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Naturwissenschaftliche Rundschau. 



1910. Nr. 51. 



Den parabolischen Hohlspiegel als Lichtsammler 

 | der französische Mathematiker Mer- 

 a L639, Bein Vorschlag wurde aber auf die 

 von Descartes dagegen erhobenen Einwände nicht 

 führt. Unabhängig von Mersenne beschrieb 

 James Gregory 1661 eine ähnliche Anordnung, 

 die zuerst von Cos und Rives in London und später 

 von Short in Edinburg (1732 — 1768) in großer 

 Vollendung ausgeführt wurde. Der Hauptspiegel ist 

 in der Mitte durchbohrt, und die von ihm reflektierten 

 Strahlen werden kurz nach ihrer Vereinigung im 

 Brennpunkt von einem kleinen, ebenfalls parabolischen 

 Nebenspiegel aufgefangen und so zurückgeworfen, 

 daß ein zweites Bild nahe vor der Durchbohrung 

 des Hauptspiegels entsteht und von hier durch das 

 Okular betrachtet werden kann. Durch ihre Eigen- 

 schaft, aufrechte Bilder zu liefern, waren diese Fern- 

 rohre bis Ende des 18. Jahrhunderts sehr beliebt und 

 vielfach auch als terrestrische Fernrohre in Gebrauch, 

 bis sie von den verbesserten Linsenfernrohren völlig 

 verdrängt wurden. 



Bevor dieses Konkavspiegelsystem in die Praxis 

 Eingang fand, stellte Newton (1668) schon einen 

 kleinen kugelförmigen Hohlspiegel von einem Zoll 

 Durchmesser her. Den Strahlengang indemNewton- 

 schen Reflektor zeigt Fig. 4. Bevor die Strahlen sich 

 im Brennpunkt vereinigen, fallen sie auf einen kleinen 

 ebenen Spiegel, der unter 45° gegen die Fernrohr- 

 achse geneigt ist. Durch diesen Spiegel wird das 

 Strahlenbüschel rechtwinklig nach der Seite abgelenkt, 

 und das Okular befindet sich seitlich am oberen Ende 

 des Rohres. 



Astronomisch große Erfolge erreichte erst W. Her- 

 schel (1738 — 1822) mit seinen großen Spiegel- 

 teleskopen. Der Wunsch, den Sternhimmel bis an 

 seine Grenzen zu durchdringen und in seiner Ordnung 

 aufzulösen, trieb ihn, sich selbst Spiegel mit wachsen- 

 der Vollendung und von immer größeren Abmessungen 

 in großer Zahl anzufertigen. Anfangs bediente sich 

 Herschel der Newtonschen Anordnung, seit 1776 

 aber gab er seinen großen Spiegeln, um den Neben- 

 spiegel zu vermeiden, eine geringe Neigung gegen die 

 Rohrachse, so daß alle Strahlen nach einem Punkte 

 des Randes am oberen Rohrende reflektiert wurden, 

 und hier befand sich auch das Okular. Mit solchen 

 Front- view- Teleskopen machte Herschel seine be- 

 rühmten Entdeckungen. Sein größtes Teleskop mit 

 einem Spiegel von 1,22 m (4 Fuß) Durchmesser und 

 12,2 m Brennweite entstand 1785 — 1789 und war 

 aufgestellt zu Slough in der Nähe von London. Ge- 

 legenheiten, dieses Instrument anzuwenden, boten sich 

 aber nur selten, da die Bilder der Sterne meistens so 

 schlecht ausfielen, daß Herschel bei der Untersuchung 

 selbst schwieriger Objekte kleinere Spiegel vorzog. 

 Trotz aller Vorsicht konnte auch die Spiegelpolitur 

 nur zwei Jahre gut erhalten werden ; nach 1811 wurde 

 das Instrument nicht mehr gebraucht und 1839 ganz 

 auseinandergenommen. 



