Einführung in die Astronomie: Teleskopbedienung

Bestandteile eines Teleskops

Teile des Fernrohrs am Beispiel eines Newton-Reflektors

Der Tubus (1) des Fernrohrs ist zumeist aus Kunststoff, Aluminiumblech oder aus Hartpappe gefertigt. Darin befestigt ist der Hauptspiegel (2), der auf einer einstellbaren Vorrichtung gelagert ist.

Am Kopfende befindet sich die Spinne (3), welche den Sekundärspiegel trägt. Auch dieser ist einstellbar gelagert. Das Licht, welches durch das Kopfende eintritt, die Spinne passiert, dann vom Hauptspiegel zum Sekundärspiegel geworfen wird, verlässt durch den längenverstellbaren Okularauszug (5) das Teleskop durch ein Okular (6).

Die Bildschärfe kann am Okularauszug an einem Schraubrad (7) eingestellt werden. Manche Okularauszüge verfügen sogar über eine Feststellschraube (8), mit der die einmal gefundene scharfe Abbildung gegen unbeabsichtigtes Verstellen fixiert werden kann. Die Okulare werden mit mehreren Klemmschrauben (9) im Okularauszug befestigt, so dass sie nicht herausfallen können.

Der Okularauszug hat bei Amateurteleskopen für die Befestigung des Okulars meistens einen Innendurchmesser von 1 ¼ Zoll. Bei großen Teleskopen kann der Okularauszug auch 2 Zoll Durchmesser haben.

Blick durch den Sucher eines Newton Teleskops

Das Sucherfernrohr (10) ist auf dem Tubus angebracht und hat einen viel größeren Sichtbereich als das Teleskop, um die Suche nach Sternen am Himmel zu erleichtern. Es ist mit einem Fadenkreuz ausgestattet, um die Mitte zu markieren und es dadurch dem Astronomen zu erleichtern, den Stern auf die Mitte des viel engeren Sichtfeldes des Telekops einzustellen.

Die Abbildung ist durch das Sucherfernrohr auf dem Kopf stehend, weil der Blick durch das Teleskop ebenfalls gedreht ist. Die Sichtachse des Sucherfernrohrs sollte möglichst am Abend nochmals überprüft werden, ob sie noch mit dem Teleskop übereinstimmt und es sollte gegebenenfalls entsprechend nachjustiert werden.

Teleskope sind empfindliche optische Geräte, welche geschont werden müssen, um lange Freude daran zu haben. Deshalb sollte niemals mit den Händen die Spiegel- oder die Linsenoberfläche berührt werden, weil sonst diese durch das Körperfett verschmutzen. Linsen sind vergütet. Das bedeutet, dass sie eine sehr empfindliche Beschichtung haben. Staub auf einem Spiegel sollte nicht mit einem Lappen abgerieben werden, weil die Oberfläche des Spiegels dadurch zerkratzt wird. Ein wenig Staub auf dem Spiegel stört weniger als ein zerkratzter Spiegel. Er wird maximal alle zwei Jahre ausgebaut und mit destilliertem Wasser abgespült.

Berechnung der Vergrößerung

Um die Vergrößerung des Teleskopes herauszubekommen, muss die Brennweite des Objektivs durch die Brennweite des Okulars dividiert werden. Fünfzehn bis zwanzig Millimeter Okularbrennweite ist dabei das „Normalokular“, da man bei diesem eine ausreichende Vergrößerung hat und ein relativ großer Bereich des Himmels gesehen werden kann. Die meisten Objekte sind damit gut zu beobachten. Eine Brennweite von 40 mm ermöglicht es, große zusammenhängende Sternenfelder beobachten zu können. Mit einem 10 mm oder 7,5 mm Okular können Planeten nahe herangeholt und kleine Krater auf dem Mond studiert werden.

Teleskopbrennweite : Okularbrennweite = Vergrößerung
1000mm : 20mm = 50
800mm : 10mm = 80
2800mm : 20mm = 140

Eine zu starke Vergrößerung ist nicht zu empfehlen, da so auch die Verzerrung der Atmosphäre mitvergrößert wird. Das Bild wird dadurch unruhig.

Deutsche Montierung im Detail erklärt

Amateurmontierungen haben meist ein Dreibeinstativ aus Holz oder aus Aluminium, um die eigentliche Mechanik der Montierung zu tragen. Die äquatoriale Montierung besitzt zwei Achsen, die vor der Beobachtung auf die Himmelsachsen ausgerichtet werden müssen.

Das Teleskoprohr (der Tubus) ist mit Rohrschellen auf der Montierung angebracht. Häufig besitzt es eine spezielle Schnellbefestigung, um einen schnellen Abbau bei plötzlich einsetzendem Regen zu ermöglichen.

