Fernrohr

Galilei-Fernrohr

Das Galilei-Fernrohr, auch holländisches Fernrohr genannt, wurde vom holländischen Brillenmacher Hans Lipperhey um 1608 erfunden und in der Folgezeit von dem Physiker und Mathematiker Galileo Galilei weiterentwickelt. Es hat als Objektiv eine konvexe Sammellinse und als Okular eine Zerstreuungslinse kleinerer Brennweite. Da das Okular eine negative Brennweite besitzt, muss es innerhalb der Brennweite des Objektivs so liegen, dass die Brennpunkte von Objektiv und Okular auf der Seite des Beobachters zusammenfallen. Es entsteht ein virtuelles, aufrechtes und seitenrichtiges Bild, allerdings mit kleinem Sichtfeld. Das Galilei-Fernrohr wird heute beim Opernglas und bei der Fernrohrbrille eingesetzt. Das Prinzip findet auch bei Telekonvertern Verwendung.

Kepler-Fernrohr

Als Kepler-Fernrohr, auch astronomisches Fernrohr, bezeichnet man ein Fernrohr, das einer von Johannes Kepler 1611 beschriebenen Bauweise folgt. Danach ist auch das Okular eine konvexe Sammellinse (mit geringerer Brennweite). Okular und Objektiv stehen im Abstand ihrer addierten Brennweiten, d. h. ihre Brennpunkte fallen zwischen den Linsen zusammen. Das Gesichtsfeld ist ausgedehnter als beim Galilei-Fernrohr. Ob wirklich Johannes Kepler diesen Fernrohrtyp – der außer in der Astronomie z. B. auch in geodätischen Theodoliten verwendet wird – erfunden hat, ist ungewiss. Das erste überlieferte Kepler-Fernrohr wurde vom Jesuiten Christoph Scheiner um 1613 gebaut.

Da sich der Strahlengang im Fernrohr kreuzt, erzeugt das Objektiv ein auf dem Kopf stehendes und seitenverkehrtes (also insgesamt um 180 Grad gedrehtes) reelles Bild des betrachteten Gegenstands, das man mittels des Okulars – nach dem Prinzip der Lupe – vergrößert betrachtet.

Seitenvertauschung

Keplersche Fernrohre erzeugen für den Beobachter ein um 180° gedrehtes Bild. Es steht im Vergleich zum Original auf dem Kopf und ist seitenverkehrt. Ein Schwenk des Fernrohrs von links nach rechts bewirkt daher eine Bildbewegung von rechts nach links. Entsprechendes gilt für Schwenks nach oben und unten. Dies kann mit weiteren Linsen oder mit Prismen behoben werden.

Um das Bild gleich dem Original auszurichten, gibt es folgende Möglichkeiten einer „Umkehroptik“:

• zwei in den Strahlengang gelegte geneigte Spiegel (in der Regel um 45°)
• zwei Prismen, deren Eigenschaft der Totalreflexion zum Seitenumkehren des Bildes genutzt wird (wie Spiegel)
• eine dritte Sammellinse zur erneuten Umkehrung des Bildes (sog. terrestrische Umkehrsätze u. ä.)

Bei Prismenferngläsern (Feldstechern) und Spektiven wird das umgedrehte Bild des Kepler-Fernrohrs mittels verschiedener Prismensysteme um 180° gedreht. Je nach Ausführung ergibt sich eine kürzere Bauweise. Die Bildumkehr kann auch durch eine Umkehrlinse erfolgen. Ein solches Gerät ist als Ausziehfernrohr oder terrestrisches Fernrohr für unterwegs oder auf See gedacht. Es ist trotz Vergrößerungen von etwa 20-fach bis 60-fach klein, zusammenschiebbar und preiswert. Nachteilig sind die geringere Lichtstärke und der Zutritt von Außenluft beim Auseinanderziehen, wodurch Schmutz und Wasser eindringen können. Neuere Bautypen und Spektive haben daher einen festen Tubus und verkürzen die Baulänge durch ein geradsichtiges Porroprisma oder leicht geknicktes Umkehrprisma.

Das verkehrte Bild wird bei den größeren Fernrohren der Astronomie in Kauf genommen, da die Ausrichtung der Beobachtungsobjekte am Himmel in der Regel keine Rolle spielt. Zur Verbesserung des Einblicks ins Okular werden häufig 90°- oder 45°-Umlenkprismen und -spiegel eingesetzt, deren Bild dann zumindest aufrecht oder seitenrichtig ist (Zenitspiegel).

