06 Messtechnik - Teil 2/Aufbau diverser Interferometer
F300 * Differenzierte Preisliste für Optik-Tests
Vorbemerkung
Bei der Beurteilung eines opt. Systems über einen Optik-Test ist von entscheidender Bedeutung, wofür ein System entworfen wurde.
Man kann also zunächst visuell konzipierte Optiken von fotografisch genutzen Optiken unterscheiden. Während die visuell genutzen
Systeme prinzipiell auf der opt. Achse getestet werden, und dort perfekt sein sollten, interessiert bei fotografischen Systemen in
erster Linie die Abbildung im Bildfeld besonders auch im Zusammenhang mit der Auflösung des verwendeten Kamera-Sensors. Daher
zieht man bei letztgenannten Systemen häufig Spotdfiagramme oder reale Astro-Fotos als Qualitätsbeweis heran.
Bei Linsen-Systemen interessiert (visuell) unter anderem die Farbsituation, bei fotografischen Systemen eher weniger.
Bei fotografischen Systemen kann man die Abbildung im Bildfeld incl. Vigniettierung näher untersuchen.
Bei einem visuell genutzen Newton-System werden Haupt- und Fangspiegel getrennt zertifiziert, also nicht im System.
RC- und SC-Systeme bzw. mit ihnen verwandte Systeme werden hingegen wieder in Autokollimation gegen einen Planspiegel geprüft.
Aus dem vorherigen ergibt sich, daß eine einseitige Beurteilung nur über den Strehlwert zu einer sehr einseitigen Beurteilung
führt. Dieser Wert wird prinzipiell immer nur über Interferogramme exakt auf der opt. Achse ermittelt, also nicht im Bildfeld.
Auch einzelne Fehler wie Astigmatismus, Koma und Sphärische Aberration sollte einer differenzierten Beurteilung unterzogen
werden.
Einzelpreis 50.- Euro
01. Zu den traditionellen qualitativen Tests zählen der
- Artificial Sky Test
- Sterntest
- Foucault-Test, erweitert im Lyot-Test
- der Ronchi-Gitter-Test
Einzelpreis 75.- Euro
02. Ein quantitativer Test-Report mit RMS- und Strehl-Bestimmung wird über ein Interferogramm mit dem Bath-Interferometer
realisiert bei 532 nm wave, wahlweise 650 nm wave. Über die Auswertung mit Atmos Fringe wird ein Testreport erstellt, wie im
folgenden Bild zu sehen:
Einzelpreis 100.- Euro
03. Die Kombination aus qualitativen Tests (Nr. 01) und dem quantivativen Interferometer-Test (Nr. 02) reduziert den Gesamtbetrag
auf nur noch 100.- Euro, als Gesamtpaket aus qualitativen und quantitativen Tests. Dazu zählen alle RC- und SC-Systeme.
Einzelpreis 50.- Euro
04. Bei Linsensystemen, Zwei- Drei- oder Viellinser und Petzval-Systemen kann man die Farbsituation ermitteln, also den Farblängs-
fehler auf der opt. Achse und damit zugleich den Rest-Chromasie-Indexwert. Dies wird über Farb-Interferogramme ermittelt bei den
Wellenlängen 486.1 nm wave (F), 546.1 nm wave (e), 587.6 nm wave (d) und 656.3 nm wave (C)
Einzelpreis 100.- Euro
05. Bei einem Newton-System wird der Hauptspiegel in einem Zwei-Schritt-Verfahren getrennt vom ellipt. Fangspiegel getestet (75.- Euro)
Da der Fangspiegel die opt. Qualität des HS ruinieren kann, wird für beide Spiegel um gesamt 100.- Euro gebeten.
Einzelpreis 100.- Euro
06. Einen Planspiegels bis max. 400 mm Durchmesser kann man gegen einen gleichgroßen Kugelspiegel prüfen und sowohl qualitativ
wie quantitativ untersuchen mit den entsprechenden Dokumenten.
Einzelpreis 50.- Euro
06. Für die Astrofotografie wichtig ist die genaue Position des Reducers oder des Flatteners , sowie der Nachweis der Abbildung
im Bildfeld zusammen mit der Vignettierung, besonders bei Kombi-Systemen.
Einzelpreis 25.- Euro
07. Bei SC-und RC- Systemen bitte ich für die vorherige Justage um zusätzliche 25.- Euro. Wenn zusätzliche Optimierungs-Arbeiten
Wie bei Zwei- oder Dreilinsern erforderlich sind, ergibt sich ein höherer Betrag von mindestens 50.- bis 100.- Euro, je nach Arbeitsaufwand.
Die Kombination der Einzelpreise in einem Gesamtpaket ist im Regelfall etwas preisgünstiger.
Spezial-Aufträge bitte vorher anfragen.
E100 * Nach drei Jahren "flaue" Abbildung entdeckt
Nach drei Jahren bemerkt dieser Sternfreund, daß die Abbildung seines Newtons Zit. "flau" ist:
Zit "Aus beruflichen Gründen hatte ich in letzter Zeit nicht oft die Gelegenheit zu Beobachten. Wenn ich doch Zeit hatte, war das Seeing
meist nur mäßig. Ich stelle aber nun fest, daß auch bei ausgezeichnetem Seeing jenseits von etwa 150-facher Vergrößerung die Abbildung
flau ist."
Dieser Zeitgenosse bemüht also nicht nur den Händler per Email, sondern mich gleich mit, obwohl er nie Kontakt zu mir hatte und verlangte
naßforsch die Herausgabe meiner sämtlichen Testunterlagen - er habe sich doch jetzt ein wenig mit dem Testen von Optiken befaßt. Und
so wandte er sich hilfesuchend auch an die Experten von A.de in folgendem Thread:
http://forum.astronomie.de/phpapps/ubbthreads/ubbthreads.php/ubb/showflat/Number/1297120/gonew/1/Interferogramm_16_Zoll_GSO
Worauf ich - man möge mir verzeihen - meine Unterstützung einstellte. Und da man mir eine sachgerechte Diskussion auf A.de verwehrt,
verliere ich hier ein paar Anmerkungen dazu.
Zum Verständnis der Situation darf ich um die Lektüre der folgenden beiden Links bitten:
- Testverfahren eines Newtonspiegels in zwei Schritten
http://r2.astro-foren.com/index.php/de/11-beitraege/03-newton-systeme-und-verwandte-fragen/746-c090-testing-mirrors-in-two-steps
- wie funktioniert der Roß-Null-Test
http://r2.astro-foren.com/index.php/de/14-beitraege/06-messtechnik-teil-2-aufbau-diverser-interferometer/749-f079a-das-spiel-mit-dem-abstand
Eine sachdienliche Diskussion wäre auf astro-foren.de möglich, bzw. auch am Ende z.B. diesen Berichtes, solange dieser Zeitgenosse
an einer Diskussion interessiert ist, dazu wäre er hier herzlich eingeladen.
F089-01 Wie interpretiert man Test-Ergebnisse - für eine Erweiterung des Blickwinkels
oben
quantitative Tests, qualitative Einzel-Tests, Merkmale Testreport, - Erfahrungen mit dem Bath-Interferometer,
Teleskope durchlaufen bei einem Test qualitative Verfahren wie Foucault, Ronchi, Lyot und unterschiedliche Sterntests. Damit unter-
sucht man a) die handwerkliche Ausführung eines opt. Systems wie Korrektur, Zentrierung, Astigmatismus, Streulicht, Kollimierung
im Tubus etc. [http://rohr.aiax.de/hp_new/index.php] Menue Prüfverfahren. Will man jedoch eine Vergleichszahl wie Strehl, oder die
Angabe der drei wichtigstens Fehler in PV oder RMS ermitteln, braucht man ein quantitatives Verfahren, wie es Interferogramme dar-
stellen, die man als die Höhen-Linien einer Wellenfront-Fläche auffassen und auswerten kann.
Je nach System (Spiegel- oder Linsen-Systeme) und vor allem je nach Anwendung eines Systems muß man unterscheiden zwischen
- visueller Anwendung vorwiegen auf der opt. Achse und
- fotografischer Anwendung vor allem in den Ecken des Bildfeldes, für die eine Strehlangabe unüblich ist.
-Start- 
Besonders auf bestimmten Astronomie-Foren werden die quantitativen Testverfahren in ihrer Bedeutung weit überschätzt, obwohl sie doch
außer einer "nackten" Strehlzahl weiter nichts über die Qualität einer Optik aussagen können. Hier outen sich in der Regel fachfremde
Personen, denen der Hintergrund einer fundierten Optik-Ausbildung fehlt. Diese Klientel liefert dann Beiträge ab, die man eigentlich mehr
auf Facebook oder Twitter erwarten könnte, aber nicht in einem Fachforum für Astronomie. Quantitative Testverfahren werden also
gemeinhin in ihrem Informationsgehalt überschätzt. Siehe auch Verfahren von Roddier
Die folgende Auswertung eines Interferogrammes gehört zu einem GSO 12" RC und bezieht sich hinsichtlich Strehlwert auf die opt. Achse
nicht auf die Situation im Bildfeld. Hier liefert selbst ein hoher Strehlwert für das Bildfeld nur unzureichende Informationen, weil in der
Regel der Kamera-Sensor eine um den Faktor 2-3 niedrigere Auflösung hat, und optische Fehler bis zu einer bestimmten Größe deshalb
verschwinden. Deshalb ist hier die Größe der drei wichtigsten Fehler sinnvoller, als ein hoher Strehl. Fotografische Systeme sollte man
deshalb nicht unbedingt für visuelle Beobachtung verwenden !!! ;
Der Strehlwert errechnet sich aus dem RMS-Wert und ist damit nur eine andere Darstellungsform. Beide Werte sind wenig anschaulich.
Differenziert man jedoch in die wichtigsten Einzelfehler einer Optik, dann läßt sich die Auswirkung aber auch die Ursache dieser Fehler
besser einschätzen. Eine informative Übersicht zu den Begriffen PV, RMS und Strehl findet man auch hier.
Abbildungsfehler Astigmatismus zieht den Strehlwert enorm nach unten. Wahrnehmbar ist er jedoch erst bei ca. PV L/4 und größer und
dann bei hoher Vergrößerung. Bei der Astrofotografie verschwindet dieser Fehler in der niedrigeren Auflösung des Kamera-Sensors. Wenn
Linsen-Systeme Astigmatismus zeigen, dann ist oft eine zu enge Linsenfassung die Ursache. Bei Spiegelsystemen kann die verspannte
Lagerung von Haupt- oder Sekundärspiegel die Ursache sein, bei RC-Systemen ist oftmals die mangelnde HS-Justage der Grund. Man sollte
deshalb einen geringen Rest-Astigmatismus nicht überbewerten.
Abbildungsfehler Koma ist ein Justage oder Zentrierproblem. Bei Linsen-Teleskopen führt die Verkippung von Einzellinsen zur sog. Achs-
koma. Bei katadioptrische Spiegel-/Linsensysteme führt auch eine Dezentrierung einzelner Bauteile zu Koma-Bildern. (Schmidt-Cassegrain,
Maksutov, RC-Systeme und weitere hier genannte Systeme.) Da diese Systeme häufig von ihren Benutzern justiert werden, variiert natürlich
auch der Strehlwert, weil er nach einer erfolgten Justage koma-mäßig jedes Mal anders ausfällt, also gewissermaß variabel ist. Bei einem
Newton-Spiegel wird dieser Wert deaktiviert, weil ein Newton-Spiegel auf der Achse keine Koma haben kann. Bei SC-Systemen deaktiviere
ich die Koma ebenfalls, weil sie im Wesentlichen über eine optimale Justage auf Null gebracht werden kann und damit nicht ins Gewicht fällt.
Wer jedoch mit der Goldwaage den Strehlwert beurteilen möchte, der wird dieser Argumentation nicht folgen wollen.
Abbildungsfehler Spherical oder sphärische Aberration bedeutet die Über- oder Unter-korrektur eines optischen Systems. Für diesen Fall
gibt es keinen Brennpunkt, sondern eine Brennlinie, weil jede Zone der Optik einen anderen Brenpunkt hätte, die auf einer Brennlinie liegen.
Die Über- bzw. Unter-Korrektur verlagert die Lichtenergie besonders in den 1. Beugungsring. Da dies aber auch bei obstruierten Systemen
der Fall ist, lassen sich beide Effekte kaum voneinander trennen und wäre nur visuell von Bedeutung. Da ist dann ein guter Refraktor
die bessere Wahl und der sollte dann richtig korrigiert sein für die Hauptfarbe Grün = 550 nm wave. Im längeren Spektrum wäre dieser
dann ohnehin unterkorrigiert, im kürzeren dafür dann überkorrigiert.
Eine Übersicht zu ganz unterschiedlichen Fragen der Optik findet man hier: man hier: 
-Start-
Eine Zusammenstellung gebräuchlicher qualitativer Testverfahren findet man hier im Menue Prüfverfahren. Dort sind die genannten
Tests kurz beschrieben: 
Der Sterntest: Dabei ist der Sterntest ein durchaus universeller Qualitäts-Test, der über die opt. Qualität einiges verraten kann. Man sollte
ihn jedoch nicht überbewerten. Nach dem Verfahren von Roddier kann man aus dem Vergleich von intra- und extrafokalen Sternbildern
einen Strehlwert ermitteln. Das geht jedoch nur am Himmel selbst mit der entsprechenden Software. Besonders extrafokale Sternscheib-
chen verraten beim Sterntest auch die Polier-Situation, die Zonenfehler und Schlierenfehler bei SC-Systemen. Bei sehr hohen Vergröße-
rungen führt die Erweiterung über den Artificial Sky-Test zu einem guten Übersichts-Test, der nicht nur die drei wichtigsten opt. Fehler
darstellen kann, sondern auch noch einiges zum Streulicht aussagen kann. Am Himmel ist der Sterntest Seeing-abhängig und deshalb
auch schwer zu deuten. Der Sterntest zeigt außerhalb vom Fokus Über- oder Unterkorrektur, deutliche Zonenfehler und Schlierenfehler,
im Fokus selbst Rest- Astigmatismus, für Strehlabschätzung eher zu ungenau, bei Refraktoren einen möglichen Farblängsfehler über
einen Farbsaum. 
Der Artificial Sky Test ist prinzipiell ein Sterntest, jedoch mit vielen 3-5 Mikron großen Pinholes. Bei Höchstvergrößerung mit einem
2 mm Okular werden in einer Art Übersicht Astigmatismus, Koma, Spherical bzw. Über- und Unterkorrektur sichtbar. Auch Streulicht läßt
sich damit gut diagnostizieren. Siehe hier eine Übersicht. Dieser C14-Vergleich zeigt sehr deutlich die fragwürdige Qualität dieser
großen Schmidt-Cassegrain-Systeme. Bild A wäre mit einem Astigmatismus in der Gegend von PV L/4 noch eines der besseren Systeme.
Man erkennt diesen an der kreuzförmigen Abbildung im Fokus. Bei Bild G stimmt die Zentrierung des Sekundärspiegels nicht. Bild E
hat einen massiven Astigmatismus, der über die HS-Lagerung verursacht sein könnte. Bei Bild C liegt ein dreieckiger Astigmatismus
vor, möglicherweise über die Sekundär-Spiegel-Lagerung verursacht. Diese Übersichts-Bildern zeigen bereits sehr deutlich Fehler, die
über weitere spezifische Test erhärtet werden können. Hier eine andere Übersicht mit besseren Ergebnissen. 
Der Foucault-Test ist ein ziemlich aussagekräftiger Universal-Test. Als Lichtquelle ist ein Lichtspalt wegen seiner größeren Helligkeit
(ca. 10µ Spaltbreite) die bessere Wahl. Der Abstand zwischen Lichtquelle und Abbildung derselben im Fokus sollte möglichst nahe der optischen
Achse sein, weil bei z.B. bei F/4 Öffnungsverhältnissen und größer Astigmatismus eingeführt werden kann. Bei einem Refraktor zeigt dieser
Test die Farbreinheit des Systems. Mit diesem Test sieht man, Über- und Unterektur, Zonen, abgesunkene Kante und andere irreguläte Fehler,
z.B. Schlieren etc. An diesem Test sieht man sofort, ob man es mit einer hochwertigen Optik zu tun hat. Als qantitativer Test erfaßt er
er bei Newton-Spiegeln jedoch nur das Profil nicht die Fläche, sodaß Aussagen zu Astigmatismus "unterdrückt" werden. Dieser
Test zeigt aber die "Landschaft" der Wellenfront mit hoher Genauigkeit bis PV L/40 und ist damit genauer als die üblichen Interferogramme,
allerdings nur qualitativ. 
Auch über dem Ronchi-Test erhält man eine Reihe weiterer Informationen: Die wichtigste wäre die Sphärische Aberration (Über- bzw.
Unterkorrektur) eines opt. Systems. Daneben sieht man Zonen und abfallende Kanten, Koma-Effekt und Astigmatismus und erhält zuletzt
über die Beugungs-Linien zwischen den dunklen Streifen eine Information, wie störungsfrei eine Politur gelungen ist, bzw. wie groß
das Streulicht in einem System ist. GSO-Spiegel unterscheiden sich in dieser Hinsicht deutlich von den hochwertigen Zambuto-Spiegeln.
Als Lichtquelle sollte man unbedingt den viel helleren Lichtspalt 10µ benutzen und überprüfen, ob die Gitter-Linien parallel zum Licht-
Spalt ausgerichtet sind. Am Himmel sollte die Gitterkonstante mindestens 10 LinienPaare/mm sein, sonst werden bestimmte Fehler
eher kaschiert. Weitere Quellen: Link01, Link02 , Link03 , Link04 ,
Der Lyot-Rauhheits-Test hat Ähnlichkeit mit dem Foucault-Test. Von einem Newton-Spiegel wird zweierlei Licht zurückgeworfen:
- das direekte Licht über das Rotations-Paraboloid und davon überlagert
- das Streulicht, wie es von einer rauhen Oberfläche erzeugt wird
Das Streulicht ist in der Intensität um einiges schwächer, sodaß das direkte Licht über einen dünnen Strich-Filter eines halbdurch-
lässigen Mediums wie eine Ruß-Filter-Linie gedämpft werden muß. Dadurch wird die Struktur besser sichtbar, die das Streulicht
verursacht. Das geschieht wie beim Foucault-Test durch Einschieben der Filter-Linie in den Lichtkegel. Überzeugende Versuche,
die Rauhheit zu quantifizieren, gibt es im Amateur-Bereich nicht. Das hängt auch damit zusammen, daß sich die Rauhheit über
mehrere Größeneinheiten erstreckt, also nicht nur im mm^2 Bereich wie in der Industrie, sondern auch im cm^2 Bereich. Man
müßte also über mehrere Größen-Einheiten Sollwerte festlegen. Trotzdem ist dieser Test für Spiegelsysteme ein gutes Kriterium,
mit welcher Qualität man es jeweils zu tun hat. In der Hauptsache leidet der Kontrast bei diesen Systemen, weil der Streulicht-
anteil entsprechend höher und den Bildhintergrund aufhellt. Bei einem Refraktor ist der Lyot-Test weniger bedeutend, weil die
Genauigkeit von brechenden Flächen geringer sein kann, wie bei Spiegeln mit reflektierenden Flächen. Und selbst da gibt es noch
einen großen Unterschied zwischen sphärischen Flächen (Maksutov) die prinzipiell glatter sind, als die Rauhheit von retouchierten
Flächen zum Beispiel bei RC-Systemen (Hyperbeln) und SC-Systemen (Schmidtplatte). Es läuft bei diesem Test auf einen qualita-
tiven Vergleich hinaus, zwischen unterschiedlichen Systemen, mehr nicht. Eine Quantifizierung ist aus mehreren Gründen sin-
los und kaum miteinander vergleichbar. Eine Reihe weiterer Links, die sich mit diesem Test befassen:
astrosurf.com Le contraste de phase, E055 Lyot Test with soot filter, Measurement of Surface Quality,
Foucault-Lyot-Rauhheitstest, C003 Newton-Spiegel im Lyot-Rauhheitstest, E049 Spiegel-Rauhheit im Vergleich,
F054B Microrauhheit und deren Messung, http://rohr.aiax.de/4-MeasurementOfSurfaceQuality.pdf , mein eigener Testaufbau
-Start-
Für unterschiedliche optische Systeme gibt es jeweils unterschiedliche optische Tests. Ein Newton-Spiegel wird anders geprüft, als
ein SC-System, ein visuell genutzes Fernrohr anders, als eine Astro-Kamera. Analog zu diesen Unterschieden sind jeweils andere
Kriterien für eine Beurteilung sinnvoll. Eine generelle Strehl-Diskussion verbietet sich deshalb.
