Glossar

Dieses Lexikon ist mit den verwendeten „Fachbegriffen“ auf dieser Webseite verknüpft, um dem interessierten Laien das Verständnis zu erleichtern. Wenn Begriffe fehlen, bitten wir um Anregung.


Ansen
Das Gebiet, in dem der Saturnring seinen größten Durchmesser hat.

Apochromaten
Hochwertiges, mehrlinsiges Teleskopobjektiv, dass deutlich weniger optische Fehler aufweist, als das zweilinsige Fraunhofer-Objektiv. Diese Objektive bestehen aus Sondergläsern, und stellen besondere Ansprüche an die Fertigungsverfahren und die Justierung. Daher sind sie auch deutlich teurer. Refraktoren mit diesem Linsen können deutlich kürzere Brennweiten haben.


Auflösungsvermögen
Das Auflösungsvermögen eines Teleskops bezeichnet die Trennschärfe des Objektivs und ist ein Maß für das Detailerkennungsvermögen. Die Maßeinheit ist Bogensekunden („) Beispiel: Kommt einem auf einer geraden Straße in der Nacht ein Auto entgegen, erscheinen beide Scheinwerfer zunächst als eins. Dann, wenn die Scheinwerfer länglich erscheinen ist das Auflösungsvermögen der Augen erreicht.
Grafik zum Auflösungsvermögen


Barlowlinse
Die Barlowlinse ist eine nach ihrem Erfinder Peter Barlow benanntes, negatives Linsensystem, dass im Brennpunkt eines optischen System (Teleskop), zwischen dem Objektiv und dem Okular, eingesetzt wird. Sie wird verwendet, um die Brennweite der Optik zu verlängern und damit die Vergrößerung zu erhöhen. Gleichzeitig wird das Bild dunkler und größer. Daher werden Barlowlinsen hauptsächlich bei der Planetenfotografie eingesetzt. Das Maß der Änderung kommt durch den aufgedruckten Faktor (1,5-3fach) zum Ausdruck. Die Barlowlinse ist weit verbreitet und gehört vielfach bereits zur Grundausstattung von Teleskopen. Hochwertige Barlowlinsen besten aus 2 Linsen und können genutzt werden, um Fehler des Objektives zu korrigierten. Dies ist für ein kleines Bildfeld unabhängig vom optischen System möglich. Bei einfachen, einlinsigen Barlowlinsen wird aber leider oft der Farbfehler (chromatische Aberration) wieder sichtbar. Dies zeigt sich am Teleskop an bunten Farbsäumen bei der Planetenbeobachtung. Generell verstärkt die Barlowlinse die optischen Fehler des Objektivs und die Lichtstärke nimmt ab. Einige Okular (s. g. LV Long View) haben bereits eine Barlowlinse integriert. Damit wird die Austrittspupille des Okulars nach hinten verlagert und das Einblickverhalten deutlich verbessert.


