Home About us Products Services Contact us Bookmark
:: wikimiki.org ::
Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskop

Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskop

Das Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskop (auch RC-Teleskop genannt) ist ein Spiegelteleskop, dessen Bauform der des klassischen Cassegrain-Systems sehr ähnelt. Cassegrain-Systems Es werden nur zwei Spiegel verwendet, deren spezielle Form jedoch dafür sorgt, dass ohne einen Korrektor, wie Schmidtplatte, Meniskus oder eine andere Linse, eine komafreie Abbildung erreicht wird. Da allerdings das Bildfeld nicht eben ist, wird bei der fotografischen Verwendung großer Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskope dicht vor den Fokus ein Linsensystem gesetzt, das dieses Problem perfekt behebt. Das Ritchey-Chrétien-System wurde Anfang des 20. Jahrhunderts von George Willis Ritchey und Henri Chrétien entwickelt.

Vergleich mit dem klassischen Cassegrain-System

Die Größe des nutzbaren Bildfeldes ist eine wichtige Kenngröße für die Leistungsfähigkeit eines Teleskops. Es ist deshalb sinnvoll zu untersuchen, ab welchem Bildfelddurchmesser die Abbildungsfehler einen Wert von 1" bis 2" überschreiten. Diese Grenze wurde gewählt, weil bei einem durchschnittlichen Seeing 2" aufgelöst werden können. Das Teleskop sollte aber natürlich noch etwas mehr leisten können. Im folgenden werden ein Cassegrain-Teleskop und ein Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskop mit gleichen technischen Daten verglichen.
- Durchmesser der Öffnung: 500 mm
- Brennweite des Primärspiegels: 1500 mm
- Brennweite des gesamten Systems: 4000 mm
- der Radius der Bildfeldwölbung liegt bei beiden Systemen über 500 mm Nutzbarer Bildfeld-∅: Wie die Tabelle zeigt, wird die Größe des Bildfeldes beim Cassegrain-Teleskop durch den Komafehler begrenzt, das RC-Teleskop dagegen nur durch den Astigmatismus. Somit hat das RC-Teleskop bei einem maximalen Bildfehler von 1" ein etwa 3,3-fach größeres nutzbares Gesichtsfeld als der klassische Cassegrain und bei einem maximalen Bildfehler von 2" ist das nutzbare Gesichtsfeld des RC-Teleskops noch immer 2,3 mal so groß wie beim Cassegrain. Durch die Komafreiheit kann der RC-Teleskop mit größeren Öffnungsverhältnissen in besonders kompakter Ausführung gebaut werden.

Nachteile des Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskops

Wegen der zwei schwer prüfbaren hyperbolischen Spiegelflächen, ist die Herstellung kleiner Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskope kaum sinnvoll. Das Schleifen der Spiegel liegt im allgemeinen außerhalb der Möglichkeiten eines Amateurastronomen. Die Justage der beiden Spiegel muss mit hoher Genauigkeit erfolgen. Somit ist ein sehr steifer Teleskop-Tubus erforderlich.

Große Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskope


- Die beiden 10m Spiegel des Keck Teleskops auf Hawaii [http://www.astronews.com/news/artikel/2000/10/0010-038.shtml][http://www.wissenschaft.de/wissen/news/230462.html]
- Die vier 8.2m Teleskope of the Very Large Telescope in Chile
- Das 4m Mayall Teleskope des Kitt Peak National Observatory in Arizona
- Das 3.5m WIYN Teleskope am Kitt Peak National Observatory
- Das 2.4m Hubble Space Telescope

Literatur


- Rolf Riekher: Fernrohre und ihre Meister. 2. Auflage. Verlag Technik GmbH, Berlin 1990 S. 317-318 ISBN 3-341-00791-1

Weblinks


- http://hubble.nasa.gov/technology/optics.php
- [http://www.harpoint-observatory.com Harpoint-Sternwarte] Kategorie:Astronomisches Instrument

Spiegelteleskop

Ein Spiegelteleskop ist ein Fernrohr, bei dem der wesentliche Teil der Optik aus spiegelnden Elementen besteht, es wird deshalb auch als Reflektor bezeichnet. Im deutschen Sprachraum nennt man ein Spiegelteleskop oft verallgemeinert und verkürzt Teleskop.

Geschichte des Spiegelteleskops

Bereits 1616 stellte der Jesuitenpater Nicolaus Zucchius das erste Spiegelteleskop vor. Dieses bestand aus einem Hohlspiegel und einer Zerstreungslinse. In den folgenden Jahren beschäftigten sich unter anderem Cesare Caravaggi, der Mathematiker Bonaventura Cavalieri, Marin Mersenne und James Gregory mit der Konstruktion verschiedener Bauformen des Spiegelteleskops, von denen allerdings nur das Gregory-Teleskop eine gewisse Bedeutung erlangte. Gregory stellte sein Teleskop 1663 fertig. Wenig später im Jahr 1668 führten Isaac Newton und der Franzose Cassegrain ihre Teleskope der Öffentlichkeit vor. Unter den Gelehrten fand nun eine europaweite Diskussion über die Vor- und Nachteile dieser Systeme statt. Das Gregory-Teleskop wurde noch bis in die erste Hälfte des 19. Jahrhunderts gebaut. Das Newton-System wird wegen seines einfachen Aufbaus bis heute von Amateur-Astronomen beim Selbstbau ihrer Instrumente bevorzugt. Für große Teleskope haben sich Varianten und Weiterentwicklungen des Cassegrain-Teleskops durchgesetzt.

Bestandteile

Optische Elemente

Ein Spiegelteleskop besteht im wesentlichen aus einem Hauptspiegel und einem im selben Tubus montierten Fangspiegel, die auch Primär- und Sekundär-Spiegel genannte werden. Im Gegensatz zum Objektiv eines Linsenfernrohrs wird das einfallende Licht nicht gebrochen, sondern vom Hauptspiegel reflektiert. Der Hauptspiegel ist annähernd parabolisch geformt, bündelt das vom Himmelskörper einfallende Licht und spiegelt es in Richtung Fangspiegel zurück. Dieser lenkt das Licht zur Seite oder durch eine Bohrung im Primärspiegel in Richtung Okular bzw. Strahlungsdetektor. Dieser ist nur mehr bei Hobbyastronomen das Auge, sondern im wissenschaftlichen Betrieb meist ein digitaler Empfänger (CCD-Sensor), eine Fotoplatte oder ein Fotofilm. Das gebündelte Licht kann auch vor der Aufnahme durch Farbfilter spezialisiert oder durch Spektrografen einer Spektralanalyse unterzogen werden. Bei großen Spiegelteleskopen sind diese Strahlungsdetektoren bzw. Instrumente zur Lichtanalyse oft tonnenschwer. Besonders massive Apparate werden manchmal nicht mehr direkt hinter dem Teleskop, sondern bisweilen auch von ihm getrennt aufgestellt und mit einer speziellen Lichtfaseroptik angespeist.

Formgebung (Schleifen und Polieren)

Die genaue Formgebung von astronomischen Spiegeln ist eine delikate und meist sehr langwierige Arbeit, auf die sich weltweit nur wenige Firmen spezialisiert haben; die bekannteste von ihnen ist Zeiß in Oberkochen/Württemberg. Nach Herstellen der Glasschmelze und dem Guss des Spiegels (Spezialist hiefür ist die Fa. Schott in Mainz) muss der Rohling langsam auskühlen, was z.B. beim 5m-Spiegel von Mount Palomar über ein Jahr dauerte. Die heutigen Materialien wie Zerodur sind zwar auf thermische Spannungen weniger empfindlich, doch sind die gebauten Fernrohrtypen in diesen 50 Jahren auch größer geworden. Nach Erkalten der Schmelze wird der Spiegel einer Grobkontrolle unterzogen und (hoffentlich) seine Freiheit von Schlieren im Glas festgestellt. Danach erhält er durch Schleifen seine Form, die meist einer Kugelkalotte oder einem Paraboloid entspricht. Die Kunst des Spiegelschleifens kann für Spiegel bis etwa 50 cm in eigenen Kursen erlernt werden, die von Astrovereinen regelmäßig angeboten werden. Der im deutschen Sprachraum bekannteste Spiegelschleifer ist der Oberösterreicher Hermann Koberger. Das Schleifen wird mit zunehmend besserer Anpassung an die Idealform (die mit eigenen Prüfverfahren beurteilt wird) mit immer feinerem Schleifpulver durchgeführt. Bei größeren Spiegeln ist dieser Prozess - den Sternfreunde teilweise auf den Knien machen können - natürlich automatisiert und sein genauer Ablauf ausgefeilten Robotern überlasssen. Die letzte Feinheit seiner Form erhält der Spiegel durch polieren. Für Amateurfernrohre liegt die optische Toleranz bei mindestens λ/4 ("Lambda Viertel") der verwendeten Wellenlänge, wird aber (bei höheren Kosten) meist auf λ/8 oder gar unter λ/10 festgelegt. Bei Sternwarten gelten noch höhere Ansprüche, was mit den größeren Spiegeldurchmessern einen quadratisch bis kubisch steigenden Aufwand mit sich bringt. Die erste wirkliche Funktionsprüfung ist das sog. Erste Licht, die erstmalige Aufnahme eines gut geeigneten und meist bekannten Himmelskörpers oder einer Galaxie. Eine gelungene Aufnahme wird gerne publiziert und findet bei vielen Medien höhes Interesse - z.B. im Oktober 2005 die milchstraßenähnliche Spiralgalaxie NGC 891 vom Ersten Licht des LBT. Diesem test folgen dann weitere, oft langwierige Justierungsarbeiten am Haupt- und auch Sekumndärspiegel, bis das Teleskop nach etwa 1 Jahr seine volle Funktion aufnehmen kann. Wenn die Optik gewisse Fehlertoleranzen überschreitet, muss sie einer Nachbearbeitung unterzogen werden. Jene des Hubble- Weltraumteleskops ging durch die Medien, war allerdings neben dem Einbau einer Korrektionsoptik auch ein Test für die Arbeitsfähigkeit von Astronauten bei anspruchsvollen Reparaturen.

Stützelemente

Im Gegensatz zu großen Linsenfernrohren ist es bei Spiegelteleskopen möglich, die Durchbiegung auch sehr großer Spiegel durch Stützkonstruktionen weitestgehend zu verhindern. Zusätzlich werden die neuen Teleskopspiegel so dünn gebaut, dass sie unter ihrem Eigengewicht zerbrechen würden, würden sie nicht von aktiven Stützelementen in Form gehalten werden. Die dünne Konstruktion hat zum einen den Vorteil, dass der Spiegel leichter ist und somit die Teleskopkonstruktion weniger massiv ausfallen kann, zum anderen kann man durch die so genannte aktive Optik (automatische Korrektur von Verzerrungen des Spiegels durch das Eigengewicht mittels Computer und regelbarer Stützelemente) leichte dünne Spiegel wesentlich einfacher in Form biegen und somit in jeder Lage einen perfekten Spiegel haben. Der größte Spiegel war von 1947 bis 1975 das 5m-Teleskop am Mt. Palomar, Kalifornien. Im letzten Jahrzehnt wurden Spiegeldurchmesser über 8 m realisiert (bspw. das Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) in Chile), während bei Glaslinsen auf Grund der Gewichtsverhältnisse (Durchbiegung) eine obere Grenze von etwa einem Meter besteht. Es wurden auch Spiegelteleskope gebaut (wie das Keck-Teleskop auf Hawaii mit insgesamt 10 m Spiegeldurchmesser), deren Hauptspiegel aus einzelnen sechseckigen Segmenten besteht, die bienenwabenwartig aneinander gelegt sind und deren Lage hydraulisch korrigiert werden kann. Ein Computer regelt die Lage der Segmente automatisch so, dass immer ein optimales Bild entsteht. Mit großen Spiegeln wird mehr Licht eingefangen und die erreichbare Grenzgröße noch messbarer Himmelsobjekte liegt bei diesen Spiegelteleskopen höher (Die Fläche und somit die Lichtsammelleistung steigt mit den Quadrat des Radius des Spiegels an). Astronomen gewinnen dadurch einen noch tieferen Blick ins Weltall.