Die Achsen der Montierung werden in der Regel mit flexiblen Wellen über die Schneckengetriebe eingestellt. Für schnelle und große Änderung der Ausrichtung, wird die Klemmung der jeweiligen Achse kurzzeitig gelöst. Die Klemmung ist eine Kupplung zwischen dem Getriebe der Achse und dem frei beweglichen Teil der Achse. Jede der beiden Achsen hat eine Skala. Eine fest montierte Deklinationsskala und eine leicht verstellbare Skala für die Rektaszensionsachse (auch Stundenachse oder Polachse genannt und mit RA (engl.: Right Ascension (rechte Höhe)) gekennzeichnet).

In der Rektaszensionsachse kann meist ein Polsucherfernrohr eingebaut werden.

Für eine feine Einstellung der Ausrichtung der Montierung auf den Himmelspol gibt es an der Montierung spezielle Einstellschrauben, mit denen die Position der Montierung auf dem Stativ oder dem Sockel sehr feinfühlig eingestellt werden kann. (Azimut und Polhöhe)

Aufstellung der Montierung

Die Aufstellung sollte wenn möglich am frühen Abend erfolgen. Das hat erstens den Vorteil, das noch alles ohne Taschenlampe gut erkannt werden kann und zweitens soll das Teleskop sich schon an die Außentemperatur anpassen, was für die Beobachtung von Sternen wichtig ist, da selbst kleine Unterschiede in der Temperatur des Spiegels oder der Linse Auswirkungen auf die Abbildung haben kann. Wenn das Teleskop wärmer als die Umgebung ist, dann steigt in ihm warme Luft auf und bildet Schlieren im optischen Weg. Wenn das Teleskop kälter ist als die Umgebung, dann beschlagen die Oberflächen mit Wassertröpfchen aus der Umgebungsluft.

Ausrichtung der Stundenachse auf den Himmelspol

Ausrichtung mit Polsucher

Moderne äquatoriale Montierungen für Amateure haben fast alle seit ca. 1985 ein Polsucherfernrohr eingebaut oder zumindest die Möglichkeit, eines nachzurüsten. Solch ein Polsucher ist ein kleines Fernrohr in der Polachse der Montierung, durch das der Polarstern mit einer Markierung im Polsucherfernrohr abgedeckt wird und dadurch die Polachse der Montierung gut mit der Himmelsachse in Übereinstimmung gebracht werden kann. Es bedeutet eine große Erleichterung für jemanden, der häufig die Montierung an verschiedenen Orten aufstellen muss, weil es für die visuelle Beobachtung ausreichend genau ist. Wer allerdings fotografische Aufnahmen vom Himmel mit Belichtungszeiten über zehn Sekunden machen möchte, sollte die Montierung Einscheinern.

Das Kreuz kennzeichnet die Himmelsachse. Der helle Polarstern wird in die Mitte des kleinen Kreises eingestellt.

Ausrichtung durch Einscheinern

Das Einscheinern ist die Genaueste und zugleich aufwändigere Art das Teleskop auszurichten. Dies ist aber für Montierungen die fest installiert sind und welche für die Astrofotografie benutzt werden sollen unerlässlich, weil sonst die gemachten Aufnahmen wegen der Bildfelddrehung leicht verschwommen sind. Bei professionellen Sternwarten kann das genaue Einscheinern mehrere Nächte dauern. Dazu wird in der Regel ein Fadenkreuzokular benötigt, um die Sterne genau an einer Position einzustellen und zu beobachten, ob der Stern im Westen oder im Osten sich in der Deklinationsachse aus dem Fadenkreuz bewegt. Aus der jeweiligen Bewegungsrichtung kann dann auf die Korrekturrichtung geschlossen werden. Wenn sich der Stern nicht mehr aus dem Fadenkreuz bewegt, ist die Rektaszensionsachse genau auf den Himmelspol ausgerichtet.

Eine modernere und fast ebenso genaue Variante des Einscheinerns ist mit einer CCD–Kamera oder einer umgebauten Webcam, welche im Brennpunkt befestigt wird, möglich. Dadurch kann auf die Anschaffung eines teuren Fadenkreuzokulars verzichtet werden. Der Vorteil dabei ist auch, das diese Variante deutlich schneller auszuführen geht, als die Variante mit dem Fadenkreuzokular. Außerdem kann die Abweichung live beobachtet und die (möglichst behutsame) Korrektur an der Montierung direkt überprüft werden. Der Nachteil ist, das dazu ein Laptop mit USB-Anschluss benötigt wird. Der herausragende Vorteil ist, das damit gleichzeitig die mechanische Ungenauigkeit der Montierung – in Fachkreisen Schneckenfehler genannt – bis auf die Bogensekunde genau gemessen werden kann. Dazu muss nur über die Zeitspanne mindestens einer Schneckenradumdrehung der RA-Achse, die tatsächliche Abweichung der Sternenposition aufgenommen werden. Das dauert bei den meisten Montierungen zwischen 4 bis 10 Minuten.