Die für terrestrische Beobachtungen erwünschte Strahlen-Umkehr zu einem aufrechten Bild kann außer mit den erwähnten Umkehrprismen und -spiegeln auch durch eine Umkehrlinse (dritte Sammellinse) erfolgen, was aus dem astronomischen ein terrestrisches Fernrohr macht. Es findet z. B. bei Aussichtsfernrohren und manchen Zielfernrohren Verwendung. Auch mit einer (negativen, zerstreuenden) Fokussierlinse ist das möglich – etwa in neueren Theodoliten und elektronischen Tachymetern.

Eine vierte Möglichkeit besteht in der Verwendung einer Zerstreuungslinse als Okular, wodurch das astronomische zu einem Galilei-Fernrohr wird. Es ist optisch ungünstiger, aber wegen der extrem kurzen Bauweise z. B. für Theatergläser (vulgo „Operngucker“) sehr gebräuchlich. Der Galilei-Bautyp erlaubt aber kein Anbringen eines Fadenkreuzes oder Mikrometers.

Faltrefraktoren

Die Faltrefraktoren sind eine Sonderform des Fernrohrs. Der Strahlengang wird meist über einen oder zwei Planspiegel umgelenkt, er wird also quasi gefaltet. Die diversen Faltvarianten werden dabei oft nach ihren Konstrukteuren oder nach dem äußeren Erscheinungsbild des Fernrohrs benannt. So erinnert der Fagott-Refraktor (einfache Faltung) an die geknickte Bauweise des gleichnamigen Musikinstrumentes und der Newton-Refraktor (zweifache Faltung) wegen seines Okulareinblicks an das Spiegelteleskop nach Newton. Der Schaer-Refraktor ist zweifach gefaltet und nach seinem Konstrukteur benannt.

Okularzenitprismen oder -spiegel gehen bei der Klassifizierung dieser Bauweisen nicht mit ein. Sie gelten als Zubehörteile für alle Fernrohrtypen.

Linsenobjektive haben den Nachteil, dass sie durch die Brechung des Lichtes im Bild Farbsäume bilden. Diese so genannte chromatische Aberration war früher bei einfachen zweilinsigen Objektiven („Achromaten“) nur ab einem Öffnungsverhältnis von kleiner als ca. 1:15 akzeptabel. Dadurch wurden die Fernrohre bei größeren Öffnungen sehr lang und unhandlich.

Verschiedene zweifach gefaltete Refraktoren wurden u. a. von E. Schaer, Ainslie und G. Nemec entworfen. Es ist dabei oft schwierig, den Ainslie- vom Nemec-Typen zu unterscheiden, da sie bis auf kleinere Modifikationen in der Strahlenführung sehr ähnlich sind. So führte Ainslie den Strahlengang seiner Newtonvariante nach der 2. Spiegelung an dem einfallenden Strahlengang seitlich vorbei.

Die Amateurastronomen Nemec, Sorgenfrey, Treutner und Unkel wurden in den 1960er bis Ende der 1970er Jahre durch hochwertige Astrofotos mit ihren Faltrefraktoren bekannt. Diese Bekanntheit brachte auch diesen Refraktortypen eine gewisse Popularität ein.

Faltrefraktoren werden heute im Wesentlichen als Selbstbaugeräte von Amateurastronomen und einigen Volkssternwarten eingesetzt. Die Firma Wachter bot in den 1970er und 1980er Jahren einen Schaer-Refraktor aus industrieller Serienfertigung an. Es handelte sich um einen FH 75/1200 mm des japanischen Herstellers Unitron.

Coudé-Refraktor

Auch beim Coudé-Refraktor wird der Strahlengang durch zwei Planspiegel oder Prismen gefaltet. Diese lenken das Licht durch die Montierung zu einem ortsfesten Fokus. Vorteil dieser Bauart ist die Beobachtung von einem festen Platz aus, der ohne großen Aufwand mit Sitzmöglichkeit, Hilfsmitteln und Arbeitstisch ausgestattet werden kann, während sich das in der Regel relativ baulange Fernrohr unabhängig davon bewegt. Nachteil ist die beim Schwenken oder auch bloßen Nachführen des Fernrohrs verursachte Bilddrehung, so dass astronomische Fotografie nur mit kurzen Verschlusszeiten möglich ist oder aufwendige Drehnachführungen eingebaut werden müssen. Da der Strahlengang üblicherweise durch eine Achse der Montierung geführt wird, sind meistens nur relativ große Instrumente ab ca. 8 Zoll Öffnung aufwärts als Coudé-Refraktoren ausgeführt.

