Teleskope
Das Teleskop wurde zu Beginn des Siebzehnten Jahrhunderts in Holland erfunden und ist ein Arbeitsmittel für Astronomen und Astrophysiker für Ihre Beobachtungen. Durch die Entwicklung der modernen Wissenschaft werden Teleskope heutzutage in allen Bereichen des elektromagnetischen Spektrums innerhalb und außerhalb der Erdatmosphäre eingesetzt. Die Funktionsweise von Teleskopen besteht darin, Licht mit einer großen Oberfläche eines Objektivs zu sammeln und das einfallende Licht zusammenzuführen. Das endgültige Bild wird durch ein Okular betrachtet.

Blenden- und Brennweitenverhältnis
Teleskope werden dazu genutzt, um Licht von Himmelsobjekten zu sammeln und an einem Punkt, dem Brennpunkt, zusammenzuführen. Teleskope sind durch zwei Parameter gekennzeichnet, Blende und Brennweitenverhältnis. Der Durchmesser der Licht einfangenden Fläche wird die Blende des Teleskops genannt – je größer die Blende desto heller ist das Bild. Das Verhältnis der Brennweite f zur Blende D ist als Brennweitenverhältnis definiert. Dieser Wert beschreibt die Lichtempfindlichkeit eines Teleskops. Schnelle Teleskope haben ein kleineres Brennweitenverhältnis, da sie hellere Bilder in einer kürzeren Belichtungszeit aufnehmen. Bei größeren Brennweitenverhältnissen benötigen Teleskope längere Belichtungszeiten, um ein helles Bild aufzunehmen, darum sind sie langsamer. Das Brennweitenverhältnis wird normalerweise als f/n bezeichnet, dabei ist „n“ das Verhältnis der Brennweite zur Blendenöffnung.

Aberrationen oder Abbildungsfehler
Zur Aufnahme von Bilder werden Teleskope mit Linsen und Spiegeln verwendet. Leider gibt es bei beiden Arten von Teleskopen Bildstörungen, die als Aberrationen bezeichnet werden. Einige Aberrationen treten sowohl bei Linsen wie auch bei Spiegeln auf, wie zum Beispiel Astigmatismus und Bildfeldwölbung.
Astigmatismus tritt auf, wenn verschiedene Bereiche einer Linse oder eines Spiegels die Lichtstrahlen auf verschiedene Stellen auf der Brennebene bündeln. Wenn der Astigmatismus korrigiert wird, können Bildfeldwölbungen auf der Oberfläche von Linse oder Spiegel auftreten, die das Licht auf einer gekrümmten Fläche statt einer Ebene zusammenführen.
Außerdem gibt es noch Aberrationen, die entweder nur bei Linsen oder nur bei Spiegeln auftreten.
Chromatische Aberration tritt bei Teleskopen auf, die das Licht mit Linsen zusammenführen. Die Brennweite einer Linse hängt von der Wellenlänge des Lichts an, so dass blues und rotes Licht verschiedene Brennpunkte haben, das führt zu einem unscharfen Bild. Der Effekt der chromatischen Aberration kann durch Verwendung von Korrekturlinsen im System verringert werden. Ein weiteres Problem bei Linsen ist die Sphärische Aberration,deren Ursache in der Linsenform liegt. Sphärische Oberflächen führen dazu, dass das einfallende Licht nicht an einem einzelnen Punkt gebündelt wird. Daher werden andere optische Oberflächen wie Paraboloide bevorzugt. Aber auch mit paraboloiden Oberflächen treten es noch Abbildungsfehler wie in diesem Fall Asymmetriefehler auf. Die Ursache liegt in der Abhängigkeit der Brennweite vom Winkel zwischen der Richtung des einfallenden Lichts und der optischen Achse des Systems. Daher werden Bilder von Punkten neben den optischen Achse gestreckt und sind keine einfachen Punkte.

