Fernrohr

[200] Fernrohr, Instrument, welches vermittelst in einem Rohre angebrachter Linsengläser od. Hohlspiegel, deren Achsen in einer geraden Linie liegen, dazu dient, entfernte Gegenstände dem Auge scheinbar näher zu rücken, od. auch solche sichtbar zu machen, die mit bloßen Augen ganz unkennbar bleiben würden. Da Alles hier auf angemessene Stellung der Gläser gegen einander ankommt u. dieses nach Verschiedenheit der Entfernung der Gegenstände, auch für kurz- u. weitsichtige Augen, eine abweichende ist, so muß das Rohr nach Bedürfniß verlängert u. verkürzt werden können. Dies geschieht durch 2 od. mehrere in einander einzuschiebende Röhren, so daß ein langes F., wenn man es beilegt, in einen nur kleinen Raum zusammen geschoben werden kann. Die zuerst beinahe gleichzeitig von holländischen Brillenmachern u. von Galilei erfundenen holländischen u. Galileischen F-e bestanden aber nur aus einem convexen, dem zubeschauenden Gegenstand zugekehrten Glase (Objectivglase, Objectiv), u. einem concaven, dem Auge zugekehrten (Ocularglase, Ocular), die so gestellt werden, daß die Strahlen, welche vom Objectiv herkommen, durch das Ocular aufgefangen werden, ehe sie sich zu einem Bilde vereinigt haben u. zwar, daß die Entfernung des Oculars von dem Brennpunkt des Objectivs nur wenig größer ist, als die Zerstreuungsweite des Hohlglases. Weil aber die spätere Verbesserung des F-s weit Genügenderes gewährte, so ist diese Einrichtung der F-e jetzt ganz aufgegeben u. nur für die von kleinerer Form, Taschenperspective, mit nur 1 Auszug u. Feldstecher, noch beibehalten. Die letzteren sind gewöhnlich mit mehreren, auf einer kleinen Drehscheibe befindlichen Ocularen versehen, mittelst deren man die Stärke der Vergrößerung verändern kann. Diese holländischen F-e haben hauptsächlich den Nachtheil eines sehr kleinen Gesichtsfeldes, welcher mit Nothwendigkeit daraus folgt, daß die aus dem Ocular austretenden Strahlen divergiren. Das Gesichtsfeld ist nur die Mantelfläche eines Kegels, dessen Basis die Pupille ist u. dessen Spitze im Mittelpunkt des Objectivs liegt. Eben deshalb vertragen sie aber auch nur schwache Vergrößerungen, höchstens bis zur 30fachen. Die Vergrößerung eines solchen findet man, indem man die Brennweite des Objectivs durch die Zerstreuungsweite des Oculars dividirt. Jetzt unterscheidet man: A) Katoptrische F-e (Reflectoren), wo ein Spiegel als Objectivglas dient, mehr als Spiegeiteleskope (s.d.) unterschieden; B) Dioptrische F-e (Refractoren), durchsichtige Gläser, wo diese die scheinbare Annäherung od. Vergrößerung der fernen Gesichtsgegenstände bewirken. Sie theilen sich wieder in: a) Astronomische F-e; diese bestehen aus einem erhabenen Objectiv- u. einem, ebenfalls erhabenen Ocularglase, welche um die Summe ihrer Brennweite von einander entfernt sind. Die Vergrößerung derselben ist gleich dem Quotienten aus beiden Brennweiten. Kepler gab es an, der Pater Scheiner aber führte es zuerst für astronomische Beobachtungen ein. In ihm erscheinen alle Gegenstände umgekehrt. Seine Vortheile aber sind, daß es ein größeres Sehfeld hat u. das Auge nicht genau an das Ocularglas angerückt zu sein braucht. Man pflegt jedoch als Ocular nicht eine einfache Convexlinse, sondern ein System zweier, gewöhnlich das Kampanische Ocular anzuwenden. Die dem Objectiv näher stehende von beiden heißt das Collectivglas u. hat den Zweck, mit dem