Das Coudé-System findet auch bei Spiegelteleskopen Anwendung.

Charakterisierung

Kleine Fernrohre und Ferngläser charakterisiert man durch zwei Zahlenangaben, z. B. 6 × 20 mm (Taschengerät) oder (20 bis 40) × 50 (Spektiv). Die erste Angabe bezieht sich auf die Vergrößerung, die zweite auf die Öffnung (Apertur) des Objektivs in mm. Variable Vergrößerungen (z. B. 20 bis 40) werden durch Zoom-Okulare ermöglicht. Durch den Einsatz eines Binokulars entsteht der Eindruck des räumlichen Sehens, wodurch sich die Wahrnehmung verbessert.

Bei Fernrohren für astronomische Beobachtungen wird das Verhältnis von Apertur zur Brennweite (das Öffnungsverhältnis) als Kenngröße für das Leistungsvermögen des Instruments verwendet. Die Vergrößerung ergibt sich je nach verwendetem Okular, das meist gewechselt werden kann. Ein Refraktor 100/1000 hat also eine Öffnung von 100 mm und eine Brennweite von 1000 mm und somit ein Öffnungsverhältnis von 1:10 (meist als F/10 geschrieben).

Die Vergrößerung eines Refraktors ergibt sich aus dem Verhältnis der Brennweiten des Objektivs und des Okulars. Ein Gerät mit 1000 mm Objektiv-Brennweite und 5 mm Okular-Brennweite besitzt somit eine 200-fache Vergrößerung. Wegen des durch Beugung begrenzten Auflösungsvermögens ist eine solche Vergrößerung aber nur dann sinnvoll, wenn die Öffnung des Objektivs groß genug ist. Als Richtwert hat die sogenannte nützliche Vergrößerung den doppelten Zahlenwert wie der Öffnungsdurchmesser des Objektivs in Millimetern. Im genannten Beispiel sollte das Fernrohr eine Öffnung von 100 mm haben.

Die Größe der Austrittspupille (AP) ist eine weitere interessante Kenngröße eines Fernglases mit Okular. Sie berechnet sich als Produkt aus Okularbrennweite und Öffnungsverhältnis oder als Quotient aus Öffnung und Vergrößerung. In den obigen Beispielen wäre die Austrittspupille also 20 mm/6 = 3,3 mm bzw. 5 mm·100/1000 = 0,5 mm. Die Konstruktion des Okulars bestimmt die Lage der AP. Sie sollte mit dem Auge erreichbar sein. Die Pupille des Auges begrenzt die Lichtmenge, die in das Auge fällt. Wenn die AP kleiner ist als die des Auges, ist das Bild dunkler als bei Betrachtung mit bloßem Auge. Ist sie größer, erscheint das Bild höchstens gleich hell. Ein Nachtglas hat deshalb eine Austrittspupille von mehr als 5 mm.

Als Fernrohrleistung bezeichnet man ferner die Nutzleistung eines Fernrohres bei der Sichtung oder der Detailauflösung eines Objekts, bezogen auf die Leistung des bloßen Auges.

Beugung

Wegen der Beugung des Lichtes ist das Auflösungsvermögen des Fernrohrs durch den Durchmesser des Objektivs begrenzt. Die Vergrößerung, die das Auflösungsvermögen des Fernrohrs der des menschlichen Auges optimal anpasst, wird als nützliche Vergrößerung bezeichnet. Diese ist zahlenmäßig etwa so groß wie die Apertur (Öffnung) des Fernrohrobjektivs in Millimetern. Bei einer stärkeren Vergrößerung erscheinen Sterne nicht als Punkte, sondern als Scheibchen, die von konzentrischen Kreisen (Beugungsringen) umgeben sind.

Luftunruhe

Vom Boden aufsteigende erwärmte Luft, ungenügend temperierte Sternwarten-Kuppeln oder die Beobachtung am geöffneten Fenster verursachen störende Schlieren.

