Der Refraktor
Das von einem unendlich weit entfernten Objekt ausgesandte Licht wird durch das Objektiv so gebrochen, daß es sich in dessen Brennpunkt zu einem reellen Bild vereinigt. Das Brennpunktbild steht auf dem Kopf , woran man sich bei der Beobachtung rasch gewöhnt. Um das Brennpunktbild zu betrachten, wird ein Okular benötigt. Das Okular ist mit einer Lupe vergleichbar. Je nach Brennweite des Okulars vergrößert es mehr oder weniger stark. Das auf dem Kopf stehende Bild kann bei Bedarf durch entsprechende Prismen umgekehrt werden

Der Reflektor nach Newton
Das von einem unendlich weit entfernten Objekt ausgestrahlte Licht wird vom Hauptspiegel reflektiert und im Brennpunkt zu einem reellen Bild vereinigt. Um das Brennpunktbild dem Auge zugänglich zu machen ist kurz vor dem Brennpunkt ein um 45 Grad geneigter Fangspiegel angebracht. Dieser wird beim Newton Reflektor mit Streben gehalten. Der Fangspiegel reflektiert das Licht in einem Winkel von 90 Grad durch eine Bohrung im Tubus , wo das Bild mit einem Okular betrachtet wird. Das Newton Teleskop ist das am einfachsten aufgebaute und somit auch das preisgünstigste Spiegelfernrohr.

Der Reflektor nach Schmidt-Cassegrain
Der Strahlengang im Schmidt-Cassegrain unterscheidet sich von dem des normalen Cassegrain- Systems durch eine, am vorderen Tubusende eingebaute Korrektionslinse ( Die Schmidt-Platte ). Die Schmidt-Platte hat eine asphärische Form und behebt Abbildungsfehler, die bei der kurzen Bauweise des Cassegrain Systems entstehen. Der Fangspiegel sitzt direkt auf der Schmidt-Platte, kann also ohne Streben gehalten werden, was für die Abbildung von Vorteil ist. Der gefaltete Strahlengang und die brennweitenverlängernte Wirkung des Fangspiegels bringt eine sehr kompakte Bauweise dieses Fernrohrsystems mit sich. Durch die kurze Bauweise wird viel Gewicht gespart . Man kommt also mit einer kleineren Montierung aus, als dies beim Newton-Teleskop gleicher Öffnung der Fall ist. Das Schmidt-Cassegrain Teleskop kann als das im Amateurbereich weltweit am meisten verbreitete Teleskop angesehen werden.

Der Reflektor nach Maksutow
Die Bauweise ähnelt dem des Schmidt-Cassegrain Teleskopes. Anstelle einer asphärischen Schmidt-Platte sitzt am vorderen Tubusende eine meniskasförmige Maksutow Platte. Diese bewirkt ein etwas größeres brauchbares Bildfeld im Brennpunkt. Die Herstellung der Meniskaslinse ist aufwendiger als die der Schmidt-Platte, was sich auf den Herstellungspreis auswirkt. Ein optisch gut geschliffener Maksutow Spiegel hat durchaus refraktorähnliche Eigenschaften !
Andere Fernrohrsysteme wie der Schaer-Refraktor, der Newton Refraktor, der Schiefspiegler sind heute im Amateurbereich wenig verbreitet und werden von den Herstellern von Fernrohren kaum noch angeboten.

Die Kennwerte eines Teleskopes
Die Öffnung
Die Öffnung ist der Durchmesser eines Objektives ( Linse oder Spiegel ). Die Öffnung wird mit D bezeichnet. Die Fähigkeit eines Teleskopes Licht zu sammeln, steht in einem proportionalen Verhältnis zum Quadrat des Objektivdurchmesssers. Z.B. sammelt ein 100mm Objektiv viermal mehr Licht als ein solches mit 50mm Öffnung. An Hand der Öffnung kann das Lichtsammelvermögen eines Objektives ermittelt werden. Es sagt aus, wieviel mal mehr Licht ein Objektiv gegenüber dem bloßem Auge sammelt ( siehe Tabelle ).