Objectiv gemeinschaftlich ein Bild des Gegenstandes zu Stande zu bringen, das durch das entferntere Ocularglas vergrößert betrachtet wird. Dies Campanische Ocular bietet den Vortheil eines doppelt so großen Gesichtsfeldes bei gleicher Vergrößerung u. beseitigt die bei einfacher Lupe unvermeidliche Farbenzerstreuung. Die Größe des Gesichtsfeldes ist hier gleich der Mantelfläche eines Kegels, dessen Basis das ansehnlich große Collectivglas ist u. dessen Spitze im Mittelpunkt des Objectivs liegt. Man hat die Unvollkommenheit der verkehrten Darstellung der Gegenstände durch Auseinanderrückung der Gläser u. Einsetzung eines zweiten Ocularglases zu heben versucht; aber die Abweichung der Lichtstrahlen wird dann zu groß. Die ideale Linie, durch den Brennpunkt des Ocularglases u. den Mittelpunkt des Objectivglases, heißt Collimationslinie. Um die astronomischen F-e bei Sonnenbeobachtungen zu gebrauchen, legt man durch Rauch geschwärzte Gläser (Dampfgläser) in dieselben. Herschel empfahl dazu 2 sehr dunkelgrüne Gläser, wovon eins mit Rauch angelaufen ist, od. ein dunkelblaues Glas u. ein blaugrünes, durch Rauch geschwärztes. Man bedient sich statt derselben auch des schwarzen Glimmers. Um die für die Betrachtung terrestrischer Gegenstände störende Verkehrung der Bilder zu vermeiden, ist: b) das Erd- F. (zuerst von Anton Maria de Rheita 1665 angegeben) in Gebrauch gekommen, das aus 4 convexen Gläsern besteht, an denen die Brennpunkte des Objectiv- u. des dritten Ocularglases u. die des ersten u. zweiten Ocularglases mit ihren Brennpunkten zusammenfallen. Sie sind als 2 astronomische F-e zu betrachten, von denen das aus den 2 vordern Gläsern gebildete bes. die Vergrößerung bewirkt, das aus den beiden hintern bestehende aber das Bild umkehrt, also wieder recht stellt. Meist kann ein Erd-F. durch Wegnahme von 2 Oculargläsern in ein astronomisches verwandelt werden. Da das Licht durch die 4 Gläser immer etwas geschwächt wird, so gibt jenes auch weniger Helligkeit, als dieses. Man hat neuerdings noch mehrere Verbesserungen an den Erdfernröhren anzubringen gesucht, indem man 5 od. 6 Augengläser einsetzte. Seit Erfindung der Spiegelteleskope aber gewähren sie keinen Vortheil mehr u. sind alle mit Unbequemlichkeiten verbunden. Um bei den F-en alles unordentlich zerstreute Licht abzuhalten, wird entweder auf das Objectivglas eine runde Scheibe (Bedeckung), in der Mitte mit einer runden Öffnung versehen, gelegt, od. an der Vereinigungsstelle beider Brennpunkte oft ein schwarzer, kreis[200] förmiger Ring (Diaphragma, Blendung) angebracht, an dessen Stelle man auch Behufs astronomischer Messungen oft seine Fadenkreuze aus zwei rechtwinkelig einander durchkreuzenden Haaren od. Platinfäden so anbringt, daß die Ebene dieses Kreuzes auf der Achse des F-s senkrecht zu stehen kommt; s. Mikrometer. Die runde Öffnung in der Mitte dieser Blendung (Apertur) macht, je kleiner sie ist, das Bild deutlicher, je größer, desto heller, weshalb auf richtige Größe derselben viel ankommt. Dollond trug bei Gelegenheit eines Streits über Eulers Behauptung, daß die Krystalllinse im Auge wahrscheinlich so zusammengesetzt sei, daß sie das Licht ohne Farbenzerstreuung breche, diese Hypothese auf die Linsengläser über, indem er ein convexes Crownglas u. ein concaves Flintglas (s. b.) so zusammensetzte, daß die Farbenzerstreuung des ersten durch die des zweiten, wie