Bei einem Newton-Fernrohr wird nicht das ganze System aus HS und FS geprüft, sondern beide Komponenten getrennt und auch der
Hauptspiegel besser in einem Mehrstufenverfahren. C090 * Testing mirrors in two steps,
Bei einem Refraktor werden die Licht-"Strahlen" gebrochen, nicht reflektiert und so kommt als zusätzliches Kriterium die Farb-
Reinheit hinzu die zu der bekannten Einteilung Zweilinser/FH-Objektiv oder Halb-APO und Triplett/APO bzw. Super-APO führt.
Hier wird das Objektiv immer vor einem Planspiegel (in Autokollimation) geprüft oder gleich am Himmel. Es sind jeweils Systeme
ohne Obstruktion und die Abbildung aus mehreren Gründen kontrast-reicher.
Bei den Spiegel-Linsen-Systemen wird immer das Gesamtsystem gegen einen Planspiegel geprüft, wobei die Maksutov-Teleskope
oft eine sehr gute Abbildung haben der sphärischen Flächen wegen. Hier kommt als Kriterium a) die Größe der Obstruktion und
b) die Rauhheit der Flächen durch die notwendige Retouche ins Spiel. Alle die bisher genannten Systeme werden vorwiegend auf
der optischen Achse geprüft und gerade NICHT im Bildfeld des opt. Systems.
Völlig anders verhält es sich bei fotografischen Systemen, also Petzval-Systeme, RC-Systeme oder Refraktor+Flattener/Reduzer.
Hier gibt es üblicherweise keinen Strehlwert, die über die Abbildungs-Qualität im Bildfeld Auskunft geben könnte. Hier wird ent-
weder als Beweis ein gerechnetes Spot-Diagramm vom Designer herangezogen, eine Feldaufnahme am Himmel selbst, oder die
Ergebnisse des Artificial Sky Testes, über den man die Abbildung in verschiedenen Bildfeld-Winkeln darstellen kann. Man könnte
zwar parallel dazu eine Strehlauswertung erstellen, hat aber keine vergleichbar Strehlzahl für diesen Sachverhalt, weil es unüblich
ist. 
-Start-
F037 Certifikate im Vergleich
Certifikate können höchst unterschiedlich sein, offenbar weil es keine Norm gibt, welche Merkmale ein Certifikat/Testreport haben sollte.
Jeder Hersteller überlegt sich offenbar genau, welche Information er herausgeben will oder nicht. Auch deswegen, weil der Endkunde
in der Regel die Daten kaum richtig interpretieren kann. Trotzdem sollte man bei einem Testreport einige Daten finden können:
- das Datum des Testreports und wer ihn erstellt hat und Stempel mit Unterschrift
- optional das Meßverfahren mit Angabe des Interferometers und des Testaufbaues
- Angabe der Optik mit Nummer
- die Licht-Wellenlänge, in der das Interferogramm erzeugt worden war. (früher 632.8 nm wave /rot, mittlerweile 532 nm wave/grün)
- der PV-Wert der Wellenfrot, der RMS-Wert und daraus umgerechnet der Strehl-Wert
- eine 3D-Wellenfront-Darstellung, optional eine PSF-Darstellung
Oft fehlen einige der gerade aufgelisteten Merkmale. Die Gestaltung ist offenbar ebenfalls nicht festgelegt: Beispiel Zeiss
Die Basis für eine quantitative Auswertung ist in der Regel ein Interferogramm, das mit einem Bath-Interferometer oder einem der
unterschiedlichen Interferometer auf der opt. Achse/nicht im Bildfeld erstellt worden war. Bereits hier beginnt die Unschärfe der
Strehlauswertung. Zur Auswertung sollten die schwarzen Linien möglichst dünn sein, sodaß im vorliegenden Beispiel eine mehr-
malige Auswertung ein und desselben Interferogrammes zu etwas verschiedenen Ergebnissen führt. Auch ein Average-Verfahren
bzw. die Auswertung von mehreren verschiedenen Interferogrammen führt nicht zum Ziel, nachdem Seeing-Probleme im Test-Auf-
bau selbst die IGramme variieren können.
Schließlich ist ein solches Interferogramm immer die Gesamtsumme aller Fehler aus dem Testaufbau, sodaß vom erzielten Gesamt-
strehl eigentlich immer die Fehler der Lagerung und der Hilfsoptik abgezogen werden müßten. Damit entsteht eine "Unschärfe" in
der Strehlauswertung, sodaß ein Strehlwert bis auf die 3.Stelle nach dem Komma eher fragwürdig erscheint. Die normale Unschärfe
liegt bei ca. 1-2 Strehl-Punkte, also z.B. zwischen 0.99 bis 0.97 Strehl. (Die Auswertung beruht darauf, daß die Interferenz-Linien als
Höhenlinien einer Wellenfront-Fläche nachgezeichnet werden und in PV-, RMS/Strehlwert umgerechnet werden.)
Auf der Basis der Zernike-Koeffizienten sind eigentlich drei Fehler informativer: Astigmatismus, Koma und Spherical:
Einen Astigmatismus kleiner als PV L/4 wird man selbst bei hohen Vergrößerungen kaum wahrnehmen. Eine Koma kann man bei
vielen Teleskop-Systemen durch nachträgliche Zentrierung eliminieren und die sphärische Aberration kann in bestimmten
Fällen einfach beseitigt werden. Ein niedriger Strehlwert oft oft nur ein Hinweis auf mangelnde handwerkliche Ausführung/Massenproduktion.
Im folgenden Bild ist der Astigmatismus von ca. PV L/4 die Ursache, die den Strehlwert auf 0.789 "herunterzieht". Visuell kaum
zu bemerken und fotografisch überhaupt nicht.
-Start-
Erfahrungen mit dem Bath-Interferometer
Unter den in der Amateur-Szene bekannten Interferometern hat der Bath-Interferometer unschätzbare Vorteile: Er hat mit den besten Kontrast
unter den Konkurrenten, läßt sich auch bei Weißlicht mit Interferenzfiltern verwenden und hat an die opt. Bauteile keine besonderen
Genauigkeits-Ansprüche. Das Teilerverhältnis des Teilerwürfels sollte 50%/50% betragen und eine Bi-konvex/Konkav-Linse einen Durchmesser
von max. 5mm bei einem Fokus von ca. 10mm haben, damit für diese Linse ein Öffnungsverhältnis von ca. f/2 entsteht. Das Parallel-Licht-
Bündel der Lichtquelle (Laser oder Weißlicht) sollte einen Durchmesser von ca. 5 mm haben und die 5mm Bikonvexlinse ganz ausleuchten.
Der Bündelabstand sollte bei 5 mm liegen, weil über den Bündelabstand bei "schnellen" Spiegel f/4 und größer Astigmatismus eingeführt wird.
Unterscheide RoC und Fokus, Anmerkung Dave Rowe unten
Als einzigen Nachteil ist zu nennen ist der Umstand, daß dieser Interferometer nicht exakt auf der opt. Achse "arbeitet" und deshalb besonders
bei großen Öffnungen Astigmatismus einführt. Dazu ein Beweis. Es gibt zwei unterschiedliche Bauweisen. In der ursprünglichen Version,
F108 Der Orginal-Artikel in SuW Juni 1973, wird der Teilerwürfel diagonal angeordnet, in den Veröffentlichungen von Dave Rowe jedoch recht-
winklig, was einen größeren Bündelabstand zur Folge hat. (Siehe auch ATM-Report).
Obwohl der Bath-Interferometer seit seiner Erstveröffentlichung in SuW 1973 einen Siegeszug angetreten hat unter meiner kräftigen Mithilfe,
hat die Erstellung von Interferogrammen und noch mehr die Auswertung "Unschärfen", die in der Sache selbst begründet liegen und nur dann
zum Problem werden, wenn man die Strehl-Ermittlung auf die Spitze treiben möchte. Bodenhaftung ist in der Szene manchmal Mangelware,
sodaß auf bestimmten Foren bevorzugt die Egomanen das große Wort ergreifen, sogar mit dem Versuch hier eine feindliche Übernahme zu
versuchen.
http://www.astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=210415&whichpage=1
Auf diesem Forum wird der Bath-induzierte Astigmatismus erneut diskutiert, in der Regel immer eindimentional, statt nach Wegen zu suchen,
wie man das Problem Astigmatismus aus dem Testaufbau wirkungsvoll umgehen könnte. Eine Möglichkeit benutze ich hier:
C090 * Testing mirrors in two steps - 10.Okt.2016
....................
F054 * Lyot-Test: Lyot Orginal Text übersetzt von Rolf M.Bernard Lyot 01.April 1946
Quelle; Es sind die Seiten 765 bis 768
http://gallica.bnf.fr/ark:/12148/bpt6k31740/f765.image.r=comptes%20rendu%201946%20lyot.langEN
http://gallica.bnf.fr/ark:/12148/bpt6k31740/f766.image.r=comptes%20rendu%201946%20lyot.langEN
http://gallica.bnf.fr/ark:/12148/bpt6k31740/f767.image.r=comptes%20rendu%201946%20lyot.langEN
http://gallica.bnf.fr/ark:/12148/bpt6k31740/f768.image.r=comptes%20rendu%201946%20lyot.langEN
AstroRudi und Rolf Arcan, Frankreich, haben dankenswerter Weise den Orginal-Text (Link oben) in Deutsch
übersetzt. Damit möchten wir in einem weiteren Beitrag das Verständnis für diesen Test unterstützen. Auf
zwei deutschen Astronomie-Foren hat sich die Bedeutung dieses Testes noch lange nicht etabliert, während
unsere französischen Nachbarn offenbar besonders glatte Spiegel schätzen gelernt haben. Der Lyot-Test ist
daher ein guter Nachweis für besonders glatte Polituren. Den Übersetzern AstroRudi und Rolf schulden wir
deshalb großen Dank!
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F079A * Das Spiel mit dem Abstand
Beim Test eines Parabol-Spiegels bis 600 mm und mehr kann der Spiegel auch sehr genau in einem Kompensations-Testaufbau geprüft
werden. Dabei wird die sphärische Aberration, die die Rotationskörper von Parabel (Ellipse und Hyperbel) im Krümmungsmittelpunkt
haben, über die entgegengesetzte Aberration einer großen plan-konvex-Linse "kompensiert", also auf Null reduziert. Das geht auch
mit einem Kugel-Spiegel. Während die Kompensation einer F/5 bis F/6 Parabel noch unkritisch ist, muß man bei diesem F/3.64 Öffnungs-
verhältnis sorgfältig alle Parameter einhalten, damit man zum richtigen Ergebnis kommt. Da dieser Testaufbau jedoch abhängig ist
a) von einer genauen Plankonvex-Linse und ihren optischen Daten und b) vom genauen Abstand der Linse zum Parabolspiegel, ist eine
Gegenprüfung unbedingt erforderlich, besonders wenn dieser Spiegel z.B. deutlich unterkorrigiert ist. Man kann sich am Himmel mit
einem Ronchi-Test vergewissern, oder man prüft zunächst gegen einen 400 mm Planspiegel, ob die Unterkorrektur bei diesem Durch-
messer bereits eindeutig vorliegt. Einen unterkorrigierten Spiegel kann man jederzeit retouchieren, damit er schließlich parabolisch
ist. Man hätte anschließend einen preisgünstigen perfekten Newton-Spiegel. Siehe auch: Kompensation gegen Sphäre
Die Flächen von Ellipsoid, Paraboloid und Hyperboloid lassen sich also über ein Kompensations-Verfahren in einem Null-Test prüfen. Der
Vorteil dabei ist, daß man z.B. für ein Paraboloid oder einen Parabolspiegel nicht unbedingt einen gleichgroßen Planspiegel braucht - eine
optisch hochwertige Plankonvex-Linse mit den optischen Daten wäre also ebenfalls geeignet. Im vorliegenden Fall handelt sich sich
leider um einen heftig unterkorrigierten Newton-Spiegel. Dieser Sachverhalt nährt zunächst starke Zweifel, ob die Abstandberechnung
über ZEMAX stimmt, ob alle Parameter richtig eingetragen sind etc. . Um sich hinsichtlich Unterkorreketur Klarheit zu verschaffen, hilft
ein Test in Autokollimation gegen meinen 400 mm Planspiegel, ob denn bereits bei 400 mm ebenfalls Unterkorrektur zu beobachten ist,
und das ist tatsächlich bereits der Fall. Den gleichen Test könnte man am Himmel, oder gegen eine Flüssigkeits-Oberfläche durchführen,
Auch hier würde man dann die Unterkorrektur gut nachweisen können. Für visuelle Ansprüche wird man den Spiegel nach-retouchieren
lassen, für die Astrofotografie würde man das nur bedingt merken. Statt sich am Strehlwert festzubeißen, ist die praxis-orientierte
Frage sinnvoll, wofür man diesen lichtstarken Spiegel eigentlich verwenden will.
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Wird beim Bath-Interferometer ein Lasermodul von 532 nm wave verwendet, dann muß ZEMAX den Testaufbau in dieser Wellenlänge
durchrechnen. In den optischen Daten geht weiterhin ein, die Dicke der BK7-Linse, der HS-Durchmesser von 495/2 (=Halbdurchmesser)
und als wichtigsten Abstand Linsenscheitel zu Parabelmitte von knapp 2700 mm. Mit diesem Abstand kann man bei den Spiegeldaten
des 20-Zöllers perfekte parallele Streifen erwarten - wenn denn der Spiegel "perfekt" retouchiert worden wäre, was er aber nicht ist.
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Nachgeschoben die optischen Daten der von mir verwendeten BK7 Linse, damals von Alois Ortner hergestellt, einem herausragenden
Feinoptiker. Er hat sich damals ebenfalls eine derartige Linse hergestellt. 
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Der Abstand HS-Linse ist also 2700 mm. Das 10 m Maßband liegt auf einer Holzlatte und berührt rechts die Spiegelmitte.
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Von der linken Seite mißt ein besserer Zollstock den Abstand vom Linsenscheitel bis zur 2 Metermarke meines Bandmaßes. Eine Toleranz
von 1 mm würde diesen Testaufbau nur marginal stören - es wäre also hinreichend genau.
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Dieses Ergebnis ist überraschend, weil dieses Interferogramm einen deutlich unterkorrigierten Spiegel zeigt mit Scale = 1 (Wave/Fringe)
In Autokollimation mit Scale = 0.5 wäre das weniger schlimm.
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Noch deutlicher zeigt das Ronchi-Bild 13 lp/mm intrafokal daß man es tatsächlich mit einer Unterkorrektur zu tun hat. Gerade senkrechte
Streifen wären zu erwarten.
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In einem solchen Fall verlagert sich viel Energie in die Beugungsringe und das Maximum sinkt deutlich nach unten. Für die Fotografie wäre
das immer noch tauglich, auf den Rohbildern merkt man es zunächst nicht, weil keiner den Durchmesser der Sternscheibchen nachmisst.
Nur bei visueller Benutzung z.B. der Planeten-Beobachtung wäre man bei hoher Vergrößerung nicht zufrieden.
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Es ist also ein niedriger Strehlwert und PV L/1.5 unterkorrigiert.
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Weil der Abstand L-HS für den unterkorrigierten Hauptspiegel offenbar zu kurz ist, kann man auf einfache Art den Linsen-Abstand nach
links solange vergrößern, bis die zu erwartenden geraden Streifen herauskommen. Das trifft schließlich bei Abstand L-HS = 2732 mm zu,
die ursprüngliche Unterkorrektur ist verschwunden. Das ist deshalb auch der Grund, warum der Kompensations-Test kein echter Null-Test
ist und nur verläßlich ist, wenn alle Parameter richtig eingesetzt worden sind. 
Der Kompensations-Testaufbau ist leider kein absoluter Null-Test, sondern abhängig u.a. von der conischen Konstanten, die bei einer
richtig korrigierten Parabel eigentlich - 1 sein sollte und dann die Streifen waagrecht und gerade sein sollten. Bei welchem Abstand
erfüllt denn das IGramm diese Bedingung: Und deswegen muß man den Linsen-HS-Abstand solange vergrößern, bis die erwünschten
gerade Streifen im IGramm zu sehen sind: Bei 2732 mm, also 32 mm länger als vorher, stellte sich diese Situation dann ein. Über ein
kontrolliertes Verschieben der Linse geht das vergleichsweise ohne größere Probleme. Jetzt ist die conische Konstante aber bei
- 0.913958 und damit ein weiterer Hinweis auf die Unterkorrektur.
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Am Metall-Bandmaß kann man dann bei 2 Meter und dem Zollstock das Gesamtmaß mit 2732 mm ablesen. Das ist wiederum interessant,
weil dies ein relativ kleiner Betrag ist, der offenbar mit dem gro0en Öffnungsverhältnis des HS von 3.64 mm zu tun hat. Das bedeutet, daß
man sehr sorgfältig diesen Abstand Linse-HS rechnen und beim Testaufbau nachmessen muß und demzufolge die Toleranz in diesem Fall
im Bereich von 1 mm liegen muß. Bei F5 oder F6 Spiegeln wäre die Toleranz im Bereich von 10 mm.
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So sollten die Interferenz-Streifen eigentlich bereits zu Beginn aussehen - man kann es aber korrigieren bzw. nach-retouchieren. In
Deutschland haben wir Gottseidank solche fähigen Spiegelschleifer mit sehr viel Bodenhaftung.
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Jetzt würde ein solcher nach-retouchierter Spiegel auch visuellen Ansprüchen genügen, wobei in Europa bei einem 20-Zoll Newton
kaum Vergrößerungen von 400-fach realisiert werden können, wenn die Abbildung "scharf" sein soll.
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Ein solch hoher Strehlwert für visuelle Beobachtung ist wünschenswert, für die Fotografie genaugenommen gar nicht
erforderlich - wenn man nicht gerade ein forenbekannter Experte ist ohne Bodenhaftung und Praxiserfahrung.
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Auch eine Art Gegenprobe gegen einen 400 mm Flat, die prinzipiell ebenfall die Unterkorrektur zeigen muß.
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Noch deutlicher erkennbar am Ronchi-Bild 13 lp/mm intrafokal. Somit erhärtet sich die Diagnose, daß dieser Spiegel nachgearbeitet
werden muß.
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Würde sich der Strehlwert von 0.877 auf die 500 mm beziehen, könnte man mit diesem Spiegel gut leben. So muß er für ca. 1 Kilo-Euro
nachgearbeitet werden.