Das erste Objekt einstellen

Positionskoordinaten

Jede Position auf der Erde kann durch Koordinaten, den Längen- und den Breitengrad, angegeben werden. Der Breitengrad ist die Größe, die für die Aufstellung der Montierung wichtig ist. Der Längengrad ist nötig, um die korrekte Ortszeit für den aktuellen Standort zu berechnen. Das ist wichtig, weil die Sternenkarten für den nullten Meridian berechnet wurden. Ein Teleskop in Berlin würde 13 Grad und 24 Bogenminuten davon abweichen. Die Sonne geht in Berlin fast eine Stunde früher auf als in Greenwich, da Berlin östlich davon liegt.

Berechnung der Wahren Ortszeit (WOZ)

In Deutschland gilt wie in einigen europäischen Ländern die Sommerzeit (MESZ) im Sommer und (MEZ) im Winter. Das ist aber nicht die Sonnenzeit an der sich die astronomischen Ereignisse orientieren. Ein Grad Abweichung im Längengrad vom Nullmeridian aus entspricht 4 Minuten Differenz in der Sonnenzeit. Der Nullmeridian verläuft durch den Londoner Stadtteil Greenwich.

Stehen wir mit unserem Teleskop während der Sommerzeit um 22.34 Uhr in Berlin, dann müssten wir die Sommerzeit erstmal in die Koordinierte Weltzeit (UTC) umrechnen. UTC= MESZ - 2 h ; UTC= MEZ - 1 h

z.B. 22.34 Uhr MESZ - 2 h = 20.34 Uhr UTC

Da wir uns östlich des Nullmeridians befinden, müssen wir pro Längengrad 4 Minuten zu der UTC addieren, um auf die Ortszeit zu kommen.

13,24 x 4 Minuten = 52,96 Minuten

20.34 + 53 Minuten = 21.27 Uhr WOZ

Die deutsche Montierung wird i.d.R. mit einer Anleitung zur Längenkorrektur versehen sein, die sich auf 15° Ost bezieht (MEZ). Da die meisten Orte in Deutschland aber westlich dieses Meridians liegen, ist bei der Einstellung der Längenkorrektur umgekehrt vorzugehen, indem die Länge des Standortes von 15° subtrahiert, die Differenz in Minuten umgerechnet und sodann von MEZ abgezogen werden muss. Im obigen Beispiel bezieht sich der Autor jedoch auf den Nullmeridian und UTC.

In Sternwarten gibt es Uhren, die auf die Ortszeit eingestellt sind, um den Bedienern des Teleskops die dauernde Umrechnung zu ersparen.

Auswahl eines Objektes für die Beobachtung

Nehmen wir an, dass wir am 15.07.2006 um 22.34 Uhr mit unserem Teleskop in Berlin stehen und den Jupiter beobachten wollen. Dazu sehen wir in die Ephemeridenliste, um herauszufinden, welche Himmelskoordinaten für Jupiter an der Montierung einzustellen sind.

Datum	Rektaszension	Deklination	Elongation
12.07.2006	14h28m00,0s	-13°27'34“	109,5° Ost
13.07.2006	14h28m04,0s	-13°28'10“	108,6° Ost
14.07.2006	14h28m08,7s	-13°28'50“	107,6° Ost
15.07.2006	14h28m14,0s	-13°29'33“	106,7° Ost

Datum	Phase	Helligkeit	Winkel- durchmesser
12.07.2006	0,99	-2,2 mag	39,52“
13.07.2006	0,99	-2,2 mag	39,41“
14.07.2006	0,99	-2,2 mag	39,29“
15.07.2006	0,99	-2,2 mag	39,18“

Die negative Deklination von über -13° zeigt an, dass der Jupiter zu dieser Zeit unterhalb des Himmeläquators steht. Er wird daher wahrscheinlich nicht sichtbar sein.

