWTON-Spiegel
Der berühmte Physiker ISAAC NEWTON (1643-1727) baute um 1668 als Erster ein Spiegelteleskop, das nach ihm benannt ist. Beim NEWTON-Spiegel befindet sich kurz vor dem Brennpunkt des Hauptspiegels ein ebener Hilfsspiegel, der das Licht aus dem Fernrohrtubus herauslenkt. Am Tubusausgang sind das Okular oder spezielle Registriergeräte (CCD-Kamera, Spektrometer, Fotometer) angebracht.

CASSEGRAIN-Spiegel
Der CASSEGRAIN-Spiegel besitzt einen mittig durchbohrten Hauptspiegel. Das Licht wird auf seinem Weg durch das Fernrohr zunächst am Hauptspiegel reflektiert und gebündelt. Es trifft dann auf einen Hilfsspiegel, der es zur Öffnung des Hauptspiegels reflektiert. Dort befindet sich das Okular bzw. Registriergeräte.
Beim SCHMIDT-Spiegel, benannt nach dem Optiker und Astronomen BERNHARD WOLDEMAR SCHMIDT (1879-1935), ist der Hauptspiegel kugelförmig geschliffen. Die durch einen solchen Spiegel hervorgerufenen Abbildungsfehler werden durch eine gläserne Korrektionsplatte ausgeglichen. Das Bild entsteht im Tubus auf einer kugelförmigen Fläche. Dort können verschiedene Registriergeräte angebracht werden.

Das Auflösungsvermögen von Spiegelteleskopen
Das Auflösungsvermögen ist ein Maß für die Fähigkeit eines Teleskops, zwei Gegenstandspunkte noch so abzubilden, dass man sie als getrennte Punkte registrieren kann. Für das Auflösungsvermögen gilt:

$\begin{array}{l}\alpha =\frac{\mathrm{0,206}\cdot \lambda }{D}\\ \alpha \text{ Auflösungsvermögen in Bogensekunden}\\ \lambda \text{ Wellenlänge des Lichtes in Nanometern}\\ D\text{ Durchmesser des Objektivs in Millimetern}\end{array}$

Der so berechnete Wert ist ein theoretischer Wert. Dem praktisch zu erzielenden Auflösungsvermögen sind durch die Szintillation (Luftflimmern aufgrund der thermischen Bewegung der Teilchen) Grenzen gesetzt. Man kann davon ausgehen, dass starre Spiegelkonstruktionen ein maximales Auflösungsvermögen von 0,5 Bogensekunden haben. Ein höheres Auflösungsvermögen wird nur durch eine adaptive Optik oder durch Beobachtungsgeräte außerhalb der Atmosphäre erreicht. In der nachfolgenden Übersicht ist für einige Geräte das tatsächlich erreichbare Auflösungsvermögen für Licht im mittleren Wellenlängenbereich angegeben.

Bau und Größe des Hauptspiegels
Die meisten Spiegelteleskope, die heute in Betrieb sind, besitzen Hauptspiegel, die aus einem Glasblock gefertigt sind. Das größte Instrument dieser Art ist das Spiegelteleskop der ES0 in Paranal (Chile) mit einem Spiegeldurchmesser von 8,2 m. Die Konstruktion solcher Spiegel ist aber überaus aufwendig. Darüber hinaus kommt es leicht zu Verzerrungen durch Temperaturschwankungen. Trotzdem sind größere Spiegeldurchmesser erwünscht, weil sich mit größeren Spiegeln die lichtsammelnde Fläche vergrößert und somit immer lichtschwächere Objekte erfasst werden können.