Vergrößerung
Vergrößerung, die Zunahme der Winkelgröße eines Objekts, das im Teleskop betrachtet wird, wird durch das Verhältnis der Brennweite des Objektivs zur Brennweite des Okulars definiert. Je größer die Brennweite des Objektivs ist, desto mehr wird das Objekt vergrößert. Für ein großes Bild brauchen Sie also ein Objektive mit großer Brennweite und ein Okular mit kurzer Brennweite.
Wenn Sie zum Beispiel ein Objektive mit 500 mm Brennweite und ein Okular mit 25 mm Brennweite verwenden, beträgt die daraus resultierende Vergrößerung 500 / 25 gleich 20 oder das 20-fache.

Sichtfeld
Das Sichtfeld ist der Winkelbereich des Himmels, der durch das Teleskop erfasst wird. Das scheinbare Sichtfeld eines Teleskops wird nur durch das Okular bestimmt und beträgt üblicherweise etwa 52 Grad. Um das tatsächliche Sichtfeld eines Teleskops zu ermitteln, muss das scheinbare Sichtfeld durch die Vergrößerung geteilt werden. Das tatsächliche Sichtfeld ist der aktuelle Winkelbereich des Himmels, der durch das Teleskop erfasst wird.
stellt mit dem STF-Symbol ein Hilfsmittel bereit, um das tatsächliche Sichtfeld zu finden und auf dem virtuellen Himmelsbild anzuzeigen. Um diesen Dialog zu öffnen, wählen Sie Einstellungen STF-Symbole STF-Symbole bearbeiten. Drücken Sie den Knopf Neu, dann wird ein Dialog mit vier Karteikarten angezeigt: Okular, Kamera, Fernglas und Radioteleskop. Um ein Sichtfeld zu berechnen, wählen Sie die gewünschte Karteikarte und geben die technischen Daten der Ausrüstung ein. Klicken Sie dann auf STF berechnen und das Sichtfeld wird berechnet und unter dem Knopf angezeigt. kann dann dieses Sichtfeld mit der berechneten Größe auf dem virtuellen Himmelsbild anzeigen. Dazu müssen Sie einen Namen für das berechnete Sichtfeld wie 20 mm Objektiv oder DSLR mit Spiegel eintragen. Stellen Sie dann Form und Farbe für dieses Sichtfeld ein. Verwenden Sie für ein Okular die Formen Kreis oder Halbtransparenter Kreis, da ein Okular ein rundes Sichtfeld hat ist. Für eine Kamera wählen Sie Quadrat, was tatsächlich ein Rechteck ist, da ein CCD-Sensor oder ein Film eine rechteckige bzw. quadratische Form hat. Wenn Sie mehrere Okulare oder Teleskope benutzen, sollten Sie sie durch verschiedene Farben unterscheidbar machen. Klicken Sie auf OK, um den Dialog zu schließen. Um das Symbol auf dem Bildschirm anzuzeigen, gehen Sie zum Menü Einstellungen STF-Symbole. Wählen Sie dann den neuen Menüeintrag mit dem von Ihnen vergebenen Namen. Um das Symbol wieder auszuschalten, klicken Sie noch einmal auf den Menüeintrag.

Teleskoparten
Teleskope werden für Beobachtungen im gesamten elektromagnetischen Spektrum benutzt und werden in Optische, Ultraviolett-, Gammastrahlen-, Röntgen-, Infrarot- und Radio-Teleskope unterteilt. Jede dieser Teleskoparten wird für spezielle Beobachtungen benutzt, um eine ausführliche Analyse von Himmelskörpern durchzuführen.