beim achromatischen Prisma, aufgehoben wurde. Oft ist jedoch noch ein drittes Linsenglas nöthig, um die völlige Achromasie des F-s zu erreichen. Guiant, Brenets u. Reichenbach vervollkommneten dies Verfahren sehr u. theilten es als Geheimniß Utzschneider, Fraunhofer u. Andern mit, welche nun zu Benedictbeuren große Glasschmelzen anlegten u. das Glas vollkommener darstellten, als die Engländer es vermochten. Von Guiant hat das Geheimniß Daguet in Solothurn geerbt, der solche Gläser für Optiker gut liefert. Seitdem sind die Linsen aller guter F-e achromatisch, d.i. aus Substanzen zusammengesetzt, die nicht gestatten, daß, wie sonst, das durchfallende Licht in die 7farbigen Strahlen gebrochen werde, wodurch die durch dergleichen durchsichtige Medien betrachteten Körper mit einem farbigen Saume eingefaßt erscheinen. Da jedoch reines Crown- u. Flintglas in großen Stücken schwer zu erhalten ist, so machte man noch andere Versuche, u. Rob. Blair suchte 1791 zuerst aplanatische, d.i. keine Abweichung habende Linsen (u. mithin auch F-e) aus einer, mit Spießglanzbutter u. Salpetersäure versetzten Masse zu verfertigen, um die in den achromatischen Linsen immer noch bemerklichen Farbenspuren völlig zu beseitigen. Besser erreicht man nach neueren Erfahrungen, bes. Barlows, diesen Zweck, wenn man eine hohle, mit Schwefelkohlenstoff gefüllte Linse in der halben Brennweite des Objectivs anbringt, od. 2 Linsen zusammenfügt, deren 4 Oberflächen so gekrümmt sind, daß nicht nur die Farbenzerstreuung, sondern auch die sphärische Abweichung aufgehoben wird. Da aber auch dergleichen aplanatische F-e in größerem Maßstabe zu verfertigen, höchst schwierig ist, so hat auf Littrows Vorschlag, das eigentliche Objectivglas an den F-en blos aus Crownglas zu verfertigen u. zur Aufhebung der Farbenzerstreuung eine Flintglaslinse von viel kleinerem Durchmesser in einiger Entfernung davon anzubringen, Plößl dialytische F-e verfertigt, welche, bei größerer Wohlfeilheit u. Bequemlichkeit, an Achromatismus den besten Dollond'schen gleichkommen.

Für den Gebrauch von F-en ist es ein Vortheil, ja wohl nothwendige Bedingung, daß die zu beschauenden Gegenstände wohl erleuchtet sind, weil mit der Zunahme der Vergrößerung, die sie gewähreu, die Deutlichkeit des Gegenstandes vermindert wird u. derselbe in nur mattem Lichte ganz verschwindet. Die Stärke der Vergrößerung der F-e (Augmentation, Amplification) läßt sich, wie bereits angegeben, aus Größe der Brennweiten der Linsen berechnen, doch kann man sie folgendermaßen unmittelbar messen. Man blickt gleichzeitig mit dem einen Auge durch das F. nach einem entfernten Maßstabe u. mit dem andern unbewaffneten Auge nach demselben; so erhält man zwei sich deckende Bilder von verschiedener Größe u. man kann leicht zählen, wie viele Abtheilungen des kleinen Bildes auf eine Abtheilung des größeren kommen. Bei stärker vergrößernden F-en läßt man die aus dem Ocular tretenden Strahlen auf einen kleinen Sömmeringschen Spiegel fallen u. projicirt hierdurch das Bild des entfernten u. vergrößerten Maßstabes auf einen nahen Maßstab, welchen man gleichzeitig direct betrachtet. Die Güte eines F-s ist aber nicht allein von der Stärke seiner Vergrößerung abhängig, weil bei zunehmender Vergrößerung leicht das auf eine größere Fläche sich vertheilende Licht zu schwach wird, um die Gegenstände deutlich erkennen zu lassen, sondern