Auflösungsvermögen

Wegen der Beugung des Lichtes ist das Auflösungsvermögen eines Spiegelteleskops begrenzt. Ein punktförmiges Beobachtungsobjekt (Stern) wird nicht etwa als Punkt abgebildet, sondern als Beugungsscheibchen. Das theoretische Auflösungsvermögen eines Spiegelteleskops, also der minimale Winkel \alpha zwischen zwei gerade noch trennbaren Objekten, hängt vom Durchmesser D des Hauptspiegels (Apertur) und von der Wellenlänge \lambda des empfangenen Lichts ab. Zwei benachbarte Sterne lassen sich im Fernrohr auflösen, wenn ihre Beugungsscheibchen nicht zu stark überlappen. Angenähert gilt (Winkel in Bogenmaß): : \alpha = Um Bildfehler zu verringern, müssen die Spiegel sehr präzise bearbeitet werden. Das Schleifen und Polieren der Spiegel erfolgt auf 1/4 bis 1/20 der Licht-Wellenlänge, also mit Genauigkeiten von 150 bis 30 nm. In der Praxis wird das Auflösungsvermögen aber vom Seeing sehr stark begrenzt, welches hauptsächlich durch Turbulenzen, und sonstige Bewegungen in der Atmosphäre verursacht wird. Durch das Seeing beträgt die erreichbare Auflösung im sichtbaren Licht im Normalfall ca. 1 bis 2 Bogensekunden auf dem europäischen Festland, was dem theoretischen Auflösungsvermögen eines 12cm-Spiegels entspricht. In anderen Weltregionen kann das Seeing erheblich günstiger sein, der beste je gemessene Wert liegt bei 0.18 Bogensekunden auf dem Paranal. Teleskope werden daher meist fernab menschlicher Siedlungen in trockenen Regionen auf hohen Bergen gebaut, um eine möglichst gute Auflösung zu erhalten. Die Bildqualität wird darüber hinaus von Staub, dem Streulicht von Städten (die so genannte Lichtverschmutzung), und dem Gehalt der Luft an Wasserdampf beeinflusst. Durch adaptive Optik gelingt es bei neuen Geräten in zunehmenden Maße, das höhere Auflösungsvermögen großer Optiken dennoch zu nutzen. Dabei wird mittels eines Lasers Natrium (stammt aus Mikrometeoriten, die in der Erdatmosphäre verglühen) in der oberen Atmosphäre (in ungefähr 90 km Höhe) zum Leuchten angeregt und somit ein künstlicher Leitstern mit bekannter Form erzeugt. Computerprogramme werten nun das vom Teleskop erzeugte Bild dieses Leitsterns viele Male pro Sekunde aus und verbiegen den Teleskopspiegel so lange mit den regelbaren Stellelementen bis die Verzerrungen durch die Luft ausgeglichen sind. Dadurch werden die zu beobachtenden Objekte in der selben Region ebenfalls bis an die theoretische Auflösungsgrenze scharf abgebildet.

Bauformen

Bekannte Bauformen von Spiegelteleskopen sind:
- Newton-Teleskop
- Gregory-Teleskop
- Cassegrain-Teleskop
- Schmidt-Teleskop (auch Schmidt-Kamera genannt)
- Schmidt-Cassegrain-Teleskop
- Schwarzschild-Teleskop :Strahlengang: :Bild:Schwarzschild-Teleskop.svg
- Maksutov-Teleskop oder Maksutov-Cassegrain-Teleskop
- Klevtsov-Teleskop
- Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskop oder RC-Teleskop
- Kutter-Schiefspiegler
- Yolo-Schiefspiegler Auf Grund der Größenbeschränkung der Linsenfernrohre sind alle großen, astronomisch genutzten Fernrohre über 1 Meter Apertur (Öffnung) Spiegelteleskope. Beim Bau sehr großer Teleskope, z.B. dem Very Large Telescope (VLT) der ESO oder dem Hubble-Weltraumteleskop (HST), hat sich das Ritchey-Chrétien-Cassegrain-System durchgesetzt. Um große Teleskope zu tragen und zu bewegen, benötigt man so genannte Montierungen. Diese müssen eine, der Teleskopgrösse entsprechende, Tragfähigkeit und Stabilität haben. Um das Teleskop der scheinbaren Bewegung der Sterne nachzuführen, muss sich das Teleskop mindestens um zwei Achsen bewegen lassen. Hierzu sind exakte Steuerungsmöglichkeiten notwendig.

Vorsichtsmaßnahmen

Bei der Sonnenbeobachtung durch ein Teleskop muß zwingend ein geeigneter Sonnenfilter verwendet werden.

Literatur


- Rolf Riekher: Fernrohre und ihre Meister. 2. Auflage. Verlag Technik GmbH, Berlin 1990 S. 88-94 ISBN 3-341-00791-1

Siehe auch


- Optisches Teleskop
- Astrometrie
- Satellitenkamera

Weblinks

[http://www.3sat.de/nano/cstuecke/28140/ Quecksilber-Spiegelteleskop] (Zenitteleskop mit einem Spiegel aus rotierendem Quecksilber) [http://www.minutella.ch/atm/ Spiegelteleskop-Eigenbau] Kategorie:Astronomisches Instrument

Schmidt-Teleskop

Das Schmidt-Teleskop, auch Schmidt-Kamera oder Schmidt-Spiegel genannt, ist ein Spiegelteleskop, das in der Astrofotografie eingesetzt wird. Es geht auf eine Erfindung Bernhard Schmidts Ende der 1920er Jahre zurück, der einen sphärischen Hauptspiegel mit einer dünnen, sehr speziell geformten Korrektionsplatte kombinierte. Diese befindet sich im Krümmungsmittelpunkt des Hauptspiegels und beseitigt dessen sphärische Aberration. Um die Vignettierung (Abdunkelung der Ecken) zu reduzieren, wird der Hauptspiegel im Durchmesser größer ausgeführt als die Teleskop-Öffnung (siehe Abbildung). Wegen des großen erfassbaren Bildwinkels und höchster Bildgüte bis in die Ecken der Fotoplatten fand die Schmidt-Kamera in der Himmelsfotografie weite Verbreitung. Der Teleskoptyp eignet sich nicht für die visuelle Beobachtung (wie das Schmidt-Cassegrain-Teleskop, sondern lediglich für die Fotografie, da die Abbildung innerhalb des Teleskop-Tubus stattfindet, dort kann lediglich eine Kamera montiert werden. Möglich war der Erfolg des Schmidt-Spiegels auch deshalb, weil Schmidt darauf verzichtete seine großartige Idee als Patent anzumelden. In späteren Jahren wurden Abwandlungen des Schmidt-Spiegels entwickelt:
- Verkürzter Schmidt-Spiegel
- Super-Schmidt-Optik (Baker-Nunn-Satellite-Tracking Camera)
- Schmidt-Cassegrain-Teleskop Das Schmidt-Cassegrain-Teleskop führt den Fokus rückseitig aus dem Tubus heraus und eignet sich dadurch auch für die visuelle Beobachtung. Neben dem ersten Schmidt-Spiegel der Sternwarte in Hamburg-Bergedorf aus dem Jahr 1930 (freie Öffnung 360 mm, Spiegeldurchmesser 440 mm, Brennweite 630 mm) waren folgende Instrumente von besonderer Bedeutung für die astronomische Forschung: 1930
- Oschin-Schmidt-Teleskop des Mount Palomar-Observatoriums von 1948 (Big-Schmidt, freie Öffnung 1,26 m, Spiegeldurchmesser 1,83 m, Brennweite 3,07 m).
- Schmidt-Kamera der Sternwarte in Sonneberg von 1952 (freie Öffnung  500mm, Spiegeldurchmesser 750 mm, Brennweite 1720 mm).
- Großer Schmidt-Spiegel der Sternwarte in Hamburg, der 1975 auf das Calar-Alto-Observatorium nach Süd-Spanien versetzt wurde (freie Öffnung 80 cm, Spiegeldurchmesser 1,20 m, Brennweite 2,40 m).
- Alfred-Jensch-Teleskop der Thüringer Landessternwarte in Tautenburg bei Jena (freie Öffnung 1,34 m, Spiegeldurchmesser 2,00  m, Brennweite 4,00 m weltweit größtes Schmidt-Teleskop).

Weblinks


- [http://www.schmidtkamera.de Schmidtkameras von Amateurastronomen]
- [http://www.astro.caltech.edu/palomar/history/ Palomar Observatory - 1948: First light on the 48-inch]
- [http://www.tls-tautenburg.de/tls_telescope_d.html Alfred-Jensch-Teleskop derThüringer Landessternwarte] Kategorie:Astronomisches Instrument

Linse (Optik)

Als Linse bezeichnet man ein optisch wirksames Bauelement mit zwei lichtbrechenden Flächen, von denen mindestens eine Fläche konvex oder konkav gewölbt ist. Ein Bauelement mit zwei planen und parallelen optisch wirksamen Flächen heißt Planplatte oder planparallele Platte. Eine gedachte Linie, auf welcher die Krümmungsmittelpunkte der Linsenflächen liegen, wird als optische Achse bezeichnet. Ist eine der beiden Linsenflächen plan, so steht die optische Achse senkrecht auf dieser Planfläche. Die freie, meist kreisförmige, nutzbare Fläche (Öffnung) einer Linse wird Apertur genannt. Mit den Linsenparametern Apertur, Linsenradien, Mittendicke, Passfehlertoleranz (resp. Wellenfrontfehler im Durchtritt), Sauberkeit, Antireflexions-Schichtsystem und den Materialkenngrößen Homogenität, Spannungsdoppelbrechung, Brechzahl und Abbesche Zahl ist die optische Wirkung einer Linse vollständig vorhersagbar. Als Linsenmaterial sind für Licht transparente Stoffe, wie Glas, Kristalle und einige Kunststoffe geeignet. Glaslinsen werden durch Vor- und Feinfräsen, ggf. Schleifen, Vor- und Feinpolierenn (auf Synchrospeed, Pech, CCP, MRF, IBF) und Zentrieren, bei geringeren Qualitätsanforderungen auch durch Pressen bei hohen Temperaturen gefertigt. Kunststofflinsen werden durch Spritzgießen hergestellt. Bei grafischen Darstellungen von Linsen, zum Beispiel auf technischen Zeichnungen, und bei Berechnungen hat man sich zur Vermeidung von Missverständnissen auf bestimmte Konventionen geeinigt. Es gibt eine Lichtrichtung. Das Licht kommt von links (oder von oben). Eine Linsenfläche, deren Krümmungsmittelpunkt rechts, also auf die Lichtrichtung bezogen hinter der Fläche liegt, hat einen positiven Radius, andernfalls einen negativen Radius (siehe auch: Vorzeichenregel). Die ersten Linsen wurden für die Korrektur von Kurz- und Weitsichtigkeit als Brillengläser verwendet. Einige Zeit später wurden die ersten Fernrohre und Mikroskope als optische Apparate aus Linsen aufgebaut. Auch die Kontaktlinse gehört zu den hier beschriebenen Linsen.

