Die gebräuchlichsten Optiktypen
astronomischer Teleskope Spiegelteleskope Newton Reflektor
Newton Reflektoren sind die einfachsten Spiegeloptiken. Am Rand des Gesichtsfeldes tritt Koma als Bildfehler auf, besonders bei kurzen Brennweiten. Bei Geräten ab F/5 lohnt sich ein Komakorrektor, während er zur Fotografie schon ab f/6 zu erwägen ist.
Langbrennweitige Newton-Teleskope haben gute Eigenschaften bei der Planetenbeobachtung, während kurzbrennweitige Geräte aufgrund ihrer Lichtstärke für DeepSky-Beobachtung und -Fotografie gut geeignet sind. Dobson-Teleskope haben Newton-Optiken. 
Short-Tube Newton (eigentlich Katadioptrisch)
Eine Abwandlung der Newton-Teleskope. Der Hauptspiegel hat die Form eines Kugelausschnitts und keine Parabolform. Dadurch wird eine fest eingebaute Linsenkombination im Okularauszug benötigt. Es handelt sich um einen Jones-Bird-Korrektor, der sich sehr ähnlich wie eine Barlow-Linse verhält. Der Spiegel allein kann nicht sauber abbilden. (Ein Newton hätte einen Parabolspiegel und keinen Kugelspiegel.) Der Korrektor macht aus einem f/5 Spiegel ein f/10-Gerät. Der Korrektor macht die Justierung ohne Hilfsmittel (Laser, Chesire) schwierig. An sich könnten die Geräte gut abbilden, da sie aber allermeist dem Billigsegment entstammen, fehlt den optischen Elementen die nötige Präzision. 
Der Jones-Bird-Korrektor ist in der Abbildung leider falsch als Barlow bezeichnet - eine ungenaue Bezeichnung, die sich oft findet.
Der Begriff katadioptrisch
Dies fasst alle Teleskopoptiken zusammen, die aus einer Kombination von Linsen und Spiegeln aufgebaut sind. Planspiegel und Umlenkspiegel (z.B. Fangspiegel des Newton) werden dabei allerdings nicht betrachtet - sie ändern nur den räumlichen Aufbau der Optik. Bekannte Systeme sind die im folgenden beschriebenen Schmidt-Cassegrains und Maksutov-Cassegrains. Die Schmidt-Kamera, Mangin-Spiegel und auch jene Schiefspiegler-Konstruktionen, die ein Linsenelement zur Korrektur benutzen, sind weniger bekannte Katadiopter. Schmidt-Cassegrain
Schmidt-Cassegrain-Teleskope (SCs) repräsentieren einen weitverbreiteten Optiktyp. Die Optiken haben eine gegenüber Newton-Teleskopen mit gleicher Brennweite deutlich verkürzte Baulänge. Dies allerdings auf Kosten einer recht grossen Abschattung durch den Sekundärpiegel. Da dieser allein von der Schmidtplatte gehalten wird, gibt es keine Beugungsstrahlen. 
Maksutov-Cassegrain
Eine weitere Abwandlung des Cassegrain-Typs ist das Maksutov-System. Die Baulänge ist meist deutlich grösser als bei SCs, dafür aber sind “Maks” langbrennweitiger und kommen mit weniger Obstruktion (Abschattung) aus, weil sie einen deutlich kleineren Fangspiegel haben. Wegen ihrer guten Kontrastleistung eignen sich Maksutov-Teleskope gut zu Planeten- und Doppelsternbeobachtungen, wenn nämlich eine kompakte Bauform gefragt ist. Auch hier gibt es keine Beugungsstrahlen, da der Sekundärspiegel an der Meniskuslinse befestigt wird. Der bekannteste Typ ist der Gregory Mak, bei dem der Sekundärspiegel gleich auf die Meniskuslinse aufgedampft wird. Weitere Designs sind der Rumak und der Simak, bei denen der Sekundärspiegel eine eigene Krümmung hat und entweder extra in den Meniskus eingearbeitet wird, oder mit einer eigenen Fassung am Meniskus befestigt ist. 