Optische Teleskope
Optische Teleskope werden für die Beobachtung im sichtbaren Wellenbereich verwendet. Es handelt sich dabei überwiegend um Refraktoren oder Reflektoren bzw Spiegelteleskope. Der Unterschied zwischen Ihnen liegt in der Art, wie das Licht eines Stern gesammelt wird.
Refraktorteleskope verwenden zwei Linsen, um ein Bild zu erzeugen, eine Primär- oder Objektivlinse, die das einfallende Licht bündelt und ein Bild auf dem Brennpunkt erzeugt und ein Okular, das als Vergrößerungsglas bei der Betrachtung des endgültigen Bilds funktioniert. Die zwei Linsen sind an entgegengesetzten Enden einer verschieblichen Röhre angeordnet. Die Entfernung zwischen beiden Linsen kann verändert werden, um das endgültige Bild zu erhalten.
Das größte Refraktorteleskop der Welt befindet sich im Yerkes Observatorium in Williams Bay, Wisconsin. Es wurde 1897 erbaut und hat ein Objektiv mit 1,02-m (40-in) Durchmesser und eine Brennweite von 19,36 m.
Im Gegensatz dazu verwenden Spiegelteleskope Spiegel anstatt Linsen, um das endgültige Bild zu erzeugen. Wird die Objektivlinse durch einen Spiegel ersetzt, entsteht ein Brennpunkt auf dem Weg des einfallenden Lichts. Ein Beobachter an diesem Punkt würde bereits ein Bild sehen, aber einen Teil des einfallenden Lichts blockieren. Der Brennpunkt des Hauptspiegels wird primärer Brennpunkt genannt. Dies ist auch die Bezeichnung der ersten Kategorie von Spiegelteleskopen. Folglich nutzen Teleskope mit primärem Brennpunkt einen Spiegel, um das einfallende Licht zu bündeln. Durch Spiegel kann das Bild des Objekts im primärem Brennpunkt des Teleskops betrachtet werden. Andere Arten von Spiegelteleskopen sind das Newton-, Cassegrain- und Coudé-Teleskop.
Das Newton-Teleskop verwendet einen zusätzlichen flachen Ablenkspiegel in der Nähe des primären Brennpunkts im Pfad des reflektierten Lichts. Dies führt zur Verschiebung des Brennpunkts an einen anderen Ort an der Seite des Teleskops, der für die Beobachtung besser zu erreichen ist. Natürlich blockiert ein Spiegel im Pfad des reflektierten Lichts einen Teil des einfallenden Lichts, aber solange das Verhältnis der Oberfläche des primärem Spiegels zum Ablenkspiegel groß genug ist, kann die Menge des blockierten Lichts vernachlässigt werden.
Das Cassegrain-Teleskop hat einen ähnlichen Aufbau wie das Newton-Teleskop. Hier reflektiert der zweite Spiegel das Licht jedoch zum Primär- oder Hauptspiegel am Ende des Teleskops zurück. Der Primärspiegel hat in der Mitte ein Loch, durch das das reflektierte Licht durchlässt, bis es im Brennpunkt zusammen trifft. Der zweite Spiegel ist konvex geformt, da er die Brennweite des optischen Systems verlängert. Der Primärspiegel eines Cassegrain-Teleskops ist parabolisch geformt. Wird der Primärspiegel durch einen hyperboloiden Spiegel ersetzt, handelt es sich um ein Ritchey-Chrétien-Teleskop. Der Vorteil des Ritchey-Chrétien-Teleskops besteht darin, dass im Gegensatz zu den klassischen Spiegelteleskopen eine komafreie Abbildung ohne Asymmetriefehler erreicht wird.
Das Coudé-Teleskop besteht aus mehreren Spiegeln, die das Licht zum sogenannten Coudéraum reflektieren, der sich unterhalb des Teleskops befindet. Ein Coudé-Teleskop hat den Vorteil einer größeren Brennweite, die es in verschiedenen Bereichen der Astronomie und Astrophysik wie zum Beispiel bei der Spektroskopie vermeidet, ein zu großes Instrument benutzen zu müssen. Es gibt aber auch Nachteile bei einem Coudé-Teleskop, weil bei mehr Spiegeln im System weniger Licht auf den Detektor fällt. Die Ursache liegt darin, dass bei den verwendeten Aluminiumspiegeln nur 80 % des auftreffenden Lichts reflektiert wird.
Ein Spiegellinsen-Teleskop oder Katadioptrisches System verwendet als optische Elemente sowohl Spiegel als auch Linsen. Das bekannteste Katadioptrisches System ist das Schmidt-Cassegrain-Teleskop, das einen großen Sichtfeldwinkel hat. Um eine komafreie Abbildung ohne Asymmetriefehler zu erreichen, wird ein sphärischer Hauptspiegel mit einer dünnen Korrekturlinse zur Vermeidung sphärischer Abberation verwendet. Der zweite Spiegel liegt im Zentrum der Korrekturlinse und reflektiert das Licht durch eine Öffnung im Hauptspiegel. Weniger bekannt ist das Maksutov-Teleskop, das ebenfalls eine Korrekturlinse im Hauptspiegel verwendet, aber mit konzentrischen Oberflächen.

