mini|Aufbau des ELT, dessen Hauptspiegel einen Durchmesser von 39 m aufweist, Fertigstellung 2025 geplant

Spiegelteleskope sind optische Teleskope, die als Objektiv einen Hohlspiegel besitzen, statt Linsen wie Fernrohre. Die meisten Bauformen verwenden neben diesem Hauptspiegel noch weitere optische Elemente wie Linsen, Umlenk- oder Fangspiegel.

Spiegelteleskope werden in der beobachtenden Astronomie eingesetzt – sowohl visuell als auch fotografisch oder für die Spektroskopie. Sie eignen sich neben Beobachtungen im Bereich des sichtbaren Lichts für einen weiten Bereich des elektromagnetischen Spektrums, vom Ultraviolettvgl. GALEX, ALEXIS und STEREO. Mit ALEXIS und STEREO sind Beobachtung bis 13 bzw. 17 nm möglich: Aufnahme der Sonne bei verschiedenen Wellenlängen im EUV. bis zum fernen Infrarot.

Auf großen Sternwarten werden Spiegelteleskope mit Durchmessern von etwa 2 bis 10 Meter verwendet, auf Forschungssatelliten bis 6,5 Meter. Größere Spiegelteleskope sind im Bau, ein Teleskop mit 39 Meter durchmessenden Hauptspiegel, das ELT und eines mit 24,5 Meter, das Giant Magellan Telescope. Unter den Schul- und Amateurteleskopen sind Spiegelfernrohre die häufigste Bauart, weil sie gegenüber Linsenfernrohren leichter und billiger sind. Sie haben meist Spiegeldurchmesser von 10 bis 30 cm, beim eigenen Spiegelschleifen manchmal auch darüber.

Geschichte des Spiegelteleskops Bereits im 13. Jahrhundert war die vergrößernde Wirkung konkaver Spiegel bekannt und Leonardo da Vinci beschrieb 1512 deren Verwendung zur Beobachtung des Sternenhimmels.L. d. Vinci: , 1512J. Sant: Reflecting on History (engl.). Aber erst 1616, acht Jahre nach der Erfindung des Linsenfernrohrs, baute der Jesuitenpater Nicolaus Zucchius das erste Spiegelteleskop. Es bestand aus einem leicht gekippten Hohlspiegel und einer Zerstreuungslinse, die das Okular bildete und seitlich angeordnet war, damit der Beobachter den Lichteinfall zum Hohlspiegel nicht verdeckt. Wegen der Spiegelkippung hatte das Teleskop jedoch starke Abbildungsfehler. mini|Ein Spiegelteleskop der Firma Carl Zeiss AG (Spiegeldurchmesser 40 cm) wurde 1905 in der Universitäts-Sternwarte in Innsbruck aufgestellt. Im Video erklärt Astronomin Konstanze Zwintz Details. Von den anfangs aus Glas geschliffenen Spiegeln ging man mit größer werdenden Durchmessern bald auf Metallspiegel über, in deren Schlifftechnik es besonders James Short und Wilhelm Herschel zur Meisterschaft brachten. Sie dominierten bis etwa 1900, als bessere Methoden des Glasgusses entwickelt wurden.

Gregory-, Cassegrain- und Newton-Teleskop mini|Strahlengang im Cassegrain-Teleskop In den folgenden Jahren beschäftigten sich unter anderen der Bolognese Cesare CaravaggiCesare Marsili: Un certo Messer Giovanni il quale pretende, doppo la morte d'in Mess. Cesare Caravaggi Bolognese …, Brief, 1626 (ital.)Bartolomeo Imperiali: Il motivo di Vostra Signoria di non aver voluto accettar la riconciliazione del Padre Oratio Grassi …, Brief, 1626 (ital.). sowie die Mathematiker Bonaventura CavalieriBonaventura Cavalieri: Lo specchio ustorio ouero trattato delle settioni coniche, 1632 (ital.) (1632), Marin MersenneMarin Marsenne: Harmonie universelle, S. Cramoisy (Paris), 1636–1637, S. 59–63 (frz.) (N. Zucchius konstruierte 1652 ein Exemplar). (1636) und James GregoryJames Gregory, Optica Promota, Londini, 1663 (lat.) (ins Englische übersetzt von Ian Bruce), gebaut von Robert Hooke 1674, Royal Society. (1663) mit verschiedenen Bauformen zur Konstruktion eines Spiegelteleskops. Die beste Lösung gelang 1672 dem französischen Priester Laurent Cassegrain,Reflexions sur la Description d’une Lunette publièe sous le nom de M. Cassegrain, Journal des sçavans, 1672, S. 98 (frz.). die bis heute als Cassegrain-Teleskop verwendet wird.