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F043C * Auflösung in SuW Handbuch "Tipps und Tricks
Jörg
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Hallo Jörg, zur Auflösung eines opt. Systems gibt es zwei Wege:A) die theoretische unter Laborbedingungen für nicht obstruierte SystemeHierbei gibt man die bekannten opt. Daten ein.
B) die praktische am Stern mit Meßokular oder in Autokollimation
Hier mißt man den Durchmesser einer Sternabbildung und rechnet nach der Formel, wobei
wir hier den Näherungs-Wert eingesetzt haben. Es gilt weiterhin der obere Wert von 206 265" .
Das Cassegrain-System hatte eine deutliche Zone.
weiterführende Literatur:
Das wahre Gesichtsfeld Seite 58/59 in Tipps & Tricks . . . .
epsilon-lyrae.de/Seeing/MTF1/ArtikelMTF1.html
Bei der Frage, was man unter "beugungs-begrenzt" versteht (Strehl-Wert>= 0.80) , gibt es hier einige Informationen.
Dabei spielt der Airy-Disk Durchmesser eine Rolle, weil er bei der Strahlen-Durchstoß-Rechnung als Maßstab ver-
wendet werden kann. Zur Illustration, was der Durchmesser der Airy Disk ist, das folgende Foto. Siehe auch:
[B]Airy-Disk Foto,___Airy-Disk: Diagramm, Airy-Disk: Formel. Ganz allgemein gilt, daß bei Obstruktion, bei Über-
oder Unterkorrektur, aber auch bei Defokussierung, ein Teil der Lichtenergie in die Beugungs-Ringe verschoben
wird. Dieses System ist also nur im Ideal-Fall eindeutig, weil eine Reihe von Einflüssen den Begriff "unscharf"
werden läßt. Passend zum Airy-Disk-Foto auch das Airy-Disk-Diagramm .[/B]
Über ein Optical Design Programm (ZEMAX) kann man nun den Strehl-Wert in Verbindung bringen zum Airy-Scheibchen, und daraus
wiederum die Auflösung ermitteln: Bei 550 nm wave wäre die Auflösung_arcsec einer Optik: 1.22*Lambda*206 265 /Apertur oder
verkürzt: Auflösung_arcsec(550 nm wave) = 138.4038 / D [Quelle: Baader, Tipps und Tricks ... ]
Der Newton-Spiegel 250/1000 f/4 hätte also 0.5536 ... Auflösung in arcsec .
Die Auflösung läßt sich aber auch über den INV Tan von (Airy Disk/2 ) / Fokus berechnen und man kommt auf den gleichen Wert:
Airy Disk = 2.44 * Lambda * Fokus / Apertur, oder verkürzt: Airy Disk (550 nm wave) = 0.001342 * Öffnungszahl. Für den Newton-
Spiegel wäre das Airy-Disk = 0.005368 mm. Geteilt durch 2 = 0.002684 mm. Dieser Wert / 1000 (Brennweite) ergibt als INV TAN
wiederum den Wert 0.55 arcsec für die Auflösung, wie bereits oben ermittelt.
Wenn aber irgend ein opt. Fehler die Abbildung beeinflusst, dann reduziert er das ideale Maximum und verschiebt darüber hinaus einen
kleinen Teil der Lichtenergie in die Beugungsringe. Das erste Bild stellt einen perfekten Newton-Spiegel dar - alles ist perfekt:
Kein Astigmatismus, keine Koma (bei Dezentrierung), keine Über-/Unterkorrektur, keine Defokussierung, keine Obstruktion etc.
.
Bereits ein kleiner Fokus-Shift von nur 0.018 mm reduziert den Strehlwert auf "beugungsbegrenzt", also auf einen PV-Wert von L/4 und
einen Strehl von ca. 0.80 ... und wer kann garantieren, daß er seinen perfekten Newton-Spiegel immer exakt fokussiert: Das Maximum
der Kurve wird etwas niedriger und Energie verschiebt sich in den Beugungs-Ring.
Nun haben viele Newton-Spiegel, je nach Trägermaterial, eine temperatur-abhängige Form der Oberfläche. Das kann sehr schnell PV L/3 sein.
Strehl und Temperatur - wenn sich Spiegel durchbiegen In diesem Fall reagiert die Spiegeloberfläche überkorrigiert, weshalb man
einen Newton-Spiegel immer etwas unterkorrigiert beläßt. Diese Simulation wäre also jetzt PV L/4... unterkorrigiert mit einem Strehl 0.8...
das Maximum der Kurve etwas niedriger und etwas Energie-Shift in den 1. Beugungs-Ring, aber immer noch "beugungsbegrenzt". Bei
richtiger Temperatur-Differenz zwischen Spiegel Vorder- und Rückseite, wäre dieser Spiegel perfekt, wenn alle anderen Parameter stimmen.
Im nächsten Beispiel hat der Spiegel einen Astigmatismus von PV L/3, egal ob vom Spiegel selbst oder von der Lagerung. Den ellipt.
Fangspiegel haben wir nicht berücksichtigt, auch der könnte eine Ursache sein. Auch jetzt wäre der Spiegel beugungsbegrenzt und
erst ab ca. PV L/3 würde man bei hohen Vergrößerung den Astigmatismus vielleicht sehen.
Soweit erst einmal die Betrachtung an einem nicht obstruierten Newton-Spiegel, der aber, wie jeder weiß, bereits durch den Fangspiegel
obstruiert wird. Je kleiner, umso besser die Abbildung - entsprechende Glätte des opt. Systems vorausgesetzt.
Was nun die Obstruktion mit der Abbildung meines künstlichen Sternhimmels an einem Kugelspiegel macht, sieht man auf dem nächsten Bild:
Der Kugelspiegel hat 250 mm Durchmesser bei 2400 Radius. Die Auflösung des künstl. Sternhimmels, auf dem Foto unten links liegt bei etwas 0.006.
Geteilt durch den Radius von 2400 mm ergibt das 0.52 arcsec und liegt damit ebenfalls im Bereich des oberen 250 mm Newton-Spiegels.
Nun käme aber die Obstruktion von a) 100 mm und b) 166 mm hinzu, und man beobachtet eine kräftige Energie-Verschiebung in die BeugungsRinge,
was den Sternscheibchen Durchmesser kräftig aufbläst. Das geht genaugenommen wiederum auf Kosten des Strehlwertes, an dem sich aber bei der
Auswertung erst einmal nichts ändert.
Strehlwert und Obstruktion - Modulationsübertragungsfunktion
Für die Praxis heißt das, daß der Strehl-Wert nicht das alleinige Kriterium für opt. Qualität sein kann, bei Spiegeln wäre z.B. auch die Glätte ein wichtiger Aspekt.
Bei der Astro-Fotografie liefert selbst ein überkorrigiertes GSO RC-System hervorragende Ergebnisse ab, weil die Abbildung im Bildfeld das eigentliche
Kriterium ist. Da interessiert sich kaum einer für den Strehlwert auf der opt. Achse.
F207 * Transfer Restchromasie Test
Restchromasie-Test - optische Qualitätsprüfung - Wolfgang Rohr
Der Restchromasie-Test
Augenblicklich gibt es eine Foren-Diskussion, wie der von mir bei einem 80/560 Apo gemessene Farblängsfehler von 0.3mm über drei Objektive zu würdigen
sei. Da ich mich aus einer Würdigung meine Meßergebnisse grundsätzlich heraushalten muss (da sind Händler, Kunden und Designer gefragt - hoffentlich wird
der einschlägige Artikel bald veröffentlicht, auf dessen Formeln mein W-Wert beruht. Um aber die Entstehung meiner Daten transparenter zu machen, hier ein
Bericht, wie sie entstehen. Jeder kann diese Messungen nachvollziehen, und zwar bereits über den Sterntest, der hier angefügt wurde.
Man erkennt es hoffentlich wieder, mein TMB Apo 100/800, Referenz-Optik für diese Art Diskussion, sehr farbrein, ähnlich gut wie der Takahashi 102/820,
nur die Lage der Spektral-Farben ist anders.
Eine der interessantesten Eigenschaften des Bath-Interferometers ist die Tatsache, daß er mit normalem Weißlicht ebenfalls funktioniert, weil er nämlich
keine Kohärenzlänge braucht, wie andere Interferometer. Damit hat man die Möglichkeit, im gesamten Spektrum des sichtbaren Lichtes zu messen mit
einer hohen Genauigkeit, wenn man sich weiter unten die techn. Daten von Melles Griot einmal anschaut. Die Anordnung der Komponenten ist analog der
üblichen Anordnung: Als Lichtquelle dient ein 0.4 mm Pinhole im Fokus eines ca. 120 mm kleinen Achromaten, der ein ziemlich genaues Parallel-Bündel
draus macht mit einer Blende von ca. 4 mm, damit die kleine Bikonvex-Linse gut ausgeleuchtet wird. Linse mit Blende sitzt im Klötzchen mit dem blauen
Klebeband. Dahinter Platz für die kleinen Interferenzfilter, die aus opt. Gründen im parallelen Strahlgang stehen müssen. Alles übrige entspricht der
üblichen Anordnung.
Damit auch die Toleranz der verwendeten Interferenzfilter eindeutig ist, das Datenblatt von Melles Griot. Der kleine 12 mm im Durchmesser Filter ist ungef-
asst, weshalb man auf ihn sorgfältig aufpassen sollte.
Damit auch der Farbeindruck der verwendeten Filter erkennbar ist, sei dieses Foto angefügt.
Ein weiteres Detail ist die Mikrometerschraube des Koordinaten-Tisches mit den üblichen 0.01 mm Teilerstrichen und einer Ablesegenauigkeit von min-
destens 0.005 mm und besser. Bei der exakten Vermessung sollte man den "toten" Gang der Gewindespindel in der Weise berücksichtigen, indem man mit
der kürzestens Schnittweite beginnt, beim TMB diesmal Rot, weil dann die Spindel niemals zurück, sondern immer nur in einer Richtung weitergedreht wird.
Also in diesem Fall nacheinander: Rot, Gelb, Grün und Blau. Der Meßbereich von 25 mm ist für diesen Fall ausreichend, (wenn man es übertreiben will, könnte
man auch eine 0.001 mm Meßuhr benutzen, was aber gar nicht erforderlich ist.)
Nun habe ich absichtsvoll vor einigen Tagen das mit ZEMAX gezeichnete Diagramm der chromatischen Aberration unter dem Aspekt des Farblängsfehlers ver-
messen mit einem W_gesamt-Wert von 0.4578. Aus der Differenz zum aktuell vermessenen besseren Wert von W_gesamt von 0.2976 und der anderen Lage
der Farben, mag man erkennen, daß die Diagramm-Darstellung die Wirklichkeit nicht gut reproduziert. Anders als im Diagramm fällt nicht die F-Linie (blau)
am kürzesten sondern bei der Messung die C-Linie (rot) Betrachtet man aber die Ergebnisse dann ist das TMB Apo in der Praxis besser als im gerechneten Design,
wobei man beachten muß, daß im Diagramm von der Brennweiten-Differenz ausgegangen wird, während ich eine Schnittweiten-Differenz messe, und zwar nur
die Differenz bezogen auf den e-Linien-Fokus als Null-Punkt, das ist dann erreicht, wenn die Streifen mit allen Fehlern möglichst gerade sind. Bei Unter- oder Über-
korrektur auf die 0.7 Zone oder Rand-Mitte-Rand auf einer Linie, wie bei der Parabel.
Zur Demonstration der unterschiedlichen Farb-Schnittweiten wäre natürlich der Scopos 80/560 mit einer Differenz von ca. 0.3 mm geeigneter, weil sich für
diesen Fall die Interferenz-Streifen erheblich stärker durchbiegen würden. In diesem Fall führt das sehr weit nach "hinten herausfallende" Rot zu einer über-
deutlichen Verformung der Interferenzstreifen mit der man auf andere Weise das sekundäre Spektrum kathegorisieren könnte. Bei einem hochwertigen und
farbreinen Apo läßt sich das deshalb nicht so gut zeigen. Man muß also sehr viel genauer hinschauen, damit man die 0.01 mm Abweichung und weniger exakt
vermißt. Deshalb auch die dünne grüne Linie quer durch alle Interferogramme: Bei dieser Übersicht wurde exakt auf die e-Linie fokussiert, und lediglich
die anderen Filter ausgetauscht. Aus der geringen Durchbiegung der Interferenz-Streifen erkennt man aber doch, die Längenabweichung von rot nach grün
von 0.04 mm. Für die Vermessung empfiehlt es sich, nur noch 1 - 2 Streifen einzustellen, und ganz sorgfältig - zu einem dünnen Lineal hin orientiert - zu fokus-
sieren. Siehe erstes Bild.
Wer sich daraufhin die Systematisierung anschaut, erkennt erneut, daß das TMB in der Liga des Takahashi oder eines HCQ oder eines Astreya Super Apo's spielt.
Wobei das HCQ mit Glasweg verwendet werden sollte, das TMB hingegen ohne Glasweg.
Eine Anmerkung zum nächsten Bild: Orientiert an dem Lineal stellt man entweder die Streifen in gleicher Weise ein und liest die Schnittweiten-Differenz an der
Mikrometerschraube ab, oder aber man fokussiert exakt auf Grün und erkennt an der Durchbiegung der Streifen die Schnittweiten-Abweichung: Nach oben gebogen
bedeutet: Schnittweite fällt kürzer, nach unten gebogen bedeutet, Schnittweite fällt länger. Im Vergleich zum TMB Apo bei 800 Fokus erleiden die Streifen eine
gewaltige Durchbiegung über den Farblängsfehler.
Wie sensibel bereits der Sterntest die aktuelle TMB Apo Farbverteilung ebenfalls darstellt, sieht man am gut sichtbaren Rotsaum, den das Sternscheibchen
extrafokal umgibt. Über die Vermessung der Farbschnittpunkte, Rot liegt gerade mal 0.04 mm vor grün als Bezugspunkt, läßt sich auch qualitativ sehr an-
schaulich der Farblängsfehler bzw. das sekundäre Spektrum oder die chromatische Aberration von jedem eindruckvoll darstellen, nur halt nicht so exakt ver-
messen. Für die Beurteilung wäre das noch nicht einmal so entscheidend.
Wer also bei der Neu-Einführung von Linsen-Teleskopen welcher Coleur auch immer, nach einer Systematisierung sucht, der hat mit dem Sterntest beginnend
im Vergleich zu anderen Apo's hier:
Dies ist bereits ein gutes Kriterium zur Beurteilung der Farbsituation. Wie man das dann erklärt oder würdigt, soll meine Sache nun wirklich nicht sein.
Meine Berichte dienen der Transparenz von Optiken, denn gerade über die Qualität von Optiken wird viel erzählt. Ich publiziere hier immer nur meine
Meßergebnisse, was ich mir vor allem nicht verbieten lasse. Eine gewisse Ähnlichkeit besteht tatsächlich zum SkyWatcher ED 100/900 ebenfalls grün
und blau dicht beieinander, gelb um ca. 0.08 dahinter und rot mit einem "weiten" Abstand hierzu.
Noch ein paar andere Beispiele: Siehe auch hier: http://www.astro-foren.de/showthread.php?t=6849
Für den TAL FH ergeben sich folgende Werte:
- e-Linie: + 0.000mm kürzeste Schnittweite
- d-Linie: + 0.125mm RC-Wert: 1.145
- F-Linie: + 0.345mm RC-Wert: 3.159
- C-Linie: + 0.645mm RC-Wert: 5.910
RC-Wert(gesamt): 4.532
Siehe auch:
Systematik bei der Vermessung des Farblängsfehlers (erster Beitrag)
Systematik bei der Vermessung des Farblängsfehlers (zweiter Beitrag)
Systematik bei der Vermessung des Farblängsfehlers (dritter Beitrag)
Systematik der RC-Indexzahl
Longitudinal Aberration Simulation mit ZEMAX
Index-Vergleichstabelle, P1, P2, P3
Sekundäres Spektrum an Beispielen: Übersicht
Beispiel-Tafeln
RC Index Zahl Herleitung allgemeine Beschreibung
Glasweg-Diskussion
Abbildungsfehler - Wikipedia
Farblängsfehler bei Refraktoren: Schema bei Doublet, Triplet
Sekundäres Spektrum FH, Halb-APO, APO
Vergleich: ED-APO mit Triplett-APO Schwerpunkt: Gaußfehler, Weißlicht-Interferogramm
Diagramm-Beispiel
Farbige Weißlicht-Interferogramme Zusammenfassende Übersicht
Wolfgang Rohr
F206 * Transfer Interferometer Test
Interferometer-Test - optische Qualitätsprüfung - Wolfgang Rohr
Der Interferometer-Test
Trotz aller Diskussionen, die auf einigen Optik-Boards um die Feinheiten des 1973 veröffentlichten Bath-Interferometers geführt worden sind, sind diese
Makulatur und dieser leicht zu bauende und zu handhabende Interferometer hat weltweit in der Amateur-Szene seinen Siegeszug angetreten, an dem der
Autor kräftigen Anteil hatte. Die Auswert-Software war bis zum Jahre 2000 noch wenig entwickelt, weshalb zuerst nur eine reine Linien-Auswertung der
Interferenzstreifen möglich war, später mit Unterstützung von Philipp Keller das gesamte Streifenbild als Fläche ausgewertet werden konnte, und mit
FringeXP von Dave Rowe, Los Angeles, eine fast schon professionelle Auswertung inklusive Mittelung über mehrere Interferogramme möglich ist, und
dadurch auch der Phasenshift-Interferometer in greifbare Nähe gerückt ist. Trotz aller Kritik haben sich die Kritiker doch noch derartige Interferometer
gebaut und sammeln auf gleiche Weise ihre Erfahrungen damit, wie ich seit circa 20 Jahren. Eine Typisierung von Interferogrammen findet man unter
http://rohr.aiax.de/typ-ig.htm
Trotzdem gibt es im Umgang mit diesem Interferometer noch viele Feinheiten hinsichtlich Optimierung und bei unterschiedlichen optischen Systemen.
Wichtigster Aspekt ist der Streifenabstand: Weil es in diesem Fall immer um die bilderzeugende Wellenfront geht, ist der Streifenabstand bei einem Interfero
gramm im Krümmungsmittelpunkt einer Kugel ein Lambda wave, während bei einem in Autokollimation gewonnenen Interferogramm (Streifenbild) der Strei-
fenabstand Lambda/2 der Wellenfront ist. (Auf die Oberfläche bezogen verdoppelt sich jeweils der Nenner des Bruches.)
Bei der entsprechenden Eingabe in FringeXP gibt man also bei einem Kugelspiegel 1 ein, oder 0,5 bei einer Autokollimations-Messung.
Anders als der Ceravolo-Interferometer, dessen Referenz-Element eine Meniskuslinse ist, und deswegen exakt auf der Achse geprüft werden kann, sollte
beim Bath-Interferometer der Bündelabstand nicht mehr als 5 mm betragen. Dann bleibt der entstehende Fehler bei der Messung eines f/4 Newton-Spiegels
in Autokollimation bei ca L/10 PV der Wellenfront, und das ist etwa der Messbereich, der mit dem Bath-Interferometer sicher gemessen werden kann. Die
meisten Teleskope liegen in einem Bereich von L/4 - L/3 PV der Wellenfront, während frühere hohe PV-Werte über eine Linienmessung nach Foucault oder
Caustik entstanden.