Die Brennweite und der Brennpunkt
Die Brennweite ist der Abstand vom Objektiv bis zum Brennpunkt. Die Brennweite eines Objektives wird mit groß F, die eines Okulares mit klein f bezeichnet. Im Brennpunkt eines Objektives wird ein unendlich weit entferntes Objekt scharf abgebildet. Die Brennweite definiert den Abbildungsmaßstab des eingestellten Objektes. Warum der Brennpunkt so benannt wurde, wird sofort klar, wenn man das Teleskop auf die Sonne richtet und ein Streichholz in den Brennpunkt hält. Im nächsten Augenblick entzündet es sich! Deshalb: Nie ohne geeignete Objektivsonnenfilter, oder andere geeignete Schutzvorrichtungen die Sonne anvisieren, es droht Erblindungsgefahr!

Das Öffnungsverhältnis
Es ist das Verhältnis zwischen freier Öffnung eines Objektives und dessen Brennweite in Millimetern. Ist der Durchmesser eines Objektives 100 mm und die Brennweite 1000 mm, dann wäre das Öffnungsverhältnis 1:10. Das Öffnungsverhältnis wird mit groß N angegeben. Bei einem Objektiv mit 100mm Öffnung und Brennweite 600mm wäre N 1:6. Fotografisch wäre N 1:6 lichtstärker, als N 1:10.

Die Vergrößerung
Die Vergrößerung V gibt an, um wieviel mal der Winkel, unter dem man ein Objekt mit dem Fernrohr sieht, größer ist, als der Winkel, unter dem man dasselbe Objekt mit bloßem Auge sieht.
Die Vergrößerung errechnet sich aus der Objektivbrennweite groß F geteilt durch die Okularbrennweite klein f . Hat das Teleskop 1000 mm Brennweite und das Okular 10 mm Brennweite, ergibt sich eine Vergrößerung von 100x. Die Vergrößerung wird immer linear angegeben. Ein Betrachter der durch ein Teleskop mit 100x Vergrößerung den Mond anschaut, wird ihn sehen, als sei er ihm 100 mal näher. Die Vergrößerung wird um so stärker, je kürzer die Okularbrennweite und je länger die Fernrohrbrennweite. Demnach könnte man die Vergrößerung eines Teleskopes beliebig in die Höhe treiben. In der Praxis ist jedoch wegen der Wellennatur des Lichtes eine Grenze gesetzt.

Die Austrittspupille
Die freie Öffnung eines Fernrohrs wird auch Eintrittspupille genannt, das vom Okular entworfene verkleinerte Abbild der Eintrittspupille wird als Austrittspupille bezeichnet ( AP ).Ihr kommt bei den astronomischen Fernrohren eine besondere Bedeutung zu. Der Durchmesser der AP ergibt sich aus dem Objektivdurchmesser D dividiert durch die Vergrößerung des Fernrohrs: Hat ein Fernrohr 100 mm Öffnung, und 1000 mm Brennweite,verwendet man ein Okular von 20mm Brennweite, ergibt sich eine Vergrößerung von 50x. Die Austrittspupille wäre: 100: 50 = 2mm. Die Austrittspupille entsteht je nach Okular einige Millimeter hinter dem Okular. Führt man das Auge genau bis zur Austrittspupille des Okulars, entsteht auf der Netzhaut des Auges ein optimales Bild. Die AP ist wichtig, um die Minimalvergrößerung, die Optimalvergrößerung und die Maximalvergrößerung eines Teleskopes zu berechnen .

Die Minimalvergrößerung
Bei der Betrachtung von verschiedenen astronomischen Objekten ist keine hohe Vergrößerung notwendig. Z.B. bei allen großflächigen Objekten wie der Milchstraße , großen Kometen, der Andromedagalaxie und vielen anderen Objekten ist ein großes Gesichtsfeld notwendig. Dieses erzielt man mit geringen Vergrößerungen. Zu gering sollte man die Vergrößerung allerdings auch nicht wählen, um nicht Licht zu verschenken. Die Mindestvergrößerung eines Fernrohres ist dann erreicht, wenn Austrittspupille und Augenpupille den gleichen Durchmesser haben. Es gilt folgende Formel: f maximal = A x N . Hierbei ist f max. die Brennweite des erforderlichen Okulars, A der Durchmesser der Augenpupille und N die Öffnungszahl der Teleskopes. Bei einer Öffnungszahl von N = 6 und einem Durchmesser der Augenpupille von 6mm darf also zur Erreichung der schwächsten Vergr. maximal ein Okular mit 6x6 = 36mm Brennweite benützt werden. Noch geringere Vergrößerungen sind sinnlos, da dann die AP größer als die Augenpupille ist und nicht mehr das gesamte Licht auf der Netzhaut des Auges abgebildet wird.