Bei großen Spiegeln erleidet die Oberfläche durch das 

 große Eigengewicht der notwendig immer sehr dicken 



Spiegelscheiben leicht kleine, mit der Lage des Fern- 

 rohrs wechselnde Durchbiegungen. Diese Durch- 

 biegungen und die Verziehungen durch die Wärme 

 infolge der schwankenden Lufttemperatur machen die 

 Spiegel außerordentlich empfindlich, und da die reflek- 

 tierten Strahlen sich doppelt so schnell wie ihre be- 

 züglichen Einfallslote bewegen, so genügen schon kaum 

 meßbare Änderungen der Oberfläche, um die Brenn- 

 punktsbilder rasch zu verschlechtern. Für den Ge- 

 brauch hatten die Spiegelteleskope New ton scher und 

 Herschelscher Form, die allein für die Astronomie in 

 Frage kamen, noch die Unbequemlichkeit, daß sie in 

 komplizierten Bauwerken aufgehängt werden mußten, 

 um den Sternen folgen zu können, und der Beobachter 

 seinen Platz hoch in der Luft am oberen, dem Himmel 

 zugekehrten Rohrende auf einem schwankenden Ge- 

 rüst hatte, das gleichzeitig mit dem Rohr bewegt 

 werden mußte. Zur Bedienung waren deshalb immer 

 mehrere Gehilfen nötig. 



Mit dem Herschel sehen Riesenteleskop schien die 

 Grenze des praktisch Erreichbaren bereits überschritten 

 zusein, und wir sehen deshalb von der Mitte des 18. Jahr- 

 hunderts ab zahlreiche Mathematiker und Optiker 

 sich der Verbesserung des Linsenfernrohrs zuwenden. 

 Die Wirkung der einfachen Sammellinse, wie sie 

 Galilei und Schein er zuerst anwan dten, wird haupt- 

 sächlich durch die beiden Umstände beeinträchtigt, 

 daß die Randstrahlen durch eine einfache Linse 

 stärker gebrochen werden als die Zentralstrahlen und 

 die Linsenachse näher der Linse schneiden als die 

 achsennahen Strahlen (sphärische Aberration), und 

 die violetten Strahlen stärker gebrochen werden als 

 die gelben und roten (chromatische Aberration). Beide 

 Abweichungen bewirken zusammen, daß ein punkt- 

 artiges weißes Objekt nicht wieder punktartig abge- 

 bildet wird, sondern als farbige Scheibe erscheint. 

 Es lag nahe, den sphärischen Fehler durch Abbiendung 

 der Randstrahlen zu verringern, und da die Breite des 

 durch die chromatische Aberration erzeugten farbigen 

 Saumes unabhängig von der Objektivöffnung ist und 

 um so weniger stört, je länger die Brennweite ist, so 

 machte man in der zweiten Hälfte des 17. Jahrhunderts 

 die Linsenfernrohre 30 und mehr Meter lang, um die 

 Fehler unter die Empfindlichkeit des Auges herabzu- 

 drücken. Aber schon bei wenigen Zoll Öffnung be- 

 kommt dieses einfachste Fernrohr eine so ungeheure 

 Länge, daß alle praktische Anwendbarkeit aufhört. 

 Objektiv und Okular waren bei diesen von Huygens 

 eingeführten sogenannten Luftfernrohren häufig nur 

 durch eine Stange oder ein Gitterwerk von Stäben 

 miteinander verbunden, und das Fernrohr wurde an 

 einem Dachvorsprung oder in sonst geeigneter Weise 

 aufgehängt. 



Hemmend auf die Verbesserung des Linsen- 

 fernrohrs wirkte lange Zeit die Autorität und 

 der Irrtum Newtons, daß die Farbenzerstreuung 

 in den verschiedenen Glasarten immer der Ab- 

 lenkung proportional sei, und daß folglich die 

 Herstellung achromatischer, d. h. von sphärischer 

 und chromatischer Aberration freier Linsensysteme 