mini|Nachbildung des Teleskops von Isaac Newton, 1672; der Spiegel hatte einen Durchmesser von 5 cm. mini|Illustration von der Rezension im Construction d’un telescope par reflexion, de mr. Newton, ayant seize pouces de longueur … (Acta eruditorum, 1741) In den Jahren 1668–1672 entwickelte Isaac Newton ein Teleskop, das mittels eines Hilfsspiegels den Nachteil des gekippten Hauptspiegels vermied, und führte es der Öffentlichkeit vor.Isaac Newton: An Accompt of a New Catadioptrical Telescope Invented by Mr. Newton, … Philosophical Transactions, Royal Society, Vol. 7, 1672, S. 4004–4010.A. Rupert Hall, A. D. C. Simpson: An Account of the Royal Society’s Newton Telescope. Notes and Records of the Royal Society of London Vol. 50, Number 1 / 1996. In der optischen Achse des Hauptspiegels brachte er einen planen Umlenkspiegel an, über den der Beobachter seitlich in das Instrument hineinblicken konnte. Diese Bauart bildete wegen ihres einfachen Aufbaus den Prototyp vieler folgender Teleskope, wobei unter den Gelehrten eine europaweite Diskussion über die Vor- und Nachteile der verschiedenen Systeme stattfand.

mini|Spiegelteleskop „Leviathan“ von 1860; der Metallspiegel hatte einen Durchmesser von 1,83 m. Parabolische Hauptspiegel ergeben im Gegensatz zu sphärisch geformten Hauptspiegeln ein fehlerfreies Bild, wie bereits Gregory postulierte. 1721 gelang es den Brüdern John, Henry und George Hadley, den ungleich schwieriger zu fertigenden parabolischen Hauptspiegel herzustellen.Henry C. King: The History of the Telescope, 2003 (engl.) Auf dieser Grundlage wurden in den nachfolgenden 150 Jahren immer größere Teleskope gebaut, bis hin zu dem 183 cm durchmessenden Leviathan.

Spiegelmaterial, Schliff und Korrekturoptik Die Hauptspiegel wurden bis Mitte des 19. Jahrhunderts aus Spiegelmetall gefertigt. Das hatte neben einem Reflexionsvermögen von anfänglich ca. 60 %E. Hagen, H. Rubens: Das Reflexionsvermögen von Metallen und belegten Glasspiegeln. Annalen der Physik, Bd. 306, 1900, S. 352–375. den Nachteil, dass das Metall mit der Zeit korrodierte, was regelmäßiges Polieren notwendig machte, wodurch die parabolische Form litt und aufwendig wiederhergestellt werden musste. Mit einem Verfahren von Justus Liebig, einen dünnen Silberfilm auf Glas abzuscheiden, entwickelten Léon Foucault und Carl August von Steinheil Spiegel aus Glas mit einer Reflexionsschicht aus Silber, die ein deutlich höheres Reflexionsvermögen besaß und sich leicht erneuern ließ. Foucault entwickelte des Weiteren ein vereinfachtes Verfahren zur Prüfung der Spiegelform, welches die Herstellung der Spiegel deutlich erleichterte.

1905 publizierte Karl Schwarzschild seine Arbeit über Abbildungsfehler höherer Ordnung in Mehrspiegelsystemen und legte damit die Grundlage zu komafreien, aplanatischen Mehrspiegeloptiken. Diese wurden von George Willis Ritchey und Henri Chrétien in dem nach ihnen benannten Ritchey-Chrétien-Teleskop in Cassegrain-Anordnung umgesetztR. N. Wilson, Karl Schwarzschild and Telescope Optics, Reviews in Modern Astronomy, Vol. 7, 1994, S. 1–30, , das nicht nur scharfe Bilder im Zentrum, sondern auch Beobachtungen mit größerem Bildwinkel ermöglicht. Da man sich allerdings zunächst nicht an die schwierig herzustellenden, asphärischen Spiegel des Ritchey-Chrétien-Teleskops bei Großteleskopen wagte, setzte sich diese Konstruktion erst ab den 1960er Jahren durch. Weitere Konstruktionen, die einen teilweise sehr großen Bildwinkel ermöglichten, wurden gefunden: So etwa die von Bernhard Schmidt um 1930 entwickelte Schmidt-Kamera, bei der eine große Korrekturlinse vor dem Spiegel saß. Ende der 1930er entwarf Frank E. Ross für das 2,5-m-Hooker-Teleskop eine Korrekturoptik nahe dem Brennpunkt, die deshalb im Vergleich zum Hauptspiegel deutlich kleiner gebaut war und sich somit auch für größere Spiegeldurchmesser eignete. Diese Konstruktion wurde von Charles G. Wynne weiter verbessert und findet sich, teilweise in abgewandelter Form, auch in vielen modernen Teleskopen.