Die Optimalvergrößerung
Wenn die AP einen Durchmesser von einem Millimeter erreicht, wird das vom Fernrohrobjektiv entworfene Beugungsscheibchen eines punktförmigen Objektes ( Stern ) durch Okular und Auge in der Größe eines Netzhautelementes auf ihr abgebildet. Ein Stern wird dann vom Auge gerade noch punktförmig gesehen. Die Optimalvergrößerung wird dann erreicht, wenn man ein Okular verwendet, dessen Brennweite in Millimetern der Öffnungszahl N entspricht. Bei N 6 ergibt ein Okular mit 6 mm Brennweite die Optimalvergrößerung. Bei N 10 genügt ein Oklular von 10mm Brennweite. Bei stärkeren Vergrößerungen wird das Beugungsscheibchen einer punktförmigen Lichtquelle auf mehreren Netzhautelementen abgebildet, die Struktur der Beugungsringe ist erkennbar. Das Objekt wird dem Auge zwar größer dargestellt, es werden jedoch keine weiteren Details sichtbar. Die Anwendung von höheren Vergrößerungen kann jedoch in der Praxis manchmal sinnvoll sein, um z.B. enge Doppelsterne besser trennen zu können. Als Faustregel kann gelten: Objektivdurchmesser des Teleskopes in Millimetern ist gleich die Optimalvergrößerung. Bei hellen Objekten wie dem Mond, den hellen Planeten und engen Doppelsternen kann dieser Wert bis auf etwa das Doppelte gesteigert werden, was der Maximalvergrößerung entspricht.

Das Auflösungsvermögen
Selbst ein technisch perfektes Objektiv ist nicht in der Lage, ein punktförmiges Objekt wieder als Punkt abzubilden. Es entsteht vielmehr ein kleines von feinen Ringen umgebenes Scheibchen. Dessen Durchmesser ist von der Wellenlänge des Lichtes, ganz besonders aber auch vom Durchmesser des verwendeten Objektives abhängig. Dieses durch Lichtbeugung am Objektivrand entstehende Beugungsscheibchen ist um so kleiner, je größer der Objektivdurchmesser ist. Bei der allgemein gültigen Formel 115: D errechnet sich bei einem Objektiv mit einem Durchmesser von 100 mm eine Auflösung von 115:100 = 1,15“.( = 1,15 Bogensekunden). ( Umfang des Himmelsgewölbes = 360 Grad, 1 Grad hat 60 Bogenminuten ( 60´) , eine Bogenminute hat 60 Bogensekunden ( 60“ ). Der Mond hat am Himmel eine scheinbare Ausdehnung von 1ž2 Grad = 30´ oder auch 1800“.Das Auflösungsvermögen gibt also an, bis zu welchem Winkelabstand zwei nahe beieinander befindlichen Bildpunkte noch getrennt abgebildet oder aufgelöst werden können. Um das theoretische Auflösungsvermögen eines Teleskopes auch ausnützen zu können, wird eine bestimmte Vergrößerung benötigt. Dazu muß auch das Auflösungsvermögen des bloßen Auges in Betracht gezogen werden. Die meisten Menschen haben ein Auflösungsvermögen von 2´ ( zwei Bogenminuten = 120 “ ) . Löst nun das Teleskop 1,15“ auf, muß dieser Winkel auf 120“ aufgeweitet werden , um vom Auge als aufgelöst zu erscheinen. Es ergibt sich: 120:1,15 = 104x Vergrößerung. Erst mit dieser 104x Vergrößerung ist das Auge also in der Lage das Auflösungsvermögen des Teleskopes von 1,15“ auch nachzuvollziehen. In der Praxis wird man die Vergrößerung meistens noch etwas erhöhen, um das aufgelöste bequem zu betrachten.