Bildfeldwölbung, Bildschalenfehler
Darunter versteht man die Abweichung der Bildortes von der idealen Bildebene in Richtung parallel zur opt. Achse. Nach der geometrischen Optik sollten alle Bildpunkte einer zur optischen Achse rechtwinkligen Objektebene auch wieder in einer Ebene rechtwinklich zur optischen Achse liegen. Tatsächlich aber liegen sie in einer untertassenähnlich gewölbten rotationssymetrischen Fläche (im allgemeinen Falle von Astigmatismus sogar in zwei verschiedenen solchen Flächen). Die Fläche(n) nennt man „Bildschale(n)”, bei Astigmatismus heißt die eine „sagittale Bildschale“ und die andere „meridionale Bildschale”. Die erstgenannte enthält die Gesamtheit aller Bildpunkte der Lichtstrahlen eines Sagittalschnitts, die zweitgenannte die Gesamtheit aller Bildpunkte eines Meridionalschnitts. Der Meridionalschnitt ist ein Schnitt in einer Ebene, welche die optische Achse und den Objekt- sowie Bildpunkt enthält. Er schneidet die sphärischen Linsenoberflächen auch bei schräg zur optischer Achse einfallendem Strahl längs Großkreisen (= Meridianen, daher der Name Meridionalschnitt), also Kreisen, die denselben Krümmungsradius wie die Kugelflächen haben. Der Sagittalschnitt ist ein Schnitt in einer Ebene rechtwinklig zur Ebene des Meridionalschnitts, die ebenfalls den Objekt- und Bildpunkt enthält. Er schneidet die sphärischen Linsenoberflächen bei schräg zur optischen Achse einfallendem Strahl längs kleineren Kreisen (= Breitenkreisen), also Kreisen mit kleinerem Radius als dem der Kugelflächen. Aus der Unterschiedlichkeit der Radien dieser Schnittkreise ergibt sich die unterschiedliche Lage der Bildpunkte, d.h. die Verschiedenheit von meridionaler und sagittaler Bildschale.


Binokularansatz

Der Binokularansatz ermöglicht die Beobachtung am Teleskop mit beiden Augen.


Brennweite

Die Brennweite ist der Abstand zwischen der Hauptebene eines Objektivs und dem Brennpunkt.


chromatische Aberration
Linsenobjektive verursachen unterschiedliche Farbfehler. Dies ist der größte Nachteil der Refraktoren. Durch die Brechung des Lichtes in den Linsen entstehen die Spektralfarben (Regenbogenfarben). Die Objektive bestehen daher aus Linsen mit verschiedenen Brechungsindices, um die Bildung des Spektrums zu kompensieren. Bei kurzbrennweitigen Objektiven ist dieser Fehler auffälliger, als bei Objektiven mit langen Brennweiten. Erkennbar sind diese Farbfehler z. B. an dem grün-gelblichen Rand des Mondes.
Grafik zur chromatischen Aberration


Deep-Sky
Deep-Sky-Objekte ist der Sammelbegriff für sehr lichtschwache Objekte wie Nebel und Galaxien. Die Beobachtung ist nur bei sehr dunklem Himmel möglich.


Dobson
Ein Newton-Spiegelteleskop auf einer azimutalen Montierung.


Fadenkreuzokular
Ein Okular mit einem eingebauten Fadenkreuz. Es wird zum exakten Nachführen bei der Fotografie benötigt. Während das Teleskop als Teleobjektiv genutzt wird, wird mit dem Fadenkreuzokular die exakte Nachführung überwacht, indem man darauf achtet, dass der angepeilte Stern (Leitstern) nur eine bestimmte Abweichung innerhalb eines bestimmten Bereiches hat.


Faltrefraktor
Ein Faltrefraktor ist ein Linsenteleskop, dass ein- oder mehrfach gefaltet ist. Der Vorteil liegt in der erheblich kürzeren Bauweise und der besseren Handhabbarkeit.