Verschiedene Linsenformen

Sphärische Linsen

Bei den einfachsten Linsen sind die beiden optisch aktiven Flächen sphärisch. Das heißt, sie sind Oberflächenausschnitte einer Kugel. Daher kann man diesen Flächen Krümmungsradien zuordnen. Darstellung verschiedener Linsenarten Jede dieser Flächen kann konvex, eben oder konkav sein:
- Konvexe Fläche: Die Fläche ist nach Außen gewölbt, die Konvention weist einen positiven Krümmungsradius auf der einfallenden und einen negativen Krümmungsradius auf der ausfallenden Fläche zu.
- Ebene Fläche: Eine ebene Fläche wird durch einen unendlichen Krümmungsradius beschrieben.
- Konkave Fläche: Die Fläche ist nach innen gewölbt, die Konvention weist einen negativen Krümmungsradius auf der einfallenden und einen positiven Krümmungsradius auf der ausfallenden Fläche zu. Man unterscheidet
- Sammellinsen mit zwei konvexen Flächen oder mit einer konvexen und einer ebenen Fläche; ein Bündel parallel verlaufender einfallender Lichtstrahlen wird idealerweise in einem Punkt, dem Fokus oder Brennpunkt, gesammelt. :Darstellung einer Sammellinse
- Zerstreuungslinsen mit zwei konkaven Flächen oder mit einer konkaven und einer ebenen Fläche; ein Bündel von einfallenen Parallelstrahlen läuft scheinbar von einem Punkt auf der Einfallseite des Lichtes auseinander. Daneben gibt es Linsen, die eine konkave und eine konvexe Fläche besitzen; solche Linsen dienen oft zur Korrektur von Abbildungsfehlern (s. u.) in optischen Systemen mit mehreren Linsen. Sie sind Sammellinsen, falls die konvexe Fläche den kleineren Krümmungsradius hat, oder Zerstreuungslinsen, wenn die konkave Fläche den kleineren Krümmungsradius hat. Sphärische Linsen führen prinzipbedingt zu Abbildungsfehlern, weil der Brennpunkt der Randstrahlen nicht mit dem Brennpunkt weiter innen liegender Strahlen übereinstimmt, gegebenenfalls auch abhängig von der Wellenlänge des Lichtes. Um diese Fehler zu verringern, werden Linsensysteme (Anastigmate, Cookesches Triplet, Tessar u.a.) verwendet, die die Fehler weitgehend kompensieren. Außerdem gibt es asphärische (zum Beispiel parabolische) Linsen.

Asphärische Linsen

Asphärische Linsen sind meist auch rotationssysmmetrisch, jedoch sind die Flächen nicht Ausschnitte von Kugeloberflächen. Die Form rotationssymmetrischer asphärischer Linsen wird in der Regel als Kegelschnitt (Kreis, Ellipse, Parabel, Hyperbel) plus eine Potenzreihe für Deformationen höherer Ordnung angegeben. Nichtrotationssymmetrische asphärische Linsen können außeraxiale Ausschnitte solcher Kegelschnitte sein, aber auch in allen Richtungen frei definierte optische Flächen (Freiform-Asphären) sein. Die so entstandenen Freiheitsgrade im Vergleich zur sphärischen Linse können genutzt werden, um beispielsweise Abbildungsfehler zu reduzieren. Konventionell werden in optischen Systemen Abbildungsfehler durch den Einsatz mehrer sphärischer Linsen aus unterschiedlichen Materialien (Brechzahl, Dispersion) korrigiert. Durch den Einsatz einer asphärischen Fläche kann der Optikdesigner im Allgemeinen 2-3 sphärische Linsen ersetzen. Nachteil asphärischer Linsen ist insbesondere ihre auch heute noch vergleichsweise teure Herstellung. Beispiele:
- Ein klassisches Beispiel für eine asphärische Linse ist die Korrektionsplatte des Schmidt-Teleskops.
- In hochwertigeren neueren Digitalkameras und Flachbettscannern werden ebenfalls asphärische Linsen eingesetzt.
- Nicht rotationssymmetrische asphärische Linsen werden zum Beispiel für Gleitsichtbrillen verwendet. Je nach Blickwinkel erreicht man einen Ausgleich mit unterschiedlicher Brennweite.

Ideale Linse


- Die Paraboloid-Form ist für parallel einfallendes Licht notwendig, weil nur Parabeln alle parallel einfallende (Licht-)Strahlen auf einen Brennpunkt abbilden. Bei Halbkugeln wird das Licht nicht in einem Brennpunkt konzentriert und es kommt zu sphärischen Aberration.
- Für Licht, das von einem Punkt entspringt und auf genau einen Punkt abgebildet werden soll, ist das kartesische Oval die geeignete Linsenform. Für vorgegebene Brechzahlen und vorgegebene Abstände von Lichtquelle zu Linse und Linse zum "Zielpunkt" ist das kartesische Oval genau die Form, die den optischen Weg minimiert. Ist dies der Fall, so folgt aus dem Fermat-Prinzip, dass die Strahlen genau auf den "Zielpunkt" abgebildet werden. Für den Fall, dass benachbarte Punkte des Urbildes gleichmäßig auf benachbarte Punkte des Bildes abgebildet werden sollen, sind solche Überlegungen noch wesentlich komplexer.

Weblinks zur idealen Linse


- http://www.abmt.unibas.ch/SKRIPTEN/Optik/optik_03.pdf
- http://www.abmt.unibas.ch/SKRIPTEN/Optik/optik_04.pdf

Zylinderlinsen

Fermat-Prinzip Daneben gibt es Zylinderlinsen, die in zwei senkrecht zueinander stehenden Richtungen verschiedene Krümmungen haben. Diese werden vor allem bei Brillen verwendet, um Zylinderfehler auszugleichen, und bei Filmen, um das Bild bei Breitwandfilmen platzsparend auf das normale Bildformat des Kinofilms abzubilden und bei der Wiedergabe zu entzerren (Cinemascope, Totalvision und ähnliche). Eine reine Zylinderlinse bündelt parallel einfallendes Licht auf eine Brennlinie.

Linsenform und Brennweite

Die optischen Eigenschaften einer Linse kann man durch ihre Brennweite, mit f abgekürzt, beschreiben. Die Brennweite ist der Abstand von der Linse, bei der parallel einfallendes Licht gebündelt wird (Sammellinse) oder von der parallel einfallendes Licht zu stammen scheint (Zerstreulinse). Die Brennweite hängt von den Krümmungsradien, R_1 und R_2 der beiden Linsenflächen ab. Diese können mit verschiedenen Methoden experimentell ermittelt werden. Optische Methoden sind z.B. das Autokollimationsverfahren oder die Methode von Kohlrausch. Eine mechanische Bestimmung des Krümmungsradius ist beispielsweise mit dem Ringsphärometer möglich. Mit den ermittelten Radien gilt dann für die Brennweite: : \frac = (n-1) \left( \frac + \frac - \frac \right) , wobei n die Brechzahl des Linsenmaterials und d die Dicke der Linse in ihrem Achsmittelpunkt ist. Wenn die betrachteten Linsen relativ dünn sind, kann man obige Gleichung zu : \frac = (n-1) \left( \frac + \frac \right) . vereinfachen. Der Wert von f ist positiv für Sammellinsen und negativ für Zerstreulinsen. Der Kehrwert der Brennweite wird auch als die Brechkraft ("Stärke") der Linse bezeichnet, und in Dioptrien (Einheit 1/Meter) gemessen. Linsen, die auf einer Seite konkav, auf der anderen Seite konvex sind, und deren Krümmungsradien beider Flächen gleich sind, habe eine Linsenstärke von Null, oder eine unendliche Brennweite. Eine wichtige Eigenschaft einer Linse ist das Prinzip von der Umkehrung des Lichtweges: Wenn ein von einer Seite einfallender Lichtstrahl entlang seines Weges verfolgt wird, so wird ein entgegengesetzt einfallender Lichtstrahl diesen Weg genau umgekehrt durchlaufen.

Linsensysteme

Optische Systeme (Mikroskope, Fernrohre) enthalten immer mehrere Linsen. Meistens werden, um Abbildungsfehler (Aberration) zu verhindern, auch theoretisch denkbare Einzellinsen aus mehreren Komponenten zusammengesetzt. Für zwei einander berührenden Linsen, die natürlich an den Berührflächen die gleiche Krümmung besitzen müssen, läßt sich die gesamte Brennweite F aus der Brennweite der einzelnen Linsen f_1 und f_2 mittels : \frac = \frac + \frac -\frac bestimmen.

Oberflächenvergütung

Bei einer realen Linse wird ein Teil des Lichtes an der Oberfläche reflektiert. Durch Oberflächenvergütung kann dieser Effekt minimiert werden.

Andere Linsentypen


- Ein massereiches astronomisches Objekt wie etwa ein Schwarzes Loch kann eine Gravitationslinse bilden. Vereinzelt werden dadurch ferne Galaxien als Kreisbögen oder in mehrere Punkte verzerrt.
- Aufgrund der Wellennatur der Materie kann man auch mit Teilchen Optik betreiben. Eine Anwendung geschieht im Elektronenmikroskop, wo speziell angeordnete elektrische Felder und magnetische Felder Elektronen ablenken.
- Eine Fresnellinse dient dem parallelen Ausrichten eines Lichtstrahls, etwa im Tageslichtprojektor oder im Leuchtturm. Auch Scheinwerfer nutzen ihr Prinzip.
- Fourierlinse
- Flüssiglinse

Siehe auch


- Spiegel

Literatur


- Heinz Haferkorn: Optik. 4. Auflge. WILEY-VCH Verlag, Weinheim 2003 ISBN 3527403728

Weblinks


- [http://www.schulphysik.de/java/physlet/applets/optik1.html Optische Bank] bei [http://www.schulphysik.de www.schulphysik.de]
- [http://www.wissenschaft.de/wissen/news/259033.html www.wissenschaft.de: Erst abdrücken, dann scharfstellen] - Mikrolinsen ermöglichen scharfe Bilder ohne vorheriges Fokussieren Kategorie:Optik ja:レンズ simple:Lens

Bildfeld

Der Bildkreis ist ein Begriff aus der Fotografie. Er beschreibt jenen Bereich, den ein Objektiv im Stande ist abzubilden, ohne durch Vignettierungen (Randabschattungen) beeinträchtigt zu sein. Der Bildkreis muss daher mindestens so groß sein wie das Film- oder Sensorformat. Insbesondere Fachkameras oder Tilt- und Shift-Objektive benötigen besonders große Bildkreise, um weitgehende Verstellungen zuzulassen. In der Fotografie mit Fachkameras versteht man daher unter einem Weitwinkelobjektiv ein Objektiv mit möglichst großem Bildkreis. Kategorie:Fotografie

