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Fernrohre
Wir unterscheiden prinzipiell Linsenfernrohre (Refraktoren) und Spiegelfernrohre (Reflektoren).
Das Linsenfernrohr wurde 1608 von Jan Lippershey erfunden und bald danach von Galileo Galilei verbessert. Johannes Kepler lieferte 1611 die Grundlagen für die astronomischen Fernrohre, wie wir sie heute noch verwen-den. Während Galileos Fernrohre (Holländisches Fernrohr) mit einer Sammellinse und einer Zerstreuungslinse seitenrichtige Bilder, aber nur ein kleines Gesichtsfeld liefert, bestehen Keplers Fernrohre aus zwei Sammellinsen und liefern ein seitenverkehrtes und auf dem Kopf stehendes Bild mit einem guten Gesichtsfeld.
Da Glaslinsen von Natur aus Farbfehler und Unschärfen (chromatische Aberration [Farbabweichung] und sphärische Aberration [Verzerrung]) aufweisen (Prismeneffekt), werden heute Mehrfachgläser (Flint- und Krongläser) verwendet (achromatische Linsen). Zur Verbesserung des Strahlengangs (und damit des Bildes) können auch zusätzliche Linsen in den Strahlengang eingesetzt werden. Allerdings bedeutet jede zusätzliche Linse einen Verlust an Lichtstärke. Achromatische Linsen ergeben gute Kontraste und eine hohe Farbtreue in der Abbildung. Sie werden deshalb von vielen Astronomen bevorzugt. Sie werden aber bei zunehmender Grösse schnell sehr teuer und sind ihres Gewichtes wegen in der Grösse beschränkt.
Das Spiegelfernrohr hat Isaak Newton (England) nicht erfunden, 1668 hat er aber ein erstes brauchbares Gerät gebaut, das heute noch die Grundlage für die gängigsten Amateurteleskope bildet.
Die ersten Spiegelteleskope waren Schiefspiegler, die das Bild am vorderen Rand des Tubus erzeugten. Oft waren die Bilder verzerrt und der Kopf des Beobachters geriet in den Strahlengang. Mittels eines zentral aufgehängten planaren Umlenkspiegels „knickte“ Newton den Strahl rechtwinklig zur Tubuswand. Durch ein dort angebrachtes Loch erhielt man einen seitlichen Einblick (Newton-Spiegelteleskop).
Spiegelteleskope werden meist mit sphärischen Spiegeln gebaut, weil deren Herstellung einfacher und billiger ist. Sphärische Spiegel haben aber Abbildungsfehler, weil sich nicht alles Licht genau in einem Punkt vereint (das Bild wird unscharf). Je grösser das Öffnungsverhältnis (Objektivdurchmesser : Brennweite) desto störender der Effekt. Für lange Brennweiten bei kleiner Öffnung ist der Fehler aber tragbar. Allerdings leidet die Lichtstärke des Teleskops darunter. Parabolspiegel beheben das Problem, sind aber wesentlich teurer in der Herstellung. Smith-Cassegrain-Teleskope, die von Amateuren bevorzugt werden, lösen das Problem mit einer Korrekturplatte aus Glas an der Tubusöffnung. Wie überall, sind beim Kauf von Teleskopen immer Kompromisse zu schliessen. Die bei Billiginstrumenten viel gepriesene „Vergrösserung“ ist allerdings kein aussagekräftiges Kriterium. Sinnvolle Vergrösserungen übersteigen das doppelte des Objektivdurchmessers in Millimetern nicht (Faustregel).
Seit sich Spiegel segmentieren lassen, ist der Grösse eines Spiegelteleskops kaum mehr eine Grenze gesetzt. Die Einzelspiegel werden durch elektronische Steuerung zu einem Riesenspiegel zusammengeschaltet. Spiegelfernrohre sind deshalb auch bei Berufsastronomen die Instrumente erster Wahl.
Spiegelfernrohre weisen keine Farbfehler auf, sind aber auch ein wenig „farbblind“. Für die Astrofotografie liefern sie aber ausreichende Ergebnisse, zumal der Qualität der Fotografien mit geeigneten Farbfiltern nachgeholfen werden kann.