Vor allem im Winter und bei bestimmten Wetterlagen ist deutlich ein Szintillation genanntes Funkeln der Sterne zu sehen. Dieses wird durch in sich rotierenden Konvektionszellen hervorgerufen, die durch den Wärmeübergang zwischen kälteren und wärmeren Luftschichten entstehen. Oft erscheinen die Sterne und Planeten in kleinen Fernrohren als „wabernde Flecken“; bei fotografischen Aufnahmen werden sie unscharf. Meist bessert sich die Lage mit fortschreitender Nacht.

Astronomen nennen diesen Faktor Seeing. Die Position eines Sterns kann durch ein schlechtes Seeing um 1" bis 3" schwanken. Ein gutes Fernrohr mit einem Auflösungsvermögen von 1", das dazu eine Apertur von etwa 150 mm haben muss, wird also mit seiner Qualität selten voll ausgenutzt. Bei der Beobachtung flächenhafter Objekte, wie Nebeln oder Kometen, ist das Seeing weniger von Bedeutung.

Stabilität der Fernrohraufstellung

Die Montierung, mit der das Fernrohr gehalten und bewegt wird, entscheidet darüber, welche Vergrößerungen mit einem Fernrohr sinnvoll genutzt werden können. Jede zu starke Schwingung in der Montierung (z. B. durch Wind) macht sich als Zittern des Beobachtungsobjektes im Gesichtsfeld des Okulars bemerkbar. Die Montierung sollte also möglichst steif, schwingungsarm und mit dem Gewicht des verwendeten Fernrohrs nicht überfordert sein.

Bei oft nur mit der Hand gehaltenen Feldstechern werden meist Okulare fest eingebaut, die nur relativ geringe Vergrößerungen zulassen. Bei diesen Instrumenten wird ein größerer Wert auf die Lichtstärke gelegt. Ein festes Stativ ist aber auch hier von Vorteil.

Vorsichtsmaßnahmen bei Beobachtung der Sonne

Bei der Sonnenbeobachtung durch ein Fernrohr muss ein geeigneter Sonnenfilter verwendet werden, der vor dem Objektiv angebracht wird. Filter, die vor das Okular geschraubt werden, erhalten bereits die verstärkte Intensität und können infolge Hitzeentwicklung platzen und schlimmstenfalls zur Erblindung des Beobachters führen. Lichtmindernde Alternativen sind Herschelkeil, Pentaprisma und Bauernfeindprisma, die beide mit grauen Dämpfungsfiltern im Okular verwendet werden dürfen und (visuell) auch müssen. Ohne Lichtminderung einsetzbar ist die Sonnenprojektionsmethode, welche sich für simultane Beobachtung durch mehrere Personen eignet.

Das Wissen der Antike

Auch ohne große optische Hilfsmittel war die Astronomie vor dem 17. Jahrhundert bereits zu sehr umfassenden Entdeckungen gelangt. Wie in vielen anderen Zweigen auch hatten die antiken Griechen daran einen entscheidenden Anteil. Die griechische Astronomie schaffte es z. B. im Jahr 46 v. Chr. einen Kalender einzuführen, der bis in das 17. Jahrhundert weitgehende Gültigkeit besaß.

Dem antiken Weltbild der Griechen gebührt Aufmerksamkeit. Es speiste sich nicht schlicht aus mythischen Erklärungen der realen Welt, sondern nutzte gezielt Beobachtungen von Erde und Himmel, um daraus ein plausibles Ergebnis zu formen, das weitgehend ohne Widersprüche auskam. Ptolemäus war derjenige, der dieses Weltbild im 2. Jahrhundert v. Chr. in dem Buch zusammentrug, das heute unter dem Namen Almagest bekannt ist. Natürlich konnte Ptolemäus aufgrund des Fehlens genauerer Beobachtungsgeräte noch nicht erkennen, dass das geozentrische Weltbild, welches er entwarf, nicht fehlerfrei war, doch schaffte er mit dem Almagest eine Zusammenschrift der damaligen Beobachtungen und Erkenntnisse, die bis in die frühe Neuzeit hinein als unumstößlich galten.[2]

Die wichtigste Basis des astronomischen Denkens, die bis zur Erfindung des Fernrohrs Bestand haben sollte, war die der idealen Kreise und Kreisbewegungen. Platon hatte gelehrt, dass die Sterne des Himmels (die so genannten Wandelsterne) göttliche Erscheinungen seien. Daher sei ihre einzig denkbare Bewegung die Kreisbewegung aufgrund ihrer geometrischen Vollkommenheit. Dieser Teil der platonischen Lehre war trotz des rein philosophisch-theologischen Erklärungsansatzes derart einflussreich, dass er auch Niederschlag bei Ptolemäus fand. Dieser konnte sich der Theorie der perfekten Kreisbewegung der Gestirne nicht entziehen und band sie auch in seine Beschreibung der Welt ein.[3] Erst Johannes Kepler konnte dieses Grundprinzip der Astronomie Anfang des 17. Jahrhunderts begründet widerlegen.