Der Bilddurchmesser
Der Bilddurchmesser ist vor allem für die Astrofotografie wichtig. Das von einem Objektiv in dem Brennpunkt erzeugte Bild ist um so größer, je größer der Winkeldurchmesser des abgebildeten Objektes, klein w, und die Brennweite des Objektives, groß F, ist. Der Bilddurchmesser, groß B, ( in mm ) ergibt sich aus: B= 0,0175 x w x F. Bei einer Fernrohrbrennweite von 1000mm wird z.B. der Mond, dessen scheinbarer Winkeldurchmesser am Himmel o,5 Grad mißt, in einer Größe von 8,75mm abgebildet.

Die Bildhelligkeit
Bei der Beobachtung astronomischer Objekte muß besonders zwischen punktförmigen Objekten ( Sternen ) und flächenhaften Objekten ( Nebeln,Galaxien ) unterschieden werden.
Bei punktförmigen Objekten ist der Helligkeitsgewinn gegenüber dem bloßem Auge nur durch die Größe des Fernrohrobjektives bedingt. Die Helligkeiten der Sterne werden in Magnitudo ( m ) angegeben. Hier handelt es sich allerdings nicht um wirkliche Helligkeiten der Sterne, sondern nur die Helligkeiten mit denen uns ein bestimmter Stern am Himmel erscheint. Schon seit dem Altertum unterscheidet man die Helligkeiten in 6 Größenklassen. 1.Größenklasse = hellste sichtbare Sterne, 6.Größenklasse = schwächste noch mit bloßem Auge sichtbaren Sterne. Bezeichnet man die Intensität eines Sternes 6m mit 1, dann ist die Intensität eines Sternes 5m etwa 2,5mal stärker, und der nächsthellere Stern 4m hat dann die Intensität 2,5x2,5= 6,25. Der Stern mit 3m folgt dann mit der Intensität 2,5x2,5x2,5, das heißt er ist rund 16mal heller als der Stern 6m. Ein Stern 1.Größe wäre 100mal heller als ein Stern 6.Größe. In nebenstehender Tabelle ersehen Sie, welche Sternhelligkeiten mit entsprechenden Fernrohröffnungen zu sehen sind.
Die Bildhelligkeit bei flächenhaften Objekten ist bei der visuellen Beobachtung nur von der Austrittspupille ( AP ) des Okulares abhängig. ( siehe Die Austrittspupille ) Wenn die AP des Okulares gleich dem Durchmesser der Pupille des bloßen Auges ist, dann nehmen wir das im Fernrohr eingestellte Objekt gleichhell war, wie mit dem bloßem Auge selbst. Bei kleinerer AP wird das eingestellte Objekt zusehens dunkler, weil eben die Vergrößerung ansteigt. Trotzdem wird das Objekt besser gesehen, weil der Himmelshintergrund dunkler erscheint, und das Objekt sich besser vor dunklem Himmel abhebt.

Die Montierung
Das beste Fernrohr nützt nichts, wenn es nicht schwingungsfrei aufgestellt werden kann. Bei kleinen Fernrohren, z.B.Reiseteleskopen, tut ein stabiles Fotostativ gute Dienste. Größere Instrumente benötigen jedoch eine sehr solide Aufstellung. Die hierzu verwendete Mechanik wird Montierung genannt. Eine Montierung muß so beschaffen sein, daß das Fernrohr nach allen Seiten und Punkten des Himmels ausgerichtet werden kann. Zu diesem Zweck muß man es um zwei senkrecht zueinander stehenden Achsen drehen können . Die Dimensionierung der Montierung richtet sich nach der Größe ( Baulänge ) und dem Gewicht des Teleskopes. Sie sollte gewisse Sicherheitsreserven haben, um evtl. noch Zusatzinstrumente aufnehmen zu können. Natürlich ist dies eine Preisfrage. Große Montierungen können teurer sein als das Fernrohr, das darauf befestigt werden soll.