Fokus

Als Fokus oder Brennpunkt einer optischen Linse oder eines Hohlspiegels wird in der geometrischen Optik der Ort bezeichnet, in dem parallel einfallende Lichtstrahlen durch das optische Element gebündelt werden. Es gilt auch die Umkehrung. Strahlen, die vom Fokus eines optischen Elements ausgehen, werden von diesem so gebrochen oder reflektiert, dass sie im Weiteren parallel zu einander verlaufen. Bild:Sammellinse.png f = Brennweite Der Fokus befindet sich auf der optischen Achse in einem definierten Abstand, der Brennweite, von der Hauptebene des optischen Systems. Je nach Ausführung der Linse bzw. des Spiegels gelingt die Vereinigung der Strahlen mehr oder weniger vollkommen (siehe auch: Abbildungsfehler). Weil sich die Lichtstrahlen nicht perfekt in einem Punkt treffen, ist der Begriff Brennpunkt nicht völlig korrekt. All das gilt nicht nur für den sichtbaren Spektralbereich. Auch ultraviolette oder Wärmestrahlung kann durch Linsen oder Spiegel in einem Fokus gebündelt werden. Wird mit einem Brennglas (siehe auch: Lupe) Sonnenlicht gesammelt, ist eine sehr hohe Energiedichte erreichbar. Diese reicht aus, um beispielsweise Papier zu entzünden. In der Filmkunst und Fotografie bezeichnet der Fokus die Ebene, auf die scharf gestellt wird. Da in Kameras üblicherweise Linsensysteme zu finden sind, also Anordnungen mehrerer Linsen, ist es möglich, den Fokus der Linsensystems von seiner Brennweite zu entkoppeln. Somit lässt sich ein gewünschtes Objekt fokussieren, ohne, dass die Brennweite (bei Linsensystemen kennzeichnend für die Vergrößerung, also dem "Zoom") signifikant geändert wird. Im Film ist die Verlagerung des Fokus ein Stilmittel. Siehe auch: Linsengleichung, Gegenstandsweite, Bildweite, Auge Kategorie:Geometrische Optik

George Willis Ritchey

George Willis Ritchey (
- 31. Dezember 1864 in Tupper's Plains, (Ohio); † 4. November 1945) war ein US-amerikanischer Optiker, Teleskopbauer und Astronom. Ritchey stammte aus einer Handwerkerfamilie, die seit drei Generationen Schreinerarbeiten ausführte und Möbel herstellte und auf ihre ausgezeichneten Erzeugnisse stolz war. Von 1880 bis 1882 studierte er Konstruktionslehre an der Universität von Cincinnati. Während dieser Zeit entwickelte er Interesse an der Astronomie und arbeitete zeitweise am Observatorium der Universität. Dabei galt sein Augenmerk mehr der praktischen Anwendung, wie der Teleskoptechnik, als der theoretischen Astronomie. Er beschäftigte sich intensiv mit Herstellung optischer Linsen und Spiegel. Die Schwierigkeiten bei der Fertigung von Refraktoren (Linsenteleskopen) – die Lichtbrechung von Linsen führt zu Farbfehlern – brachten ihn dazu, sich mit der Optimierung von Reflektoren (Spiegelteleskopen) auseinander zu setzen. Ritchey war ein exzellenter Handwerker und verbesserte die Verfahren zur Verspiegelung von Glasflächen und konstruierte parabolische Fangspiegel, welche die Obstruktion verminderten. 1890, Ritchey war inzwischen bei der „Chicago Maunal Training School” angestellt, traf er auf George Ellery Hale, einem Astrophysiker und Direktor eines eigenen Observatoruims, dem „Kenwood Physical Observatory“. Die Beiden arbeiteten fortan zusammen, wobei Ritchey fotografische Platten für Hale vorbereitete und im Gegenzug dessen Instrumentarium benutzten durfte. Ritchey optimierte die Verfahren zur Fotografie von Sternen und nebligen Objekten. 1892 wurde Hale Anwärter auf den Posten des Direktors eines geplanten Observatoriums der Universität von Chicago. Ritchey nahm eine Anstellung an der Universität an, beschäftigte sich mit Optik und fertigte Linsen und Spiegel an. In dieser Zeit arbeitete er an einem Reflektor mit 24 Zoll (60 cm) Hauptspiegel. Das Teleskop wurde später am Yerkes-Observatorium eingesetzt. 1896 beauftragte Hale Ritchey mit den Verhandlungen und Vorbereitungen zum Bau eines 60 Zoll (1,54 m) großen Reflektors am Yerkes-Observatorium. Die Vorbereitungen zur Herstellung des Glasspiegels nahmen Ritchey ein Jahrzehnt lang in Anspruch. Das Instrument wurde schließlich am Mount-Wilson-Observatorium in Kalifornien errichtet. 1897 übernahm Ritchey die Aufsicht über die Herstellung eines Refraktors mit einem 40 Zoll (1 m) großen Objektiv, dem Hauptinstrument des Yerkes-Observatoriums, wobei er zahlreiche mechanische und optische Probleme zu lösen hatte. Dies festigte seinen Ruf als exzellenter Optiker und Teleskopbauer. In der Folgezeit konstruierte er mehrere Teleskope, darunter ein “Horizontal-Teleskop”, bestehend aus einem Coelestaten mit 24 und 30 Zoll großen Spiegeln, führte zahlreiche Verbesserungen am 40-Zoll-Refraktor durch und optimierte die Astrofotografie. Ritcheys Werdegang und Erfolge waren eng mit Hale verknüpft. Als dieser 1905 zum Mount-Wilson-Observatorium wechselte, ging Ritchey mit ihm. Hale beabsichtigte die Errichtung eines Riesenteleskops mit 100 Zoll (2,54 m) Spiegeldurchmesser und Ritchey verwirklichte diese kühne Idee. 1919 kam es allerdings zum Bruch – der Ruhm Ritcheys erregte zunehmend den Neid des eifersüchtigen Hale. Ritchey schied aus, bevor Hale ihn feuern konnte, und betätigte sich als Limonen- und Orangenfarmer. Dieses Unternehmen brachte ihn jedoch um sämtliche Ersparnisse. Aufgrund seines ausgezeichneten Rufes wurde Ritchey nach Frankreich geladen, wo er insgesamt sieben Jahre lang lebte. Hier entwickelte er mit Henri Chrétien das Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskop. 1930 kehrte er in die USA zurück und erhielt einen Auftrag des US-Naval-Observatoriums zur Herstellung eines Teleskops. Bedingt durch sein Alter und die nachlassenden Körperkräfte beschädigte er einen Spiegel, an dem er gerade arbeitete. Obwohl der Spiegel nur kleinere Risse aufwies, verlor die Navy das Vertrauen in seine Fähigkeiten und entzog ihm den Auftrag. Ritchey zog sich auf seine Farm zurück, wo er sich bis zu seinem Tod im Jahre 1945 mit der Astronomie beschäftigte.

Weblinks

[http://www.harpoint-observatory.com/deutsch/publikationen.htm Vergleich heutiger Technik mit Ritcheys Möglichkeiten] Ritchey, George Willis

Cassegrain-Teleskop

Das Cassegrain-Teleskop ist ein Spiegelteleskop, das 1672 von dem französischen Gelehrten Cassegrain der Öffentlichkeit vorgestellt wurde. Hierbei ist sich die Fachwelt uneinig, ob es sich um den französischen Bildhauer Sieur Guillaume Cassegrain (1625–1712) oder um Laurent Cassegrain (ca. 1629-1693; in der Literatur teilweise auch als Jean bzw. Giovanni bezeichnet), katholischer Priester und Gymnasiallehrer am Collège de Chartres, handelt. Da nur wenige Jahre vorher auch das Newton-Teleskop sowie das Gregory-Teleskop erfunden wurde, fand eine europaweite Diskussion über die Vor- Nachteile dieser Systeme statt. Ähnlich wie beim Newton-Teleskop und Gregory-Teleskop werden die vom Hauptspiegel gebündelten Strahlen über einen Hilfsspiegel seitlich (Newton) oder durch eine Öffnung im Hauptspiegel zum Empfänger gelenkt. Gregory-Teleskop Das einfallende Licht fällt auf einen konkav-parabolischen Hauptspiegel (den Primärspiegel). Dieser reflektiert das Licht zu einem konvex-hyperbolischen Fangspiegel, dem Sekundärspiegel. Er ist so angeordnet, dass sein konkaver Brennpunkt mit dem des großen Parbolspiegels übereinstimmt. Der konvexe Brennpunkt zeigt in Richtung des Hauptspiegels. Entweder liegt der Empfänger vor dem Hauptspiegel (siehe Bild der Radarantenne), oder die reflektierten Strahlen erreichen ihn durch eine Öffnung im Hauptspiegel. Anders als beim Newton-Teleskop (Hilfsspiegel ist plangeschliffen) und beim Gregory-Teleskop (Hilfsspiegel ist parabolisch geformt) verlängert der hyperbolische Hilfsspiegel die Brennweite und ermöglicht kompakte Bauformen. Das Bildfeld ist gekrümmt und auch andere optische Fehler treten auf. Das gilt besonders, wenn für kleine Teleskope ein sphärischer Hauptspiegel verwendet wird. Bis zu einem gewissen Grad können diese Fehler durch eine Retusche des Fangspiegels verringert werden. Andere Spiegelteleskope bauen in ihrer Ausführung auf dem Cassegrain-Teleskop auf und versuchen auf unterschiedliche Weisen, Bildfehler zu verringern:
- Nasmyth-Teleskop
- Schmidt-Cassegrain-Teleskop
- Maksutov-Teleskop
- Hypergraph-Teleskop
- Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskop (RCC-Teleskop) Das RCC-System hat sich beim Bau sehr großer Teleskope durchgesetzt. Visuelle Beobachtungen mit kleineren Teleskopen werden mittels eines Okulars, dass hinter dem Fokus angebracht wird, durchgeführt. Handelsübliche Kleinbild- oder Mittelformatkameras oder auch elektronische Empfänger können hier angesetzt werden. Bei großen Teleskopen befinden sich an dieser Stelle verschiedene Zusatzgeräte, wie Spektrografen, Fotometer oder Kameras, angebracht. Großteleskope nutzen auch den Fokus des Hauptspiegels (den Primärfokus) für Beobachtungen. Dafür befindet sich bei einigen Teleskopen dort eine Primärfokuskabine, die den Fangspiegel ersetzt. Vor Einführung elektronischer Detektoren hielt sich dort während des gesamten Beobachtungsprogramms ein Astronom auf, heute wird nur das Instrument dort montiert und vom Kontrollraum gesteuert. Der normale Fangspiegel kann auch durch einen noch flacheren Spiegel ersetzt werden. Das Teleskop bekommt dadurch eine riesige Brennweite. Deshalb muss das Licht durch einen schrägstehenden Planspiegel seitlich aus dem Teleskop-Tubus ausgespiegelt werden. Weitere Planspiegel lenken das Licht durch die Montierung in den Keller des Observatoriums. Diese Umlenkung des Lichtes heißt Coudé-Strahlengang. Im Coudé-Fokus befindet sich im Allgemeinen ein Spektrograf, der orstfest und umweltstabilisiert aufgestellt werden und daher größer und stabiler konstruiert werden kann. Dadurch können Spektren mit höherer Auflösung aufgenommen werden als am Teleskop direkt. Zunehmend werden statt des Coudé-Strahlengangs, der aufgrund der vielen Spiegel relativ ineffektiv ist, optische Glasfasern in Cassegrain-Fokus montiert, die das Licht unmittelbar in den ortsfest aufgestellten Spektrografen übertragen.