Unterstützung in seiner Darstellung der Welt als Zentrum des Universums erhielt Ptolemäus von Aristoteles, der ihm mit physikalischen Argumenten zur Seite stand. Nach Aristoteles streben schwere Körper auf das Zentrum des Universums zu, während leichte Körper in die Peripherie drängen. Schwere Dinge fallen demnach deswegen auf die Erde, weil sie selbst im Zentrum des Universums steht, während beispielsweise Rauch nach oben Richtung Himmel driftet, um seinen Platz in der Peripherie zu finden. Dies war eine Begründung des Geozentrismus, die immer wieder aufgegriffen und auch noch im Mittelalter rezipiert und auch im Sinne der christlichen Lehre durch Thomas von Aquin weiterentwickelt wurde.[4]

Die Wissenschaft an der Schwelle zur frühen Neuzeit

Forscher in aller Welt machten sich vor der Erfindung des Fernrohres Gedanken darüber, wie man mit optischen Hilfsmitteln die Gestirne besser beobachten könne. Im Codex Atlanticus von Leonardo da Vinci findet sich beispielsweise eine Notiz, die dessen Absicht belegt, ein optisch vergrößerndes Gerät auf den Mond zu richten: Fa ochiali davedere / la luna grande […].[5] (deutsche Übersetzung: „Mach Brillen um zu sehen / den großen Mond“). Heinz Herbert Mann kommentiert diesen Eintrag wie folgt: „Leonardo mag sich in seiner mit Analogien operierenden Denkweise gefragt haben: Welche Linse vergrößert den Mond? Damit überlegt er, welche Linse auf weite Entfernung hin vergrößern würde. Dies war nur eine Idee, der noch kein durchführbares technisches Konzept zugrunde lag.“[6]

Zudem kamen immer wieder Zweifel am System von Ptolemäus auf (z. B. durch Regiomontan, Nikolaus von Oresme, Johannes Buridan). Man darf sich speziell das Mittelalter hier nicht als gänzlich unwissend über diese Zweifel vorstellen, genauso wie es eine weitverbreitete Fehlinformation ist, dass den Menschen des Mittelalters die Kugelform der Erde unbekannt gewesen sei. Diese aufkeimenden Zweifel am ptolemäischen Weltbild sorgten dafür, dass Astronomen und Wissenschaftler versuchten, den bekannten Ungenauigkeiten des Systems mit neuen Ansätzen zu begegnen. Nikolaus Kopernikus entwickelte als Erster in seinem Werk De revolutionibus orbium coelestium (zu Deutsch: „Über die Umschwünge der himmlischen Kreise“) eine umfassende Theorie des Heliozentrismus. Das Buch erschien 1543, noch lange bevor das Fernrohr als technisches Hilfsmittel zur Verifizierung dieser These zur Verfügung stand.[7]

Erst mit dem Aufkommen von Brillengläsern seit dem 13. Jahrhundert war überhaupt die Möglichkeit geschaffen worden, ein Fernrohr zu bauen. Mit den Brillengläsern war das Prinzip von Linsen bekannt. Allerdings waren die verwendeten Gläser zu Beginn noch zu ungenau, um mit ihnen ein einsatzfähiges Fernrohr zu bauen. Man benötigte für die Fernrohrobjektive sehr genau gearbeitete Linsen, die so nicht zur Verfügung standen.