Hier besteht noch die größte Diskrepanz, wenn es um den Peak to Valley Wert der Wellenfront geht: Beim Foucault-und Caustik-Test mißt man die Längen-
Differenz über eine Meridian-Linie, und macht im Vertrauen auf die Rotations-Symmetrie eine Aussage zu einer Fläche, die nie gemessen hat. Diese Fläche
braucht nur astigmatisch zu sein, und geht bei der Foucault-Messung nicht ins quantitative Ergebnis ein. Und weil viele Spiegel nicht nur leicht astigmatisch
sind, sondern auch noch andere Flächenfehler haben, entstehen bei der Linienmessung (Foucault) immer traumhaft hohe PV-, RMS- und Strehl-Werte, die
über ein Interferogramm selten zu halten sind, und regelmäßig zu Enttäuschungen bei den Besitzern führen.
Einem Interferogramm sieht man vor allem an:
- die Unter- oder Überkorrektur, flaches "W" oder flaches "M" bei immer gleichen Einstellung
- den Astigmatismus auf mindestens zwei Arten
- Komafiguren in Form eines flachen "S" oder bauchige oder kissenförmige Verformung der Streifen
- abfallende Kanten bei Spiegeln
- deutliche Zonen oder Flächenunregelmäßigkeiten
- rauhe Flächen, wenn sie besonders stark vorhanden sind
Weil eine Parabel im Krümmungsmittelpunkt prinzipiell einen überkorrigierten Kugelspiegel darstellt, sind die Streifen "M"-förmig verformt. Mit FringeXP
kann man bei genauer Angabe von Durchmesser und Radius den Newton-Spiegel auf Null umrechnen bei einer relativ großen Unsicherheit von mindestens
10%-20% Verminderung des Strehlwertes. Ganz schwierig ist der Fall bei einem F/4 Newton wegen der hohen Anzahl von Interferenzstreifen bei dieser Art
von Auswertung. Der Streifenabstand ist für diesen Fall 1.
Bei diesen Streifenbildern bestägt der Streifenabstand L/2 der Wellenfront. Beide Spiegel haben eine hohe Qualität von #383 Strehl = 0.94, PV L/5.7 und
#384 Strehl = 0.97, PV L/7.
Newton-Spiegel sind aus thermischen Gründen oft unterkorrigiert, was aber abhängig vom Substrat ist. Bei Pyrex wirkt "verbiegt" sich der Glaskörper noch
ganz erheblich, und eine solche Unterkorrektur ist ganz leicht über eine Isolierung der Spiegelrückseite "aufzufangen", wie mir unlängst wieder bestätigt
wurde von einem Sternfreund.
Mit FringeXP kann man über die konische Kontrante also den Absolut-Wert rechnen, wenn der Spiegel richtig temperiert ist, und den Optimal-Wert, wenn der
Spiegel durch fallende Außentemperaturen in seine optimale Parabel-Form "fällt" ! Ein einem Beispiel pendelte der Wert zwischen Strehl = 0.702 zu Beginn
einer Beobachtungs-Nacht bis 0.923 bei fallenden Temperaturen hin und her. Durch Isolation der Rückseite kann dieser Fall ausgeglichen werden.
Als Weißlicht-Interferometer kann man hier in allen Wellenlängen mit Weißlicht messen, weil dieser Interferometer keine Kohärenz-Länge beansprucht.
Dieses Beispiel demonstriert die farbabhängige Verformung beim Öffnungsfehler, den sogenannten Gauss-Fehler. Das Optimum bei diesem Zeiss-Objektiv
liegt bei ca. 560 nm wave, während Blau überkorrigiert und Rot unterkorrigiert reagiert. (Siehe auch: "Der Optiker" - Heinz Pforte, Band 2, Theoretische
Optik, Verlag Gehlen, S 149 f)
Deutliche Flächenfehler kann man bei diesem SC-System erkennen, die über die Schmidtplatte verursacht sind:
Bei diesem Newton kombiniert sich eine Unterkorrektur mit Astigmatismus, der an den ansteigenden Streifenabständen von unten nach oben erkennbar ist.
Auch leichte Koma ist noch vorhanden:
Dieser Fall zeigt einen in Kompensation gemessenen 300-er Newton-Spiegel mit einem kräftigen Kegel in der Mitte, von dem der Hersteller wohl hoffte, daß
ihn der Fangspiegel unsichtbar macht. Auch hier ist leichter Astigmatismus erkennbar.
Mit diesem 300-er Spiegel wurde sein Besitzer nicht glücklich: Bei dieser etwas älteren Aufnahme ist eine abfallende Kante ebenso vertreten, wie Zonen
und Astigmatismus.
Von hoher Qualität selbst bei 404.7 nm wave ist ein Apochromat, der auf Vermittlung von Ralph Mündlein entstanden ist.
Für Newton-Spiegel größer als 400 mm bietet sich sogar eine interferometrische Prüfung über zwei exakt parallel ausgerichtete Planspiegel an, über die
man ein gemeinsames Interferogramm erzielen kann.
Bei 532 nm wave entstand dieses zusammengesetzte Interferogramm in Autokollimation gegen zwei Planspiegel.
Die Erfahrungen der letzten 20 Jahre würden diesen kurzen Bericht sprengen. Trotzdem hoffe ich, dass mir eine informative Zusammenschau gelungen ist.
Siehe auch:
http://rohr.aiax.de/komastrehl.htm
http://rohr.aiax.de/typ-ig.htm
http://rohr.aiax.de/strehlnewt.htm
http://rohr.aiax.de/strehl-verb.htm
http://rohr.aiax.de/bathinterf.htm
Wolfgang Rohr
F205 * Transfer Spalt Test
Spalt-Test - optische Qualitätsprüfung - Wolfgang Rohr
Der Spalt-Test
Der von mir benutzte Spalt-Test beruht darauf, daß ich mit der Höchstvergrößerung eines 2.5 mm Vixen-Okulars mir in Autokollimation meinen unter einem
Mikroskop vermessenen Lichtspalt anschaue und das Bild zu fotografieren versuche. Dieser Test kommt der Praxis am nächsten, weil
- sich die Bilddefinition der bekannten Struktur durch die Optik zeigen lässt.
- man sehr gut den Streulicht-Anteil und den Farblängsfehler erkennen kann.
- man sehr gut unterscheiden kann zwischen "glatten" und "rauhen" optischen Systemen.
Leider ist mir die Quantifizierung derzeit nicht möglich, lediglich der Vergleich unterschiedlicher Systeme und die jeweilige Spaltabbildung.
Es geht also um höchste Auflösung und das Erkennen feinster Strukturen bis in den Ein-Micron-Bereich unter Ausschaltung der sonst üblichen Luftunruhe.
Bereits geringe Luftunruhe beim Testaufbau oder nicht ganz exakte Justage verschlechtert das Ergebnis. Dieser Test zeigt ganz deutlich die Unterschiede zwischen
einem hochwertigen Newton-Spiegel und anderen optischen Systemen. Die fotografische Dokumentation der Testbilder stößt an die Grenzen meiner Olympus
Camedia C-2040 ZOOM.
Merke:
Die beste Abbildung gelingt mit sehr glatten, hochgenauen Newton-Spiegeln ab einer Größe von 300 mm Durchmesser. Sehr gute Abbildungen erzielt man auch
mit einem guten Apochromaten. Auch Maksutov-Systeme haben in der Regel, abzüglich eines kaum wahrnehmbaren Farblängsfehlers noch eine gute Abbildung.
Kritischer sind alle die Systeme, die einen kräftigen Farblängsfehler oder über irgendein optisches Element starkes Streulicht verursachen. In diesem Falle kann
man die beiden Ausbuchtungen rechts oft nur erahnen. Visuell sind solche Systeme nur bei niedrigen Vergrößerungen einsetzbar und natürlich problemlos für die
Fotografie.
Wolfgang Rohr
F204 * Transfer Lyot Test
Lyot-Test - optische Qualitätsprüfung - Wolfgang Rohr
Der Lyot-Test
Siehe auch:
http://www.optics.arizona.edu/jcwyant/Short_Courses/SIRA/4-MeasurementOfSurfaceQuality.pdf
http://astrosurf.com/tests/articles/defauts/defauts.htm
http://rohr.aiax.de/lyotpraxis.htm
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=34376#post34376
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=34596#post34596
Der Lyot- oder Phasenkontrast-Test zeigt in erster Linie die Feinstruktur einer polierten Fläche, während der Foucault-Test deren Topografie darstellt. Beim
Lyot-Test geht es im wesentlichen um die Rauhheit einer Fläche und das bildaufhellende und kontrastmindernde Streulicht, das über diese Rauhheit verur-
sacht wird. Davon muß "Streulicht" unterschieden werden, das durch Zonen, Korrekturfehlern und abfallenden Kanten entsteht und zu Unschärfen im Fokus
führt. Gemeint ist Streulicht, das über eine allgemein rauhe Politur den Bildhintergrund aufhellt. Zur Untersuchung dieses Effektes verwendet man in der
Industrie das Nomarski-Mikroskop. Der Effekt dieser Meßtechnik entsteht dadurch, dass im Fokus einer Autokollimations-Anordnung das direkte Licht eines
Lichtspaltes mit dem indirekten Streulicht "verglichen" wird, es an der Kante einer teildurchlässigen Filter-Linie zu diesem kontrast-verstärkendem Effekt
kommt. Der Lyot-Test kann selbst einzelne Polierstriche nachweisen bzw. die Art der Parabel-Retouche, er kann bestimmte Herstellungstechniken bei Schmidt-
platten sichtbar machen und erlaubt eine gute Begründung, warum manche "hoch"-strehligen Fernrohre in der Bildqualität zurückfallen. Weil über den RMS-
Wert der Strehl ermittelt wird, und damit über die Topografie der Fläche, hat der Strehlwert mit der Feinstruktur derselben Fläche nichts zu tun, die mit dem
Lyot-Test in einem mittleren Bereich, mit dem Nomarski-Mikroskop im Submillimeter-Bereich gemessen werden kann.
Weitere Informationen dazu in:
- "Optical Shop Testing", Second Edition, Daniel Malacara (S. 305 ff)
- "How to make a Telescope", Jean Texereau, Second Edition, Willmann-Bell 1984 (S. 87 ff)
- "Star Testing Astronomical Telescopes", Harald Richard Suiter, Willmann-Bell 1994 (S. 248 ff)
Im Frühjahr 2000 wurde der Autor über eine französische Website auf ein Messverfahren aufmerksam, das eine interessante Alternative darstellt, zur Flächen-
Qualität von optischen Systemen fundiertere Aussagen machen zu können.
Bekannte franz. Spiegelschleifer nutzen dieses Phasenkontrast-Verfahren dazu (siehe Texereau), zur Glätte bzw. Micro-Struktur von Newton-Spiegeln qualitative
Aussagen zu machen, aber auch noch den Bereich zu nennen, in dem diese Rauhheit eine Rolle spielt. Die Website enthält das Beispiel eines 460 mm Newton-
Spiegels, der nachgearbeitet worden war und hernach eine weitaus bessere Flächenqualität zeigte.
Der Lyot-Test zeigt:
- die Topografie, wie sie unter Foucault zu erkennen ist, aber zusätzlich
- die Feinstruktur der Fläche selbst in überdimensionierter Deutlichkeit
- die Art der Politur bei einer Parabel-Retouche, sodass man Spiegel dem Hersteller zuordnen kann
- die Technik der Schmidtplatten-Herstellung im Ansaug-Verfahren
- die Zonen-Politur bzw. die verwendeten Polierer und schließlich auch sehr deutlich
Der Lyot-Test gibt also eine umfangreiche Information über Herstellung und Zustand einer Optik. Eine Quantifizierung ist nach meiner Auffassung noch nicht
überzeugend darstellbar.
Wir benutzen dreierlei Phasenkontrast-Filterlinien:
- einen SW-Negativ-Film, den 2415 TP SW-Film von Kodak, und dem Beispiel, wie es unter http://www.astrosurf.com/tests/contrast/contrast.htm#haut
beschrieben ist, übrigens auch auf meiner Homepage (mit einer unscharfen Kante) - oder einem Phasenkontrast-Plättchen aus Glas, das einen dünnen 0.15 mm Alu-Strich trägt mit einer Dichte so um 2.18 und mit einer scharfen Kante
- auch eine auf Glas aufgebrachte 0.1 mm teildurchlässige Linie aus Kerzenruß erzeugt diesen Effekt.
Unter http://www.astrosurf.com/tests/contrast/contrast.htm#haut wird auch das Prinzip erklärt, das ich in Kurzform von der Strahlen-Optik her erklären möchte.
Das Bild der französischen Website bitte zugleich betrachten:
Im Krümmungsmittelpunkt einer Sphäre steht ein Lichtspalt als Lichtquelle, welche nach der Reflexion im Krümmungsmittelpunkt wieder als Lichtspalt abge-
bildet wird. Wäre die Sphäre perfekt glatt, würde das Licht zu 100% wieder im Krümmungsmittelpunkt ankommen, was aber selten der Fall ist. Stattdessen
verschwindet ein Teil der Energie, weil eine mehr oder weniger rauhe Oberfläche Streulicht erzeugt, das nicht im Krümmungsmittelpunkt abgebildet wird. Bei
diesem Test wird nun das direkte Licht mit dem Streulicht dadurch verglichen, daß die Abbildung des Lichtspaltes über einen Linienfilter soweit gedämpft wird,
daß ein Vergleich mit dem Streulicht möglich wird.
Foucault zeigt nicht alles:
Ein hochwertiger 15-Zoll Newton-Spiegel aus USA zeigt im Foucault-Test eine fast störungsfreie Fläche. Keine Zonen, topfeben, die leichten Schatten sind
Reste der Dejustage vom Messaufbau. Die Rauhigkeit des Newton-Spiegels sieht man im Foucault-Test noch nicht.
Der Lyot-Test zeigt feinere Strukturen am gleichen Spiegel:
Trotzdem hat dieser Spiegel noch eine Struktur. Diese Rauhheitsstruktur sieht man, wenn man das Licht des Lichtspaltes, wie er weiter unten gezeigt wird,
durch die Optik schickt und auf den ca. 0.1 mm dicken Strich des Filmnegativs projiziert, der eine Dichte von ca. 2.0 hat.
Die Dichte erhöhen:
Wenn man die Dichte der dünnen Linie erhöht, nimmt auch der Kontrast zu, und man sieht die Flächen-Struktur noch deutlicher. Es ist also ein Spiel mit dem
Licht, der Spaltbreite und der Linien-Dichte und ein bisschen auch mit der unscharfen Kante dieser Linie.
Auch dieser Spiegel schaut unter dem Foucault-Test hervorragend aus. Dass er einen Astigmatismus-Fehler hat, wird in diesem Test noch nicht so deutlich.
Retouche unter PhasenKontrast deutlich sichtbar:
Viel exakter, als es der Foucault-Test zeigen könnte, sieht man nun eine recht glatte Grundstruktur der Fläche, also glatter eigentlich, als beim vorherigen
Spiegel, aber weitaus deutlicher die Zone, die Retouche der Zone und die Tatsache, daß sie in Dreiecken über den Spiegeldurchmesser ausgeführt wurde,
bzw. in tangentialen Strichen.
Der Wert der Phasenkontrast-Messung
wird bei diesem Beispiel deutlich. Sehr viel exakter läßt sich über diese Meßmethode sowohl die Topografie der Fläche, wie auch deren Feinstruktur sichtbar
machen. Von der Feinstruktur nicht einmal so schlecht, von den Zonen her verheerend!
Am Stern schaut das Bild intrafokal dann so aus:
Zieht man also eine Zwischen-Bilanz, dann lässt sich neben den üblichen quantitativen Werten wie PV und RMS der Wellenfront und dem Strehl zwar eine
genaue Aussage hinsichtlich der Topografie bzw. des Öffnungsfehlers machen, (auch beim ZYGO nicht anders), hinsichtlich der Flächenglattheit jedoch, die
für hohen Kontrast zuständig ist, muss die Interferometrie passen, da ist selbst der Ronchi-Gitter-Test genauer, wenn man ihn richtig lesen kann.
Speichen auf der Schmidt-Platte ?
Dieser Test ist nicht nur bei Newton-Spiegeln in Autokollimation möglich, sondern auch bei optischen Systemen, wie beispielsweise bei einem Schmidt-
Cassegrain-System. Hier ist es vor allem die Herstellung der Schmidt-Platte selbst oder die Retouche des Sekundärspiegels, über die sehr viele Rauhheits-
fehler eingeführt werden:
- Das verwendete Float-Glas zeigt die Fließstruktur des Glases
- Das Ansaug-Tool der Schmidt-Platte zeigt die Ansaugschlitze
- Konzentrische Zonen zeigen mehr oder weniger deutlich die Retouche des Sekundärspiegels
Diese Strukturen erkennt man nur zum Teil beim Foucault- und Ronchi-Test, am besten aber beim Lyot-Test selbst.
Das Phasenkontrast-Bild:
Als Auflösung des Rätsels könnte man die Verstärker-Rippen dafür verantwortlich machen.
Vermutlich sind es aber trotzdem die Ansaug-Schlitze, die bei der patentierten Herstellung von Schmidtplatten eine Rolle spielen.
Das Interferometer zeigt dieses Bild:
Wie hoch diese Speichen als "Stege" sein müssen, zeigt der Interferometer bei der Astigmatismus-Prüfung. Die Speichen sind als "Spitzen" eindeutig zu
erkennen, und liegen sicherlich unweit von L/10 PV wave. Also bereits erheblich über der üblichen Rauhheit bis zu 30 nm.
Perfekt in jeder Hinsicht ein Maksutov System:
Perfekt in jeder Hinsicht mit einem Strehl von 0.99 erwies sich ein Newton-Maksutov. Da gibt es keinen Unterschied mehr zwischen Foucault...
und dem Phasenkontrast
Hier haben beide Tests ihre Grenzen.
Wozu der Ronchi-Test auch gut ist:
Interessanterweise lässt sich die Flächenrauhheit auch über Ronchi-Gramme darstellen, wenn die hellen Ronchi-Linien saubere, störungsfreie Kanten haben
und im dunklen Streifen zwischen den mittigen Beugungslinien möglichst keine Störungen sind.
Beispiel-Spiegel aus Russland:
Eine bekannte Frauenhofer Marke:
Ein SC-System mit einer Schmittplatte aus Floatglas?
Merkwürdig die linearen Strukturen über die ganze Fläche, als ob man bei der Schmittplatte Float-Glas verwendet hätte und nur eine Seite davon bearbeitet
hätte.
Fazit:
Mit diesem Bericht ist die "Höhe" der Mikrostruktur bzw. eine Quantifizierung der Flächenrauhheit in keiner Weise beantwortet. Die Strehl-Lösung führt nicht
zum Ziel. Auch wird deutlich, dass die Interferometer-Messung herkömmlicher Art ihre Grenze hat.
Noch ein paar Literatur-Angaben in Englisch bzw. Französisch:
"Diffraction Theory of the Knife-Edge Test and Its Improved Form, the Phase-Contrast Method"- Zernicke, F., Monthly Notices of the Royal Astronomical Society,
Vol. 94 No. 5, March 1934, pp. 377-384.
This article announced Prof. Dr. Frits Zernicke's discovery of the phase contrast principle, for which he eventually received the Nobel Prize.
"On the Phase-Contrast Test of F. Zernicke" Burch, C.R., Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 94 No. 5, March 1934, pp. 384-399.
This article presents the first phase contrast photo that was ever published of an astronomical telescope mirror. From these and other articles published in the
1930s, we can see that the phase contrast test method has been known and used for 70 years.
"Procedes Permettant d'Etudier les Irregularities d'une Surface Optique Bien Polie" (A Method Permitting the Study of the Irregularities of a Well-Polished Optical
Surface) - Lyot, B., Meeting of April 1, 1946, Comptes Rendus d L'Academic des Sciences, Paris. Vol. 222, pp. 765-768.