Literatur


- Rolf Riekher: Fernrohre und ihre Meister. 2. Auflage. Verlag Technik GmbH, Berlin 1990 S. 91-94 ISBN 3-341-00791-1

Weblinks


- [http://www.eso.org/projects/vlt/unit-tel/ 8.2-meter Teleskop vom RCC-Typ] Kategorie:Astronomisches Instrument

Bildfeld

Der Bildkreis ist ein Begriff aus der Fotografie. Er beschreibt jenen Bereich, den ein Objektiv im Stande ist abzubilden, ohne durch Vignettierungen (Randabschattungen) beeinträchtigt zu sein. Der Bildkreis muss daher mindestens so groß sein wie das Film- oder Sensorformat. Insbesondere Fachkameras oder Tilt- und Shift-Objektive benötigen besonders große Bildkreise, um weitgehende Verstellungen zuzulassen. In der Fotografie mit Fachkameras versteht man daher unter einem Weitwinkelobjektiv ein Objektiv mit möglichst großem Bildkreis. Kategorie:Fotografie

Seeing

Das Seeing ist ein Begriff aus der Astronomie, der die Unschärfe durch atmosphärische Störungen bei der Beobachtung des Nachthimmels bezeichnet. Es wird normalerweise in Bogensekunden angegeben und wird meist als die Halbwertsbreite der Abbildung eines Sterns gemessen. Um das komplette Seeing zu messen, muss das Bild mindestens mehrere Sekunden integriert werden. Typische Werte für das europäische Festland liegen bei 2 bis 5 Bogensekunden, an Standorten mit besonders gutem Seeing wie in Chile oder anderen bevorzugten Standorten für Großteleskope ist der Mittelwert besser als 1 Bogensekunde, im Extremfall kann es auf weniger als 0,2 Bogensekunden sinken. Das Seeing entsteht durch Turbulenzen in Luftschichten, die das Licht von außerhald der Atmosphäre unregelmäßig ablenken. Bei der Beobachtung mit dem bloßen Auge ist der Effekt als „Blinken“ der Sterne zu erkennen, auf Bildern mit längerer Belichtungszeit führt er dazu, dass der Lichtstrahl einer punktförmigen Quelle über einen größeren Bereich „verschmiert“; das Bild wird unscharf. Der Ablenkungseffekt ist um so größer und schneller veränderlich, je kürzer die beobachtete Wellenlänge ist. Eine extreme Form dieses Turbulenzeffekts ist das Flimmern der Luft über heißem Asphalt. Das Seeing hat mehrere Ursachen. Der Jet-Stream in der Hochatmosphäre ist weitgehend laminar und trägt kaum zum Seeing bei. Die Übergangsschicht zu tieferliegenden Luftschichten ist jedoch oft turbulent und eine der Hauptursachen für das Seeing. In geringerer Höhe erhöhen weitere eventuelle Übergangsschichten das Seeing. In Bodennähe sind Winde oft turbulent, weil sie zuvor über unebenem Boden waren. Die Wetterlage beeinflusst das Seeing ebenso, im Rücken einer Kaltfront ist die Luft zwar sehr rein, aber eben auch stark turbulent. Zusätzlich trägt die Thermik des Bodens zum Seeing bei, also um wie viel wärmer der nächtliche Boden ist als die umgebende Luft. Diese Faktoren lassen sich nicht aktiv beeinflussen, aber durch eine geeignete Wahl des Teleskopstandorts minimieren. So sind etwas über Chile der Jet-Stream und der darunterliegende Wind oft naehzu parallel, was die Turbulenz mindert. Außerdem kommt der Wind von See, wodurch die Turbulenz in Bodennähe ebenfalls geringer ist. Daher ist es ein bevorzugter Standort für moderne Teleskope. Das thermische Bodenseeing wird außerdem durch Vegetation, besonders Wälder, verschlechtert. Weiter gibt es noch künstliche Beiträge zum Seeing durch die Thermik des Teleskops selbst und der Teleskopkuppel. Diese lassen sich durch eine aktive Kühlung während des Tages auf die erwartete Nachtemperatur und eine geschickte Bauweise verhindern. Generell sind alle Hitzequellen innerhalb der Kuppel eine Quelle von schlechtem Seeing. Dies gilt auch für den Beobachter, weswegen das Teleskop zunehmend von getrennten Kontrollräumen aus gesteuert wird. Um eine möglichst laminare Strömung direkt am Teleskop zu erreichen, werden Forschungsteleskope heute nicht mehr mit Tubus gebaut, sondern mit einer versteifenden Gitterkonstruktion, die die Luft passieren lässt, und heutige Teleskopkuppeln lassen sich weit mehr öffnen als frühere Konstruktionen. Um eine vom Seeing unabhängige, möglichst beugungsbegrenzte Abbildung zu erreichen, gibt es mehrere technische Ausgleichsmaßnahmen wie die Speckle-Interferometrie oder die adaptive Optik. Diese Techniken führen bei langwelligem Licht, insbesondere im Infrarotbereich, zu sehr guten Ergebnissen. Für Beobachtungen im kurzwelligen Spektralbereich sind dagegen Weltraumteleskope noch unumgänglich.

Siehe auch


- Atmosphärisches Leuchten, Atmosphärische Absorption
- Chromatische Aberration, Sphärische Aberration
- Szintillation

Weblinks


- [http://www.dosprompt.de/?Atmosph%E4re:Seeing_Skala Seeing Skala] Kategorie:Beobachtungsmethode der Astronomie

Koma

Der Begriff Koma bezeichnet
- eine länger dauernde tiefe Bewusstlosigkeit ohne Reaktion auf äußere Reize, siehe Koma (Medizin),
- eine afrikanische Sprache, siehe Koma (Sprache),
- eine Konferenz, siehe Konferenz der deutschsprachigen Mathematikfachschaften (KoMa),
- einen amerikanischer Film, siehe Coma (Film),
- einen Teil eines Kometen, siehe Koma,
- einen Abbildungsfehler in der Optik, siehe Koma,
- Sternbild am Frühlingshimmel (Coma Berenices), siehe Haar der Berenike. Siehe auch: Komma

Öffnungsverhältnis

Als Öffnungsverhältnis (Abk. ÖV) bezeichnet man das Verhältnis zwischen Öffnung (Objektivdurchmesser) und Brennweite eines Teleskops oder Fotoobjektivs: : \mathrm = \frac Beispiel: Ein Teleskop von 200 mm Objektivdurchmesser und 800 mm Brennweite hat ein Öffnungsverhältmis von 200:800, also 1:4 (sprich: eins zu vier), Fotografen sprechen auch von "Blende 4". Bei Teleskopen hat sich die Schreibweise f/4 (sprich: efvier) durchgesetzt. Das ist ein großes Öffnungsverhältnis. Fotografen sprechen auch von hoher Lichtstärke oder vom "schnellen Öffnungsverhältnis", da man beim Fotografieren kürzer belichten kann. Ein Objektiv mit 200 mm Durchmesser und 1600 mm Brennweite hat ein Öffnunsverhältnis von 1:8 oder f/8, das ist ein kleines Öffnungsverhältnis, da die Zahl 8 im Nenner steht! Fotografen sprechen auch von kleiner Blende oder "langsamen Öffnungsverhältnis", da man gegenüber 1:4 vier mal so lange belichten muss (die gleiche Lichtmenge wird auf die 4-fache Film Fläche verteilt). Refraktoren (Linsenteleskope) haben üblicherweise ÖV zwischen f/5 und f/15, Reflektoren (Spiegelteleskope) ein ÖV zwischen f/4 und f/10. Die Öffnungszahl n ist der Kehrwert des Öffnungsverhältnisses Das Öffnungsverhältnis eines Teleskops bestimmt auch die Austrittspupille (AP) eines an diesem Teleskop eingesetzten Okulars. : \mathrm = \cdot Beispiel: Ein Teleskop mit einer Okularbrennweite von 10 mm und einem Öffnungsverhältnis von 1:5 hat eine Austrittspupille von 2 mm. Oeffnungsverhältnis

Keck-Observatorium

Das W. M. Keck Observatorium ist Teil des Mauna-Kea-Observatoriums am Gipfel des 4200 Meter hohen Vulkans Mauna Kea auf der Insel Hawai'i. Es beherbergt zwei baugleiche Spiegelteleskope, von denen jedes einen (aus zahlreichen kleineren, sechseckigen Segmenten zusammengesetzten) Hauptspiegel von 10 m Durchmesser besitzt, und somit derzeit die größten optischen Teleskope der Welt darstellen. Das Keck I-Teleskop wurde 1993 in Betrieb genommen, das Keck II-Teleskop folgte 1996. Die beiden Teleskope können auch gemeinsam als optischer Interferometer betrieben werden. Die Gründung geht auf eine Spende der W. M. Keck Foundation in der Höhe von 140 Millionen US-Dollar zurück. Das Observatorium wird vom California Institute of Technology, der University of California und der US-Raumfahrtbehörde NASA gemeinsam betrieben.

Weblinks


- [http://www2.keck.hawaii.edu/ Homepage des W. M. Keck Observatory]
- [http://www.wmkeck.org Homepage der W. M. Keck Foundation] Kategorie:Bodengebundenes Observatorium Kategorie:optisches Teleskop

Chile

Chile (amtlich República de Chile, deutsch: Republik Chile) ist ein Staat im Südwesten Südamerikas, der sich annähernd in Nord-Süd-Richtung zwischen den Breitengraden 17°3'S und 56°30'S erstreckt. Das Land grenzt im Westen und Süden an den Pazifischen Ozean, im Norden an Peru, im Nord-Osten an Bolivien und im Osten an Argentinien. Des Weiteren gehören zu Chile noch die im Pazifik gelegene Osterinsel (Rapa Nui), die Juan-Fernández-Inseln (einschließlich der Robinson-Crusoe-Insel), die Inseln San Felix und San Ambrosio, die Insel Salas y Gómez, sowie die Diego-Ramirez-Inseln. Ferner beansprucht Chile einen Teil der Antarktis.

Etymologie

Die Herkunft des Wortes Chile ist nicht eindeutig nachgewiesen. Die verbreitetste Erklärung ist, dass sich das Wort aus der Sprache der Aymara herleitet. Dort bedeutet das Wort chilli "Land, wo die Welt zu Ende ist". Dies würde durch die Tatsache unterstützt, dass die ersten Spanier, die nach Chile kamen, von den Siedlungsgebieten der Aymara aus aufbrachen. Die Spanier bezeichneten seit Anbeginn der Kolonisation Südamerikas das Land südlich der Atacama-Wüste mit dem Namen Chile. In den chilenischen Schulen wird außerdem noch die Variante gelehrt, dass Chile die lautmalerische Bezeichnung eines Vogels namens Trile sein könnte. Eine weitere, wenig verbreitete Theorie nennt die Inka-Sprache Quechua als Ursprung. Die maximale Ausdehnung des Inkareichs reichte nämlich bis zum Gebiet des heutigen Santiago, woraufhin die Inka das Land südlich des Río Aconcagua in Anlehnung an das relativ kalte Klima und die schneebedeckten Anden tchili nannten, was Schnee bedeutet. Absolut gar nichts hat die Landesbezeichnung Chile mit der (auf spanisch gleichnamigen) Chilischote zu tun. Dieses Wort stammt aus der mittelamerikanischen Aztekensprache Nahuatl.