auch von seiner Helligkeit. Wenn ein F. den Gegenstand nicht vergrößert, wie es bei Fixsternen der Fall ist, so wird man offenbar den Gegenstand so viel mal heller sehen, als die Fläche der Pupille in der Fläche des Objectivglases enthalten ist, weil so viel mal mehr Strahlen dem Auge zugeführt werden. Vergrößert nun aber das F. den Gegenstand, so wird das eingefallene Licht auf eine größere Fläche vertheilt u. die Helligkeit jedes einzelnen Punktes um so viel mal schwächer, als das Quadrat der Vergrößerung beträgt. Ist demnach a der Durchmesser des Objectivglases, b der der Pupille u. m die Vergrößerung, so wird

Fernrohr

die Helligkeit des F-s ausdrücken. Man kann sich aber leicht davon überzeugen, daß dieser Werth nie größer als 1 werden kann. Endlich ist noch von der Vollkommenheit der Gläser od. Spiegel die Klarheit abhängig, mit der die Bilder hervortreten, u. welche um so größer ist, jemehr die sphärische u. chromatische Aberration vermieden ist u. alle unordentlich gebrochenen Strahlen abgehalten sind. Aus allen ergibt sich dann das Maß der sogenannten raumdurchdringenden Kraft des F-s, vermöge welcher man gewissermaßen weiter in die Himmelsräume vordringen kann. Würde z.B. der Sirius 10mal weiter von uns entfernt sein, als er es ist, so würden wir ihn 102 = 100mal schwächer erblicken; ein Fernrohr aber, dessen raumdurchdringende Kraft = 10 wäre, würde ihn dann mit eben der Lichtstärke zeigen, als wir ihn gegenwärtig mit bloßen Augen sehen. Die raumdurchdringenden Kräfte zweier F-e verhalten sich also wie die Quadratwurzeln aus ihren Lichtstärken. Der Ausdruck Kraft eines F. ist von Herschel dem Älteren eingeführt worden. Durch Versuche fand er, daß z.B. ein F. von zwei Fuß Brennweite u. vier Zoll Öffnung eine raumdurchdringende Kraft = 13, ein 10füßiges Spiegelteleskop von 9 Zoll Öffnung eine raumdurchdringende Kraft = 20, der große 40füßige Reflector von 48 Zoll Öffnung eine raumdurchdringende Kraft = 192 habe, die des unbewaffneten Auges = 1 gesetzt. Um mit jedem Auge durch ein F. sehen. zu können, erfand Rheita im 17. Jahrh. das Binocularteleskop (Binoculum), 2 F-e neben einander auf einem Stativ so befestigt, daß man sie nach einem Gegenstand richten u. mit jedem Auge durch eins sehen kann. Sie gewähren ein sehr leb[201] haftes Bild, sind aber unbequem aufzustellen u. daher außer Gebrauch.

Das F. ruht auf einem Fernrohrgestell (Stativ), einer Vorkehrung, um dem F. beim Gebrauch einen festen Stand zu geben; dasselbe besteht wesentlich aus 3 beweglichen Füßen, einem ebenfalls beweglichen Mittelstück, welches, während die Füße ausgebreitet stehen, in perpendiculärer Richtung dem F-e den Stützpunkt gibt, u. einer auf diesem beweglichen Unterlage des F-s, worauf dieses selbst befestigt ist. Zufolge dieser Einrichtung, die nach besonderen Zwecken wieder ihre Eigenthümlichkeiten hat, kann das F. in jeder nöthigen Höhe u. sowohl nach einem verticalen als horizontalen Halbkreis in jede Richtung gebracht u. darin erhalten werden. Eine parallaktische Aufstellung eines F-s nennt man insbesondere eine solche, durch welche es um eine der Weltachse parallele u. eine darauf senkrechte Achse beweglich ist, so daß man mit ihm unmittelbar die Poldistanzen u. die Stundenwinkel der Gestirne messen kann, so wie der um eine verticale u. eine darauf senkrechte Achse bewegliche Höhenkreis die Höhe u. das Azimut messen läßt.

