Vorteile

Die schräge Lage dieser Achse, die Stundenachse oder Rektaszensionsachse genannt wird, bedeutet zwar größeren mechanischen Aufwand, hat aber den Vorteil, das Teleskop den scheinbaren Sternbahnen durch Drehung um lediglich eine der beiden Achsen, die Stundenachse, exakt nachführen zu können.

Die Stundenachse ist bezüglich 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 Nähe des Polarsterns befindet. Die zweite, darauf senkrecht stehende Achse weist zum Himmelsäquator 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.

Die parallaktische (äquatoriale) Montierung erlaubt es, die durch die Erddrehung verursachte scheinbare Bewegung der Gestirne bei der Teleskop-Beobachtung durch eine entsprechende Gegenbewegung um nur eine Achse, die Rektaszensionsachse, zu kompensieren. Man kann so jedes Himmelsobjekt trotz seiner Bewegung genau im Gesichtsfeld des Teleskops halten (Nachführung). Bei anderen Montierungstypen, zum Beispiel der Azimutalmontierung, sind dazu Bewegungen um mindestens zwei Achsen notwendig.

Parallaktische Montierungen können im einfachsten Fall manuell durch eine Feinbewegung an der Rektaszensionsachse nachgeführt werden. Um bei der Astrofotografie lange Belichtungszeiten von mehreren Minuten oder gar Stunden zu ermöglichen, ist es sinnvoll, einen motorischen Antrieb einzusetzen. Dies erfordert ein exaktes Ausrichten der Montierung, zum Beispiel mit Hilfe eines Polsuchers. Schrittmotoren mit entsprechender Steuerung ermöglichen es, das Teleskop auf ein Beobachtungsobjekt zu richten und dieses zu verfolgen. Ohne eine solche Nachführung würde es zu einer Strichspuraufnahme kommen, und die Objekte würden sich aus dem Gesichtsfeld bewegen. Bei ungenügender Ausrichtung des Teleskops auf den Himmelspol kommt es zu einer Bildfelddrehung. Vielfach befinden sich an beiden Achsen Teilkreise, um die Gestirne mit Hilfe der Koordinaten aufzufinden.

Nachteile

Durch die Schrägstellung der beiden Hauptachsen kann das Fernrohr nicht mehr so einfach verstellt werden, wie man es z. B. von einem Fotostativ gewohnt ist. Besonders im Meridian können sich Probleme ergeben: Beim Überschreiten des Südmeridians muss das Teleskop bei einigen Montierungen irgendwann von der West- in die Ostlage umgeschwenkt werden, weil es sonst an der Montierung anschlägt oder seine Höhe und damit die Position des Okulars zu niedrig wird. Das unterbricht eine fortwährende Beobachtung, auch die Belichtung fotografischer Aufnahmen muss abgebrochen werden.

Am Nordmeridian, insbesondere in der Gegend des Pols, ergeben sich ähnliche Probleme, wenn eine bestimmte Position erreicht werden muss. Um ein Objekt, das sich dort in der Nähe 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 häufig in einer nicht mehr erreichbaren Position; es muss dann zusätzlich der Tubus (der Teleskopkörper) in den Rohrschellen verdreht werden.

Parallaktische Montierungsarten und ihre Justierung

Für verschiedene Beobachtungsinstrumente wurden verschiedene Varianten der parallaktischen Montierung entwickelt:

1. Der Archetyp der deutschen Montierung wurde um 1820 von Joseph von Fraunhofer entwickelt. Insbesondere der große Refraktor für 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.
2. Die Gabelmontierung mit Polhöhenwiege eignet sich besonders für kurz bauende Spiegelteleskope wie z. B. das Schmidt-Cassegrain-Teleskop.
3. Bei der englischen Montierung wird die Rektaszensionsachse an zwei Punkten gelagert. Die Deklinationsachse schneidet diese Achse zwischen den beiden Lagerpunkten.
4. Die Rahmenmontierung, auch als englische Rahmenmontierung bezeichnet, wurde für besonders schwere Teleskope entwickelt.
5. Bei der Stützmontierung wird das Teleskop in keiner Richtung durch Teile der Montierung in seinen Bewegungsmöglichkeiten eingeschränkt.

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 benötigen 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 genügt dafür auch ein dünnes Metallrohr, das nach dem Polarstern ausgerichtet wird. Ist der Einbau eines Polsuchers nicht möglich, kann man die Scheiner-Methode zur exakten Justierung heranziehen. Dabei wird beobachtet, ob die Sternbahn im Meridian des Instruments genau horizontal verläuft.

Bei stationären Instrumenten (auf Sternwarten oder früheren Zeitdiensten) werden zur genauen Orientierung der Stundenachse auch Miren verwendet.

Selbstbau-Montierung

Bei etwas handwerklichem Geschick ist auch der Selbstbau einer äquatorialen Montierung möglich. Das rechtsstehende Beispiel für ein 10-cm-Newton-Teleskop hat auch bei leichtem Wind eine Stabilität von rund 5" und erlaubt eine manuelle Nachführung von etwa einer halben Stunde. Für 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.

Die Dobson-Montierung

Die Dobson-Montierung ist eine sehr einfache Form der Azimutal-Montierung und wurde in den 1950er Jahren von John Dobson entwickelt. Der Grund für deren Entwicklung war, dass eine möglichst günstige Montierung für Teleskope mit großer Öffnung entstehen sollte. Für den astrofotografischen Bereich ist diese Form der Montierung nur mit einer Äquatorialplattform geeignet. Kurzzeitbelichtungen an Mond und Planeten (helle Objekte) sind mit Hilfe einer Digitalkamera auch ohne Nachführung möglich. 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 günstigen Preis, der kompakten Bauweise und der vergleichsweise hohen Stabilität. Siehe auch: Dobson-Teleskop.