This is Lyot's first publication concerning phase contrast. He is very careful to acknowledge Zernicke's prior work in the 1930's concerning this method.
"Les Principaux Defauts Reels des Surfaces Optiques Engendrees par Differentes Techniques de Polissage" (The Principle Defects of Optical Surfaces Produced by
Different Methods of Polishing) - Texereau, J., Bulletin "Ciel et Terre," Societe Belge d'Astronomie (Bruxelles), LXVIe Annee, No. 3-4, March-April 1950.
This article presents Texereau's version of a quantitative phase contrast test with a photometric wedge as performed half a century ago. This article can be down-
loaded from the Astrosurf website. Texereau's work has been a valuable source of ideas. However, I believe that his original methods will require modification and
updating for use by today's opticians.
"Le Contraste de Phase en Optique et en Microscopie" (Phase Contrast in Optics and Microscopy) - Francon, M. (Editions de la Revue d'Optique Theorique et
Instrumental, 165 Rue de Sevres, Paris, 1950).
I must caution the reader that parts of this book are highly mathematical. Chapter 4 is entitled "Application du Contraste de Phase a l'Etude des Defauts de Poli
et d'Homogeneite" Application of Phase Contrast to the Study of Defects in Polish and Homogeneity (of Glass). In this chapter , Plate 6 shows two very beautiful
phase contrast images of the glass surface of an astronomical mirror.
"Contraste de Phase et Contraste par Interference, 15-21 Mai 1951" (Phase Contrast and Contrast by Interference, Conference of 15-21 May, 1951) - Francon, M.,
Colloques de la Commission Internationale d'Optique, Editions de la Revue Optique Theorique et Instrumentale, 165 Rue de Sevres, Paris, 1952.
This 261-page record of an international phase contrast conference contains many interesting articles in both French and English.
F203 * Transfer Foucault Test
Foucault-Test - optische Qualitätsprüfung - Wolfgang Rohr
Der Foucault-Test
Siehe auch:
http://www.astrosurf.com/tests/atelier/atelier.htm#interp
Die meisten Amateur-Spiegelschleifer benutzen zum Prüfen ihrer Newton-Spiegel den Foucault-Test. Dieser Test kann sowohl als Null-Test in Autokollimation
verwendet werden mit hoher Genauigkeit bis L/40 PV der Wellenfront, als auch als quantitativer Linientest, indem man bei der Parabel im Krümmungsmittel-
punkt die Schnittweitendifferenz misst.
Der Foucault-Test zeigt in hoher Genauigkeit die "Landschaft" bzw. Topografie der ankommenden Wellenfront. Die Flächen-Feinstruktur eines Lyot- oder Pha-
senkontrast-Tests zeigt dieser Test noch nicht. Auch eine interferometrische Flächenauswertung zeigt noch nicht die Flächenfeinstruktur, auch wenn es immer
wieder behauptet wird. Dafür benutzt die Industrie das Nomarski-Mikroskop.
Das von Texereau herausgegebene Buch "How to make a Telescope" enthält diese Prinzip-Zeichnung des Foucault-Tests mit der Messerschneide. Der Test
zeigt in erster Linie die "Landschaft" einer polierten Kugelfläche bzw. rotations-symmetrisch deren Öffnungsfehler, aber auch den Astigmatismus. Die Flächen-
feinstruktur jedoch zeigt der Lyot-Test, der etwa um den Faktor 10 die Flächen-Feinstruktur erkennen lässt, als noch weit über den Foucault-Test hinaus geht.
Als quantitativer Test auf einer Linie misst dieser Test in keinem Falle die Gesamtfläche und unterdrückt damit einen möglichen Astigmatismus oder andere
großräumige Flächenstrukturen. Dadurch entstehen sehr hohe unrealistische PV-Werte. Vorhandener Astigmatismus sollte daher mit anderen Tests untersucht
werden. Dies ist besonders bei großen Spiegeln wichtig.
Folgende Abbildung zeigt den prinzipiellen Aufbau des Ronchigitter-Tests
Mein eigener 320/1600 Newton-Spiegel im Foucault-Test: Am Rande eine ganz flache Zone, sonst äußerst glatt und nahezu perfekt.
Ein Newton-Spiegel mit radialen Polierspuren und weichem Zonenverlauf:
Ein 400-er Kugelspiegel mit abfallender Kante und wolkenartiger Struktur:
Der linke Spiegel leichte Zonen, der rechte Spiegel eine leichte Wolkenstruktur
Glatter und "rauher" Newton-Spiegel im Foucault-Test:
Ein Schmidt-Cassegrain-System mit Farblängsfehlern:
Wieder ein SC-System: Man erkennt die "Speichen" der Schmidtplatten-Herstellung.
Noch deutlicher erkennbar bei einem ähnlichen System:
Ebenfalls ein SC-System mit hoher Qualität:
Ein Fraunhofer im Foucault-Test mit Farblängsfehler:
Deutlich geringerer Farblängsfehlers eines Voll-Apochromaten:
Merke:
Der Foucault-Test, der als quantitativer Test prinzipiellen Einschränkungen unterliegt, ist ein typischer qualitativer Test für den Öffnungsfehler. Hier zeigt
dieser Test deutlich die typische Flächenstrukturen mit hoher Genauigkeit in Form einer "Landschaft" oder Topografie.
Wolfgang Rohr
F202 * Transfer Ronchigitter Test
Ronchigitter-Test - optische Qualitätsprüfung - Wolfgang Rohr
Der Ronchigitter-Test
Dieser Test ist nur sinnvoll, wenn er möglichst den gesamten Öffnungsdurchmesser erfasst, wie man an den Testbildern sehen kann. Zur Interpretation
des jeweiligen Fehlers siehe auch:
http://www.astrosurf.com/tests/ronchi/ronchi.htm#haut
http://www.teleskop-service.de/Leistungspaket/focault/focault.htm
Beim Ronchigitter-Test sind mehrere Dinge wichtig:
- es sollte ein auf Glas aufgedampftes Gitter sein mit scharfen Kanten, kein fotografisches Gitter
- die Gitterkonstante sollte zwischen 10 und 20 Linienpaare pro Millimeter sein
- Linie und Zwischenraum sollten gleich breit sein
- ein auf 10 micron einstellbarer Lichtspalt eignet sich für diesen Test sehr gut
- Gitterlinien und Lichtspalt müssen parallel zueinander sein
Der Ronchigitter-Test zeigt:
- eindeutig den Öffnungsfehler mit Über- oder Unterkorrektur
- abfallende Kante oder Zonenfehler
- die Glätte und Art der Politur an den störungsfreien hellen Linien und einer klaren Beugungslinie dazwischen
- er zeigt nicht den PV-, RMS- und Strehl-Wert und ist für die Quantifizierung zu ungenau
Folgende Abbildung zeigt den prinzipiellen Aufbau des Ronchigitter-Tests
Blickt man von links auf die erste Linie rechts von der Mitte entspricht das dem Profil von oben auf die Spiegel-Oberfläche bzw. Topografie der Wellenfront.
Ein mäßig gelungener Spiegel im Ronchigitter-Test intrafokal bei 13 lp/mm: Die mittlere rechte Streifen zeigt das Profil, wie man es beim nächsten Foucault-
test bekommen würde. Die dünnen Beugungslinien zwischen den hellen breiteren Streifen zeigen eine relativ glatte Politur. Hier sind die Zonen der Hauptfehler.
Foucault-Test des gleichen Spiegels:
ein Ronchi-Bild, dem man die Flächenstruktur bereits ansehen kann:
Der gleiche Spiegel im Lyot-Test
So schaut das perfekte Ronchi-Gramm eines perfekten Spiegels aus: Ein Intes-Spiegel
Zambuto-Spiegel gehören zu den Spitzenprodukten
Ein hochwertiger Apochromat mit Resten eines Farblängs-Fehlers, ebenfalls im Ronchi-Test erkennbar.
Der farbabhängige Öffnungsfehler bei einem bekannten Zeiss-Objektiv mit Interferenz-Filter in der jeweiligen Wellenlänge. Das Optimum liegt im visuellen
Bereich. Alle Bilder sind intrafokal erstellt. Folglich ist blau überkorrigiert und rot unterkorrigiert.
Ein Synta-Fraunhhofer mit falschem Linsenabstand, weshalb das Optimum im Blauen (F-Linie) liegt. Dies kann über eine Verkleinerung des Linsenabstandes
behoben werden.
Vergleich einer glatten und einer rauhen Fläche im Ronchigitter-Test
Der rechte rauhe Spiegel im Foucault-Test
Ein Schmidt-Cassegrain-System, dessen unruhige Fläche in der Regel von der Schmidtplatte herrührt.
Ein 840/3010 Newton-Spiegel am Stern mit Luftunruhe
Merke:
Auch der Ronchigitter-Test lässt sich gut am Himmel darstellen. Dabei sollte man sich eine Einstellung (intrafokal) angewöhnen, dann ist die Zuordnung der
Fehler ganz eindeutig. Am Himmel ist ein 20 lp/mm Gitter das Optimum, sonst ist dieser Test zu ungenau. Auch der Ronchigitter-Test zeigt nur qualitativ
deutlich die Merkmale eines optischen Systems, nicht jedoch den PV-, RMS- und Strehl-Wert.
Wolfgang Rohr
F201 Transfer Artificial Sky
Artificial Sky - optische Qualitätsprüfung - Wolfgang Rohr
Artificial Sky
Zur Interpretation dieses Tests siehe auch:
- http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=39249#post39249
- http://www.astro-foren.de/showpost.php&p=46840&postcount=3
Jeder kennt das Problem: Da hat man hochwertigste Optiken im Keller, und es ist ein Jammer, das Wetter spielt nicht mit oder der Standort, oder beides.
Und im Keller wäre ein total gutes Seeing, bei stehender Luft, konstanten 20° Raumtemperatur durch entsprechende Isolation, und zusätzlich einen "APO"
in Form einer Lambda/8 PV Wellenfront Sphäre mit den Daten: 250/2363 mm. Also absolut farbrein - welcher APO erfüllt diese hohen Ansprüche. Und ein
solches Vergleichsmittel zeigt mindestens vier Dinge sehr schön: Das Streulicht, die Farbe, die Zentrierung und die Auflösung. Diese erste "Aufnahme" ent-
stand über das HCQ 115/1000, die Beugungs-Ringe wurden ein wenig retouchiert und die Farben umgekehrt, beim Ausdruck hätte ich sonst ein schwarzes Blatt.
Objekt A hat zum einen ein leicht erkennbares Dreier-System mit 10µ und 8µ Abstand. Die Scheibchengrößen variieren von 1µ bis 4µ. Streulicht erkennt
man sofort, Farbsäume wie bei Achromaten, und Zentrierfehler dadurch, dass die Farben coma-artig nach einer Richtung abdriften. Die Abstände sind mit
dem Mikroskop vermessen.
Ein paar Beispiele:
Der Artificial Sky an einem der neuen GSO-Spiegel 400/1800:
Die theoretische Auflösung wäre rein rechnerisch erreicht: 5µ trennt der Spiegel noch ohne Probleme, bei 3µ erscheint der "Doppelstern" als längliches Band,
das aber in Wirklichkeit zwei Einzelsterne sind. Über einen hochgezogenen Rand bringt dieser Spiegel etwas Streulicht ins Spiel, Astigmatismus hat er wirklich
nur marginal. Die Politur entspricht der üblichen GSO-Technik.
Sinn und Zweck dieses Artificial Sky's ist auch die Überprüfung der theoretisch möglichen Auflösung und die Definition von 0.5 µ großem künstlichen Sternen
(Pinholes) als weiteres Testobjekt.
Wolfgang Rohr
F200 Transfer-Sterntest
Stern-Test - optische Qualitätsprüfung - Wolfgang Rohr
Der Sterntest
Trotz H.R.Suiter "Star Testing Astonomical Telescopes" sind die Grundprinzipien des Sterntestes noch lange nicht allgemein bekannt, weshalb es in den
Astronomie-Foren periodisch immer wieder zu Verständnis-Fragen kommt. Es hat den Anschein, daß dieser Test die Sternfreunde eher verwirrt hat, als
ihnen bei der Qualitäts-Kontrolle ihres Teleskops behilflich zu sein.
Haupteinwand gegen Buch und Aberrator-Programm sind die synthetisch gerechneten Fallbeispiele, weil die Beispiele, die man durch die Fotografie von
realen Sternscheibchen gewinnt, sich deutlich von den gerechneten unterscheiden und schon so manchen Sternfreund in die Verzweiflung gestürzt haben.
Der Sterntest ist grundsätzlich ein qualitativer Test. Es lassen sich also nur ganz eingeschränkt PV-, RMS- oder Strehl-Werte ermitteln. Eine quantitative
Variante ist der Roddier-Test am Himmel, der auf fotografischem Weg eine Quantifizierung ermöglicht. Siehe auch:
http://www.astrosurf.com/tests/roddier/roddier.htm
http://astrosurf.com/nexstar8/
Der Sterntest zeigt deutlich Flächen-Unregelmäßigkeiten, Zonen und Astigmatismus an, unschärfer ist er, wenn er exakte Aussagen zum Öffnungsfehler
machen soll. Das klassische Beispiel dafür ist beim Spiegelschleifen der Kugelspiegel im Krümmungsmittelpunkt. Nach der Geometrie findet eine Total-
reflexion statt und alle Lichtstrahlen treffen sich wieder im Kugelzentrum des kugelförmigen Hohlspiegels. Das sieht dann so aus und ist zugleich ein Bei-
spiel für den klassischen Stern-Test, wie er am Himmel sein sollte:
Am Himmel fallen jedoch der Geometrie wegen, die achsnahen Strahlen länger als die Randstrahlen, der Spiegel ist also unterkorrigiert und muß parabo-
lisiert werden, also die Mitte wird tiefer poliert, um das wieder zu korrigieren (für den Krümmungsmittelpunkt entsteht aber jetzt eine Überkorrektur).
Prüft man also einen Parabol-Spiegel im Krümmungsmittelpunkt, so ist dies immer ein überkorrigierter Spiegel und man bekommt in diesem Fall extraf-
okal einen deutlichen "Beugungsring" und intrafokal nur noch den diffus ausgefransten Rand. Bei der Unterkorrektur fallen also die Mittelpunktsstrahlen
länger als die Randstrahlen, weil eine Art "Berg in der Mitte" die Schnittweite in der Mitte verlängert. Bei der Überkorrektur ist in der Mitte eine "Vertiefung"
und die Mittelpunktstrahlen fallen kürzer. Ein abfallender Rand ist also eine Art Überkorrektur, weil die Randstrahlen länger fallen und beim Rest der Fläche,
selbst wenn sie unterkorrigiert ist, die Strahlen kürzer fallen. So kann also eine tendenziell unterkorrigierte Fläche über den Rand überkorrigiert am Sterntest
erscheinen. In dieser Hinsicht ist der Stern-Test "unscharf".
Grundprinzip bei astronomischen Teleskopen ist die Tatsache, daß ein vom Weltall kommendes Lichtbündel parallel ist, und auf der optischen Achse im Ideal-
fall innerhalb des Airy-Beugungsscheibchens alle parallelen Lichtstrahlen vor dem Fernrohr bzw. Objektiv im Brennpunkt als winzig kleiner Lichtpunkt abge-
bildelt wird. In der Praxis ist dies jedoch eher selten der Fall, und im Bildfeld, außerhalb der Achse kommen noch weitere optische Abbildungsfehler hinzu, die
aber auf der Achse zunächst keine Rolle spielen. Dieser Test ist natürlich auch in einer Autokollimations-Anordnung durchführbar mit dem Vorteil der doppelten
Genauigkeit und allerbestem Seeing im Labor: Hier das Beispiel eines NewtonSpiegels.
Hier das Beispiel eines weniger gut gelungenen Spiegels am Himmel bzw. in Autokollimation:
Ein positives Gegenbeispiel bietet folgender Hochleistungs-Newtonspiegel, dessen Sternscheibchen intra- und extrafokal nahezu gleich sind, jedoch ein ganz
zart ausgefranster Rand im extrafokalen Sternscheibchen eine Flächen-Überkorrektur andeutet, während der Rand selbst keine Auffälligkeiten hat. Auch die
Fläche selbst zeigt außer ganz flachen Zonen weiter keine Störung.
Das Ronchi-Gitterbild intrafokal bei 13 lp/mm zeigt einen nahezu perfekten Spiegel, dem man die hauchzarte Unterkorrektur nur in Autokollimation bei doppelter
Genauigkeit ansieht.
Beim nächsten Beispiel ist eine ganz leichte Überkorrektur vorhanden, die man auch nur mit dem RonchiGitter 13 lp/mm intrafokal in Autokollimation erkennt. Weil hier aber der Rand etwas hochzieht, ist das Sternscheibchen extrafokal leicht ausgefranst.
Soviel zu den perfekten Optiken oder hier den Parabolspiegeln.
Der Parabol-Spiegel ist also im Krümmungsmittelpunkt total überkorrigiert, d.h. die Mittelpunktstrahlen fallen kürzer, als die Randstrahlen, man sieht extra-
fokal einen dicken Beugungsring und intrafokal kein Scheibchen mehr, sondern nur noch den ausgefransten Rand (damit ist ganz klar, wie am Himmel ein über-
korrigierter Spiegel oder opt. System ausschauen muss). Intrafokal sieht man einen ausgefransten Rand, extrafokal immer deutliche Beugungsringe. Bei größeren
Öffnungen sieht man in der Regel intrafokal nur noch diffuses Licht. Also kann man den Parabolspiegel nur extrafokal im Krümmungsmittelpunkt auf Astigmatismus
prüfen.
Am bauchigen Ronchigitter intrafokal bei 13 lp/mm erkennt man eindeutig, dass die Lichtstrahlen in der Mitte kürzer fallen als am Rand, was zu einer
bauchigen Verformung führt.
Das Gegenteil davon war ein Frauenhofer, der vermutlich durch einen falschen Linsenabstand unterkorrigiert reagierte, und das schaut dann so aus: Hier
sind also die ausgefransten Sternscheibchen genau umgekehrt und damit extrafokal, während intrafokal die Beugungsringe zu sehen sind.
Der Nachweis kann wieder über das Ronchi-Gitter geführt werden.
Beim einem VMC 200L war die Unterkorrektur nicht ganz so ausgeprägt, und das sieht dann so aus:
Im Ronchibild wieder intrafokal bei 13 lp/mm kann man die leichte Unterkorektur erkennen.
Ein Sternfreund brachte seinen hoffnungslos überkorrigierten Newton-Spiegel. Der schaut in Autokollimation dann so aus:
Merke:
Bei Überkorrektur oder abfallender Kante, was nur eine Form von Überkorrektur ist, sind die Sternscheibchen intrafokal immer am Rande ausgefranst und
extrafokal sind immer deutliche Beugungsringe zu sehen. Wie groß die Überkorrektur in PV Lambda der Wellenfront jedoch ist, läßt sich mit diesem Test
nahezu nie abschätzen, auch wenn es oft behauptet wird. Ein möglicher Astigmatismus oder Koma machen diesen Versuch sofort zunichte. Je gleichmäßiger
die Scheibchenfläche ausgeleuchtet ist, umso glatter die polierte Fläche. Störungen bzw. Unregelmäßigkeiten, wie Zonen, Wolken etc. lassen sich hier bereits
erkennen.
Wolfgang Rohr
F110C * Induced Astigmatismus an einem KugelSpiegel als Antwort auf Dave Rowe.