Abwandlungen
Die hier vorgestellten Bauarten werden häufig durch Korrekturelemente abgewandelt. Das bekannteste Beispiel ist der üblicherweise im Okularauszug einsetzbare Komakorrektor für Newton-Teleskope. Für die verschiedenen Cassegrain-Varianten gibt es dann noch Bildfeld-Ebnungslinsen und auch Shapley-Linsen zur Brennweiten-Verkürzung.
Bei den Cassegrain-Varianten erfolgt die Scharfeinstellung oftmals über eine sogenannte Hauptspiegelfokussierung. Dabei wird der Hauptspiegel näher an den Fangspiegel geschoben. Diese Methode bietet einerseits einen sehr grossen Einstellbereich, andererseits aber erfordert sie eine genaue Führung des Spiegels. Verkippt der Spiegel während der Bewegung, so nennt man dies Spiegelshifting - wenn es schlimm kommt, bewegen sich dadurch die Objekte bei hoher Vergrösserung ganz aus dem Gesichtsfeld.
Refraktor- (Linsen-) Teleskope
Der wichtigste Vorteil aller Linsenteleskope ist, daß im Strahlengang kein störender Fangspiegel sitzt. Dadurch liefern Refraktoren hervorragende Bildschärfe und Kontrast. Ein weiterer Vorteil ist der geschlossene Tubus, wodurch die Geräte wesentlich unempfindlicher gegen die Luftunruhe beim Temperaturausgleich sind. Sie stellen aber durch ihr hohes Gewicht und die zumindest bei Achromaten große Baulänge deutlich höhere Anforderungen an die Montierung. Ausserdem sind sie bei gleicher Öffnung wesentlich teurer als Spiegelteleskope. Achromat Der achromatische Refraktor ist die klassische Bauform des Linsenteleskops. Das Objektiv, also der Teil, den man als Laie “die Linse” nennt, ist aus zwei Elementen zusammengesetzt und leistet dadurch eine akzeptable Korrektur des sogenannten Farblängsfehlers. Eine einzelne Linse wie man sie in einer Lupe findet, hat unterschiedliche “Schärfepunkte” (Brennweiten) für verschiedenfarbiges Licht. Dadurch entstehen im Bild farbige Säume. Beim Achromaten zeigen Sterne einen blauen oder blauvioletten Saum um ein zitrongelbes Sternpünktchen. Eine Weiterentwicklung stellt der Fraunhofer Achromat (FH) dar. Hier ist zwischen den beiden Linsenelementen ein Luftspalt von exakt definierter Größe, der es ermöglicht, die Randabbildung und bei Objektiven mit großem Öffnungsverhältnis, die Abbildung insgesamt zu verbessern.
Achromaten und FHs liefern bei kleinen Öffnungsverhältnissen die besten Ergebnisse. Welches Öffnungsverhältnis exakt benötigt wird, hängt stark von der Öffnung ab. Ein FH mit 80mm Öffnung ist ab f/15 schön korrigiert, ein FH mit 150mm Öffnung benötigt für eine ähnliche Abbildungsqualität schon f/29. Da dies aber eine extreme Baulänge des Gerätes erfordern würde, werden solche Geräte eher selten hergestellt. Als Faustformel kann man die Öffnungszahl ( 15 bei f/15) durch die Öffnung in Zentimetern teilen. Bei einem Wert um 2 oder größer, ist der Farbfehler kaum zu sehen. Bei Werten größer als 1 ist der Farbfehler erträglich. als Bei kürzeren Brennweiten wird der Farbfehler entsprechend stärker und bewirkt einen Schärfeverlust bei höheren Vergrösserungen. Bei einem Wert unter 0,5 wird der Farbfehler sehr dominant und die Geräte werden von vielen Sternfreunden als nicht mehr akzeptabel empfunden. 
Apochromaten Diese Teleskope haben deutlich weniger Farbsäume als Achromaten. Das wird durch verschiedene, mehr oder weniger effektive Techniken erzielt. So besitzen sogenannte Semi-Apos zumeist eine 3-Elementige Linse. Durch Einsatz von ED oder auch SD-Glas liefern ED-Apochromaten bereits sehr farbreine Bilder. Auch hier gibt es Typen mit 3-Elementiger Frontlinse. Die farbreinste und damit schärfste Abbildung bescheinigt man den Flourid Apochromaten (FL-Apos). Diese erzielen bereits mit 2-Elementigen Linsen bessere Ergebnisse als ED-Apos. Da die Farbkorrektur bei allen Apochromaten höchste Präzision schon bei der Glasherstellung fordert, sind diese um ein vielfaches teurer als Achromaten.