Die F-e sind, wie jetzt sicher nachgewiesen ist, um 1698 in Holland erfunden worden (G. Moll, Onderzoek naar der eerste Uitfinders der Vernkykers, Amst. 1831). Seitdem Galilei durch deren Hülfe 1610 die mediceischen Sterne entdeckte, sind durch dieselben (bis 1857) 44 neue Planeten, 4 Trabantensysteme (das der 4 Jupiters-, der 8 Saturnus-, der 6 Uranus-, der 2 Neptunsmonde), 2 Ringsysteme (um Saturn u. Neptun), die Phasen der Venus, unzählige Kometen, bes. die innern (planetarischen) mit genau berechneten Umlaufszeiten u. Bahnen aufgefunden; ferner der uns beobachtbare Fixsternhimmel mit seinen Tausenden von Nebelflecken, Sternhaufen u. Doppelsternen unendlich erweitert u. die reine Theorie vielfach bestätigt u. fortgebildet worden. Denn während Galilei die Jupiterstrabanten mit 7maliger Vergrößerung entdeckte u. dieselbe nie über 32 steigerte, konnte 170 Jahre später W. Herschel eine 6500malige Vergrößerung anwenden. Solche Steigerung glaubte man Anfangs, da es nur noch Refractoren gab u. die mit der Brechung verbundene Farbenzerstreuung eine stärkere Krümmung der Linsenflächen nicht zuließ, nur auf dem Wege der Vergrößerung des Durchmessers der Objectivgläser u. der Verlängerung der Rohre erreichen zu können, u. so erschienen in den Zeiten von Huyghens, Auzout u. Cassini F-e von 122–300 Fuß Focallänge, welche eine Vergrößerung bis 600 verstatteten. Die Unbequemlichkeit dieser riesigen Längen, die unvermeidliche Krümmung der Röhren u. die Schwierigkeit der Aufstellung setzten weiteren Fortschritten auf diesem Wege bald ein Ziel. Da ermöglichte Dollonds Erfindung der achromatischen F-e 1755 von Neuem bedeutende Fortschritte. Denn wenn ein früheres F. erst bei 200 Fuß Länge eine 320fache Vergrößerung erreichte, so leistet ein achromatisches dasselbe schon bei 7 Fuß. Bald jedoch gewannen durch W. Herschel, der die von Newton erfundenen Spiegelteleskope wesentlich vervollkommnete, diese die Oberhand. Sein erstes F. dieser Art war ein 5füßiger Reflector, durch welchen er bis zu 930maliger Vergrößerung gehen konnte, u. 1781 den Uranus entdeckte. Darauf brachte er noch andere von 10, 15, 20 Fuß zu Stande, mit welchen er 6500fache Vergrößerung erreichte. Endlich verfertigte er das 40füßige Riesenteleskop, dessen Hohlspiegel über 4 Fuß Höhe u. 42 Fuß Umfang hat, womit er Sternnebel erblickte, von denen das Licht nach seiner Schätzung 2 Mill. Jahre braucht, um zu uns zu gelangen, die also 600,000mal weiter von uns entfernt sind, als der nächste bekannte Fixstern (α Centaur). Durch Artigues, der das bisher in größeren Scheiben nicht darstellbare Flintglas lieferte, wurde es den Refractoren nochmals möglich, mit den Reflectoren zu wetteifern, u. Fraunhofer construirte Riesenresractoren, denen er mittels eines Uhrwerks eine parallaktische, den Sternen folgende, Bewegung gab. Wenn nämlich ein solches F. an einem bestimmteu Orte, z.B. auf einer Sternwarte, feststehen bleibt, so gibt man ihm statt eines Stativs mit horizontaler u. verticaler Bewegung jetzt gewöhnlich ein parallaktisches Stativ, das für F-e von bedeutenden Dimensionen u. sehr