Der folgende Bericht setzt sich erneut mit dem Thema "Induced Astigmatismus" beim Bath-Interferometer auseinander, weil besonders bei einem
großen Öffnungs-Verhältnis des Licht-Kegels, Astigmatismus "induziert wird, was unter anderem besonders mit dem Bündel-Abstand zu tun hat, wie
er beim Bath-Interferometer im Aufbau entsteht. In meinem Fall wären das 5 mm Bündel-Abstand. Bereits 2004 hat sich Dave Rowe dankenswerter-
weise mit dem Astigmatismus-induzierten Problem in einem eigenen Bericht auseinandergesetzt, wobei im Bericht selbst einige Unklarheiten sind und
ich im vorliegenden Fall das Thema mit meßtechnischen Möglichkeiten zu ergründen versuche. Auch dieses Verfahren ist nicht ganz "scharf", zeigt aber
die Differenzen auf zwischen der mathematischen Formel von Dave Rowe und dem Meß-Versuch an einem KugelSpiegel 150 R 611.
Die mathematische Lösung nach Dave Rowe:
Für diesen Fall ist D=150mm, d=5 mm, R=611 und Lambda 532 nm wave. ODP = 0.289712532 oder PV L/3.45
Der hier induzierte Astigmatismus ist im Zernike System Z4 und Z5, also nur low order und nicht Astigmatismus high order.
Das ist also der Kugelspiegel, dessen Daten in die obere Formel eingesetzt worden waren. Nach der Rechnung würde bei 532 nm wave ein Astigma-
tismus in der Größe von PV L/3.45 eingeführt werden bei einem IMeter-Bündelabstand von 5mm und einem Lichtkegel von ca. F/4 (611/150mm)
Die meßtechnische Lösung
Der Kugelspiegel wurde also a) in Pos_0 = PV L/5.1 Astigm vermessen und b) in Pos_1 +90° clockwise = PV L/7.1 Astigm vermessen.
Der Kugelspiegel-eigene Astigmatismus liegt demnach bei ca. PV L/17.5 bei 532 nm wave.
Der Kugelspiegel-eigene Astigmatismus beläuft sich also auf die Differenz zwischen PV L/5.1 und PV L/7.1, sodaß für den induzierten Astigmatismus
bei Bündelabstand 5 mm bei einem Lichtkegel von ca. R/4 ein Wert von ca. PV L/6 übrigbleibt. Das wäre aber gegenüber dem math. Wert von PV L/3.45
ein etwas kleinerer Wert, der deswegen eher stimmen könnte, weil er meßtechnisch zustande kam. Die mathematische Lösung müßte man nämlich
beweisen.
Für den nachfolgenden Versuch ist es besser, wenn man ein simulierten Interferogramm mit den Werten für Astigm. PV L/5.1 und PV L/7.1 hat. Es soll
nämlich die Situation an schmäleren LichtKegeln untersucht werden, also nach R/4 auch R/5, R/6 und R/8 wegen der Frage, wie massiv sich dieser System-
oder Setup-Fehler beim Bath-Interferometer auswirkt. 
Der jeweils kleinere Umkreis steht auch für ein kleineres Öffnungsverhältnis bzw. schlankeren Lichtkegel. Wenn man also besonders bei F/4 Newton-
Spiegeln "ausweichen" will, dann empfiehlt sind eine Prüfung auf Astigmatismus in RoC, da hätte man dann einen F/8 Lichtkegel und in Autokollimation
kann man dann nur auf sphärische Aberration prüfen, und so diesen Effekt ebenfalls umfangen. Prüft man hingegen "schnelle" Refraktoren, dann ist
ein F/6.56 Öffnungsverhältnis ebenfalls unkritisch.
Der gleiche Effekt zeigt sich im übrigen beim Artificial Sky Test bei hoher Vergrößerung: Auch hier wird über den "Bündel-Abstand" von 8.8 mm
ein Astigmatismus induziert, weshalb man für große ÖffnungsVerhältnisse exakt auf der opt. Achse prüfen muß:
exakt auf der opt. Achse http://rohr.aiax.de/VFW_05A.png bis zu einem Lichtkegel von f6 http://rohr.aiax.de/RicRed_04.jpg
F044B Schneller Newton + KomaKorrektor - keine Empfehlung !
Siehe auch F044A * Artificial Sky Test bei zwei Refraktoren und einem F4 Newton
Bei einem Refraktor + Reducer bzw. Flattner kann man in der Regel voraussetzen, daß das opt. System Refraktor perfekt ist.
Weder Astigmatismus noch Koma oder Spherical fallen bei diesem Refraktor-Grundsystem ins Gewicht, sodaß man sich in aller
Ruhe auf die optimalen Abstände des Flattners - zum Fokus und dem vorderen Objektiv konzentrieren kann.
Ganz anders bei einem Newton-System: Während bei einem Refraktor der freie Durchmesser des OAZ in Fokus-Nähe das
Bildfeld vignettiert, ist es bei einem Newton-System der Fangspiegel, der sehr viel weiter vom Fokus entfernt ist und zudem
im Durchmesser häufig zu klein ist: Im Fall des 8 inch F4 Quattro wäre der Fangspiegel kleine Achse 70 mm, der im Strahlen-
gang benutzte Durchmesser bereits 65 mm beträgt. Damit ist ein relativ kleiner Felddurchmesser im Bereich der opt. Achse
zu 100% ausgeleuchtet. Das geht auf Kosten der feinen Sterne. Ebenso problemetisch sind die Astigmatismus-Figuren bei
1.0° bzw. 2.0° Bildwinkel, da sie das punktförmige Sternlicht "verschmieren". Vignettierung + Sternauflösung benötigen
deshalb auch schon im Testaufbau eine doppelt so große Belichtungszeit wegen der genannten Effekte.
Beim Versuch, bei einem F4 Newton-System + Koma-Korrektor dessen optische Eigenschaften untersuchen zu wollen, "stolpert"
man förmlich über die Eigenheiten eines "schnellen" Newton-Systems und dessen Mängel.
Nur wenn die Abbildung des Artificial Sky Testes in etwa dem Bild 2 entspricht, ist es sinnvoll, sich mit der Abbildung
im Bildfeld durch einen KomaKorrektor näher zu befassen. Vorher müssen folgende Fragen geklärt sein:
01. Ist zuallererst der F4 Newton perfekt justiert, damit keine Achs-Koma die Abbildung stört? (siehe Bild 3 unten)
02. Ist der Fangspiegel frei von störendem Astigmatismus ? - ein ganz eigenes Kapitel, bei dem der Hersteller "entlarvt" wird
03. Ist der OffSet-Punkt beim Newton-System richtig eingestellt ? Wobei das optisch zunächst sekundär ist.
04. Ist zuletzt auch der Newton selbst exakt vor dem Planspiegel zentriert ? Auch das erzeugt Koma-Figuren.
Ad 01: Ein schneller Newton, also ein F4 System, reagiert sofort mit Koma bei der geringsten Dejustage, und stört damit die
Abbildung des Grundsystems Newton ganz erheblich: So sehr, daß man die Wirkung der KomaKorrektors selbst nicht mehr
einschätzen kann. Damit beginnt die Fehlersuche beim Grundsystem Newton. Und genau das ist nicht Ziel der Koma-
Korrektor Untersuchung.
Ad 02: Der Fangspiegel des schnellen Newton hat oft einen störenden vor allem zu großen Astigmatismus, und der stört die
Abbildung des Grundsystems derart, daß man die Wirkung des KomaKorrektor nicht mehr einschätzen kann. Besonders bei
den preisgünstigen Newtons werden Fangspiegel mit einer Genauigkeit von höchsten PV L/2 verbaut, sodaß man gezwungen
ist, sich erst mit der Qualität der Fangspiegel selbst zu befassen. Bei einem preisgünstigen 8 inch F4 Newton ist ein Fangspiegel
mit Durchmesser 70 mm kleine Achse eingebaut. Der hat über die ganze Fläche einen PV Wert von L/2 und weniger. Nun sagt
die Philosophie des Herstellers, daß man von den 70 mm nie den ganzen Durchmesser braucht, sondern nur einen Teil. Man
kann also den tatsächlich benutzen Durchmesser leicht berechnen: Die Fangspiegel-Mitte ist vom Hauptspiegel 540 mm
entfernt, sodaß immer noch ein Durchmesser von 65 mm Fangspiegel kleine Achse benutzt wird. Damit stört ein vorhandener
Astigmatismus von PV L/2 ganz erheblich und macht eine aussagekräftige Messung unmöglich. Ob man damit eine erfolgreiche
Astrofotografie bestreiten kann, wäre noch genauer zu untersuchen. (Im 2. Bild wird dieser Sachverhalt kurz dargestellt.)
Ein leichter Zonen-Fehler "ziert" den Hauptspiegel. Das Ronchi-Bild beweist eine richtig korrigierte Parabel. Der ellipt. Fangspiegel wurde
ausgetauscht, weil er Astigmatismus einführte. Das kann ein solches System ganz schnell ruinieren.
Bevor man also das Grundsystem "schneller" Newton mit den Artificial Sky Test untersucht, ob die oberen Bedingungen einigermaßen
getroffen sind, ist ein Test des Fangspiegel erforderlich. In diesem Fall aber an einem SkyWatcher Quattro, nachdem dieser Hersteller
bekannt ist als Lieferant von hochwertigen Optiken. Kurzfristig konnte ich das Fangspiegel-Problem nur über den SkyWatcher Quattro
befriedigend lösen:
Aber auch da stellt sich heraus, daß der Fangspiegel auch nur PV L/4 über die Gesamtfläche hat, und das ist für eine sorgfältige Unter-
suchung von KomaKorrektoren zu wenig. Blendet man nun den Fangspiegel auf Durchmesser 60 mm kleine Achse ab, dann verschwindet
der Astigmatismus auf einen Wert von ca. PV L/7, und erst jetzt hätte man Bedingungen, mit denen man die Wirkung von einem Koma-
korrektor untersuchen kann. Nunmehr bekommt man über das Gesamt-System Newton in Autokollimation das folgende Bild, bei dem
aber immer noch der Rest-Astigmatismus zu erkennen ist, aber in einer Größe, die man tolerieren kann.
Man braucht also tatsächlich so etwas wie einen makelloses Referenz-Newton,
wenn man die Wirkung von KomaKorrektoren untersuchen will.
Für den SkyWatcher Quattro gibt es vom Hersteller einen KomaKorrektor, dessen Wirkung ich erst später untersuchen kann und
dann diesen Bericht ergänzen werde. Verkippt man also das Grundsystem Newton F4 auf den Bildwinkel 1°, dann zeigt sich ohne
KomaKorrektor deutliche Koma, mit der ein AstroFotograph kaum zufrieden sein wird. Zumindest kann man über das folgende
Bild einschätzen, was so ein KomaKorrektor eigentlich leisten muß.
.
Quattro F4 + TeleVue ParaCorr Bildfeld 1°
.
Mit dem ParaCorr von TeleVue ist die Koma dieses schnellen Newtons ganz erheblich reduziert, sodaß bis zu einem Felddurchmesser
von 14 mm Durchmesser eine brauchbare Abbildung für die Astrofotografie herauskommt. Inwieweit die untere Abbildung über den
Rest-Astigmatismus (siehe 2. Bild) beeinflußt wird, kann man erst abschätzen, wenn das Grundsystem perfekt ist. Der TeleVue
ParaCorr hat also eine recht gute Korrektur-Wirkung. Die Bauweise dieses KomaKorrektors ist aber leider so, daß man das Bildfeld
nur begrenzt untersuchen kann.
Interessant wird die Untersuchung mit dem Quattro-eigenen Koma-Korrektor, der möglicherweise noch bessere Ergebnisse abliefert.
Auch beim Newton+Komakorrektor spielt die optimale Position dieses Korrektur-Elements eine wichtige Rolle: Wenn der Koma-Korrektor
vom Fokus zu weit entfernt ist, verschlechtert sich die Abbildung signifikant. Leider fehlt beim Quattro-OkularAuszug die bei Refraktoren
übliche Skala, mit der man die Position des KomaKorrektors im Tubus beschreiben könnte.
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Quattro F4 + SkyWatcher KomaKorrektor
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Für diesen "schnellen" Newton 200/800 gibt es von SkyWatcher einen Koma Korrektor mit guten Abbildungs-Eigenschaften. Vom Hersteller
wird ein Fokus-Abstand von 56 mm angegeben, der im Testaufbau punktgenau erreicht wurde. (Ermittelt über den Foukault-Test) Auf dem
OAZ fehlt eine Skala, sodaß ich hier 6.1 mm Abstand gemessen habe. Voraussetzung auch für diese Messung ist ein perfekter Newton aus
Haupt- und Fangspiegel und die exakte Zentrierung des Newton-Systems, ohne die eine Untersuchung des KomaKorrektors unmöglich ist.
Die Abbildung des Artificial Sky Testes ist OK, möglicherweise spielt beim Newton-System noch eine marginale sphärische Aberration
eine Rolle.
Offenbar führt der KomaKorrektor einen geringen Fehler ein, der aber auf dem AstroFoto nicht wahrnnehmbar ist.
Bei einem Kippwinkel von 0.3° bzw. Bildwinkel von 0.6° erscheint die Auflösung am Besten zu sein.
Bei einem Kipp-Winkel von 0.5° beginnt bereits ein leichter Astigmatismus, den man bei einem Kippwinkel von 1.0° noch besser
erkennt. Da dieser Fehler innerhalb der Chip-Auflösung von ca. 16x16µ liegt, ist er auf dem AstroFoto nicht wahrnehmbar.
Auch ein KippWinkel von 1.0° führt auf dem Kamera-Chip zu einer "punkt-förmigen" Auflösung, da der erkennbare Astigmatismus
immer noch innerhalb der Chip-Auflösung liegt.
Selbst bei einem Kipp-Winkel von 1.5° liegt die Größe des Astigmatismus nur wenig über der Chip-Auflösung und dürfte ebenfalls
kaum wahrgenommen werden.
Fazit: Mit dem SkyWatcher Quattro + KomaKorrektor sollte man über ein großes Feld eindrucksvolle Astro-Aufnahmen erzielen
können, wenn das Grund-System perfekt zentriert ist und der richtige Abstand des KomaKorrektors zum Fokus eingehalten wird.
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GPU Aplanatic Newton Koma Korrektor für Newton Teleskope ab F4
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Bei diesem GPU Aplanatic Newton Koma Korrektor scheint ein F4 Newton-System die Grenze darzustellen; d.h. daß dieser
Korrektor bei kleineren Öffnungen besser funktioniert.
Auffällig in diesem Fall ist die Baulänge mit ca. 100 mm
Die Position des Koma Korrektors wurde markiert, weil das System offenbar Zentrierfehler hat und der Koma Korrektor in eine optimale
Position gedreht werden konnte. Diese Auflösung wünscht man sich dann im Bildfeld . . .
Wie auch bei anderen Koma Korrektoren reagiert der Koma Korrektor mit Astigmatismus-Figuren, die aber innerhalb der
Chip-Auflösung von 16x16 Mikron bleiben.
Bei größerem Kipp-Winkel vergrößern sich deshalb auch die opt. Fehler. Im Vergleich mit einem Refraktor + Flattner-System funktionieren
diese besser.
Ich suche also immer noch den überzeugend-perfekten Koma-Korrektor. Könnte auch sein, daß das Grundsystem besser bei F5
liegen sollte. Wobei die Refraktor + Flattner/Reducer-Lösung prinzipiell die bessere Variante ist.
Zweites Beispiel -> zurück
Die Kombination "schneller" Newton + Koma-Korrektor hat den Farbvorteil eines Spiegel-Systems, hat aber ein massives permanentes Genauig-
keits-Problem: 01. Stimmt die Zentrierung des F/4 Newton-Systems, 02. Ist der FS OK oder leider astigmatisch, 03. Stimmt der HS, oder ist er
über- oder unterkorrigiert, 04. Ist wenigstens der Koma-Korrektor ohne Fehler? Newton-Systeme sind nicht besonders zentrierstabil , häufig rückt
die Qualität des Fangspiegels völlig aus dem Blickfeld. So kommt es dann zu Ergebnissen, die sich kaum richtig erklären lassen und das "edle" Teil
kommt zur Untersuchung zu mir: Über- bzw. Unterkorrektur kann nur am HS liegen, Astigmatismus fast immer am FS, und ob der KomaKorrektor
optisch OK ist bleibt im Bildfeld erst einmal ungeklärt. Er korrigiert zwar die Koma, aber auch nicht in der Qualität, wie man bei einem Refraktor-
System gewohnt ist.
Ich habe mir deshalb exakt das gleiche System zugelegt - als Referenz-Optik + KomaKorrektor. In meinem Fall habe ich den Fangspiegel ausge-
tauscht gegen einen, der nicht astigmatisch reagiert. Ein Refraktor + Flattener oder Reducer ist leichter zu beherrschen, als das System
Newton + Koma-Korrektor. Die Position Des OAZ mit Koma-Korrektor bei 24 mm scheint eine große Toleranz zu haben. Vielleicht findet sich ja
in der Praxis eine noch bessere Position, als die von mir ermittelte.
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Bereits die qualitativen Tests zeigen beim Foucault-Test Zonen im Hauptspiegel, was man bei einem Refraktor kaum findet. Die Unterkorrektur
wäre ebenfalls dem Hauptspiegel zuzuordnen. Bei einem Refraktor würde man kaum eine so deutliche Unterkorrektur finden. Zum Vergleich
mein eigenes System: http://rohr.aiax.de/ASTS_70.jpg (Die Parabel wäre da OK, keine Über- oder Unterkorrektur.)
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Den Astigmatismus muß man dem Fangspiegel zuordnen. Ein Glück, daß dieser Fehler weitestgehend in der Auflösung des Kamera-Sensors
verschwindet. Im Fokus bekommt man also das bekannte "Kreuz" und beim Interferogramm sind es die ansteigenden Abstände der
Interferenz-Streifen. Die "W"-förmige Durchbiegung dieser Streifen ist ein Hinweis auf Unterkorrektur. Der günstigere Preis eines solchen
Systems hat leider derartige opt. Mängel.
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Bis zu einem Bildwinkel von 2.0 ° sollte ein solches System brauchbare Ergebnisse abliefern können. Vielleicht ergänzt der Besitzer diese
Einschätzung durch entsprechende Bilder. Mit dem Artificial Sky Test bei 444-facher Vergrößerung wird die Auflösung im Bildfeld untersucht. 
Dieser Test ist überempfindlich und sollte deshalb immer in der Praxis überprüft oder bestätigt werden. Die hier gezeigten Bilder könnten deshalb
bei den Feld-Aufnahmen am Himmel "verschwinden".
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Während man die Koma durch genaue Zentrierung beseitigen kann, bleibt die Unterkorrektur beim Hauptspiegel bestehen. Der Astigmatismus
kann nur durch Austausch eines astigmatismus-freien Fangspiegels korrigiert werden. Ob es in diesem Fall erforderlich ist, muß die Praxis erweisen.
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Die Wellenfront-Darstellung zeigt beide Fehler: Unterkorrektur und Astigmatismus .
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Für die Fotografie wäre ein Strehl-Wert in der Nähe der "Beugungs-Grenze" eigentlich ausreichend. Für höhere Ansprüche müßte man
aber sowohl Fangspiegel, aber auch Hauptspiegel austauschen. Ob der Koma-Korrektor optische Fehler hat, ist noch gar nicht untersucht.
Ein perfektes System wird man bei dieser Newton+KomaKorrektor-Lösung nicht erwarten dürfen.