Einstellen von Objekten am Teleskop

Jedes Objekt am Sternenhimmel hat eine Koordinate. Größere Montierungen besitzen meist Achsen, an denen die Koordinaten eingestellt und abgelesen werden können. Die Deklinationsachse (Dec) stimmt sofort nach der Aufstellung der Montierung mit den Himmelskoordinaten überein, doch die Rektaszension (RA) ändert sich ständig mit dem Lauf der Sterne. Wenn Sie die Skala für die Rektaszension am Teleskop benutzen wollen, wäre es sinnvoll, diese Achse mit einem Motor nachzuführen. Die Rektaszensionsachse muss vor einer sinnvollen Benutzung und nach jedem Lösen der Klemmung erstmal auf den Himmel geeicht werden. Dazu wird mit dem Teleskop ein bekannter Stern eingestellt und dann die RA-Skala an der Montierung auf die Rektaszension dieses Sterns gedreht.

Die RA-Skala ist verstellbar

Zur Kalibrierung wird ein bekannter Stern, möglichst in der Nähe des zu beobachtenden Objekts durch das Teleskop angepeilt. Wenn dieser Kalibrierstern dort in der Mitte steht, die Klemmung fest ist und die Nachführung läuft, kann die Skala der RA-Achse auf die RA-Koordinaten dieses Kalibriersterns eingestellt werden. Dazu muss natürlich die RA-Koordinate des Kalibriersterns bekannt sein. (In Sternenkatalogen oder mit Astronomiesoftware können Sie das herausbekommen.) Die Skala ist nun geeicht bis zur nächsten Öffnung der Klemmung. Jetzt kann die Skala zum Einstellen jedes beliebigen Objektes benutzt werden. Das Objekt sollte mit einem 20 mm Okular auf jeden Fall im Sichtfeld erscheinen. Wenn nicht, war die Kalibrierung ungenau, die Montierung ist nicht richtig ausgerichtet worden oder es wurde der Kalibrierstern mit einem anderen verwechselt.

Eine andere Möglichkeit, Objekte am Himmel einzustellen wäre, sich von Stern zu Stern mit dem Auge oder dem Sucherfernrohr auf dem Teleskop an Hand von Sternenkarten vorzutasten. Dazu gehört aber, dass der Himmel dem Beobachter schon gut bekannt ist. Die Position des gesuchten Objektes sollte man sich möglichst vorher an Hand der Sternenkarte im Gedächtnis einprägen, da ein Einschalten von Beleuchtung während der Beobachtung unter Astronomen verpönt ist, weil dadurch die Anpassung des Auges an die Dunkelheit (die Dunkeladaption) wieder für eine Weile verloren geht. Rotes Licht beeinflusst die Dunkeladaption nicht sehr stark. Deshalb sind die Beleuchtungen und Taschenlampen in Sternwarten immer mit einem roten Licht ausgestattet.

Moderne Montierungen mit einem Computer und motorischer Nachführung müssen ebenso oft geeicht werden. Denn wenn die Klemmung gelöst ist, oder der Motor der RA-Achse kurz ausgeschaltet war, stimmt die RA-Koordinate nicht mehr mit den Himmelskoordinaten überein. Im Menü des Computers muss dann erst der Kalibrierstern aus einer Liste herausgesucht werden. Es ist häufig so, dass der hellste Stern eines Sternbildes mit dem Griechischen Buchstaben α (Alpha) und dem lateinischen Namen des jeweiligen Sternbildes bezeichnet ist.

Liste von Sternen mit großer Helligkeit, welche über den Himmel verteilt sind und als Kalibriertern dienen können:

Name des Sterns	Sternbild	Kürzel	RA	Dec
Deneb	Schwan	α Cyg	20h41m37s	45°18'24“
Wega	Leier	α Lyr	18h37m08s	38°47'17“
Arkturus	Bootes	α Boo	14h15m58s	19°08'50“
Beteigeuze	Orion	α Ori	05h55m34s	7°24'36“
Sirius	Großer Hund	α CMa	06h45m32s	-16°43'29“
Schedir	Cassiopeia	α Cas	00h40m53s	56°34'50“
Capella	Fuhrmann	α Aur	05h17m14s	46°00'29“
Regulus	Löwe	α Leo	10h08m45s	11°55'57“
Spica	Jungfrau	α Vir	13h25m32s	-11°11'49“
Aldebaran	Stier	α Tau	04h36m20s	16°31'34“

(Sie können sich diese Liste abschreiben oder ausdrucken, um die Koordinaten bei der Beobachtung immer parat zu haben. Bei einer computergesteuerten Montierung genügt es aber, wenn nur die Namen und die Positionen der Sterne im Sternbild gelernt werden, da die Koordinaten im Computer der Steuerung gespeichert sind.)

Für diese Koordinaten gilt die Epoche 2007. Sie sind überall auf der Welt gültig und verändern sich wegen der Präzession nur mit der Zeit.