beträchtlichen Vergrößerungen noch mit einem Uhrwerk versehen ist, um die Beobachtungen sehr bequem u. sicher zu machen, ein Vortheil, dessen die Spiegelteleskope entbehren. Die größten Instrumente sind hiervon die der Dorpater u. Berliner Sternwarte von 9 Par. Zoll Öffnung u. 131/2 Fuß Focalweite, u. die von Merz u. Mahler für Pulkowa u. Cambridge in Nordamerika gefertigten, von denen das letztere 14 Par. Zoll Öffnung u. 21 Fuß Brennweite hat u. mit dem im Oct. 1847 der zweite Neptunsmond entdeckt wurde. Ein Rieseurefractor von 46 Par. Fuß Länge u. 19 Zoll 121/2 Lin. Objectivöffnung, parallaktisch aufgestellt, war 1856 im Parc astronomique de l'institut technomantique in Paris für 160,000 Fr. zu verkaufen; seine Leistungen sind mit denen von Fraunhofer u. von Merz noch nicht verglichen. Die berühmtesten Reflectoren der neuesten Zeit sind der von Lassell, der durch sein Spiegelteleskop von 2 Fuß Öffnung u. 20 Fuß Brennweite im Juli 1847 den ersten Neptunsmond entdeckte, u. der des Lord Rosse in Parsonstown in Irland, dessen Riesenteleskop von 6 engl. Fuß (5, aa Par. Fuß) Öffnung u. 50 engl. Fuß Länge viele bisher unaufgelöste Nebelflecke in Sternschwärme aufgelöst hat u. für die Zukunft die Erwartungen der Astronomen noch aufs Höchste spannt. In neuester Zeit ist die Wirkung der achromatischen F-e durch das Orthoskopische Ocular (s.d.), erfunden von Kellner in Wetzlar, beträchtlich erhöht worden. Bei größeren F-en, welche starke Vergrößerungen besitzen, ist (eben weil die letzteren das Gesichtsfeld sehr verkleinern u. es daher schwer hält, mittelst eines solchen Refractors einen Gegenstand am Himmel unmittelbar leicht aufzufinden) ein kleines F., dem großen parallel, angebracht, welches seiner Bestimmung wegen der Sucher genannt wird. In der neuesten Zeit hat Plößl ein dialytisches F. von 11 Fuß Brennweite u. 101/2 Zoll Objectivöffnung für den Sultan angefertigt, welches Ausgezeichnetes leistet. Man erhält jetzt die vorzüglichsten F-e aller Art aus den optischen Werkstätten von Lerebours u. Sécretan in Paris, von Merz u. Mahler (früher Fraunhofer u. Utzschneider) in München, von Plößl in Wien, von Kellner in Wetzlar; in Bezug auf an astronomischen Winkelmeßwerkzeugen angebrachte F-e auch von Pistor u. Martins in Berlin etc. Ein Verzeichniß der Preise für F-e, die öfters Veränderungen erfahren, findet man für ältere in der Vorrede zu Lalandes Astronomie, für neuere in Schuhmachers Astronomische Nachrichten.[202] Vgl. Euler, Anweisung, alle Arten Fernröhre zu verfertigen, aus dem Franz. von G. S. Klügel, Lpz. 1777; I. H. Tiedemann, Beschreibung der von ihm selbstgefertigten achromatischen Fernröhre etc., Stuttg. 1785; Struve, Beschreibung des großen Refractors zu Dorpat, Dorpat 1825; I. I. Prechtl, Praktische Dioptrik etc., Wien 1828; Jos. Petzwal, Dioptrische Untersuchungen, Pesth 1843; I. A. Grunert, Optische Untersuchungen, Lpz. 1846, 3 Theile; K. Kellner, Das orthoskopische Ocular, Braunschw. 1849.

Quelle:
Pierer's Universal-Lexikon, Band 6. Altenburg 1858, S. 200-203.
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