Filter

Filter erfüllen bei der astronomischen Beobachtung im Wesentlichen zwei Aufgaben: Farbfilter dienen der Kontraststeigerung bei der Planeten- und Mondbeobachtung. Spezielle kontraststeigernde Filter gibt es für Deep-Sky-Objekte (Nebel). Dämpfungsfilter dienen zur Abblendung heller Beobachtungsobjekte,  wie z. B. beim Vollmond oder bei lichtstarken Teleskopen (N<5) bei den Planeten Jupiter und Venus. Zur Sonnenbeobachtung ist ein Dämpfungsfilter ein absolutes Muß.
Farbfilter Beispiele für den Einsatz:
Rotfilter: Dunkelgebiete auf Mars, Tagesbeobachtung bei Merkur, helle Details in Jupiterwolken
Blaufilter: Staubstürme auf Mars, Wolkenbänder auf Jupiter, Kontrast bei Uranus
Grünfilter: Kontrast bei Mond, Mare bei Mars, Cassiniteilung im Saturnring
Gelbfilter: Jupiteratmosphäre, Cassiniteilung im Saturnring, Unterdrückung des sek. Spektrum bei Refraktoren
=> Die Verbesserungen werden häufig nur von sehr geübten Beobachtern erkannt.
Polarisationsfilter oder Graufilter:
Sie werden zum Schutz vor Blendung z. B. bei der Beobachtung des Vollmondes oder zur Tagbeobachtung der Venus eingesetzt. Sie dunkeln das Licht um den Faktor 2 – 5 ab. Speziell bei einem Augenleiden sollten möglicherweise zwei Polariationsfilter gewählt werden, weil dabei durch gegenseitigen verdrehen die Transmission verändert werden kann.
Sonnenfilter:
Es dient zum Schutz der Augen bei der Sonnenbeobachtung. Das Licht wird um den Faktor 10.000 – 100.000 geschwächt. Empfehlenswert ist ein Objektivfilter, weil das Teleskop “kalt“ bleibt und die volle Öffnung nutzbar ist.
Deep-Sky-, OIII-, UHC-Filter:
Diese Filter wirken kontraststeigernd bei der Beobachtung von Nebeln und Galaxien. Teilweise wird das Stadtlicht (Natriumdampflampen) gefiltert. Die Wirkung dieser Filter ist nicht immer eindeutig.


FH-Objektiv
(z.B. 150/2300 mm)
Ein einfaches, zweilinsiges Fernrohrobjektiv, das von J. Fraunhofer (1787-1826) entwickelt wurde.

Zur generellen Bezeichnung von Fernrohrobjektiven: Die erste Zahl, hier 150, bezeichnet den Durchmesser, die zweite Zahl, hier 2300, die Brennweite des Objektivs im mm. Das Verhältnis aus diesen Daten ist das Öffnungsverhältnis, hier 1:15,3.


Gesichtsfeld
Das wahre Gesichtsfeld ist der Ausschnitt des Himmels, dem man im Teleskop sieht. Es ist abhängig von der Brennweite des Teleskops und Brennweite und Bauart des Okulars.

Zur Bestimmung des wahren Gesichtsfelddurchmessers wird ein Stern am Himmelsäquator, d. h. mit der Deklination von 0 Grad eingestellt und die Zeit gestoppt, die der Stern benötigt, um von einem Gesichtsfelsrand durch die Mitte zum anderen Gesichtsfeldrand zu gelangen. Der Durchmesser wird nach folgender Formel berechnet:

Gesichtfelddurchmesser in Bogensec. = Durchgangszeit in sec. / (0,99727 x 4)

Größe, Helligkeit s. Magnitude


Grenzgröße
Die Grenzgröße ist die Helligkeit eines gerade noch mit bloßen Augen sichtbaren Gestirns. Ein Stern 6. Größe soll unter günstigsten atmosphärischen Bedingungen und dunklem Himmelshintergrund gerade noch sichtbar sein.
Die Grenzgröße für ein Teleskop wird wie folgt bestimmt:
Grafik zur Grenzgröße


Kaufhaus-Teleskop
Bei diesen Fernrohren handelt es sich um einfache, aber weitverbreitete Geräte. Sie sind vielfach in den Fotoabteilungen der großen Kaufhäuser oder den Verbrauchermärkten erhältlich.