Was passiert nun, wenn man den Hauptspiegel gegen einen 0.99 Strehl HS austauschen würde, ebenso den FS gegen einen, der nicht astigmatisch
reagiert. Nicht viel ! Der Kamera-Chip mit seiner Auflösung von 3x3 Pixel á 5.7 Mikron für feine Sterne läßt gar keine bessere Auflösung zu, die optischen
Fehler des Ausgangs-Systems F4 Newton verschwinden völlig in der untersten Aufnahme. Was dann noch im Rohbild am Rande auftaucht,
verschwindet bei der Nachbearbeitung und Bildverkleinerung. Eine Verbesserung des optischen System ist deshalb kaum wahrnehmbar, weil
die opt. Fehler etwa um den Faktor 3 kleiner sind, als die Chip-Auflösung. Sehr viel interessanter ist die Frage, wie groß der Bildfelddurchmesser
beim Koma-Korrektor eigentlich ist, bei dem eine gute Abbildung herauskommt. Das wären nach der oberen Übersicht ca. 2° Bildfeld-Winkel
oder etwa 27.0 mm . 
Der Sternfreund hat freundlicherweise ein Rohbild mit 5616 x 3744 Pixel mitgeschickt. Die gelben Quadrate in der verkleinerten Aufnahme 1300 x 866
Pixel zeigen die Situation auf dem Rohbild. Wenn man das Ergebnis nicht so kritisch sehen kann, dann hat man es mit einer durchaus brauchbaren
Abbildung zu tun - wenn sie auch verkleinert ist. (Es läuft in der Regel immer darauf hinaus: Ist das Glas halbvoll oder halbleer?) 
Es gilt auch im zweiten Beispiel die Anleitung:
01. Ist zuallererst der F4 Newton perfekt justiert, damit keine Achs-Koma die Abbildung stört? (siehe Bild 3 unten)
02. Ist der Fangspiegel frei von störendem Astigmatismus ? - ein ganz eigenes Kapitel, bei dem der Hersteller "entlarvt" wird
03. Ist der OffSet-Punkt beim Newton-System richtig eingestellt ? Wobei das optisch zunächst sekundär ist.
04. Ist zuletzt auch der Newton selbst exakt vor dem Planspiegel zentriert ? Auch das erzeugt Koma-Figuren.
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F044A * Artificial Sky Test bei zwei Refraktoren und einem F4 Newton
Zum Zusatzbericht Teil II: F044B Schneller Newton + KomaKorrektor
Der von mir sogenannte Artificial Sky Test besteht aus einem fehlerhaft beschichteten kleinen Planspiegel. Dessen Löcher sollten nicht
größer sein, als 3-5 Mikron und einen möglichst kleinen Abstand im Bereich 6µ - 16 µ. Dadurch kann man a) sofort alle optischen Fehler
erkennen, und b) eine Qualitäts-Abschätzung der jeweiligen Systeme bzw. Kombinations-Systeme vornehmen. Weil die 4-6µ großen
Pinholes bei hoher Vergrößerung die Beugungsringe gut erkennen lassen, kann man auch Farbfehler im Sekundären Spektrum und
die sphärische Aberration gut erkennen. Die Herstellung einer derartigen Testeinheit ist u.a. hier beschrieben.
Siehe auch hier; Siehe auch: Herstellung des künstlichen Sternhimmels aus einem kleinen Flat
Dieser "erweiterte" Sterntest mit 3-5 Mikron kleinen Pinholes kann sehr vielfältig eingesetzt werden:
Er dient als schneller Übersichts-Eingangs-Test, indem er sofort alle optischen Fehler zeigt. Mit diesem
Test kann man die elliptischen Flats von Newton-Systemen gegen einen Kugelspiegel prüfen. Mit einer
zusätzlichen Kipp-Einrichtung läßt sich auch die Wirkung von Flattner und Koma-Korrektor im Bildfeld
überprüfen. Eine einzelne 5 Mikron kleine Pinhole würde man nur schwer finden, mit dem Artificial Sky
Test kein Problem. Es ist ein Test in Autokollimation.
Zur Vergleichbarkeit wurde dieser Test an zwei Refraktor-Kombinationen durchgeführt, also
01. an einem TMB-APO 100/800 + TSFlat2. Zu diesem Objektiv gibt es einen eigenen Bericht. A055 * TMB APO Nr. 117 - 100/800 mein eigener.
02. Der ED Refraktor 102/714 + TSFlat2, mit dem im zweiten Teil verglichen wird, ist prinzipiell ein Halb-APO, weshalb u.a. dieser ED-Refraktor
ein etwas längeres Sekundäres Spektrum hat. Es sprechen jedoch einige gewichtige Gründe dafür, sich für den ED-APO zu entscheiden. Da
dieser für die Astro-Fotografie verwendet wird, verschwinden bestimmte Fehler in der niedrigeren Pixel-Auflösung des Kamera-Sensors.
In beiden Fällen wurde also der TSFlat2 Flattner verwendet. Man beachte unbedingt, wofür eine Refraktor-Kombination verwendet werden soll.
http://rohr.aiax.de/@04TS_APO-H_03.jpg ; http://rohr.aiax.de/RicRedBig_05.png
A) Die Kombination TMB-APO 100 / 800 mit TSFlat2
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Das 3.6 mm Okular wird (siehe Bild rechts unten) in eine Nut eingesetzt. Damit ist die Lichtquelle des Artificial Sky Test-Bildes und
der Fokus im Okular auf gleicher Höhe. Fokussiert man also im Okular das zurückkommende Bild, so ist man zugleich im späteren
Fokus des Kamera-Sensors. Man muß danach nur noch den entsprechenden Abstand vermessen.
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Anschließend ist der Vergleich sinnvoll: Das Artificial Sky Testbild ohne und mit TSFlat2. Die Abbildung wäre ein Hinweis auf die
optische Qualität von TMB APO und TSFlat2.
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Auf der opt. Achse sollte die Abbildung problemlos und eindeutig sein. Sehr viel interessanter ist die Abbildung bei einem Bild-
Winkel von 2°. Aber auch für diesen Fall dürften eventuelle Restfehler in der geringeren Auslösung des Kamera-Sensors ver-
schwinden, weil man zur Darstellung eines schwachen Sternes mindestens 3x3 Pixel benötigt. http://rohr.aiax.de/RicRedBig_05.png
B) Die Kombination ED Doublet 102 / 714 mit TSFlat2
Analog zur ersten Kombination aus TMB-APO + TSFLat2, die gleiche Untersuchung mit dem ED Doublet 102 / 714 . Passend
dazu entstand auch eine neue Teleskop-Wiege, mit der sich leichter arbeiten läßt. Eine Beschreibung der Teile findet man u.a. hier.
Dieses ED-Doublet 102 / 714 ist ein Halb-APO, also muß das Sekundäre Spektrum etwas deutlicher ausfallen, was die Astro-
Fotografie weniger stört. Da das Teleskop aber auch überkorrigiert reagiert, wie man am Ronchibild sieht, wird man beim
Artificial Sky Test sehen, daß der rote Fokus etwas weiter hinten liegt, und zudem der 1. Beugungsring wegen der Überkorrektur
etwas "aufgeblasen" erscheint. Der Artificial Sky Test zeigt dies wegen dessen hoher Vergrößerung, die Astrofotografie aber nicht.
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Auch hier wieder die gleiche Reihenfolge: Der Artificial Sky Test ohne Flattner,
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und rechts im Bild der gleiche Test mit TSFlat2 bei 396-facher Vergrößerung.
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Abschließend der eigentliche Bildfeld-Test, weil man für eine perfekte Abbildung bei einem Bildwinkel von 2° a) den genauen Abstand
auf der OAZ-Skala wissen möchte (30 Einheiten) und später auch den Abstand OAZ-Flattner-Bezugsfläche zum Bildfokus ermitteln
möchte.
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Der schwierige Newton - siehe den Zusatz-Bericht: F044B Schneller Newton + KomaKorrektor
Völlig anders ist die Problematik, wenn man einen F4 Newton + KomaKorrektor prüfen will. Während bei einem Refraktor
das Refraktor-Grundsystem zumeist in Ordnung ist, und es lediglich darum geht, bei welchem optimalen Abstand zur
vorderen Optik im Bildfeld die beste Abbildung erzielt werden kann, hat man bei einem Newton+KomaKorrektor eine Reihe
weiterer Probleme: Ist das System Newton a) richtig zentriert und hat es vor allem b) keinen Astigmatismus bei HS oder FS:
In dem folgenden Beispiel war es der Astigmatismus im Fangspiegel, an dem die Messung scheiterte. Zwei Fangspiegel hatten
dermaßen viel Rest-Astigmatismus, sodaß eine weiterführende Untersuchung zur Qualität des KomaKorrektors sinnlos
erscheint.
Man braucht ein Referenz-Newton-System, ähnlich genau wie bei einem Refraktor, wenn man Aussagen zur Wirkung von
KomaKorrektoren machen will. Weder der Hersteller noch der Händler prüfen offenbar die Qualität ihrer Fangspiegel.
Während bei einem Refraktor oder katadioptrischen System immer das Gesamt-System zertifiziert wird, bekommt man bei
einem Newton-System nie ein Zertifikat über das Gesamt-System Newton. Stattdessen wird der Hauptspiegel isoliert
zertifiziert, eher selten der Fangspiegel. Ob beide Komponenten spannungsfrei gelagert sind und ob das System auch perfekt
zentriert worden ist, erfährt deshalb der Kunde nie - was auch daran liegt, daß die Justierung eines Newton-Systems nicht
besonders justier-stabil ist. Die Genauigkeit der Fangspiegel rangiert eher am unteren Level, statt eine ordentliche Fertigung
zu gewährleisten.
Als mögliche Fehler findet man:
- Astigmatismus bei Haupt- und Fangspiegel wegen fehlerhafter Optik, ebenso lagerungsbedingter Astigmatismus bei HS und FS
- Koma wegen ungenügender Zentrierung des Systems Newton oder Koma wegen ungenügender Zentrierung vor dem Kollimations-Planspiegel
Testaufbau zur Prüfung des Fangspiegels. Mit Hilfe der Sphäre kann man den Fangspiegel in unterschiedlichen Tests prüfen.
Es sind zwei unterschiedliche Artificial Sky Test Units, mit denen gemessen worden ist, da ging es auch um die Frage, ob das
F4 System über dem Test-Aufbau selbst mit Astigmatismus reagiert, wobei der Rohr-AST exakt auf die opt. Achse eingestellt ist.
Bevor also nicht die Ursache gefunden ist, an welche Stelle des opt. Systems Newton der Astigmatismus steckt, ist es nicht sehr
sinnvoll, irgendwelche Aussagen zu machen.
Wenn dann zu allem Überfluß auch noch der Koma-Korrektor einen Zentrier-Fehler hat, unabhängig davon, ob er überhaupt
die Koma korrigiert, dann muß ein F4 Newton-System her, bei dem wenigstens das Newton-System selbst ohne optische Fehler ist.
Der bei einem Newton-System eingesetzte Koma-Korrektor hat in der Regel einen sehr viel kleineren Abstand zum Fokus.
Trotzdem sollten ca. 50 mm Abstand verfügbar sein, um in einem ähnlichen Verfahren die optimale Position des Koma-
Korrektors zu finden. Der Fokus von Newton-Systemen liegt oft zu nahe an der Tubus-Wand, was die Messung ungemein
erschwert.
Fazit:
Bei einem Newton + KomaKorrektorSystem sind sehr viel mehr Hürden zu überwinden, um zu gesicherten Ergebnissen
zu gelangen, es ist also sehr zeit-intensiv.
Wo ist nun die optimale Position des Flattner auf der OAZ-Skala?
Mit dem Kipp-Tisch untersucht man die Abbildung im Bildfeld, indem man einen möglichst großen Kipp-Winkel bzw.
Bildwinkel wählt. Am Rand stellt sich damit zugleich Vignettierung ein, die man extrafokal gut sehen kann.Der Abstand Flattner zum vorderem Objektiv ist vermutlich zunächst nicht in der optimalen Position und damit zeigt
die OAZ-Skala mit dem Flattner einen falschen Wert an. Für diesen Fall bekommt man eine sehr schlechte Abbildung
mit Koma- und Astigmatismus-Figuren, die sich erst bessern, wenn man Flattner in die optimale Position/Abstand
verschiebt. Erst dann wird die Abbildung so "schön", wie auf der opt. Achse - und das wäre dann das Ziel, wenn es
sich um einen "perfekten" Flattner handelt.
Erst wenn dieser optimale Abstand zum vorderen Objektiv erreicht ist, verbessert sich die Abbildung des künstlichen
Sternhimmels "schlagartig". Davon abhängig ergibt sich dann auch der richtige Abstand Flattner zum Fokus. Diesen
Abstand vorderes Objektiv zum Flattner sollte man aber möglichst genau beibehalten, sonst ändert sich erneut die
Abbildung des Gesamt-Systems. Ich gebe deshalb immer zwei Abstands-Werte an:
a) der Abstand auf der OAZ-Skala in Einheiten
b) der Abstand Flattner zum Fokus
C) Wie wird der Abstand Fokus - Flattner-Bezugsfläche ermittelt?
Die Lichtquelle/künstlicher Sternhimmel und die Abbildung im Okular liegen in einer Ebene. Das wäre zugleich die spätere Bild-
ebene des Kamera-Sensors. Wenn also das Bild im 3.6 mm Okular "scharf" gestellt ist, dann muß man nur noch den Abstand
messen von dieser Bildebene zur Bezugsfläche des Flattner im Okular-Auszug. Dazu ist ein 6 mm Meßstift in der Artificial Sky
Einheit eingebaut. Die AST-Einheit ohne und mit Okular.
Die letzte Fläche des OAZ bildet in unserem Fall zugleich die Bezugsfläche des Flättners, da dieser bündig in den 2" OAZ einge-
schoben wird. (Es könnte aber auch die letzte Kante des Flattners vor dem Außen-Gewinde genommen werden, die in unserem
Fall mit der letzten Fläche des OAZ zusammenfällt. Dazu benutzt man die 6 mm dicke Hilfsleiste, die man mit einem 2-inch
Zylinder in den OAZ steckt, wie im Bild zu sehen. Mit dem 6mm Meßstift, den man von hinten in die Bohrung einführt, kann man
nun den Abstand von der Rückseite des AST-Rechteckrohres bis zu dieser 6 mm Leiste bestimmen. In unserem Fall ergibt die
Länge 122.7 mm. Dazu muß zunächst die Dicke 6 mm der Hilfs-Leiste dazu-addiert werden. Von diesem Betrag zieht man die
Differenz zwischen Rückseite und Bild-Ebene ab und erhält den Fokusabstand des Flattners zur Ebene des Bildsensors, in
unserem Fall 106.1 mm, also ca. 106 mm. Das folgende Bild zeigt den Meßvorgang.
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Das sind die dazu notwendigen Einzelteile: Die Hilfsleiste wird mit dem 2-inch Zylinder in den OAZ gesteckt. Der 6 mm Meßstift in
die dafür vorgesehene Bohrung in der AST-Einheit rechts. Mit dem Fixier-Zylinder fixiert man die Länge des Stiftes.
Von rechts wird der Meßstift in die dafür vorgesehene Bohrung geschoben.
Zur Sicherheit empfiehlt es sich, diese Abstands-Messung auch noch über den Foucault-Test durchzuführen: Sicher ist sicher.
Links deshalb die Schneide unter der Markierung 106 mm und rechts die Flattner-Bezugsfläche, der in diesem Fall bündig zur
letzten Fläche des OAZ eingesetzt eingesetzt wird. Damit kommen beide Messung zu fast übereinstimmenden Ergebnissen.
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Bei der richtigen Positionierung des Flattners entstehen also zwei wichtige Abstände:
a) der richtige Abstand vorderes Objektiv zum Flattner, was über die OAZ-Skala kontrolliert werden kann, und
b) der daraus resultierende Abstand Flattner zum Fokus des Systems mit ca. 106 mm.
(Ist der Flattner bündig in den OAZ eingeschoben, so zeigt sich auf der OAZ-Skala für diesen Fall der Wert 30 Einheiten.)
Bei einem normalen Petzval-System ist der Abstand vorderes Objektiv zu Flattner "einbetoniert" also unverrückbar fix, also nicht
mehr veränderbar. Die eigentliche Fokussierung erfolgt erst nach dem Flattner bzw. dem zweiten Korrektur-Glied. Bei den
Refraktor-Kombinations-Systemen wird dieses Prinzip leider ignoriert gegen alle Regeln der Optik-Rechnung.
Diese Systeme können deshalb nur funktionieren, wenn der optimale Abstand Objektiv zu Flattner weiterhin eingehalten wird.
Dies ist aber nur möglich, wenn der Abstand Flattner zu Fokus stimmt, und dann würde sich bei einer Fokussierung an der
falschen Stelle auch der richtige Abstand Objektiv zu Flattner einstellen. Aber nur dann.
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Herstellung des künstlichen Sternhimmels aus einem kleinen Flat -
Gemessen an der Breite des Fadenkreuzes mit 9µ ergeben sich in den jeweiligen Quadraten genügend enge Sterne, über die man
über den inv TAN (Sternabstand in Mikron / Fokus) die Auflösung des jeweiligen opt. Systems rechnen kann. Vorher wird man die
Abstände nach dem Einbau nochmals unter dem Mikroskop vermessen, und dieses Bild dann immer beibehalten. Genauso exakt
läßt sich dann die Abbildung in den Ecken eines fotografischen System ermitteln. (Auch über eine Interferogramm-Auswertung in
den Bild-Ecken kann man über den Strehl den optimalen Abstand des Flatteners zum vorderen Objektiv und von der Bezugs-Fläche
zum Fokus eines Systems ermitteln.
Das grün umrandete Feld wurde für die oberen Testbilder verwendet, weil es Ähnlichkeiten mit dem Orion-Sternbild hat.
Insgesamt weitere 5 Felder, die für die Berechnung der Auflösung verwendet werden können: Dabei wurde Feld #02 mit
einer 0.001 mm Digital-Meßuhr ausgemessen. Damit läßt sich die Auflösung ähnlich genau ermitteln wie nach der Formel:
Auflösung = 1.22*Lambda_550 nm*206265/Apertur oder Auflösung = 138.4038 / D ; Da die Pinholes sehr klein sind mit ca. 1-5µ
sieht man die Beugungsringe deutlich und alle opt. Fehler lassen sich deutlich darstellen.
Lichtquellen - weitere Berichte hier
Prinzipiell reicht eine 3-5 Mikron große Pinhole, deren Licht man vom Fokus durch das System zum Planspiegel und zurück
schickt, weshalb man vom doppelten Durchgang bzw. doppelter Genauigkeit spricht. Eine einzelne 3-5µ große Pinhole ist
jedoch mit dem Auge schwer zu finden. Deshalb nimmt man eher eine 10 - 20µ große Pinhole, oder aber einen 10µ breiten
Lichtspalt. Beim Artificial Sky Test hat man eine große Anzahl von 5 µ großen Pinholes, die man wiederum mit dem Auge
findet. Entscheident ist, daß die Beleuchtungs-Birne im unteren Teil des jeweiligen Modules das Licht-Spektrum möglichst
kontinuierlich abbildet. Deswegen ist eine LED- Beleuchtung eher ungeeignet, weil sie nur bestimmte Spektral-Linien hat.
Interferometer
Der Bath-Interferometer arbeitet zwar mit einem hohen Kontrast, führt aber durch seinen Bündelabstand von mindestens 5 mm
bei einem großen Öffnungsverhältnis (F4) zu Astigmatismus. Beim Twyman-Green oder Fizeau-Interferometer kann man das ver-
meiden, da beide exakt auf der opt. Achse arbeiten. Da der Bath-Interferometer wegen kleiner Kohärenzlänge auch bei Weißlicht
funktioniert, braucht man dazu aber enge Interferenz-Filter. Mit diesem System kann man besonders auch das Sekundäre Spek-
trum von LinsenOptiken untersuchen.
