Cassegrain-Teleskop
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Das Cassegrain-Teleskop [kɑsˈɡʀɛ̃] ist ein Spiegelteleskop, das 1672 von dem französischen Gelehrten Laurent Cassegrain (ca. 1629–1693), in der Literatur teilweise auch als Jean bzw. Giovanni bezeichnet, der Öffentlichkeit vorgestellt wurde. Er war katholischer Priester und Gymnasiallehrer am Collège de Chartres. Da nur wenige Jahre vorher auch das Newton-Teleskop sowie das Gregory-Teleskop erfunden wurden, fand eine europaweite Diskussion über die Vor- und Nachteile dieser Systeme statt.
Ähnlich wie beim Newton-Teleskop und beim Gregory-Teleskop werden die vom Hauptspiegel gebündelten Strahlen über einen Hilfsspiegel seitlich (Newton) oder durch eine Öffnung im Hauptspiegel zum Empfänger gelenkt.
Das einfallende Licht fällt auf einen konkav-parabolischen Hauptspiegel (den Primärspiegel). Dieser reflektiert das Licht zu einem konvex-hyperbolischen Fangspiegel, dem Sekundärspiegel. Er ist so angeordnet, dass sein konkaver Brennpunkt mit dem des großen Parabolspiegels übereinstimmt. Der konvexe Brennpunkt zeigt in Richtung des Hauptspiegels. Entweder liegt der Empfänger vor dem Hauptspiegel (siehe Bild der Radarantenne), oder die reflektierten Strahlen erreichen ihn durch eine Öffnung im Hauptspiegel. Anders als beim Newton-Teleskop (Hilfsspiegel ist plangeschliffen) und beim Gregory-Teleskop (Hilfsspiegel ist parabolisch geformt) verlängert der hyperbolische Hilfsspiegel die Brennweite und ermöglicht kompakte Bauformen.
Das Bildfeld ist gekrümmt und auch andere optische Fehler treten auf. Das gilt besonders, wenn für kleine Teleskope ein sphärischer Hauptspiegel verwendet wird. Bis zu einem gewissen Grad können diese Fehler durch eine Retusche des Fangspiegels verringert werden.
Andere Spiegelteleskope bauen in ihrer Ausführung auf dem Cassegrain-Teleskop auf und versuchen auf unterschiedliche Weisen, Bildfehler zu verringern:
- Nasmyth-Teleskop
- Schmidt-Cassegrain-Teleskop
- Maksutov-Teleskop
- Hypergraph-Teleskop
- Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskop (RC-Teleskop)
Das RC-System hat sich beim Bau sehr großer Teleskope durchgesetzt.
Visuelle Beobachtungen mit kleineren Teleskopen werden mittels eines Okulars, dass hinter dem Fokus angebracht wird, durchgeführt. Handelsübliche Kleinbild- oder Mittelformatkameras oder auch elektronische Empfänger können hier angesetzt werden. Bei großen Teleskopen befinden sich an dieser Stelle verschiedene Zusatzgeräte, wie Spektrografen, Fotometer oder Kameras, angebracht.
Großteleskope nutzen auch den Fokus des Hauptspiegels (den Primärfokus) für Beobachtungen. Dafür befindet sich bei einigen Teleskopen dort eine Primärfokuskabine, die den Fangspiegel ersetzt. Vor Einführung elektronischer Detektoren hielt sich dort während des gesamten Beobachtungsprogramms ein Astronom auf, heute wird nur das Instrument dort montiert und vom Kontrollraum gesteuert.
Der normale Fangspiegel kann auch durch einen noch flacheren Spiegel ersetzt werden. Das Teleskop bekommt dadurch eine riesige Brennweite. Deshalb muss das Licht durch einen schrägstehenden Planspiegel seitlich aus dem Teleskop-Tubus ausgespiegelt werden. Weitere Planspiegel lenken das Licht durch die Montierung in den Keller des Observatoriums. Diese Umlenkung des Lichtes heißt Coudé-Strahlengang. Im Coudé-Fokus befindet sich im Allgemeinen ein Spektrograf, der ortsfest und umweltstabilisiert aufgestellt werden und daher größer und stabiler konstruiert werden kann. Dadurch können Spektren mit höherer Auflösung aufgenommen werden als am Teleskop direkt. Zunehmend werden statt des Coudé-Strahlengangs, der aufgrund der vielen Spiegel relativ ineffektiv ist, optische Glasfasern in Cassegrain-Fokus montiert, die das Licht unmittelbar in den ortsfest aufgestellten Spektrografen übertragen.
[Bearbeiten] Literatur
- Rolf Riekher: Fernrohre und ihre Meister. 2. Auflage. Technik GmbH, Berlin 1990, ISBN 3-341-00791-1, S. 91–94.