Leitfernrohr
Ein Teleskop kann man generell auch als Teleobjektiv nutzt. An der Stelle des Okulars wird dann eine Spiegelreflex- oder CCD-Kamera gesetzt. Die Belichtungszeiten betragen von einigen Minuten bis zu mehrere Stunden. Das Fernrohr folgt dabei mit dem Antrieb dem Gestirn. Um diese s. g. Nachführung zu kontrollieren und zu korrigieren, wird ein zweites, oft kleineres Teleskop angebaut. Mit diesem Leitfernrohr wird während der Belichtungszeit eine Stern beobachtet und die Nachführung angepasst. Unterbleibt diese Korrektur, werden die Sterne auf dem Film möglicherweise nicht deutlich abgebildet. (siehe auch Montierungen)


Magnitude oder Größenklasse
Die Magnitude ist in der Astronomie die Maßeinheit für die Helligkeit von Gestirnen. Der Begriff kommt aus dem Lateinischen und heißt Größe. Seit Hipparch (190 -125 v.Chr.) teilt man die Helligkeit in 6 Stufen, sogenannten Helligkeitsklassen ein. Sterne 1. Größe sollten die hellsten, die mit 6. Größe sollten gerade noch mit bloßem Auge sichtbar sein. Die Schreibweise ist 1m oder 1mag. Um auch hellere und schwächere Gestirne in die Skala aufnehmen zu können, wurde diese in beide Richtungen verlängert. Hellere Gestirne haben daher ein negatives Vorzeichen (0m, -1m, -2m) Das hellste Objekt ist unsere Sonne mit -27,m7, der Vollmond hat eine Helligkeit von -12,m6. Die Venus ist bis zu -4,m4 hell. Je kleiner die Helligkeitsangabe ist, umso heller ist das Gestirn.


Montierung, Nachführgeschwindigkeit, Teilkreise
Die Montierung ist das Stativ für das Teleskop. Es gibt verschiedene Bauarten. Am gebräuchlichsten sind die azimutale Montierung und die parallaktische Montierung.
Die azimutale Montierung (linke Abb.) ist vergleichbar mit den Funktionen eines Fotostativs. Man kann das Teleskop waagerecht (azimut) und senkrecht (Elevation) bewegen.
Bei der parallaktischen Montierung  (rechte Abb.) wird eine der Achsen, die sog. Rektaszensionsachse oder Stundenachse auf den Himmelspol ausgerichtet und häufig auch motorisch bewegt, den Gestirnen nachgeführt. Senkrecht darauf ist die Deklinationsachse montiert. Diese Montierungen sind häufig auch an beiden Achsen mit Teilkreisen ausgestattet, so dass sich die Beobachtungsobjekte mit den Koordinaten aus dem Himmelsatlas aufsuchen lassen. Der Motor an der Stundenachse ist meistens drehzahlgeregelt, weil der Mond sich beispielsweise „schneller“ am Himmel bewegt und eine höhere Nachführgeschwindigkeit verlangt. Bei meinem großen Fernrohr übernimmt der erwähnte Frequenzwandler in der Säule diese Aufgabe. Bei einfachen Kaufhausteleskopen sind die Motoren durch die Feinbewegungen ersetzt. Das Fernrohr wird der Bewegung der Sterne dabei von Hand nachgeführt. Moderne Montierungen verfügen über Computersteuerungen.
Die folgenden Abbildungen zeigen den Unterschied zwischen der azimutalen und parallaktischen Montierung. Der Tagbogen beschreibt der „Weg“ des Gestirns am Himmel.Unterschiede der Nachführsysteme

Geschichtliches: Die parallaktische Montierung wird erstmals von dem Jesuitenpater Grienberger (1561-1636) in Rom erwähnt. Er nennt sein Instrument „Machina aequatarilis“. Chr. Scheiner (1575-1650) bezeichnete dieses Instrument als „Heliotropium Telioscopicum“ und benutzte es auf Empfehlung von Grienberger zur Verbesserung seiner Sonnenbeobachtung.