Physische Geographie

siehe Hauptartikel: Physische Geographie Chiles Chile ist ein Land, das sich auf dem südamerikanischen Kontinent über 4.200 Kilometer in Nord-Süd-Richtung entlang der Anden und des Pazifischen Ozeans erstreckt (zählt man den Antarktischen Teil hinzu ca. 8.000 km), aber durchschnittlich nur ca. 180 Kilometer breit ist. Die engste Stelle beträgt im kontinentalen Chile (ohne Antarktis) 90 km, die breiteste Stelle etwa 240 km. Die Längenausdehnung Chiles entspricht auf Europa übertragen in etwa der Entfernung zwischen der Mitte Dänemarks und der Sahara. Aufgrund der langen Nord-Süd-Ausdehung über mehr als 39 Breitengrade, aber auch der beträchtlichen Höhenunterschiede in West-Ost-Richtung, weist Chile eine große Vielfalt an Klima- und Vegetationszonen auf.

Relief und Geologie

Breitengrad Stark vereinfacht besteht Mittel- und Südchile aus zwei parallelen Gebirgszügen mit Nord-Südverlauf: den Anden im Osten und dem niedrigeren Küstenbergzug (Küstenkordillere) im Westen. Dazwischen liegt das Zentraltal (Valle Central) mit dem Hauptteil der Bevölkerung, des Ackerlands und des Weinbaus. Die Höhe von Kordillere, Zentraltal und Anden nimmt im Mittel von Norden nach Süden ab, so dass das Zentraltal südlich der Stadt Puerto Montt, die etwa 1.000 km südlich von Santiago liegt, unter den Meeresspiegel abtaucht. Gleichzeitig wird die Küstenkordillere zu einer Inselkette, an der nur noch die Bergspitzen aus dem Wasser ragen. In dieser Region lässt sich deswegen eine einzigartige Fjord- und Insellandschaft entdecken. Im Norden Chiles dagegen gibt es kein ausgeprägtes Zentraltal, das heißt die Landschaft steigt von der Küste kommend zunächst steil an und bildet dann ein etwa 1.000 - 1.500 m hohes Plateau bis zum Fuße der Anden. Das chilenische Relief lässt sich geotektonisch grob in drei Bereiche einteilen: die Anden im Osten, der Übergangsbereich (Pampa de Tamarugal und Valle Longitudinal) und das Küstengebirge (Cordillera de la Costa). Die chilenischen Anden, die nur an wenigen Stellen die 2.000 m-Höhenlinie unterschreiten, unterteilen sich hinsichtlich ihrer geologisch- tektonischen Struktur von Nord nach Süd in vier größere Blöcke.
- Im großen Norden (spanisch norte grande) des Landes zieht sich eine etwa 1.000 km lange Kette rezenter Stratovulkane von der Grenze zu Peru (etwa am 17. südlichen Breitengrad) bis zum höchsten Berg des Landes, dem erloschenen Vulkan Ojos del Salado (6.880 m), der südlich des 27. Breitengrades in etwa auf der Höhe der Stadt Copiapó liegt.
- Im kleinen Norden (spanisch norte chico) zwischen dem 27. und 33. Breitengrad, der etwas nördlich der Hauptstadt Santiago de Chile verläuft, befindet sich die durchschnittlich 5.000 m hohe Hochkordillere, die frei von jungem Vulkanismus ist.
- Von Santiago de Chile über den gesamten kleinen Süden (span. sur chico) bis etwas südlich der Stadt Puerto Montt (42. Breitengrad) setzt mit dem 6.800 m hohen Vulkan Tupungato erneut eine langgestreckte Vulkankette ein, die aber nach Süden schnell an Höhe verliert.
- Im großen Süden (spanisch sur grande), der bis zur Insel Feuerland reicht, gibt es nur noch wenige isolierte Vulkane und die Höhe von 3.000 m wird nur noch selten überschritten. Hier dominiert der glaziale Formenschatz mit Gletscherseen, Karen und Fjorden das Landschaftsbild. Das Gebirge Cordillera Darwin bildet den letzten grossen Gebirgszug vor dem Ende Südamerikas. Der Übergangsbereich zwischen Küstenkordillere und den Anden lässt sich in zwei Bereiche untergliedern: die Pampa del Tamarugal im Norden und das Valle Longitudinal (auch Valle Central) im zentral-südlichen Bereich. Beide sind ausgeprägte Graben-Systeme. Die Pampa del Tamarugal erstreckt sich direkt entlang der nördlichen Vulkankette, während das etwas tiefer gelegene Valle Longitudinal der südlichen Vulkankette folgt und bei Puerto Montt (41° 30' S) ins Meer abtaucht. Die Küstenkordillere erstreckt sich mit einer kurzen Unterbrechung südlich der Insel Chiloé über die gesamte Westseite des Landes. Sie steigen im Norden des Landes zwischen Arica und Chañaral (26. Breitengrad) als Steilküste unmittelbar auf 1.000 m ü.M. (stellenweise sogar über 2.000 m ü.M.) an. Da die wenigen Flüsse in diesem Raum aufgrund des extrem ariden Klimas nicht die Kraft zum Durchbruch haben, wird sie hier nur von wenigen Tälern durchschnitten. Die Talsysteme häufen sich erst südwärts von Chañaral. Das Küstengebirge flacht nach Süden hin ab und erreicht im kleinen Süden schließlich nur noch an wenigen Stellen Höhen über 1.000 m. Die Küstenkordillere setzt sich ab dem 44. Breitengrad (Chonos Archipel) als Inselkette fort. Etwa 160 km vor der chilenisch-peruanischen Küste im Pazifik liegt der Atacamagraben (Chilegraben) mit max. 8.065 m Tiefe. Vor fast der gesamten chilenischen Küste bis ungefähr zur Halbinsel Taitao liegt die Nasca-Platte. Diese tektonische Platte ist die Ursache vieler schwerer Erdbeben und Tsunamis in Chile. Sie faltet die Anden auf.

Berge

Die chilenischen Anden bilden einen der höchsten Gebirgszüge der Welt und weisen eine Vielzahl von Gipfeln über 6.000 m auf. Unter Ihnen befindet sich der höchste Berg Chiles, der Ojos del Salado (6.880 m), welcher gleichzeitig der höchste erloschene Vulkan der Welt ist. Ojos del Salado]] Im folgenden die bekanntesten Berge Chiles aufgelistet:
- Nevado Ojos del Salado, 6.880 m, III. Region (Región de Atacama)
- Cerro Tupungato, 6.800 m, Hauptstadt-Region (Región Metropolitana)
- Volcán Llullaillaco, 6.739 m, II. Region (Región de Antofagasta)
- Volcán Parinacota, 6.342 m, I. Region (Región de Tarapacá)
- Volcán Licancábur, 5916 m, II. Region (Región de Antofagasta)
- Descabezado Grande, 3.830 m, VII. Region (Región del Maule)
- Torres del Paine, 2.800 m, XII. Region (Región de Magallanes y de la Antártica Chilena)
- Volcán Villarrica, 2.840 m, VIII. Region (Región de la Araucanía)
- Volcán Osorno, 2.652 m, X. Region (Región de los Lagos)
- Volcán Cerro Hudson, 1.905 m, XI. Region (Región de Aisén)

Flüsse und Seen

Región de Aisén Aufgrund der besonderen Struktur des Landes gibt es in Chile keine längeren Flüsse. Der längste Fluss ist der Río Loa mit 443 km. Im Norden des Landes verhindert zusätzlich die extreme Trockenheit der Atacama-Wüste das Aufkommen größerer Wasserläufe. Die wenigen Flüsse im großen Norden, die dauerhaft Wasser führen, werden daher aus den Schnee- und Eisflächen der Gipfelregionen der Anden genährt. Gemäß den zunehmenden Niederschlägen nimmt nach Süden hin das mitgeführte Wasservolumen der Flüsse zu. Die Flüsse in Chile spielen wirtschaftlich in erster Linie für die Energiegewinnung und zu kleineren Teilen auch für den Tourismus (Lachsfischerei, Abenteuer-Tourismus) eine größere Rolle. Die wichtigsten Flüsse von Nord nach Süd sind daher folgende:
- Río Lauca, 160 km, I. Region (Región de Tarapacá)
- Río Lluta, 167 km, I. Region (Región de Tarapacá)
- Río Loa, 443 km, II. Region (Región de Antofagasta)
- Río Copiapó, 162 km, III. Region (Región de Atacama)
- Río Elquí, 170 km, IV. Region (Región de Coquimbo)
- Río Choapa, 160 km, IV. Region (Región de Coquimbo)
- Río Aconcagua, 142 km, V. Region (Región de Valparaíso)
- Río Maipo, 250 km, Hauptstadt-Region/ V. Region (Región Metropolitana/ Región de Valparaíso)
- Río Mapocho, 120 km, Hauptstadt-Region (Región Metropolitana)
- Río Cachapoal, 172 km, VI. Region (Región O´Higgins)
- Río Maule, 240 km, VII. Region (Región Maule)
- Río Biobío, 380 km, VIII. Region (Región del Biobío)
- Río Imperial, 52 km, IX. Region (Región de la Araucanía) Zu den chilenischen Seen zählen im Norden die Salzseen, deren größter und bekanntester der Salar de Atacama (3.000 km²) ist. Ganz im Norden liegt einer der höchstgelegenen Seen der Welt der Lago Chungará mit 21,5 km² auf rund 4.500 m Höhe. Lago Chungará]] Die großen und landschaftlich schönsten Seen Chiles erstrecken sich südöstlich der Stadt Temuco bis nach Puerto Montt in folgender Reihenfolge:
- Lago Colico, 56 km², IX. Region (Región de la Araucanía)
- Lago Caburga, 51 km², IX. Region (Región de la Araucanía)
- Lago Villarrica, 176 km², IX. Region (Región de la Araucanía)
- Lago Calafquén, 120 km², IX. Region (Región de la Araucanía) und X. Region (Región de los Lagos)
- Lago Panguipullí, 116 km², X. Region (Región de los Lagos)
- Lago Riñihue, 77 km², X. Region (Región de los Lagos)
- Lago Ranco, 401 km², X. Region (Región de los Lagos)
- Lago Puyehue, 156 km², X. Region (Región de los Lagos)
- Lago Rupanco, 223 km², X. Region (Región de los Lagos)
- Lago Llanquihue, 860 km², X. Region (Región de los Lagos) Im großen Süden liegt der größte chilenische See, der Lago General Carrera (970 km², XI. Region (Aisén)), welcher den westlichen Teil des argentinischen Lago Buenos Aires bildet.