mini|Selentschuk: 6-m-Primärspiegel (rechts unten) in offener, azimutaler Montierung

Moderne Großteleskope Das Prinzip der aus massiven Glasspiegeln gebauten und parallaktisch montierten Teleskope wurde bis zu einem Spiegeldurchmesser von 5 m (Mount Palomar 1948) erfolgreich beibehalten (siehe auch Hale-Teleskop). Der 1975 am Selentschuk-Observatorium installierte Sechs-Meter-Spiegel BTA-6 zeigte jedoch die Grenzen. Der 42 Tonnen schwere Glasspiegel hatte interne Spannungen und zeigte nach einiger Zeit einen Riss. Um diese Limitierung zu überschreiten, musste der Spiegel dünner und leichter werden. In den 1980er Jahren wurden Verfahren entwickelt, wie man große dünne Glasspiegel auf einem rotierenden Ofen, der direkt die Parabelform erzeugt, und mit stützenden Hohlstrukturen, meist in Wabenform, herstellen konnte.. Mit dieser Technik wurden monolithische Spiegel bis zu 8 m Durchmesser hergestellt wie z. B. für das Very Large Telescope (VLT), das Giant Binocular Telescope (GBT) und viele mehr.

Um zu noch größeren Spiegeldurchmessern vorzudringen, muss der Spiegel aus einzelnen Segmenten zusammengesetzt werden. Voraussetzung dafür sind extrem präzise Halterungen der Spiegel, die die Segmente auf Bruchteile der Lichtwellenlänge zueinander ausrichten bzw. die Verformung der dünnen Spiegel mit der gleichen Genauigkeit verhindern. Wegen der dafür notwendigen aktiven Elemente in der Halterung werden solche Systeme auch als aktive Optik bezeichnet. Mit diesen Techniken gelang es bisher, Teleskope bis etwa zehn Meter Spiegeldurchmesser herzustellen, siehe Keck-Observatorium mit 10 m Spiegeldurchmesser. Im Bau befindet sich momentan (Stand 2024) das Extremely Large Telescope (ELT) mit 39 m Spiegeldurchmesser. Mehrere weitere Teleskope der 30-m-Klasse sind in Planung oder bereits im Bau, wie z. B. das Thirty Meter Telescope (TMT) oder das Giant Magellan Telescope (GMT).

In einer anderen Beziehung war das BTA-6 jedoch richtungsweisend. Wegen des hohen Gewichtes war eine parallaktische Montierung des Teleskops nicht mehr sinnvoll, stattdessen wurde eine mechanisch einfachere azimutale Montierung gewählt. Die zur Ausrichtung und Nachführung des Teleskops auf die betrachtete Himmelsregion erforderliche synchrone Steuerung über mehrere Achsen wurde durch Fortschritte in der Computertechnik möglich. Nachteilig ist die resultierende langsame Drehung des Bildfeldes, die durch einen hochpräzisen, motorisch per Computersteuerung angetriebenen Bildfeld-Derotator ausgeglichen werden muss. Die computergesteuerte Ausrichtung und Bewegung des Fernrohrs in 2 oder 3 Achsen wurde im Folgenden bei allen Großteleskopen übernommen und ist heutzutage auch für kleinere Amateurteleskope als sog. GoTo-Steuerung verfügbar.

Neben diesen häufig verwendeten Bauweisen wurden weitere Konstruktionen für Sonderzwecke entwickelt, beispielsweise: die Schmidt-Kamera und die Baker-Nunn-Kamera, um einen möglichst großen Himmelsbereich beobachten zu können; das Hubble-Weltraumteleskop, für Beobachtungen ungestört von der Atmosphäre. Für Spektrometrie werden Großteleskope (Hobby-Eberly-Teleskop, Southern African Large Telescope) wieder mit sphärischem Hauptspiegel ausgestattet, der sich zudem nur um eine Achse drehen lässt und segmentiert ist. Das erlaubt eine sehr kostengünstige Errichtung, bzw. bei gegebenem Budget eine größere Spiegelfläche zu erzielen. Die Abbildungsfehler werden hier durch weitere, aber deutlich kleinere und günstigere Spiegel ausgeglichen.

Bestandteile Optische Elemente mini|Der segmentierte Hauptspiegel des Southern African Large Telescope mini|Flüssiger Spiegel aus Quecksilber (Large Zenith Telescope mit 6 m Durchmesser)