Obstruktion
Bei vielen Spiegelteleskopen wie Newton, Cassegrain und Maksutov befindet sich vor dem Hauptspiegel der kleinere Umlenkspiegel. Durch diesen wird der Hauptspiegel abgeschattet. Er bleibt damit in diesem Bereich ungenutzt und mindert so die Leistungsfähigkeit der Optik. Zusätzliche Leistungsminderung entsteht durch die Beugung (Ablenkung) des Lichtes am Rand des Umlenkspiegels. Wie groß die Obstruktion ist, hängt im Wesentlichen von der Brennweite des Teleskops ab. Kurze Brennweiten sind dabei ungünstiger. Die Obstruktion wird in % vom Durchmesser oder der Fläche des Hauptspiegels angegeben.
Siehe auch Praxisbericht

Öffnung
Ö. ist der Durchmesser eines Objektives, also der Durchmesser einer Linse oder eines Spiegel des Teleskops. Er wird häufig in Zoll angegeben. Ein Spiegelteleskop mit 8“ (Zoll) Öffnung hat einen Spiegeldurchmesser von 200 mm.


Öffnungsverhältnis
Das Öffnungsverhältnis eines Teleskops benennt das Verhältnis des Durchmessers zur Brennweite des Objektivs. Die Schreibweise des unten gezeigten Öffungsverhältnisses ist 1:7,9.


Grafik zum Öffnungsverhältnis


Okulare, Okularauszug
Okular heißt zu dem Auge gehörig. Vereinfach ist das Okular eine Lupe, mit der das Bild im Brennpunkt des Objektives betrachtet wird. Es gibt sehr unterschiedliche Bauarten und Qualitäten. Die Okulare werden am Teleskop von dem Okularauszug aufgenommen. Mit dem Okularauszug wird auch die Schärfe eingestellt.
Im Folgenden die wichtigsten Bauarten:
Huygens-O. (H)
Besteht aus zwei einfachen plankonvexen Linsen. Gesichtsfeld ca. 30°. Bild gekrümmt und mit Farbfehlern. Für hohe Vergrößerungen nicht empfehlenswert.
Kellner-O. (K)
Die Augenlinse ist eine achromatische Doppellinse. Verringerte Bildfeldwölbung und kaum Farbfehler. Gesichtsfeld ca. 40°. Zum Fadenkreuzokular umbaubar.
Orthoskopische -O. (OR)
4-linsig, für hohe Ansprüche. Geeignet für alle Öffnungsverhältnisse. Bildfeldwölbung nahezu Null. Gesichtsfeld ca. 45°. Zum Fadenkreuz umbaubar. Gut geeignet für Fotografie und hohe Vergrößerungen.
Eudiaskoische O. (Ultima)
Kombination aus Plössl- und Erfle O.. Hohe Randschärfe und augenfreundliches Einblickverhalten. Großes Gesichtsfeld u. recht gute Bildfeldebnung.
Super Plössl- und Nagler O.
Bestehen aus bis zu 9 Linsen, sind sehr teuer bei großem Eigengewicht. Gute Randschärfe und sehr großes Gesichtsfeld. Das Gesichtsfeld ist nicht ohne Änderung der Einblickposition überschaubar.
LV-O. (Long View)
Kombination eines Plössl-O. und einer Barlowlinse. Auch bei kurzbrennweitigen O. gutes Einblickverhalten durch großen Augenabstand zur vorderen Linse. Vorteilhaft für Brillenträger mit astigmatischen Augenfehlern. Nachteilig ist die schlechte Randschärfe.
Barlowlinse
Die Barlowlinse wird mit dem Okular am Okularauszug eingesetzt. Die Brennweite des Objektives wird damit um den aufgedruckten Faktor verlängert und die Vergrößerung erhöht. Die B. muß farbkorrigiert (sekundäres Spektrum) sein.


Okularwahl

Neben der minimalen und maximalen Vergrößerung ist der scheinbare Gesichtsfelddurchmesser (überschaubare Himmelsauschnitt) ein wichtiges Maß. Ein großes Gesichtsfeld ergibt eine eindrucksvolle Abbildung. Der scheinbare Gesichtsfelddurchmesser ergibt sich aus dem Eigengesichtsfeld oder dem Blendendurchmesser des Okulares.
Tipp: 3 – 4 Okulare sind empfehlenswert. Es soll die kleinste, mittlere und höchste Vergrößerung möglich sein.