Naturräumliche und klimatische Gliederung

Chile liegt auf der Südhalbkugel, weshalb die Jahreszeiten um ein halbes Jahr im Vergleich zur Nordhalbkugel verschoben sind und Sonne, Mond und Sterne am Firmament anders herum wandern. Das Land lässt sich klimatisch in drei Zonen einteilen: Nord-, Mittel- und Südchile. Nordchile (genannt "großer Norden") besitzt viele Berge, die über 6.000 m.ü. N.N. hoch sind. Der höchste Punkt Chiles ist der erloschene Vulkan Ojos del Salado. Zwischen der Küste und der westlichen Anden-Hauptkette erstreckt sich die Atacama-Wüste. Diese Wüste ist eines der trockensten Gebiete der Erde; oft fällt jahrelang kein Regen. Die Wüste war in der Vergangenheit für ihre großen Salpetervorkommen bekannt, während dort heute vor allem Kupfer gefördert wird. Die größte und wichtigste Stadt dieser Region ist die Hafenstadt Antofagasta (219.000 Einwohner). In Mittelchile herrscht ein dem Mittelmeerraum vergleichbares Klima. Diese Region ist sehr fruchtbar und dicht besiedelt. Hier befindet sich die Hauptstadt Santiago de Chile mit rund 5 Millionen Einwohnern. Daneben sind Valparaíso (Seehafen und Parlamentssitz, 280.000 Einwohner), Viña del Mar (beliebter Urlaubsort, 320.000 Einwohner) und Concepción (Zentrum der Landwirtschaft und Industrie, 350.000 Einwohner) von Bedeutung. Die Region nördlich von Santiago wird "kleiner Norden", die südlich von Santiago "kleiner Süden" genannt. Das sehr dünn besiedelte Südchile (genannt "großer Süden") ist eine äußerst niederschlagsreiche Region. Die Küste ist durch eine Vielzahl vorgelagerter Inseln stark zerklüftet. Südlich des Festlandes befindet sich die Insel Feuerland, die sich Chile mit dem Nachbarland Argentinien teilt. Auf der Feuerland vorgelagerten Insel Isla Hornos befindet sich mit Kap Hoorn der südlichste Punkt Chiles und Südamerikas. In West-Ost-Richtung gliedert sich das Land in einen schmalen Küstenstreifen, der nach Süden breiter wird, und die westliche Anden-Kette entlang der Grenze zu Bolivien und Argentinien. Besonderheiten des Klimas Insgesamt wird das Klima Chiles stark durch den Humboldt-Meeresstrom entlang der Küste beeinflusst. Dieser fließt von Süden nach Norden und transportiert kaltes Meereswasser aus der Antarktis. Während zum Vergleich Nordeuropa vom warmen Golfstrom profitiert, liegen die Temperaturen in Chile deutlich niedriger bei analogem Breitengrad (Nord-/Südkoordinate): So herrschen in Punta Arenas in Südchile - welches etwa gleich weit vom Äquator entfernt liegt wie Hamburg - im Sommer etwa Tagestemperaturen von 12°C. Eine Besonderheit des chilenischen Klimas ist der El-Niño-Effekt, auch Südliche Oszillation genannt. Dieses Klimaphänomen betrifft zwar hauptsächlich Länder wie Peru oder Indonesien, aber auch in Chile ist er etwa alle 7 Jahre wirksam und führt hier zu vermehrten Niederschlägen im Vergleich zu Normaljahren.

Flora und Fauna

Flora

El-Niño Aufgrund der riesigen Ausdehnung von über 4.000 km Länge gibt es in Chile sehr viele Vegetationszonen. Im Bereich der Atacama-Wüste wächst praktisch nichts. Bewuchs gibt es nur in Küstennähe oder im Bereich der Anden. Hier wachsen sehr viele verschiedene Kakteenarten, Sukkulenten und Zwergsträucher. Allerdings kommt es alle paar Jahre zu Regenfällen in der Wüste, sodass große Wüstenflächen für wenige Tage von Millionen von Blumen überzogen sind. Südlich der Wüste folgt die Grassteppe mit trockenem Grasland und in den Anden wächst die steinharte Yareta (Azorella yareta), auch Andenpolster genannt. In den trockenen Gebieten wächst der Boldo-Strauch (Peumus boldus). An den Küstengebirgen und in den Anden gibt es Nebelwälder (hydrophile Wälder), wo z.B. der Helecho-Baumfarn (Helecho arborescente) wächst. Die Weinanbaugebiete beginnen im Bereich des Flusses Río Elquí, außerhalb des Flusstals gibt es allerdings nur Dornensträucher und Kakteen. In Zentralchile wächst die Honigpalme (Jubaea chilensis) und die Araukarie (Araucaria araucana). Die Araukarie ist der heilige Baum der Mapuche, ihre großen Samen dienten ihnen zur Ernährung. In Chile gibt es auch einige große Eukalyptus-Plantagen. In Südchile gibt es große Wälder, die dem gemäßigten Regenwald zugeordnet werden. Sie setzen sich vorwiegend aus Zypressen, Kiefern und Lärchen zusammen, ebenso sind Antarktische Scheinbuchen (Nothofagus antarctica) und Pappeln weit verbreitet. In der XI. Region Aisén gibt es Wälder mit:
- Lenga-Südbuche (Nothofagus pumilio)
- Coihue-Südbuche (Nothofagus dombeyi)
- Arrayán-Myrtenbäumen (Luma apiculata)
- Olivillo-Bäumen (Aextoxicon punctatum)
- Notro-Bäumen (Embothrium coccineum)
- Ulmo-Bäumen (Eucryphia cordifolia)
- Kerzenbäumen (Maventus boaria) Die Nationalblume Chiles ist die rote Copihue-Blume (Lapageria rosea), eine Kletterpflanze. Patagonien bildet eine weite Grassteppe und Tundra. Große Teile der Region Aisén und der Region Magallanes sind bereits vergletschert, sodass hier keine Vegetation mehr anzutreffen ist. Feuerland ist von großen Mooren durchzogen. Hier halten sich nur noch wenige Baumarten, wie die Lenga-Südbuche oder die Magellan-Südbuche Cohiue (Nothofagus betuloides).

Fauna

Magellan-Südbuche In den Steppengebieten sind Lamas, Guanakos, Alpakas und Vikunjas, die zur Familie der Kamele gehören, weitverbreitet. In den Andenregionen lebt das Huemul, das Nationaltier Chiles, ein Gabelhirsch. Das Chinchilla, ein Nagetier, lebt ebenfalls in gebirgigen Steppenlandschaften, sowie der Puma. Die Wälder bieten Platz für Hirsche, Chilenische Waldkatzen, Füchse und sogar für Kolibris. Der Humboldt-Pinguin, Pelikane und Seelöwen leben selbst an den kalten Küsten Nordchiles, sowie im eisreichen Süden. Über fast den ganzen Bereich Chiles ist der majestätische Andenkondor verbreitet, einer der größten Vögel der Welt. Die großen Salzseen beherbergen tausende von Flamingos. Im kargen Süden Feuerlands leben Eulen, Magellan-Füchse und Darwin-Nandus.

Bevölkerung

Bevölkerungsdichte

Nandu Am dichtesten besiedelt ist der Großraum Santiago de Chile, wo in etwa die Hälfte der chilenischen Einwohner lebt. Die Stadt selbst hat etwa 5,5 Millionen Einwohner; sie beherbergt also in etwa ein Drittel aller Einwohner Chiles. Nördlich und vor allem südlich davon erstrecken sich landwirtschaftlich genutzte und dicht besiedelte Gebiete in der Ebene zwischen den Hauptketten der Anden. Nur 100 km westlich von Santiago liegt der Großraum um die Hafenstadt Valparaiso mit ca. 1 Million Einwohnern. Nach Norden und Süden verringert sich die Bevölkerungsdichte immer stärker. Die Wüstengebiete des äußersten Nordens und die rauen, stürmischen Gebiete im Süden sind aufgrund der ungünstigen klimatischen Bedingungen nur sehr dünn besiedelt.

Ethnische Zusammensetzung

Die chilenische Bevölkerung ist durch einen hohen Grad an Homogenität gekennzeichnet. Die Chilenen mit europäischen Vorfahren und Mestizen bilden rund 90% der Bevölkerung. Der Anteil der Mestizen beträgt ca. 50%, der Mapuche-Anteil bei ca. 7%, der Aymara-Anteil bei 0,5% und der Polynesier-Anteil bei 0,2%. Während der Kolonialzeit wurde Chile durch Einwanderer aus allen Regionen Spaniens besiedelt. Im frühen 19. Jahrhundert wanderten englische und irische, sowie deutsche Siedler nach Chile. Die ersten Deutschen trafen 1843 in Puerto Hambre ein und siedelten sich später vor allem im Gebiet um den Llanquihue-See und in Valdivia, Osorno, sowie Puerto Montt an. Der Bevölkerungsanteil an Deutschen bzw. Deutschstämmigen beträgt ca. 100.000. Weitere Einwanderer kamen aus Frankreich, Italien, Kroatien und Palästina bzw. dem Nahen Osten. Puerto Montt Rund 5% der Bevölkerung gehören (laut Volkszählung 2002) zu den indigenen Völkern. Rund 80% der 700.000 Ureinwohner gehören zum Volk der Mapuche, das in der Region zwischen den Flüssen Bío-Bío und und Toltén lebt und dort einen Bevölkerungsanteil von 23% besitzt. Das Volk der Mapuche lässt sich in Pichunchen, Araucaner und Huilliches unterteilen. Ihre Sprache, das Mapudungun, wird seit wenigen Jahren als Ergänzungsfach in der Schule gelehrt und für eine tägliche Nachrichtensendung im lokalen Fernsehen auf Canal 13 Temuco verwendet. Trotz dieser Errungenschaften bleibt die traditionelle Lebensweise der Mapuche durch die liberale Wirtschaftsordnung gefährdet. Ihr Lebensraum, der traditionell als Kollektiveigentum organisiert ist, wurde durch die Privatisierung meistbietend an Konzerne verkauft. Die Mapuche selbst müssen oft in die Großstädte abwandern, um bezahlte Arbeit zu suchen. Im südlichen Teil von Zentralchile gibt es außer den Mapuche kleinere Bevölkerungsteile der Pehuenches. Im nördlichen Teil Chiles leben kleinere Stämme von Quechuas, Aymaras, Changos, Atacameños, Diaguitas und Kollas. Im äußersten Süden Chiles leben noch kleine Bevölkerungseinheiten von Selk'nam, Kawéskar, Yaganen, Caucahues sowie Tehuelches. Außerdem leben rund 5.000 Polynesier (Rapa Nui) auf der Osterinsel. Die Einfuhr schwarzer Sklaven nach Chile war zu allen Zeiten sehr gering. Die Mehrheit von ihnen konzentrierte sich auf die Städte Santiago de Chile, Quillota und Valparaíso. Im Laufe der Jahrhunderte vermischten sich die Schwarzen mit den Weißen und Mestizen, so dass heute das afrikanische Element in Chile fast völlig verschwunden ist. Eine Ausnahme bildet die Stadt Arica in der Provinz Tarapacá. Arica wurde 1570 gegründet und gehörte bis 1883 zu Peru. Die Stadt zählte zu den peruanischen Einfuhrzentren für afrikanische Sklaven. Von hier aus wurde auch ein großer Teil der bolivianischen Handelsgüter auf europäische Schiffe verladen. Arica lag mitten in der Wüste und bildete – Dank der hervorragenden Anbaumöglichkeiten von Zuckerrohr und Baumwolle im Azapatal – eine Oase. Die vielen Erdbeben, Piratenüberfälle und der Ausbruch von Malariaepidemien führte dazu, dass viele Weiße die Stadt verließen. So entwickelte sich mit der Zeit eine mehr oder weniger isolierte afro-chilenische Enklave. Chile erklärte sich 1811 als erster Staat in Südamerika gegen die Sklaverei und schaffte sie 1823 endgültig ab. In den vergangenen Jahren suchten Armutsflüchtlinge aus Peru und Bolivien ihr Glück in Chile. Die Wirtschaftskrise in Argentinien zwang auch Argentinier zur Arbeitssuche im Nachbarland. Eine kleine Gruppe von Einwanderern kommt aus Asien, vor allem aus Korea, und lebt im Großraum Santiago.