Interessant ist, warum die Linsen im ausklingenden 15. Jahrhundert plötzlich brauchbar wurden. Dies hatte sehr viel mit dem aufkommenden Buchdruck zu tun, für den Gutenberg den Anstoß gegeben hatte. Mit der steigenden Anzahl an Büchern stieg im Bürgertum auch die Anzahl der Leute, die lesen konnten. Zwangsläufig stieg sehr plötzlich die Nachfrage nach Sehhilfen zum Lesen rapide an, was dazu führte, dass die bis dahin herrschende venezianische (italienische) Monopolstellung auf dem Gebiet des Anfertigens von Linsen und Brillen gebrochen wurde. So siedelten sich Brillenmacher nun beispielsweise auch in Nürnberg an. Die gestiegene Nachfrage sorgte nicht nur für eine Expansion des Brillenschleifens, sondern auch für die Entwicklung neuer Techniken. Die Linsenqualität verbesserte sich und sorgte dafür, dass Ende des 16. Jahrhunderts die Möglichkeit gegeben war, mit dem nun vorhandenen Material Vorrichtungen zu bauen, mit denen man sehr weit in die Ferne blicken konnte.

Die ersten Fernrohre

Das erste Fernrohr wurde schließlich 1608 vom Brillenschleifer Hans Lipperhey konstruiert. Er stellte es im Rahmen der Konfrontation zwischen der angeschlagenen Großmacht Spanien und den sich konstituierenden vereinigten Niederlanden vor. Moritz von Nassau, Generalstatthalter der Nordprovinzen, ließ die neuartige Entdeckung Lipperheys vor den Augen des spanischen Gesandten Spinola bei Den Haag vorführen, wahrscheinlich am 29. September 1608. Es wurde bei diesem Treffen und der Vorführung des Gerätes deutlich, dass dieses neue optische Hilfsmittel vor allem im militärischen Bereich weitreichende Vorteile erbringen könnte. Es handelte sich bei dieser Vorführung von Moritz von Nassau demnach nicht um eine schlichte Vorführung einer Kuriosität in adeligem Umfeld, sondern vielmehr um eine Demonstration eigener technischer Überlegenheit gegenüber den Spaniern. Neben dieser Intention Moritz von Nassaus wurde bei diesem Treffen und der Vorführung ebenfalls darauf hingewiesen, dass dieses Instrument dazu dienen könne, genauere Himmelsbeobachtungen durchzuführen, da man nun kleine Himmelskörper, die sonst kaum oder gar nicht zu sehen seien, erkennen könne. Man kann allerdings festhalten, dass das Hauptaugenmerk bei dieser Vorführung und in den kommenden Jahrhunderten auf der militärischen Verwendung des Fernrohrs lag.[8]

Lipperheys Leistung bei der Entwicklung des Gerätes bestand darin, dass er das nun bereits vorhandene Wissen nutzte, mithilfe von zwei Linsen ein Fernrohr baute und dieser Konstruktion abschließend eine Blende hinzufügte, die dafür sorgte, dass das Bild nicht mehr verschwommen war. Er sprach zudem nicht nur beim Hof vor, um einen Markt für sein Fernrohr zu erschließen, sondern auch, um ein Patent auf sein Gerät zu erhalten. Dies wurde ihm jedoch verwehrt mit dem Verweis darauf, dass auch andere (wie z. B. Jacob Adriaanszon) bereits ähnliche Vorrichtungen entwickelt hätten.[9] Auch Zacharias Janssen wird mit der Erfindung des Teleskops in Verbindung gebracht. Am 25. September 1608 wurde von Hans Lippershey ein Patent für die Erfindung des Teleskops angefragt. Im Oktober 1608 wurde erneut ein Patent angefragt, welches Janssen zugeschrieben wird.

Lipperheys Konstruktion war nach heutiger Bezeichnung ein Galilei-Fernrohr. Durch das Fehlen eines Patents wurde dieses Bauprinzip schnell von anderen übernommen und breitete sich bereits im folgenden Jahr aus. Unter anderem wurde es 1609 von Galileo Galilei nachgebaut. Dieser gilt als derjenige, der mit dem Fernrohr die ersten wichtigen Entdeckungen bezüglich der Himmelskörper machte, unter anderem entdeckte er damit die vier größten Monde des Jupiters (galileische Monde) und die Berglandschaften des Erdmondes. Es wird jedoch zumeist unterschlagen, dass er nur einer von vielen Gelehrten jener Zeit war, die unabhängig voneinander an verschiedenen Orten ähnliche Beobachtungen machten (wie z. B. David Fabricius, Thomas Harriot oder Simon Marius).[10]

1611 erfand Johannes Kepler das nach ihm benannte Kepler- oder astronomische Fernrohr.