Die Bedeutung der Austrittspupille bei der Wahl der min. Vergrößerung
Die Größe der Augenpupille ist altersabhängig (s. Tab.). Um die volle Leistung des Teleskops zu nutzen, muss dies bei der Wahl der min. Vergrößerung (s. Vergrößerung) berücksichtigt werden. Ist die Austrittspupille des Okulars größer als die Augenpupille des Beobachters, ist das gleichbedeutend mit der Verwendung eines kleineren Fernrohres (s. grauen Bereich in der Abb.).
Schaubild Austrittspupille


Peilsucher
Peilsucher sind Zieleinrichtungen an Teleskopen, mit denen Gestirne angepeilt werden, um sie im Fernrohr zu beobachten. Im einfachsten Fall können das Kimme und Korn sein, wie wir es vom Gewehr kennen. Bei den meisten Peilsuchern ist aber eine Zielmarkierung auf eine reflektierender Fläche projiziert. Diese lässt sich bei Dunkelheit deutlich besser erkennen. Der wohl bekannteste Peilsucher ist der Telrad-Finder. Drei Zielkreise werden von unten an eine im 45°-Winkel ausgerichtete Glasscheibe projiziert. Die Kreise erscheinen im Durchmesser von 0,5°, 2° und 4° am Himmel. Die Kreise finden sich zur besseren Orientierung in bestimmten Himmelsatlanten wieder.


Protuberanzen, Protuberanzenansatz
Die Protuberanzen sind heiße, gasförmige Wolken oberhalb der Photosphäre. (scheinbare Sonnenoberfläche). Sie sind nur bei einer Sonnenfinsternis, mit speziellen Filtern oder mit dem Protuberanzenansatz beobachtbar. Mit diesem Gerät wird über verschiedene Kegelblenden die Sonne im Teleskop abgeblendet und so eine künstliche Sonnenfinsternis erzeugt. Dadurch werden die Protuberanzen sichtbar.

Reflektor
Ein Fernrohr bei dem das Objektiv ein Hohlspiegel oder ein zusammengesetztes Spiegelsystem ist. Bei den einfachen Amateurteleskopen ist der Hauptspiegel ein Parabolspiegel. Die größten Vorteile sind die Freiheit von chromatischer Aberration und die kostengünstigen Herstellkosten. Sie ermöglichen außerdem eine sehr kompakte Bauweise.  

Refraktor
Ein Fernrohr mit einem Linsenobjektiv. Das eintretende Licht wird gebrochen (Refraktion), was zu der Bezeichnung geführt hat. Der größte existierende Refraktor ist der Yerkes-Refraktor mit einer Öffnung von 1,02 m und einer Brennweite von 19,79m


Sichtbedingungen, Szintillation, U, D,  Seeing
Die Szintillation verursacht das Funkeln der Sterne und hat die Ursache in atmosphärischen Turbulenzen. Besonders deutlich wird dieses Phänomen im Sommer über dem erhitzen Asphalt der Straße. Die Beobachtung wird dadurch erheblich beeinflusst.
Im Beobachtungsprotokoll werden die atmosphärischen Sichtverhältnisse mit den Faktoren U für Luftunruhe (Funkeln) und D für Durchsicht mit einer Skala von 1-5 bewertet. 1 bedeutet sehr gute Bedingungen, 5 schlechte, kaum brauchbare Bedingungen. Bei Vergleich einzelner Beobachtung sind diese Faktoren unbedingt zu berücksichtigen.