Die Azimutale Montierung
Bei dieser Montierungsart liegt eine Achse senkrecht, die andere genau waagerecht. Verfolgt man einen Stern, der in Folge der Erddrehung von Ost nach West über die Himmelskugel wandert, so muß das Fernrohr über beide Achsen der Bewegung des Sterns nachgeführt werden. Dies ist jedoch sehr umständlich, da die Gestirnsbahn schräg zum Horizont verläuft. Aus diesem Grund werden azimutale Montierungen nur bei kleinen, preiswerten Einsteigerteleskopen benützt ( Ausnahme: Dobson Teleskope) - siehe unter Newton-Spiegelteleskope nach Dobson . Meistens haben azimutale Montierungen keine Feinbewegung, so daß das Fernrohrper Hand weitergeschoben werden muß.

Die parallaktische Montierung
Bei dieser Montierungsart ist eine Achse parallel zur Erdachse ausgerichtet, weist also zum Himmelspol. Diese Achse wird als Rektaszensionsachse oder Stundenachse bezeichnet, weil man mit ihr verschiedene Stundenwinkel einstellen kann. Da die scheinbare tägliche Drehung des Fixsternhimmels um die Erdachse erfolgt,braucht man das Fernrohr nur um diese Achse zu drehen, um einen einmal eingestellten Stern im Gesichtsfeld zu halten. Senkrecht zu dieser Achse steht die Deklinationsachse, über die Sterne in verschiedenen Winkeln zwischen Himmelspol und Horizont eingestellt werden können. Das Teleskop wird auf dieser Deklinationsachse befestigt. Zum Gewichtsausgleich ist gegenüber dieser Achse die Gegengewichtsstange befestigt, an der das Gegengewicht angebracht wird, mit dem das Instrument exakt ausgewogen werden muß.
Parallakische Montierungen gibt es in verschiedenen Ausführungen. Im Amateurbereich sind sie jedoch fast immer als Deutsche Montierung ausgelegt. Kurzbauende Spiegelteleskope werden auch in sogenannten Gabelmontierungen befestigt. Mit einem parallaktischen Aufsatz müssen auch Gabelmontierungen exakt auf den Himmelsnordpol ausgerichtet werden. Ausnahme: Computergesteuerte Gabelmontierungen, diese werden nur azimutal montiert. Die Computersteuerung bewegt das Fernrohr in beiden Achsen gleichzeitig. Die Gabelmontierung bietet gegenüber der Deutschen Montierung den Vorteil der Meridianfreiheit, das heißt, daß das Fernrohr bei der Beobachtung in keiner Stellung an die Montierung anschlägt, wie es bei der Deutschen Montierung vorkommen kann. Bei allen parallaktischen Montierungen kann die Nachführung über eine Feinbewegung mittels Zahnrad und Schnecke vorgenommen werden. Hierzu dienen entweder Griffe oder biegsame Wellen. Bei fast allen dieser Montierungen kann ein Nachführmotor angeschlossen werden, der die Erddrehung automatisch ausgleicht. Bei den etwas komfortableren Montierungen kann der Motor über eine Handsteuerbox reguliert werden. Damit werden verschiedene Nachführgeschwindigkeiten, bzw. Korrekturgeschwindigkeiten eingestellt Viele Montierungen können nicht nur in der Stundenachse mit einem Motor ausgestattet werden, sondern auch in der Deklinationsachse. Für die Langzeitfotografie ist ein Motor in der Deklinationsachse unbedingt erforderlich.

