80mm-Refraktor auf parallaktischer Montierung
Bei etwas höherwertigen Teleskopen jenseits der 70mm Objektivöffnung findet man vielfach Geräte, die nicht in einer Gabel eingehängt, sondern auf einer sog. parallaktischen Montierung aufgesetzt sind.
Für den Anfänger stellt die Auseinandersetzung mit einer parallaktischen Montierung eine Herausforderung dar, da sie erst ihre Stärken ausspielen kann, wenn sie korrekt auf- und eingestellt wird.
Aufbau
Beim Aufbau des Teleskop-Stativs ist zunächst zu beachten, dass die Platte, auf der die Montierung sitzt, möglichst eben ausgerichtet ist. Hierzu kann man sich mit einer kleinen Wasserwaage behelfen. Wird nun die Montierung aufgesetzt, so muss die (untere) Stundenachse auf den Nordstern zeigen. Ist dieser nicht sichtbar, so kann man sich mit einem Kompass behelfen, um die Nordrichtung festzustellen. Den Kippwinkel der Achse stellt man so ein, dass auf der seitig angebrachten Skala der Skalenzeiger auf die geographische Breite des Beobachtungsstandorts zeigt. Dann schön festziehen.
Ins Gleichgewicht
Im Gegensatz zu den einfachen azimutalen Montierungen, bei denen der Tubus vielfach fertig eingebaut ist, muss bei der parallaktischen Montierung der Tubus und sein Gegengewicht von Hand montiert werden. Dabei ist darauf zu achten, dass sowohl der Tubus im Gleichgewicht als auch das Gegengewicht mit dem Tubus möglichst genau austariert ist, so dass sie sich die Waage halten. Dies vermindert ungleichmäßige Lasten auf den empfindlichen beweglichen Teilen der Montierung und sorgt für ruckelfreies Nachführen während der Himmelsbeobachtung.
Kalibrierung des Suchers
Ob parallaktisch oder nicht – zuletzt ist noch der Sucher zu kalibrieren, denn wir wollen ja, dass ein Stern, der im Zentrum des Suchers angezeigt wird, auch im Zentrum der Hauptoptik zu sehen ist. Hierzu wählt man sich am Besten in der Dämmerung ein feststehendes Objekt am Horizont, welches mindestens 1.5 km entfernt ist (z.B. eine Kirchturmspitze oder eine Baumgruppe). Dieses wird nun durch die Hauptoptik anvisiert. Wenn das Objekt nicht gleich zu sehen ist, kann man sich an bestimmten Geländemarken orientieren, wohin man sich drehen muss. Nun das Objekt am Horizont in der Hauptoptik zentrieren und alle Schrauben fest anziehen, damit sich nichts mehr wegbewegt. Anschließend wird durch den Sucher geschaut und das Objekt auch dort zentriert. Dies geschieht mit den am Sucher angebrachten Stellschrauben; bitte nicht die Geduld verlieren, auch wenn es sich teils im echte Fummelarbeit handelt. Aber es lohnt sich!
Let’s go!
Nun lässt sich über den Sucher das gewünschte Objekt erfassen und gleichzeitig in der Hauptoptik darstellen. Der Ost-West-Lauf des Himmelsobjekts, der durch die Erdrotation hervorgerufen wird, lässt sich nun durch Drehen an der Stundenachse bequem ausgleichen. Ab und zu muss noch an der dazu senkrecht stehenden Deklinationsachse nachtariert werden, da die Stundenachse i.a. nicht exakt parallel zum Himmelspol ausgerichtet ist.
Vielfach ist an der Stundenachse auch ein mechanischer Adapter angebracht, über den eine motorisch betriebene Nachführung angeschlossen werden kann. Dies ist für astrofotografische Aufnahmen sogar unerlässlich; bei der visuellen Beobachtung aber nicht zwingend erforderlich.
Kennzahlen, Eigenschaften und Formeln
Im zweiten Teil unseres heutigen Kursabends beschäftigten wir uns mit dem grundlegenden Aufbau und den Eigenschaften und Kennzahlen von Teleskopen; denn man möchte sie ja miteinander vergleichen. Egal, ob Refraktor oder Spiegelteleskop. Bei den optischen Hauptmerkmalen des Teleskops handelt es sich um die
- Öffnung D (meist in mm oder Zoll)
- Brennweite f_obj des Objektivs (Linse oder Spiegel)
- Brennweite f_ok des Okulars
Aus diesen Merkmalen lässen sich die folgenden Eigenschaften des Teleskops bestimmen:
Vergrößerung V = f_obj / f_ok
Austrittspupille Ap = D / V
Die Austrittspupille beschreibt die Breite des Lichtbündels, welches aus dem Okular heraustritt und in das Auge gelangt. Laut obiger Formel wird sie bei zunehmender Vergrößerung immer kleiner. Da die menschliche Pupille sich nur zwischen 0.5 und 7 mm weiten kann ergeben sich hieraus die folgenden Beziehungen für die minimale und maximale Vergrößerung (D in mm):
V_min = D / 7
V_max = 2 * D
Aus der Formel der Vergrößerung erhält man darüber die Maximal- und Minimal-Okularbrennweiten wie folgt:
f_ok_max = 7 * f_obj / D für die minimale Vergrößerung
f_ok_min = f_obj / (2*D) für die maximale Vergrößerung
Der Quotient f_obj/D wird auch Öffnungszahl genannt (angegeben mit ‚f/…‘), sein Kehrwert D/f_obj Öffnungsverhältnis.
Das Auflösungsvermögen eines Teleskops, das beschreibt, wann man noch zwei eng aneinanderstehende Beugungsscheibchen von Sternen trennen kann, berechnet sich zu
Minimaler Auflösungswinkel α = 116 / D
(α in Bogensekunden)
Schließlich gibt es noch eine Formel zur Bestimmung der Grenzgröße von Sternen, die gerade noch von einem Teleskop der Öffnung D erkannt werden können. Sie ist estwas komplizierter und lautet:
m_Grenz = 7.5 + 5*log10(D/10)
Mit dieser Formel haben wir unseren heutigen Kurstag beendet. Und nun viel Spass beim Durchrechnen Eurer Teleskope!