Scheiner-Methode
Die Scheiner-Methode ist ein Verfahren, mit dem eine parallaktische Teleskopmontierung auf den Himmelspol ausgerichtet werden kann. Dabei lässt man zunächst einen äquatornahen Stern im Südmeridian an dem Faden eines Fadenkreuzokulars durch das Gesichtsfeld des Teleskops laufen. Anhand der Abweichungen wird die Südausrichtung der Montierung korrigiert. Zur Einstellung der Polhöhe wird ein Stern über dem West- oder Osthorizont angepeilt, die Abweichung beobachtet und die Polhöhe entsprechend korrigiert. Das Verfahren wird solange wiederholt, bis der jeweilige Stern auf dem Faden bleibt.

Entwickelt wurde dir Methode von dem deutschen Astrophysiker Julius Scheiner (* 25. November 1858 in Köln, † 20. Dezember 1913 in Berlin).


Sichtbedingungen, Szintillation, U, D,  Seeing
Die Szintillation verursacht das Funkeln der Sterne und hat die Ursache in atmosphärischen Turbulenzen. Besonders deutlich wird dieses Phänomen im Sommer über dem erhitzen Asphalt der Straße. Die Beobachtung wird dadurch erheblich beeinflusst.

Im Beobachtungsprotokoll werden die atmosphärischen Sichtverhältnisse mit den Faktoren U für Luftunruhe (Funkeln) und D für Durchsicht mit einer Skala von 1-5 bewertet. 1 bedeutet sehr gute Bedingungen, 5 schlechte, kaum brauchbare Bedingungen. Bei Vergleich einzelner Beobachtung sind diese Faktoren unbedingt zu berücksichtigen.


Sucher
Ein kleines Fernrohr auf einem Teleskop in der Güte eines Feldstechers. Er besitzt häufig ein Fadenkreuz und ein großes Gesichtsfeld, um einen möglichst großen Himmelausschnitt überblicken zu können. Mit dem Sucher werden die Gestirne zunächst angepeilt, um sie mit dem Teleskop leichter zu finden.


Taukappe
Die Taukappe ist ein Rohr, mit dem das Beschlagen des Objektivs bei Tauniederschlag (hohe Luftfeuchtigkeit) verhindert und Streulicht ferngehalten wird.


Teilkreise
Eine parallaktische Montierung ist in den meisten Fällen mit Teilkreisen ausgestattet. An beiden Achsen ist eine Scheibe oder ein Ring, mit einer Teilung, die der Einteilung der Himmelskoordinaten entspricht. Der Deklinationteilkreis (Breitengrad) ist in 4 x 90° eingeteilt; 0° entspricht dem Himmelsäquator, +90° oder -90° dem Himmelsnordpol oder Südpol. Der Rektaszensionsteilkreis (Stundenkreis oder Längengrad) hat per Definition eine 24-Stunden-Teilung. Ist die parallaktische Montierung richtig aufgestellt, kann man durch Einstellen der Koordinaten auf den Teilkreisen die Gestirne finden.


Vergrößerung
Die Vergrößerung eines Teleskops ist das Verhältnis aus der Objektiv- oder Spiegelbrennweite und der Brennweite des Okulars. Sie wird in der Regel durch das Wechseln des Okulars verändert.
Schaubild zur Vergrößeung


Vergütung
Komplexe Mehrfachbeschichtung (T-Beläge, Multicoating) auf Linsenoberflächen und Prismen zur Minderung der Reflexion. Die Beschichtung ist niedrig brechend, weist eine gute Härte und Haftfähigkeit auf und ist chemisch beständig.

Beispiel für die Wirkung der Vergütung:
unvergütete Optik aus 3 Linsen (6 Oberflächen), 5 % Reflexionsverlust  => Transmission 0,956 = 74 %
vergütete Optik aus 3 Linsen (6 Oberflächen), 1 % Reflexionsverlust  => Transmission 0,996 = 94 %


Vignettierung
Dieses Problem kann bei jedem Teleskop auftreten. Durch zu kleine Blenden im Teleskop oder dem Okular wird das Bildfeld beschnitten. Im Randbereich wird das Bild dadurch etwas dunkler und die Abbildung schlechter.