Dieser Artikel befasst sich mit der astronomischen Einrichtung, fur die Militar-
Uniform
siehe dort.
Eine
Montierung
ist in der praktischen
Astronomie
sowie der experimentellen Physik eine Befestigung fur ein optisches System mit der Moglichkeit, dieses in seiner Bewegung und Position fein zu justieren und zu steuern. In der Physik kann dies eine Lichtquelle (z. B. Lampe oder
Laser
), eine Anordnung aus Spiegeln oder ein Messinstrument (
Spektrometer
) sein. In der Astronomie soll es folgende Aufgaben erfullen:
- ein Beobachtungsinstrument (meist ein
Teleskop
oder eine Kamera) zu tragen und es auf ein gewunschtes
Himmelsobjekt
zu richten
- die
Erddrehung
zu kompensieren. Die
Nachfuhrung
des Beobachtungsinstruments kann von Hand oder durch einen motorischen Antrieb erfolgen. Das Beobachtungsinstrument bleibt so uber einen langen Zeitraum auf bestimmte
Koordinaten
des Sternhintergrundes gerichtet
- Beobachtungsobjekte, die sich relativ zum Sternhintergrund merklich bewegen, genau zu verfolgen. Dies betrifft
Kometen
,
Planetoiden
und
Erdsatelliten
, kaum hingegen
Mond
und
Planeten
. Hierzu muss die Montierung uber weitere
Antriebe
, eventuell auch
Achsen
verfugen. Die erforderlichen Daten fur die
Computersteuerung
kommen aus einem Programm zur
Bahnbestimmung
.
Bei einfachen Montierungen reduzieren sich die Moglichkeiten auf den ersten und maximal den zweiten Aspekt.
Die
parallaktische Montierung,
auch
aquatoriale Montierung
genannt, ist eine Vorrichtung zum Halten und Bewegen eines Teleskops, bei der, im Gegensatz zu anderen Montierungstypen, eine der Achsen genau parallel zur Erdachse ausgerichtet ist. Diese wird
Stundenachse
oder
Rektaszensionsachse
genannt. Der Vorlaufer der parallaktischen Montierung wurde von
Christoph Grienberger
zwischen 1610 und 1630 entwickelt, um seinem Ordensbruder
Christoph Scheiner
die Beobachtung und das Zeichnen der Sonnenflecken uber einen langere Zeitraum zu erleichtern
[1]
.
Die Stundenachse ist bezuglich des
Horizonts
um den Winkel der
geografischen Breite
des Beobachtungsortes geneigt. Sie weist genau auf den
Himmelspol
, der sich auf der
Nordhalbkugel
der Erde in der Nahe des Polarsterns befindet. Die zweite, darauf senkrecht stehende Achse weist zum
Himmelsaquator
und wird
Deklinationsachse
genannt. An ihr ist das Teleskop und ein Gegengewicht auf eine solche Weise befestigt, dass das Gesamtsystem im mechanischen
Gleichgewicht
ist. Der Drehwinkel des Teleskops um diese zweite Achse entspricht der
Himmelskoordinate
Deklination
des jeweils angezielten Gestirns.
Vielfach befinden sich an beiden Achsen
Teilkreise
, um die Gestirne mit Hilfe der Koordinaten aufzufinden.
Die schrage Lage der Rektaszensionsachse gegenuber dem Erdboden bei der parallaktischen Montierung erlaubt es, die durch die Erddrehung verursachte scheinbare Bewegung der Gestirne, die sogenannten
Sternbahnen
, wahrend der Beobachtung durch eine entsprechende Gegenbewegung um nur
diese eine
Achse zu kompensieren. Man kann so jedes Himmelsobjekt genau im Gesichtsfeld des Teleskops halten
(
Nachfuhrung
).
Bei anderen Montierungstypen, zum Beispiel der
Azimutalmontierung
, sind dazu Bewegungen um mindestens zwei Achsen notwendig.
Parallaktische Montierungen konnen im einfachsten Fall manuell durch eine
Feinbewegung
an der Rektaszensionsachse nachgefuhrt werden. Um bei der
Astrofotografie
lange
Belichtungszeiten
von mehreren Minuten oder gar Stunden zu ermoglichen, ist es sinnvoll, einen motorischen Antrieb einzusetzen. Dies erfordert ein genaues Ausrichten der Montierung entlang der Erdachse, zum Beispiel mit Hilfe eines
Polsuchers
, ansonsten kommt es zu einem Drift in der anderen Achse.
Schrittmotoren
mit entsprechender Steuerung ermoglichen es, das Teleskop auf ein Beobachtungsobjekt zu richten und dieses dann exakt gemaß der Geschwindigkeit der Erddrehung zu verfolgen. Ohne eine solche Nachfuhrung wurde es zu einer
Strichspuraufnahme
kommen und die Objekte wurden sich sogar aus dem
Gesichtsfeld
bewegen. Bei ungenugender Ausrichtung des Teleskops auf den
Himmelspol
kommt es zu einer
Bildfelddrehung
.