Da beim Apochromaten die störenden Farbsäume fehlen, können kurze Brennweiten, also große Öffnungsverhältnisse von f/8 bis sogar f/4 bei guter Bildqualität realisiert werden. Trotzdem gilt auch für den Apo, dass ein kleineres Öffnungsverhältnis immer besser zu fertigen ist. Die Justage des Objektivs und des Teleskops an sich weist dann mehr Toleranzen auf, was allgemein eben zu besserer Abbildung führt. Ein Objektiv mit ED-Glas kann heute mit 90mm Öffnung und 1000mm Brennweite praktisch perfekt abbilden und wird nur durch den Öffnungsdurchmesser in seinen Möglichkeiten (Detail-Auflösung und Lichtsammelvermögen) beschränkt. 
Abwandlungen
bei Linsenteleskopen kann das Frontelement aus bis zu 4 Linsen bestehen. Ziel dieser Konstruktionen ist nicht immer eine verbesserte Farbkorrektur. Je nach Anwendung kann auch eine zur Vermessung des Bildes geeignete Abbildung sein. Andere Systeme nutzen Korrekturelemente im Okularauszug. Hier gibt es Bildfeldebnungslinsen (“Flattener”)für die Fotografie, aber auch weitere Linsen zur Farbkorrektur.
Öffnungsverhältnis und Material
Das Öffnungsverhältnis ergibt sich aus Brennweite und Linsen- bzw. Spiegeldurchmesser. Ein Teleskop mit f/4 hat eine 4x längere Brennweite als seine Linse / sein Spiegel Durchmesser hat. Also hat ein 100mm Teleskop mit 1000mm Brennweite ein Öffnungsverhältnis von f/10, gesprochen “f zu 10”.
Bei Spiegelteleskopen gibt es inzwischen verschiedene Spiegelmaterialien zur Auswahl. Neben dem Standardmaterial “Plate Glass” oder “Float” fallen Begriffe wie Pyrex, Sitall, Cerodur und noch einige mehr. Wenn ein Spiegel aus der warmen Wohnung in die oftmals 30 Grad kältere Nachtluft verbracht wird, kühlt er von außen nach innen ab. Dabei treten je nach Material Verspannungen und als deren Folge Verformungen auf. Diese Verformungen werden bei höheren Vergrößerungen als Unschärfe bemerkbar. Außerdem steigt vor allem im offenen Tubus (z.B. beim Newton-Teleskop) vom Spiegel erwärmte Luft auf, deren Flimmern das Bild ebenfalls verschlechtert. Ein probates Mittel dagegen ist das Durchmischen und Absaugen der Luft aus dem Tubus, was Selbstbauer mit großen und langsam, sowie vibrationsarm laufenden PC-Lüftern bewerkstelligen.
Die besonderen Spiegelmaterialien haben eine geringe, temperaturabhängige Wärmeausdehnung und weisen daher wenig Verspannung während der Auskühlzeit auf. Bei Materialien wie Borofloat, Pyrex oder Suprax ist die Ausdehnung deutlich geringer als bei Glas wie BK7. Bei Meterialien wie Zerodur oder Sitall ist die Ausdehnung nahezu null. Ab Spiegeldurchmessern von 20 Zentimetern sollte man sich Gedanken über alternative Spiegelmaterialien machen, weil die notwendigen Auskühlzeiten dann zunehmen. Allerdings macht ein teures Spiegelmaterial kaum Sinn, wenn man nicht mit einer aktiven Belüftung gegen die im Tubus aufsteigende Warmluft vorgeht. Solche Warmluft-Strömungen gibt es übrigens auch in geschlossenen Tuben, unter anderem weil die zum Himmel weisende Seite schneller auskühlt, da die Unterseite vom Boden durch Wärmeabstrahlung wärmer gehalten wird. Wer eine Nacht mit Reif auf dem Teleskop erlebt, wird ihn zuerst an der Oberseite finden.
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