Beobachtungen in anderen Wellenlängen
Für eine genaue Analyse des Himmels werden Beobachtungen auch in anderen Bereichen des elektromagnetischen Spektrums durchgeführt. Radioteleskope sind sehr populär und effizient, sie wurden im letzten Jahrhundert entwickelt. Ein gemeinsames Problem von Radio- und optischen Teleskopen ist die Notwendigkeit einer besseren Auflösung. Die Auflösung eines Teleskops kann aus dem Rayleigh-Kriterium abgeleitet werden. Das Kriterium besagt, dass die Auflösung aus dem Verhältnis der eintreffenden Wellenlänge zum Durchmesser der Blendenöffnung bestimmt wird. Dieses Verhältnis beträgt 1,22 für runde Blendenöffnungen. Für eine gute Auflösung ist also ein möglichst großer Durchmesser nötig. Das größte Radioteleskop der Welt ist das Arecibo-Teleskop in Puerto Rico. Es hat eine riesige Schüssel mit einem Durchmesser von 305 Meter. Um bessere Auflösungen zu erreichen, haben Astronomen eine neue Technik namens Interferometrie entwickelt. Das grundlegende Prinzip der Interferometrie besteht darin, dass durch die Beobachtung des gleichen Objekts mit verschiedenen Teleskopen ein endgültiges Bild durch die Überlagerung der ursprünglichen Einzelbilder einsteht. Heute setzt das „Very Large Array“-Teleskop in der Nähe von Sorocco in Mexiko die Interferometrie am effektivsten ein. Es besteht aus 27 Teleskopen mit jeweils 25 m Blendenöffnung, die in Form eines „Y“ angeordnet sind. Es gibt bereits eine neue Technik, die als „Very Long Baseline Interferometry (VLBI)“ bezeichnet wird. Diese Technik ermöglicht es Astronomen, Bilder mit auf der Größe eines Kontinents angeordneten Teleskopen aufzulösen. Das wichtigste Projekt des Jahrhunderts in diesem Bereich ist der Bau des „Atacama Large Millimeter Array (ALMA)“, das 66 Teleskope in der Atacama-Wüste im Norden Chiles verwenden wird.

Beobachtungen im Weltraum
Beobachtungen auf der Erde werden durch die Absorption des Lichts durch die Erdatmosphäre beeinträchtigt, dieser Nachteil kann bei Beobachtungen im Weltraum vermieden werden. Das Hubble-Weltraumteleskop hat einen Hauptspiegel mit 2,4 m Durchmesser und die effektive Brennweite des Systems beträgt 57,6 Meter. Das Hubble-Weltraumteleskop umkreist die Erde auf einer niedrigen Umlaufbahn und ist wegen der nicht vorhanden Atmosphäre für die Beobachtung sehr lichtschwache Objekte geeignet. Ein weiteres Teleskop im Weltraum ist das James Webb Space Telescope (JWST), das 2018 fertiggestellt sein sein. Es wird einen Hauptspiegel mit 6,5 m Durchmesser haben und wird im Weltraum um den zweiten Langrange-Punkt (L2) auf der Verbindungslinie Sonne-Erde kreisen, an dem sich die Gravitationskräfte zweier benachbarter Himmelskörper und die Zentrifugalkraft der Bewegung gegeneinander aufheben. An diesem Punkt ist ein Objekt im Gleichgewicht zum System Sonne-Erde. Der zweite Langrange-Punkt liegt auf der Verbindungslinie Sonne-Erde auf der erdabgewandten Seite. Ein Teleskop an diesem Punkt erhält weniger Temperaturstrahlung, das verbessert die Beobachtungen im Infrarotbereich.