Der Aufbau in Form einer parallaktischen Montierung bedeutet mitunter einen großeren mechanischen Aufwand. Durch die Schragstellung der beiden Hauptachsen kann zudem das Fernrohr nicht mehr so einfach verstellt werden, wie man es z. B. von einem
Fotostativ
gewohnt ist. Besonders im
Meridian
konnen sich Probleme ergeben: Beim Uberschreiten des Sudmeridians muss das Teleskop bei einigen Montierungen irgendwann von der West- in die Ostlage umgeschwenkt werden, weil es sonst an der Montierung anschlagt oder seine Hohe und damit die Position des
Okulars
zu niedrig wird. Das unterbricht eine fortwahrende Beobachtung, auch die Belichtung fotografischer Aufnahmen muss abgebrochen werden.
Am Nordmeridian, insbesondere in der Gegend des Pols, ergeben sich ahnliche Probleme, wenn eine bestimmte Position erreicht werden muss. Um ein Objekt, das sich dort in der Nahe des Pols nur wenige Winkelgrad entfernt zu einem anderen befindet, zu erreichen, muss eventuell bereits wieder umgeschwenkt werden. Bei Teleskopen mit seitlichem Einblick wie bei
Newton-Teleskopen
befindet sich der Einblick nach dem Umschwenken haufig in einer nicht mehr erreichbaren Position; es muss dann zusatzlich der Tubus (der Teleskopkorper) in den
Rohrschellen
verdreht werden.
Fur verschiedene Beobachtungsinstrumente wurden verschiedene Varianten der parallaktischen Montierung entwickelt:
- Der Archetyp der
deutschen Montierung
wurde um 1820 von
Joseph von Fraunhofer
entwickelt. Insbesondere der große Refraktor fur die
Sternwarte Dorpat
zeigt alle Merkmale der deutschen Montierung. Das Fernrohr wird senkrecht auf ein Achsenkreuz aus zwei rechtwinkligen Achsen gesetzt, wobei die Stundenachse mechanisch (z. B. Uhrwerksantrieb mit
Fliehkraftregler
) oder mit einem Elektromotor angetrieben wird. Sie ist in der
Amateurastronomie
weit verbreitet.
- Die
Gabelmontierung
mit
Polhohenwiege
eignet sich besonders fur kurz bauende Spiegelteleskope wie z. B. das
Schmidt-Cassegrain-Teleskop
.
- Bei der
englischen Montierung
wird die Rektaszensionsachse an zwei Punkten gelagert. Die Deklinationsachse schneidet diese Achse zwischen den beiden Lagerpunkten.
- Die
Rahmenmontierung
,
auch als englische Rahmenmontierung bezeichnet, wurde fur besonders schwere Teleskope entwickelt.
- Bei der
Stutzmontierung
wird das Teleskop in keiner Richtung durch Teile der Montierung in seinen Bewegungsmoglichkeiten eingeschrankt.
Bei einigen dieser Montierungen befindet sich der
Schwerpunkt
des Teleskops oder Astrografen von vornherein im
Schnittpunkt
der beiden Achsen (
Gabelmontierung, englische Rahmenmontierung
und
Hufeisenmontierung
). Alle anderen Montierungen benotigen Ausgleichs- bzw.
Gegengewichte
, damit auch hier der Schwerpunkt aller beweglichen Teile im Achsenschnittpunkt zu liegen kommt.
Zur korrekten Ausrichtung der deutschen und anderer Montierungen wird bei kleineren mobilen Instrumenten manchmal ein
Polsucher
eingesetzt. Statt eines kleinen Teleskops genugt dafur auch ein dunnes Metallrohr, das nach dem Polarstern ausgerichtet wird. Ist der Einbau eines Polsuchers nicht moglich, kann man die
Scheiner-Methode
zur exakten
Justierung
heranziehen. Dabei wird beobachtet, ob die Sternbahn im Meridian des Instruments genau horizontal verlauft.
Bei stationaren Instrumenten (auf
Sternwarten
oder fruheren Zeitdiensten) werden zur genauen Orientierung der Stundenachse auch
Miren
verwendet.
Bei etwas handwerklichem Geschick ist auch der
Selbstbau
einer aquatorialen Montierung moglich. Das rechtsstehende Beispiel fur ein 10-cm-
Newton-Teleskop
hat auch bei leichtem Wind eine Stabilitat von rund 5" und erlaubt eine manuelle Nachfuhrung von etwa einer halben Stunde. Fur schwerere Montierungen aus Metall hat der Schweizer Astronom
Hans Rohr
sehr gute Konstruktionsunterlagen erstellt. Besonders einfach ist die
?Barndoor“-Montierung
, die im einfachsten Fall aus einer Gewindestange, einem Scharnier und zwei Brettern besteht.