Sprache

Die Amtssprache ist Spanisch, welches aber wie in vielen anderen lateinamerikanischen Ländern nach dem eigentlichem Namen der Sprache, dem castellano bezeichnet wird. Das in Chile gesprochene castellano ist stark regional gefärbt. So wird zum Beispiel s am Silbenende zu einem für deutsche Ohren schwer zugänglichen (aber im Arabischen häufigen) Hauchlaut. Außerdem werden die einzelnen Wörter gerne kontrahiert, wobei die Wörter ineinander übergehen. Für manche deutsche Ohren klingt das chilenische Spanisch daher genuschelt. Zahlreiche in Chile verwendete Begriffe wurden aus den Sprachen der Einwanderer übernommen (z.B. closet oder kuchen). Unter Freunden, im Familienkreis und selbst mit länger bekannten Arbeitskollegen und -partnern gehören kleine Neckereien zum guten Ton. Die bekannteste indigene Sprache ist Mapudungun der Mapuche in Südchile, daneben sind in Nordchile Quechua und Aymara und auf der Osterinstel Rapa Nui verbreitet. Siehe auch: Indigene Völker Südamerikas

Religion

Staat und Kirche sind seit 1925 strikt getrennt. Die chilenische, römisch-katholische Kirche zählt 11.606.000 Anhänger (75%) und ist die zahlenmäßig stärkste Religionsgemeinschaft des Landes. Die 920 Pfarreien werden in 5 Kirchenprovinzen und 26 Bistümer zusammengefasst. Rund 15% gehören evangelikalen Glaubensgemeinschaften an. Durch den weitverbreiteten pfingstlerischen Einfluss ist der Anteil protestantischer Einwohner in den vergangenen Jahren gestiegen. Andere Glaubensrichtungen sind jüdisch, agnostisch und indianischer Schamanismus, dieser letztere nur von Ureinwohnern vertreten.

Geschichte

Hauptartikel: Geschichte Chiles

Präkolumbische und Kolonialgeschichte

Geschichte Chiles 1541.]] Etwa 13.000 Jahre vor Christi Geburt siedelten die ersten Menschen im heutigen Staatsgebiet Chiles. Später gehörte der Norden Chiles bis zu seiner Eroberung durch die Spanier kurzzeitig zum Inkareich. Im Jahre 1520 entdeckte der Portugiese Ferdinand Magellan während seines Versuches die Erde zu umsegeln die nach ihm benannte Magellanstraße, die an der heutigen Südspitze Chiles liegt. Die nächsten Europäer, die das heutige Chile erreichten, waren Diego de Almagro und seine Gefolgschaft, die 1535 von Peru kommend nach Gold suchten aber von der lokalen Bevölkerung zurückgetrieben wurden. Die erste permanente Siedlung der Europäer war das 1541 durch Pedro de Valdivia gegründete Santiago. Seit 1542 war Chile Bestandteil des spanischen Vizekönigreiches Peru. Da die Spanier wenig Gold- und Silber fanden, war Chile aufgrund seiner abgeschiedenen Lage eher eine wenig beachtete Kolonie für die spanische Krone. Die große Atacamawüste behinderte den direkten Weg nach Peru. Erst später wurde Chile durch landwirtschaftliche Produkte für die anderen spanischen Besitzungen ein wichtiger Versorgungspartner. Chile beherbergte verschiedene Volksgruppen, die lange Zeit fälschlicherweise unter dem Begriff Araucaner subsumiert wurden. Im Süden leisteten die Mapuche in zahlreichen Kriegen erbitterten Widerstand, der als Arauco-Krieg (Guerra de Arauco) bezeichnet wird, und verhinderten, dass die Spanier das Gebiet südlich vom Río Bío Bío unter Kontrolle bringen konnten. Ab 1602 bildete der Río Bío Bío faktisch die Grenze zum Mapuchegebiet. Die Spanier schlossen daraufhin 1647 einen Friedensvertrag mit den Mapuche, der allerdings nicht lange hielt. Die meisten spanischen Rückeroberungsversuche endeten in schweren Niederlagen. Viele Städte wurden kurz nach der Neuerrichtung von Mapuche- und Pehuenchenverbänden überrannt und wieder zerstört. Erst 1883 konnten chilenische und argentinische Truppen die Gebiete endgültig zurückerobern. Neben den indianischen Angriffen behinderten schwere Erdbeben, Tsunamis und Vulkanausbrüche die Entwicklung des Landes. Viele Städte wurden komplett zerstört, wie z.B. Valdivia 1575 und Concepción 1570. Die chilenischen Küstenstädte waren im 16. und 17. Jahrhundert häufigen Angriffen englischer Piraten ausgesetzt. 1609 wurde das Generalkapitanat Chile gegründet, dieses war jedoch abhängig vom Vizekönigreich Peru. 1778 wurde Chile zum eigenständigen Generalkapitanat mit Handelsfreiheit innerhalb des spanischen Königreiches.

Unabhängigkeitskrieg gegen Spanien und Entstehung der Republik

Der Drang nach Unabhängigkeit kam auf, als 1808 Spanien von Napoleons Bruder Joseph regiert wurde. Am 18. September 1810 wurde eine Junta ins Leben gerufen, die Chile im Namen des abgesetzten Königs Ferdinand VII. zu einer autonomen Republik innerhalb des spanischen Königreichs erklärte. Nach dem Spanischen Unabhängigkeitskrieg versuchte Spanien wieder die uneingeschränkte Macht in Chile zu übernehmen. Die Spanier wurden aber in der Schlacht von Chacabuco durch ein chilenisch-argentinisches Heer unter General José de San Martín geschlagen. Am 12. Februar 1818 proklamierte Chile seine Unabhängigkeit von Spanien. In der Schlacht von Maipú am 5. April 1818 brach der spanische Widerstand endgültig zusammen. San Martín verzichtete zugunsten von Bernardo O'Higgins auf das Präsidentenamt und so wurde O'Higgins das erste Staatsoberhaupt Chiles. O'Higgins selbst wurde gestürzt und ging 1823 ins Exil nach Peru. Sein Nachfolger Ramón Freire y Serrano konnte seine politische Macht nicht richtig festigen und wurde von Francisco Antonio Pinto Díaz 1828 gestürzt. Er führte eine liberale Verfassung ein, was den Zorn der Konservativen hervorrief. Am 17. April 1830 stürzte Diego Portales Palazuelos in der Schlacht von Lircay die Regierung. Portales regierte bis August 1831 mit diktatorischen Mitteln. Im Jahre 1833 entstand mit Hilfe Portales eine streng präsidiale Verfassung. Diese stark zentralistische Verfassung gewährte Chile eine lange Zeit der Stabilität (1833 - 1891). Chile wurde zur ökonomisch stärksten Region in Südamerika und vergrößerte sein Territorium in mehreren Kriegen stark. Von 1836-1839 kam es zum Peruanisch-Bolivianischen Konföderationskrieg mit Bolivien und Peru, den die Chilenen gewannen. Diego Portales wurde 2005 spektakulär aus einem unbekannten zugemauertem Hohlraum der Kathedrale von Santiago in einem sehr gutem, einbalsamierten Zustand gefunden. Am 17. September 1865 erklärte Chile Spanien den Krieg (Spanisch-Südamerikanischer Krieg), nachdem Spanien versucht hatte, die peruanische Ex-Kolonie wiederzuerobern. Es kam daraufhin zu den Seegefechten bei Papudo, sowie Abtao vor der Insel Chiloé. Am 5. Dezember 1865 verbündete sich auch Peru mit Chile, um den gemeinsamen Feind zu bekämpfen. Die Spanier beschossen am 31. März 1866 die Stadt Valparaíso massiv. Die spanische Herrschaft war 1866 praktisch beendet. Der Konflikt mit Spanien konnte aber erst in Verträgen von 1871 und 1883 endgültig gelöst werden.

Salpeterkrieg und andere Grenzstreitigkeiten

Im Verlaufe des 19. Jahrhunderts wanderten verstärkt auch nicht-spanische Europäer nach Chile ein, darunter Deutsche, deren Spuren noch heute vor allem im südlichen Mittelteil das Landes zu sehen sind (Valdivia, Osorno, Puerto Montt, Puerto Varas, Frutillar, Puerto Natales). Puerto Natales]] Im Salpeterkrieg, 1879 bis 1883, eroberte Chile Teile der bis dahin zu den Nachbarländern Peru und Bolivien gehörenden Atacamawüste. Dadurch verlor Bolivien seinen freien Zugang zum Pazifik. In den eroberten Gebieten wurden später große Kupfervorkommen gefunden. Chuquicamata, die größte Kupfer-Tagebau-Mine der Welt, befindet sich in diesem Gebiet. 1891 revoltierte die chilenische Marine gegen Präsident José Manuel Balmaceda und es kam zum Bürgerkrieg. In diesem Konfikt starben rund 6000 Menschen. Balmaceda verlor zwei größere Schlachten und beging am 18. September 1891 Selbstmord. Ab 1893 verschärften sich die Grenzprobleme mit Argentinien, nachdem Bolivien einen Teil der Puna de Atacama an Argentinien abgetreten hatte. Diese war seit dem Salpeterkrieg von Chile besetzt. Zwischen Chile und Argentinien kam es zu einem Wettrüsten. Erst der britische König Edward VII. konnte 1902 den Grenzstreit schlichten. Patagonien und Feuerland wurden neu aufgeteilt, davon fielen 54.000 km² an Chile und 40.000 km² an Argentinien. Die Grenzstreitigkeiten mit Bolivien wurden 1905 nur vorläufig beigelegt. Am 16. August 1906 erschütterte ein sehr starkes Erdbeben mit anschließendem Tsunami die Stadt Valparaíso, die fast komplett zerstört wurde, dabei starben rund 20.000 Menschen. Valparaíso

Erster und Zweiter Weltkrieg

Chile blieb im Ersten Weltkrieg neutral, die innenpolitische Lage war aber weiterhin instabil. Präsident Arturo Alessandri Palma, der in Chile ein System der Sozialversicherung eingeführt hatte, wurde 1924 durch einen Militärputsch entmachtet. Bis 1932 regierte Carlos Ibáñez del Campo das Land mit diktatorischen Mitteln. 1932 wurde die verfassungsmäßige Ordnung wiederhergestellt, und die Radikalen erwiesen sich in den folgenden zwanzig Jahren als führende Partei. Die Weltwirtschaftskrise um 1930 traf Chile besonders hart. Die Preise für die wichtigsten Exportgüter Kupfer und Salpeter verfielen zusehends. Ab den 1930er Jahren erfolgte eine langsame Erholung des Landes, die 1938 durch einen Putschversuch der Nationalsozialistischen Bewegung Chiles und das darauffolgende Massaker unterbrochen wurde. 1934 kam es zu einer großen Bauernrebellion in Ranquil. Die Mapuche versuchten Teile ihrer angestammten Gebiete zurückzuerobern. Erst der Einsatz der Armee konnte diesen letzten großen Mapucheaufstand beenden. Nachdem Chile lange Zeit - auch aus Rücksicht auf die zahlreichen deutschstämmigen Chilenen - im Zweiten Weltkrieg neutral geblieben war, beschloss 1944 der Präsident