Cassegrain-Teleskop

Dieser Text beschreibt Cassegrain-Teleskop.

Strahlengang eines Cassegrain-Teleskops (auch als PDF-Datei verfügbar)

Das Cassegrain-Teleskop ist ein Spiegelteleskop, das 1672 vom französischen Gelehrten Cassegrain der Öffentlichkeit vorgestellt wurde. Hierbei ist sich die Fachwelt uneinig, ob es sich um den französischen Bildhauer Sieur Guillaume Cassegrain (1625–1712) oder um Laurent Cassegrain (ca. 1629-1693; in der Literatur teilweise auch als Jean bzw. Giovanni genannt), katholischer Priester und Gymnasiallehrer am Collège de Chartres, handelt. Da ca. wenige Jahre vorher auch das Newton-Teleskop sowie das Gregory-Teleskop erfunden wurde, fand eine europaweite Diskussion über die Vor- Nachteile dieser Systeme statt.

Das einfallende Licht fällt auf einen konkav-parabolischen Hauptspiegel (den Primärspiegel). Dieser reflektiert das Licht zu einem konvex-hyperbolischen Fangspiegel (den Sekundärspiegel). Es wird dort nochmals reflektiert und durchquert nun eine zentrale Bohrung in dem Hauptspiegel. Der Fangspiegel hat eine solche Krümmung, dass parallele Lichtstrahlen, also solche, die von einem unendlich weit entfernten Punkt (einem Stern) kommen, hinter dem Hauptspiegel wieder in einem Punkt, dem Fokus gesammelt werden. Von flächenhaften astronomischen Beobachtungsobjekten entsteht in der Bildebene (Fokalebene ) ein reelles Bild. Der Fokus ist ein Punkt auf der Fokalebene. Durch die Krümmung des Fangspiegels wird die Brennweite des Gesamtsystems drastisch verlängert. Dadurch ist das Cassegrain-Teleskop auch bei großen Brennweiten sehr kompakt.

Das Bildfeld ist gekrümmt und auch andere optische Fehler treten auf. Das gilt besonders, wenn für kleine Teleskope ein sphärischer Hauptspiegel benutzt 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. Sie wurden erfunden, um die Nachteile des Cassegrain-Teleskops zu vermeiden:

• Nasmyth-Teleskop
• Schmidt-Cassegrain-Teleskop
• Maksutov-Teleskop
• Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskop (RCC-Teleskop)

Das RCC-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 ca. 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. Darum 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 . In dem Coudé-Fokus befindet sich in dem Allgmeinen ein Spektrograf, der orstfest 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. == Literatur ==

• Rolf Riekher: Fernrohre und ihre Meister. 2. Auflage. Verlag Technik GmbH, Berlin 1990 S. 91-94 ISBN 3-341-00791-1