Azimutale
Montierungen, auch
alt-azimutale Montierung
oder
Altazimut
genannt, haben eine vertikale Hauptachse (
Stehachse
), um die sich die gesamte Anlage drehen kann. Das Beobachtungsinstrument selbst lasst sich um eine horizontale Achse zwischen
Horizont
und
Zenit
schwenken. Diese Montierungen sind mechanisch einfacher und tragfahiger. Es muss aber in Kauf genommen werden, dass die Bewegungen um beide Achsen mit standig veranderlichen Geschwindigkeiten erfolgen muss. Außerdem rotiert das Gesichtsfeld des Beobachtungsinstruments. Das heißt, fur die Astrofotografie oder Messgerate am Beobachtungsinstrument muss ebenfalls motorisch gedreht werden. Durch den Einsatz entsprechender Computertechnik konnen diese Steuerungsprobleme jedoch heute gelost werden. Die großten Teleskopanlagen haben azimutale Montierungen.
Auch
Gabelmontierungen
sind azimutal ausgerichtet, konnen aber mit einer
Polhohenwiege
nach- bzw. umgerustet werden und sind dann parallaktisch ausgerichtet.
Es sind auch ?Alt-Alt-Montierungen“ denkbar. Der Name ist abgeleitet von
alt
fur Hohe (engl.:
altitude
). Die Hauptachse liegt horizontal. Das heißt, das Beobachtungsinstrument wird sowohl um diese Achse in der Hohe geschwenkt, als auch um eine zweite, senkrecht zur ersten verlaufenden Achse. Dieser Montierungstyp ist eher von theoretischem Interesse.
Die Dobson-Montierung ist eine sehr einfache Form der Azimutal-Montierung und wurde in den 1950er Jahren von
John Dobson
entwickelt. Der Grund fur deren Entwicklung war, dass eine moglichst gunstige Montierung fur Teleskope mit großer Offnung entstehen sollte. Fur den astrofotografischen Bereich ist diese Form der Montierung nur mit einer Aquatorialplattform geeignet. Kurzzeitbelichtungen an Mond und Planeten (helle Objekte) sind mit Hilfe einer Digitalkamera auch ohne Nachfuhrung moglich. Der nicht fixierte Tubus wird durch die am Okular befestigte Kamera allerdings so kopflastig, dass er mit Hilfe von Gewichten stabilisiert werden muss. Der Hauptvorteil dieser Montierung liegt im gunstigen Preis, der kompakten Bauweise und der vergleichsweise hohen Stabilitat. Siehe auch:
Dobson-Teleskop
.
Die Aquatorialplattform ist eine Platte, auf die ein astronomisches Beobachtungsinstrument mit einer einfachen azimutalen Montierung aufgebaut wird. Die gesamte Plattform ist so gelagert, dass sie eine begrenzte Zeit lang wie eine langsam bewegte Wiege die Erddrehung ausgleichen kann. Aquatorialplattform und azimutale Montierung lassen also fur eine begrenzte Zeit eine Nachfuhrung des Beobachtungsinstruments zu. Eine Bildfelddrehung tritt dabei nicht auf, sodass in der Verbindung mit der Aquatorialplattform auch ein Dobson-Teleskop fur die Astrofotografie geeignet ist.
Die
Hexapod
-Montierung ist als reine Teleskopmontierung kaum in Gebrauch. Die Bewegung des Beobachtungsinstruments ergibt sich nicht durch Drehung um zwei Achsen, sondern durch die Langenveranderung von sechs
Hydraulikzylindern
. Die Anforderungen an die Prazision der langenveranderlichen Elemente ist sehr hoch, verglichen mit dem mechanischen Aufwand fur eine andere Montierungsart.
Die Hexapod-Montierung hat den Vorteil, alle sechs Freiheitsgrade zu besitzen, ist in ihrem Bewegungsbereich aber relativ beschrankt. In herkommlichen Teleskopen kann der Vorteil der Freiheitsgrade nicht genutzt werden. Sie wird daher vor allem zur Aufhangung von
Sekundarspiegeln
in sehr großen Teleskopen eingesetzt.
Ein Prototyp eines astronomischen Hexapod-Teleskops mit einem Hauptspiegeldurchmesser von 150 cm wurde von Krupp in Zusammenarbeit mit der Universitat Bochum entwickelt. Von 1999 bis 2004 wurde es in Bochum ausgiebig getestet. Besonders die Entwicklung einer geeigneten Software erwies sich als kompliziert. Im Sommer 2004 wurde es abgebaut und nach
Chile
zum Cerro Armazones gebracht, einem Teleskopstandort der
Universidad Catolica del Norte
, wo es fur astronomische Beobachtungen durch die Bochumer Institute genutzt werden soll.
- Albert G. Ingalls:
Amateur Telescope Making
.
568 S., Willmann-Bell, 1996.
- H. Ziegler:
Konstruktive Grundlagen des Montierungsbaues,
In:
Astro-Amateur/Fernrohr-Selbstbau.
S. 77?92, Schweizerische Astr. Gesellschaft, Rascher-Verlag, Zurich 1962.
- Wolfgang Schroeder:
Praktische Astronomie fur Sternfreunde.
Anhang (Selbstbau-Montierung). Kosmos-Verlag, Stuttgart 1960.
- ↑
Christoph Scheiner:
Rosa Ursina sive Sol
. 1630,
S.
349
.