207 Anhang 3.3 Auflösungsvermögen Neben der Vergrößerung und der Lichtstärke ist das Auflösungsvermögen für ein Teleskop von großer Bedeutung. Darunter versteht man die Fähigkeit eines optischen Geräts, zwei dicht beieinander liegende Objekte (z. B. Doppelsterne) noch getrennt abzubilden (Abb. 8). Allerdings kann ein punktförmiges Objekt wegen der Beugung des Lichts an der Objektivöffnung nicht als Punkt abgebildet werden. Das Bild eines Sterns im Fernrohr ist eine Beugungsscheibe. Die Möglichkeit, zwei Sterne als getrennt wahrzunehmen, hängt davon ab, inwieweit sich ihre Beugungsscheiben in der Brennebene des Objektivs überschneiden. Je kleiner diese Beugungsscheiben sind, umso besser kann ihre Trennung erfolgen. Nach der Beugungstheorie ergibt sich für den kleinsten noch auflösbaren Winkelabstand (im Bogenmaß): ρ λ= ⋅1 22, D λ : Wellenlänge D : Objektivdurchmesser Abb. 8 E Ein Dreifachsternsystem bei geringer Auflösung (a) und mit gesteigerter Auflösung (b) Abb. 7 E Strahlenverlauf in einem Spiegelteleskop vom Typ Schmidt-Cassegrain 1: Primärspiegel 2: Sekundärspiegel 3: Okular 4: Umlenkprisma 5: Schmidt-Platte 1 2 3 4 5 D Meistens erreichen größere Teleskope ihr theoretisches Auflösungsvermögen nicht, denn die Luftunruhe (Dichteschwankungen der Luft) verwäscht die Sternbildchen zu unruhigen Figuren. Um diesen Effekt (das sogenannte seeing) möglichst klein zu halten, errichtet man Sternwarten auf hohen Bergen oder lässt die Teleskope gleich außerhalb der Erdatmosphäre beobachten, wie das etwa beim Hubble Space Telescope (HST) der Fall ist. Neuerdings ist man dabei, das seeing durch sogenannte adaptive Optiken zu vermindern (genauere Informationen z. B. unter Wikipedia). N u r zu P rü fz w e c k e n E ig e tu m d e s C .C . B u c h n e r V e rl a g s