Deshalb werden bei modernen Spiegelkonstruktionen zwei andere Wege beschritten:

• Die eine Möglichkeit besteht darin, einen Hauptspiegel nicht aus einem Stück zu fertigen, sondern aus wabenförmig aneinandergesetzten Teilspiegeln aufzubauen. Mit solchen Segmentspiegeln oder Facettenspiegeln kann man größere Spiegeldurchmesser erreichen. Der größte Spiegel dieser Art ist der des Keck-Observatoriums (Hawai) mit einem Durchmesser von 10 m.
• Die andere Möglichkeit besteht darin, Spiegel so auf Stützen zu lagern, dass man durch computergesteuerte Verschiebung der Stützen die Spiegelform jeweils optimieren kann. Das sind Spiegel mit einer sogenannten aktiven Lagerung. Passt sich die Spiegellagerung computergesteuert auch noch den durch Luftunruhe hervorgerufenen Veränderungen an, dann wird aus der aktiven Optik eine adaptive Optik. Ein Beispiel für ein solches Gerät ist das NT-Teleskop (New Technology Telescope) des Südobservatoriums der ESO auf La Silla (Chile) mit einem Spiegeldurchmesser von 3,58 m.

Eine weitere Möglichkeit der Leistungssteigerung besteht in der optischen Kopplung von mehreren Spiegelteleskopen. Das wird mit dem VTL (Very Large Telescope) der Europäischen Südsternwarte realisiert. Bei dieser Anlage, deren erste Teile 1998 in Betrieb gegangen sind und die 2002 fertiggestellt wurde, können vier unabhängig voneinander arbeitende 8-m-Spiegel mit aktiver Lagerung so miteinander gekoppelt werden, dass sie dann wie ein 16-m-Spiegel wirken.

Zur Geschichte von Linsenfernrohren und Spiegelteleskopen
Das Linsenfernrohr (Refraktor) wurde erst um das Jahr 1600 herum erfunden. Diese neue Erfindung breitete sich rasch aus und drang bald auch zu dem damals 45-jährigen GALILEO GALILEI (1564-1642), seines Zeichens Professor der Physik an der Universität zu Padua. GALILEI baute das Linsenfernrohr nach (Bild 5) und verwendete es als Erster bei astronomischen Beobachtungen an. Er entdeckte u. a. vier Jupitermonde (galileische Monde) sowie Berge und Täler auf dem Mond.
Die wesentlichen Leistungen eines astronomischen Fernrohres bestehen zum einen darin, dass weit entfernte Objekte größer abgebildet werden als bei der Betrachtung mit bloßem Auge. Zum anderen wird das Licht durch eine größere Fläche gesammelt und das beobachtete Objekt erscheint uns damit heller als bei Betrachtung mit bloßem Auge.

Etwa gleichzeitig mit dem Linsenfernrohr kamen auch die ersten Spiegelteleskope auf. Seitdem standen Linsenfernrohre und Spiegelteleskope für lange Zeit im Wettstreit miteinander. Entscheidend waren immer die jeweiligen Vor- und Nachteile. Der Hauptnachteil der Linsenfernrohre bestand in den Farbsäumen der Bilder, die als Folge von Abbildungsfehlern auftraten. Der abbildende Spiegel konnte dagegen farbfehlerfreie Bilder vorweisen, was ihn der Linse überlegen machte. Später konnten durch neue Konstruktionen (Achromate) Farbfehler bei Linsen vermieden werden. Im Unterschied zu Spiegeln war es aber bei Linsenfernrohren nicht möglich, den Durchmesser der Objektive wesentlich zu vergrößern. Das größte jemals hergestellte Fernrohrobjektiv mit 102 cm Öffnung wurde für das Yerkes-Observatorium in der USA entwickelt.

Die Spiegeldurchmesser wurden jedoch immer größer und damit konnte man in immer entferntere Bereiche des Universums vordringen. Meilensteine auf diesem Weg waren:

• der Hooker-Spiegel des Mt-Wilson-Observatoriums (USA) mit einem Spiegeldurchmesser von 2,5 m (1918) und
• der 5-m-Spiegel des Mt.-Palomar-Observatoriums in den USA (1949).

Beiden Instrumenten verdanken wir bahnbrechende neue Erkenntnisse über das Universum. Das wird auch von den neuen Geräten erwartet, die ihren Betrieb aufgenommen haben, insbesondere vom VLT der ESO in Chile.