Die Beobachtung
Die Betrachtung des Sternenhimmels geschieht zunächst mit dem bloßen Auge und an Hand einer guten Sternkarte. Zur Orientierung am Himmel dienen am Anfang helle, markante Sternbilder, wie z.B. der Große Wagen, der in unseren Breiten das ganze Jahr über zu sehen ist. Es ist ein zirkumpolares Sternbild und verschwindet nie unter dem Horizont. Je nach Jahreszeit und nächtlicher Beobachtungsstunde steht der Große Wagen senkrecht im Zenit, tief am Nordhorizont, oder dazwischen. Ausgehend davon kann mit geeigneter Sternkarte ein Sternbild nach dem anderen gefunden werden. Der Beobachter sollte sich auf jeden Fall gut mit dem jahreszeitlichen Anblick des Himmels vertraut machen. Erst dann hat es Sinn den Himmel mit optischen Mitteln zu beobachten. Bevor man die Anschaffung eines Teleskopes erwägt, ist auf jeden Fall die Benützung eines Fernglases zu empfehlen. Schon mit einem „normalen“ Fernglas, das sich heute fast in jedem Haushalt befindet, kann man die Wunder des Sternenhimmels bestaunen.
Der Vorteil eines Fernglases liegt in dem großen Blickwinkel, den ein 7x bis etwa 10x vergrößerndes Glas besitzt. Damit lassen sich einzelne Objekte viel besser ausfindig machen, als wie wenn man gleich mit hohen Vergrößerungen an die Sache geht. Schon ein Fernglas mit 50 mm Objektivdurchmesser zeigt die Milchstraße aufgelöst in viele tausende Einzelsterne, es zeigt Sternansammlungen, Nebel, Dunkelwolken und sogar schon etliche Galaxien. Viel besser ist aber ein Fernglas mit 80mm Objektivdurchmesser. Es besitzt ein viel höheres Lichtsammelvermögen ,zeigt die gleichen Objekte heller und viel schwächere Strukturen als das 50mm Glas. Fernglaser die für astronomische Beobachtungen sinnvoll sind, sollten Vergrößerungen zwischen 7x und ca. 15x auf weisen. Ferngläser mit bis zu 10x Vergrößerung lassen sich noch gut aus freier Hand halten, ab 12x Vergrößerung sollte ein Stativ benützt werden. Jeder Amateurastronom, der ein oder gar mehrere leistungsfähige Teleskope besitzt, wird immer ein Fernglas parat haben, um sich entweder nur zu orientieren, oder aber sich am absolut ästhetischen Genuß den ein lichtstarkes Fernglas bietet zu erfreuen. Der große Vorteil eines Fernglases ist die beidäugige Beobachtung. Was sieht man aber jetzt in einem Fernglas bei 7x, 10x oder gar 15x Vergrößerung z.B. auf dem Mond? Und was würde ein Fernrohr mit 50x oder gar 100x Vergrößerung zeigen, und wie würden sich die Planeten präsentieren? Dies zeigt nebenstehender Vergleich.
Ein, auf ein astronomisches Objekt ausgerichtetes Instrument , muß je nach Vergrößerung alle paar Minuten neu auf dieses ausgerichtet werden. Durch die Erddrehung läuft dieses Objekt mehr oder weniger schnell durch`s Gesichtsfeld. Bei einem Fernglas oder einem nur schwach vergrößernden Reisefernrohr kann dies durch Lösen der Klemmen und Ausrichten per Hand geschehen. Viel komfortabler gestaltet sich dies, wenn der Neigekopf auf dem das Instrument befestigt ist, eine Feinbewegung besitzt. Bei azimutaler Aufstellung muß allerdings immer in zwei Achsen gleichzeitig verstellt werden. Im Vorteil ist hier die parallaktische Aufstellung ( siehe: Die parallaktische Montierung ). Größenverhaltnisse des Mondes im Fernglas bei unterschiedlichen Vergrößerungen

Das theoretische Auflösungsvermögen einer Optik wird jedoch nur bei guten klimatischen Bedingungnen erreicht. Die meistens vorhandenen Luftturbulenzen ( Seeing ) vermindern oft das Theoretische Auflösungsvermögen einer Optik. Je größer die Öffnung eines Fernrohres, um so empfindlicher reagiert das Instrument auf die Turbulenzen. Eine Öffnung bis 100 mm zeigt fast in jeder klaren Nacht das theoretische Auflösungsvermögen. Eine Öffnung von 150 mm reagiert schon empfindlicher. Mit einer Öffnung von 250 mm kann nur in etwa 20 Nächten im Jahr bis zum theoretischen Limit beobachtet werden. Öffnungen von mehr als 350 mm zeigen nur in den seltensten Fällen was in ihnen steckt. Anders sieht es bei der Beobachtung von lichtschwachen Objekten aus, wo es nicht so sehr auf das Auflösungsvermögen, sondern auf das Lichtsammelvermögen ankommt: hier zeigt jede Öffnung in dunklen Nächten die theoretische Grenzgröße!