












- Sonnefeld 
" verstindniasen führt. Es gilt im achsennahen 
 Gebiet, d. h. für sehr kleine Winkel w: 
h 
3 fi = te w . (1 
und weiter, wenn d der Okulardurchmesser: 
BR ; 
hi +f= BET tg w y (1 
Für den Winkel w’ erhält man die Beziehung: 
2 d 
' Durch Division der Gleichungen (1’) und (2) 
erhält man dann: 
gw_ fı+f 4 3 
4 con ze BE I ET 
; Setzt man fiir © =fa+t €, worin € eine, im Ver- 
— hältnis zu fs, kleine Strecke ist, da ja. bei astro- 
- nomischen Fernrohren fı sehr groß gegen f2 an- 
zunehmen ist, so folgt, da ~ 
PRA ORME oe ha rey oak 
ie a= (fi + fy) Pinte LEN IND 
4 oe (5) und (3) erhält man dann: 

tw _fı 
3 tgw fa = 
Bd. h. die Vergrößerung eines astronomischen 
- Fernrohres ist gegeben durch den Bruch: 
Objektivbrennweite 
Okularbrennweite 
: Die Fernrohre nach Kepler und nach Galilei — ein Vergleich. 

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Okularfliche etwa 20 mm und größer ist, was 
z. B. bei den oben erwähnten langbrennweitigen 
Okularen der Fall ist, nicht mehr die Augen- 
pupille, sondern der Augendrehpunkt an die 
Stelle der A.P. rückt. Dann kann die natür- 
liche Drehung des Auges ausgenutzt werden, und 
die lästige, bei starken Okularen allerdings un- 
vermeidliche Schlüssellochbeobachtung erübrigt 
sich. Diese Annehmlichkeit erhöht die Freude 
an der Beobachtung mit den großen Okularen 
nicht unwesentlich. Die durch - die Objektiv- 
mitte gehenden Strahlen werden Hauptstrahlen 
genannt, es sind die Achsen oder sogenannten 
Träger der bilderzeugenden Bündel. Die Haupt- 
strahlen schneiden sich im Projektionszentrum 
der Abbildung, in der Mitte der Austrittspupille. 
Fällt dorthin die Mitte der Augenpupille, so tritt 
Schlüssellochbeobachtung ein, fällt der Augen- 
drehpunkt dahin, so sei die Beobachtung natür- 
lich genannt. 
Ein Schénheitsfehler macht sich bei einem 
astronomischen Fernrohr, dessen Gesichtsfeld 
durch die Okularöffnung begrenzt wird, unan- 
genehm bemerkbar. Die Sehfeldgrenze erscheint 
unscharf, verschwommen. Dieser Mangel wird 
dadurch beseitigt, daß in der gemeinsamen Brenn- 
ebene eine Gesichtsfellblende angebracht wird, 
die dann durch das Okular scharf gesehen wird. 
Die Bilder dieser Gesichtsfeldblende fallen beide 
in das Unendliche. Das vom Objektiv ent- 
worfene Bild heißt Eintrittsluke, das vom Okular 
entworfene 
Austrittsluke. -Beim holländischen 











_.- Fig. 3. Holländisches Fernrohr. 
Das Gesichtsfeld des astronomischen Fern- 
. rohres ist gleich der scheinbaren Größe der 
 Okularöffnung vom Mittelpunkt des Objektivs 
aus gesehen, wenn keine Blende in. der Brenn- 
ebene des Objektivs angebracht: ist. 
- Okularöffnung d ist, so erhalten wir für den Ge- 
sichtsfeldwinkel 2 w aus eis (1) sofort: 
2w = are tg 7 uw 
1 2 
En das Gesichtafeld der. astronomischen Fern- 
|. rohre nur klein ist, so kann man näherungsweise 
a für 2 w. den Wert: 
Fahy Bt eae att 
Es sei Kae aus hingewiesen, daß, 
enn der Abstand der A. P. von der augenseitigen 

Augenpupille und Austrittspupille liegen weit auseinander. 
achtung liings der schiefen Biindel wire sehr umstindlich und erschwert die Überwachung des Sehfeldes. 
O’ fällt bei starken Vergrößerungen sehr nahe an den vörderen Brennpunkt der Negativlinse. 
Da die. 
ace 
' 
Die Beob- 
Fernrohr hat man es mit einer Austrittsluke 
im Endlichen zu tun, und ihre Bedeutung wird 
dort klar werden. Beim Vorhandensein einer 
Gesichtsfeldblende ergibt sich der halbe wahre 
Gesichtsfeldwinkel 2w aus der Beziehung: 
Blendendurchmesser 
"Objektivbrennweite 
Das astronomische Fernrohr nach’ Kepler 
unterscheidet sich vom stark vergrößernden Fern- 
rohr nach Galilei dadurch, daß an Stelle der sam- 
melnden Okularlinse eine zerstreuende Okular- 
N ss 

_linse tritt, deren augennahe Brennebene mit der 
hinteren Brennebene des 
- fällt.. Ein Zwischenbild kommt also bei diese 
Objektivs zusammen- 
Anordnung nicht zustande, und das Bild der 
Austrittspupille fällt, wie aus Fig. 3 zu ersehen 
ist, zwischen Objektiv und Okular. Die Zer- 