Die Veränderungen in Wissenschaft und Gesellschaft

Es kann konstatiert werden, dass das Jahr 1609 für die Astrononomie ihrer Zeit eine Zäsur darstellte. Dies hatte nicht nur mit dem Fernrohr zu tun: Johannes Kepler veröffentlichte sein Werk Neue Astronomie, das als mathematisches Ergebnis der Beobachtungen der Himmelskörper von Tycho Brahe festhielt, dass es sich bei den Planetenbewegungen um eine Bewegung um die Sonne und damit um einen Heliozentrismus handelte. Damit lehnte er sich inhaltlich an Kopernikus an.

Brahe selbst hatte noch kein Fernrohr wie das von Lipperhey zur Verfügung (er starb bereits 1601) und behalf sich mit Techniken und Instrumenten, die sich seit Ptolemäus kaum verändert hatten (Quadrant, Sextant). Brahes Neuerungen in der Beobachtung der Himmelskörper bestanden vereinfacht dargestellt darin, dass er die alten Methoden und Instrumente verfeinerte und dadurch genauere Ergebnisse als seine antiken Vorgänger erzielte. Die Sternenkataloge, die Brahe mit seiner Genauigkeit erarbeiten konnte, dienten als Grundlage für Keplers Neue Astronomie.

Nach Brahes Tod wurde Kepler sein Nachfolger am Hof von Rudolf II. in Prag als kaiserlicher Mathematiker. Zusätzlich zu der (nicht ganz neuen) Erkenntnis des Heliozentrismus führte Kepler den Kraftbegriff für die Astronomie ein und beschrieb die Laufbahnen der Planeten nicht als kreisrund, sondern als elliptisch. In Bezug auf das antike tradierte Wissen ist dies bemerkenswert, da er so mit einer Grundfeste der Astronomie brach, die seit Platon Bestand gehabt hatte. Diese Erkenntnisse, die noch auf Beobachtungen der Gestirne ohne das Fernrohr fußten, hatten weitreichende Konsequenzen für Kultur und Gesellschaft der damaligen Zeit. Die Kirche musste sich einer Herausforderung stellen, die große Teile der christlichen Lehre und der Welt infrage stellte und neue Zugänge zur Bibel verlangte.

Die Reaktion der Kirche bestand aus Repressionen, die sich in Verboten der Werke Keplers und derjenigen von Kopernikus äußerten. Ein Prozess gegen Galilei wurde ebenfalls angestrengt. Diese Bemühungen hatten als Ergebnis 1633 zur Folge, dass laut Kirche das heliozentrische Weltbild nicht gelehrt werden durfte. Das Fernrohr und die Entdeckungen und Erkenntnisse der Astronomie konnten dadurch allerdings nicht unterdrückt und zurückgehalten werden.[11]

Eine weitere Zäsur durch die Beobachtungen mit dem Fernrohr bestand in der Einführung der beschreibenden Astronomie. Man muss sich vor Augen halten, dass die Astronomie der vorausgegangenen Jahrhunderte (und Jahrtausende) im Wesentlichen auf Winkelberechnungen beruhte. Es ging nicht um die Planeten, sondern z. B. um ihr Verhältnis zueinander, ihre Laufbahnen etc. Das Fernrohr sorgte nun dafür, dass es möglich wurde, die Planeten qualitativ genauer zu beschreiben (Farbe, Konsistenz, Oberflächenbeschaffenheit). Besonders beim Mond aufgrund seiner Nähe zur Erde konnte man so beispielsweise die Höhe der Mondberge aufgrund ihrer Schatten berechnen. Auch die Betrachtung der Flecken der Sonne war nun wesentlich genauer möglich.

Das Fernrohr wurde vorerst jedoch nicht als Hilfsmittel für die Winkel- und Abstandsmessungen benutzt. Dies war erst deutlich später der Fall. Auch die beschreibende Astronomie führte vorerst ein weitestgehend unbeachtetes Dasein im Schatten der Astrologie, die im 17. Jahrhundert noch deutlich den Vorzug vor der Astronomie erhielt. Dies lag daran, dass das hauptsächliche gesellschaftliche Interesse dieser Zeit vor allem in der Erstellung von Horoskopen und einer Reformierung des Kalenders lag. Erst die Passageninstrumente, die Olaus Römer um ca. 1700 fertigstellte, machten es möglich, das Fernrohr als präzises Messinstrument einzusetzen.[12]