Zeiss Koordinaten-Kreuztisch
Prüfeinheit für ellipt. Planspiegel
Ein Planspiegel kann im doppelten Durchgang gegen eine Sphäre geprüft werden. Allerdings nicht die Planität, sondern nur auf
Astigmatismus und Regelmäßigkeit. In der Regel ist dieser Test ausreichend als Qualitäts-Prüfung. Der Testaufbau verläuft ähnlich
wie bei der Prüfung einer Sphäre, nur das der Strahlengang über den zu prüfenden ellipt. Planspiegel umgelenkt wird.
Siehe auch:
http://r2.astro-foren.com/index.php/de/11-beitraege/03-newton-systeme-und-verwandte-fragen/204-c011-der-unbekannte-fangspiegel-messung-gegen-eine-sphaere-bei-90-verkippung
Sicherheitshalber prüft man zunächst den Kugelspiegel selbst, ob dieser optisch OK ist, wie links im Bild eingeblendet ist.
Danach fügt man den Planspiegel ein. Das Bild des Artificial Sky Testes sollte dann zu einem ähnlichen Ergebnis kommen. (Oft entsprechen
die Fangspiegel aus mehreren Gründen nicht der erforderlichen Genauigkeit. Es reicht bereits, wenn ein Fangspiegel im Gehäuse klemmt,
bzw. in ihm eingeklebt worden ist.)
Zubehörteile und Zusatz-Geräte zum Prüfen von Optiken
http://r2.astro-foren.com/index.php/de/14-beitraege/06-messtechnik-teil-2-aufbau-diverser-interferometer/693-f142-01-meine-camedia-c5050-und-andere-zusatzgeraete
F105A Strehl versus Mikro-Rauhheit - warum der Strehl nur die Wellenfront-Landschaft darstellt und nicht die Mikrorauhheit
Der Strehl-Wert bildet die Wellenfront-Landschaft ab, wie sie ideal-typisch in den Zernike-Koeffizienten dargestellt wird.
Eine Flächen-Feinstruktur, wie sie typisch für die Mikrorauhheit ist, kommt dort nicht vor. Bereits dieser Sachverhalt macht
klar, daß die Flächenfeinstruktur oder Mikrorauhheit weder im Strehlwert noch in den Zernike-Koeffizienten Eingang finden.
Selbst eine ZYGO-Auswertung liefert nicht wirklich die Rauhtiefe einer opt. Oberfläche ab, weshalb man dafür andere Meß-
verfahren dazu benutzt. Diesen Sachverhalt kann man sich auf einfache Weise deutlich machen.
Der Strehl ist ein anderer Ausdruck für den RMS-Wert, bei dem über eine kleinste Flächen-Einheit der Peak-to-Valley-Wert in Beziehung
zur anteiligen Fläche gesetzt wird. Ein Flächenfehler in der Mitte hat demnach einen kleinen Flächenanteil, am Rand ist dieser Fehler
hingegen größer und hat damit mehr Auswirkung. Mag sein, daß man über einen PhasenShiftInterferometer feinere Flächenstrukturen
darstellen kann, was aber noch nicht die Mikrorauhheit darstellt. Für diese muß man definieren, welche Flächeneinheit man betrachten
will und wie groß in Nanometer die Abweichungen sind. (Mögliche Einheit: mm^2, cm^2 oder dm^2) Für Optiken im Bereich Astronomie
möchte man eigentlich die gesamte Feinstruktur eines Objektivs betrachten und wissen, wie groß deshalb der Streulicht-Anteil ist, der
über die Mikrorauhheit erzeugt wird. Die Mikrorauhheit gehört zur Streulicht-Messung, weil über das Streulicht der Kontrast
eingeschränkt wird. Spielt bei der Chip-Herstellung eine große Rolle.
Über folgende Simulation läßt sich der Sachverhalt einfach darstellen:
In einem Einheitskreis setzt man künstliche Interferenz-Streifen mit einer Linien-Dicke von 5 Pixel, die vom Auswertprogramm
Atmosfringe mühelos erkannt werden. Dabei soll die Punktfrequenz möglichst fein sein, damit die Auflösung möglichst hoch ist.
Die jeweils mittigen violetten Streifen zeigen, daß das Punkte-Muster nicht mehr zu trennen ist.
Fall A: Im ersten Fall liegt keine künstliche Mikrorauhheit vor, und so ergibt sich ein Strehl von 0.999.
Fall B: Nun liegt über den ursprünglich geraden Streifen ein Wellenzug mit einer Höhe von PV L/10, also ein großer Rauhhheitswert.
-------Die Abweichung von 0.001 repräsentiert eher die Unschärfe bei der Auswertung selbst, nicht aber die PV L/10, die man
-------sich als lineare Furchen über die Kreisfläche vorstellen kann. Eine Mikrorauhheit ist das noch nicht.
Fall C: Jetzt wäre der Wellenzug nur noch PV L/20 Wave oder 27.5 nm hoch. Ein ZYGO sollte das durchaus darstellen können.
------ Der Strehlwert ist für diesen Fall 1.000, was wiederum der Unschärfe der Siumation/Auswertung zugeschrieben werden
------ muß, nicht aber dem Strehlwert, der in beiden Fällen eigentlich niedriger sein sollte. Damit geht bereits im simulierten
------ Beispiel die "Flächen-Rauhheit" nicht in den Strehlwert ein, bzw. wird NICHT über den Strehlwert ausgedrückt.
Da aber die Mikro-Rauhheit in der Regel kleinere Werte darstellt, und vor allem auch eine sehr irreguläre Struktur hat, kann man
den Strehlwert leider nicht zu deren Definition verwenden - beginnend bereits mit den Zernike-Koeffizienten, die die Feinstruktur
ebenfalls nicht abbilden, sondern nur denLandschaft-Verlauf. F099 Der Zernike Zoo
Strehl = 2nd e^x(-(2*Pi*RMS)^2) < ----- > RMS = (SQR(+/-(LN(Strehl)))/2/Pi
Bei einem weiteren Beispiel beträgt die Rauhtiefe PV Lambda/10 der Wellenfront. Auf die Wellenfront-Landschaft hat das Beispiel A noch keine
Auswirkung auf den Strehlwert. Auch in Beispiel B, rechts davon, zeigt sich keine signifikante Änderung beim Strehlwert. Erst mit Beispiel C wirkt
sich der Streifenverlauf etwas deutlicher auf die Wellenfrontlandschaft auf, aber noch immer im Unschärfe-Bereich der Auswertung. Erst in Beispiel D
variiert der Streifenverlauf die Wellenfront-Landschaft, weshalb der Strehlwert etwas reduziert wird. Da aber nun die Rauhheit bzw. Rauh-Tiefe weit
unterhalb der hier gezeigten Simulation liegt, kann man damit die Rauhtiefe oder Rauhheit einer opt. Fläche weder ausdrücken noch darstellen.
Geht man von einer perfekten Wellenfront mit einem Strehlwert von 1.000 aus, dann kann eine Abweichung von PV L/10 den Strehlwert nur um
ca. 0.01 variiieren, wie Beispiel D zeigen würde. Die Mikrorauhheit läßt sich deshalb über den Strehlwert nicht darstellen. Da es aber im Grundsatz
um den Streulicht-Anteil geht, der über die Mikro-Rauhheit erzeugt wird, wäre auch der Strehlwert für die Streulichtmessung eine unbrauchbare
Maßeinheit. Man wird einen Weißlicht-Interferometer bemühen müssen.
https://de.wikipedia.org/wiki/Wei%C3%9Flichtinterferometrie
E013 Siehe auch Strehl-Begriff, Dr. Karl Strehl, E006 Der Unfug mit dem polychromatischen Strehl, E017 Strehl+Obstruktion,
Siehe auch F037 - F040
Weitere Berichte:
E013C * Strehl-Fixierung, Strehl-Inflation
E051 * Rauheit nützliche Links: Link_A, Link_B, Link_C, Link_D, Link_E,
E052 * Measurement of Surface Quality 1. Lyot Test 2. FECO 3. Nomarski Interferometer 4. Phase-Shifting Interference Microscope
E053 * Lyot-Test (Texereau, Malacara) Quellen
E054 * Jean Texereau Micromammelonnage OrginalSchrift MärzApril 1950
E055 * Lyot Test with a thin soot filter line
E056 * mein eigener Lyot-Testaufbau mit Filmnegativ Filterlinien TP 2415
E055A * E056A Micromamelonnage Diskussion auf astro-foren
http://www.mikroskopie.de/kurse/dic-theo.htm
F142-02-ArtificialSky-Einheit für TS
F142-01 Meine Camedia C5050 und andere Zusatzgeräte
F041B Artificial Sky Test Unit für Massimo
Emails vom 13Jun15
HAS 12.Juni 2015 Artificial Sky Unit für Teleskop Service
Kostenvoranschlag
Lieber Wolfi,
Das ist der Zeiss Mikrometer-Kreuztisch, den ich für Euch mit 304.57 verauslagt habe. Im Vergleich zu meinem Kreuztisch rechts muß er
noch umgebaut werden:
Anmerkung: Paßt Euch die Stellung der Mikrometer-Schrauben ? Im Vergleich zu meinem Kreuztisch wäre das seitenverkehrt.
- untere Grundplatte mit 3 Schrauben M10x1 mm zum Verkippen und HöhenFeineinstellung
- obere Abschlußplatte mit mindestens 3 M8 Gewinde für Einsteckschuh der Module
- Einsteckschuh für Artificial Sky Module
Für den Umbau an Material und Arbeitskosten zusätzlich 300.- Euro
Für das hier vorgestellte Artificial Sky Module , sodaß es schließlich zum Kreuztisch paßt, Material und Arbeitszeit 500.- Euro
Dieser Kipp-Tisch ist nur dann erforderlich, wenn man die Verkippung vor dem Planspiegel ermitteln will. Es reicht auch,
Die Abbildung am Bildfeldrand zu untersuchen, der ja von irgendeiner Blende seitens Flattener oder OAZ ohnehin begrenzt
wird. Das Bildfeld läßt sich immer über den inv TAN (vignettierungsfreier Durchmesser/Gesamt-Fokus) ermitteln:
Man startet deshalb den Test am Bildfeldrand, indem man dort die opt. Position des Flattners sucht, und kippt dann auf
die opt. Achse zurück, bei der ist in jedem Fall stimmt.
Für einen solchen Kipp-Tisch würde ich dann um 300.- Euro bitten
Für die Einführung würde ich um die Benzin-Kosten nach München und zurück bitten.
Lieferzeit: frühestens Mitte September und später.
Um eine entsprechen de Rückmeldung bitte ich - geht auch hier!
Viele Grüße vom Wolfgang
Hallo Wolfgang,
wir wollen diese Einheit nutzen, Feldtests durchzuführen an Refraktor und Newton Teleskopen und diese
Tests auch mit Aufnahmen des Sterns oder des Sternfeldes im Fokus zu dokumentieren.
Dabei ist beabsichtigt, eine hochaufgelöste Aufnahme des Sterns zu machen:
1. Auf der optischen Achse
2. 1-2 Aufnahmen in definiertem Abstand von der Achse welches dann über den inv. TAN ermittelst wird
z.B. 10mm und 15mm von der opt. Achse.
Ich möchte es Dir überlassen, zu entscheiden, ob wir einen Kipptisch benötigen, um das zu erreichen oder
nicht. Was ich machen kann, ist das Anforderungsprofil zu definieren.
------------
meine Idee:
Das ist, was wir machen möchten:
1. Hochaufgelöste Aufnahmen des künstilichen Sterns Auf der optischen Achse mit Beugungsring
2. 1-2 Aufnahmen des Sterns in definiertem Abstand von der Achse welches dann über den
inv. TAN ermittelst wird. z.B. 10mm und 15mm von der opt. Achse.
3. Einführung in diese Thematik – mit Erstellung von Aufnahmen
Vorhanden ist:
Passende Kamera – wir werden bis dahin verschiedene Tests machen.
Planspiegel
Benötigt wird: Halter für Kamera
Wiege für Fernrohr mit Präziser Verstellung für genaues Errechnen der Abweichungen – soll auch für Newtons
geeignet sein aber auch für sehr kleine Refraktoren mit 65mm Öffnung – ev. 2 Wiegen
Diese Anforderung sollte bitte im Kostenvoranschlag drin sein. Mir geht es da nicht um ein paar Euros rauf oder
runter sondern, daß wir dann ab Deiner Einführung Mitte September oder später in der Lage sein werden, diese
Tests durchzuführen. Was dazu benötigt wird, einfach aufnehmen – Benzinkosten und ev. Übernachtung … kein Problem.
HAS 13.Juni 2015
http://r2.astro-foren.com/index.php/de/basics#F041
http://www.teleskop-express.de/shop/product_info.php/info/p60_TS-Super-RK-Eyepiece---3-6mm-Focal-Length---1-25----MGF2-Coating.html
F142-01 Meine Camedia C5050 und andere Zusatzgeräte
Einleitung: Wie in der Industrie auch, ist Zeit ein kostbares Gut. Der Arbeitsplatz "Opt. Bank" muß so organisiert werden,
daß ein einzelner Mann von einer fixierten Position aus alle wichtigen Zusatzteile in Armlänge "greifen" kann. Kurze
Wege ersparen Zeit und verhindern Unfälle. Viele Komponenten sind Unikate und dürfen nicht kaputt gehen.
In einzelne Sachgebiete sortiert finden Sie hier viele weitere Berichte.
Inhalt
- verwendete Kamera zur Dokumentation
- Teleskop-Wiegen unterschiedlicher Größen
- Flats unterschiedlicher Größe
- Kreuztisch
- Zeiss Koordinaten-Kreuztisch
- Hub-Tische
- Kipp-Vorrichtungs-Tisch für Feld-Untersuchung,
- Lichtquellen und Kepler-Fernrohr
- Artificial Sky Bildfeld-Test,
- Lichtquellen
- Interferometer
- E029 Test-Anordnungen astronomischer Optiken
Olympus Camedia C 5050 Zoom
Diese Kamera begleitet mich seit Jahren, weil
- sich bei der Zoom-Funktion das Objektiv nicht bewegt, und man damit nicht an das Okular anstößt.
- der Zoom-Faktor ausreichend groß ist
- die Auflösung ebenfalls groß genug
- die Einstellung von Hand einfach, und
- die Bilder als Dokument ebenfalls gut verwendbar sind, sodaß ich jeden Tag damit arbeite.
Die Schritte im Einzelnen
- Kamera einschalten: Drehschieber oben rechts
- Quick View drücken für Bild auf Display
- OK drücken und nach links Bild/Pixel-Format wählen 1280x960 Pixel
- linke Seite oben hinteren seitl. Knopf drücken u. auf Helligkeit +2 mit Rädchen unter Power
- linke Seite oben vorderen seitl. Knopf, BlitzModus deaktivieren mit Rädchen unter Power
- oben links AF auf MF mit Rädchen stellen, danach mit Pfeiltasten über OK auf unendlich stellen
- OK wählen und mit rechtem Pfeil ins KameraModus Menue:
- Drive / BKT
- ISO 400
- Digital Zoom ein- wahlweise auf Wählscheibe oben rechts "S" oder "M" (Verschlußzeit bis 16 Sek.)
Die Camedia im Einsatz
Drahtauslöser ist Eigenbau, Verlängerung und Kipp-Möglichkeit ebenfalls - alles funktioniert
Der Arbeitsplatz wird immer von der Stirnseite bedient. Alles ist in Griffweite angeordnet für einen Ein-Mann-Betrieb, wegen Zeitersparnis !
Durch den Regal-Unterbau ergibt sich eine stabile Lösung - trotz Schwing-Boden.
Teleskop_Wiege
E069 * Zeiss Plan-Werkstattspiegel Nr. 22
Planspiegel: 400 mm Durchmesser
Planspiegel 250 mm Durchmesser
Zeiss Werkstatt-Spiegel 220 mm Durchmesser
Kreuztisch
Der Kreuztisch kann in vielerlei Hinsicht variiert werden: Weitere Informationen bei F071
Siehe auch hier, und hier Bewegungs-Achsen; siehe auch hier;
Hub-Tische
Artificial Sky Bildfeld-Test für die Astro-Fotografie
Einführungs-Bericht, weitere Berichte bei Basics/F041, Das Test-Module bis F6, induzierter Astigm, Umbau wegen Astigm,
F041B Artificial Sky Test Unit für Massimo ;
ArbeitsSchritte Bildfeld-Test- Planspiegel aufbauen, Kipp-Einrichtung+Tel_Wiege aufstellen, auf Null-Position Kipp-Einrichtung stellen
- Teleskop + Flattener vor Planspiegel kollimieren
- Artificial Sky Test hinter Flattener einrichten
- Kipp-Einrichtung auf max. mögl. Kippwinkel stellen
- Artifici Sky Test nachjustieren
- Abstand auf OAZ-Skala variieren bis Abbildung wie auf opt. Achse
- Ergebnis foto-dokumentieren
- Kipp-Eiinrichtung auf Null zurück und ebenfalls dokumentierenDauer ca. 1/2 Stunde und weniger
Herstellung des künstlichen Sternhimmels aus einem kleinen Flat
Gemessen an der Breite des Fadenkreuzes mit 9µ ergeben sich in den jeweiligen Quadraten genügend enge Sterne, über die man
über den inv TAN (Sternabstand in Mikron / Fokus) die Auflösung des jeweiligen opt. Systems rechnen kann. Vorher wird man die
Abstände nach dem Einbau nochmals unter dem Mikroskop vermessen, und dieses Bild dann immer beibehalten. Genauso exakt
läßt sich dann die Abbildung in den Ecken eines fotografischen System ermitteln. (Auch über eine Interferogramm-Auswertung in
den Bild-Ecken kann man über den Strehl den optimalen Abstand des Flatteners zum vorderen Objektiv und von der Bezugs-Fläche
zum Fokus eines Systems ermitteln.
Insgesamt 5 Felder, die für die Berechnung der Auflösung verwendet werden können: Dabei wurde Feld #02 mit einer 0.001 mm
Digital-Meßuhr ausgemessen. Damit läßt sich die Auflösung ähnlich genau ermitteln wie nach der Formel:
Auflösung = 1.22*Lambda_550 nm*206265/Apertur oder Auflösung = 138.4038 / D ; Da die Pinholes sehr klein sind mit ca. 1-5µ
sieht man die Beugungsringe deutlich und alle opt. Fehler lassen sich deutlich darstellen.
Lichtquellen - weitere Berichte hier
Prinzipiell reicht eine 3-5 Mikron große Pinhole, deren Licht man vom Fokus durch das System zum Planspiegel und zurück
schickt, weshalb man vom doppelten Durchgang bzw. doppelter Genauigkeit spricht. Eine einzelne 3-5µ große Pinhole ist
jedoch mit dem Auge schwer zu finden. Deshalb nimmt man eher eine 10 - 20µ große Pinhole, oder aber einen 10µ breiten
Lichtspalt. Beim Artificial Sky Test hat man eine große Anzahl von 5 µ großen Pinholes, die man wiederum mit dem Auge
findet. Entscheident ist, daß die Beleuchtungs-Birne im unteren Teil des jeweiligen Modules das Licht-Spektrum möglichst
kontinuierlich abbildet. Deswegen ist eine LED- Beleuchtung eher ungeeignet, weil sie nur bestimmte Spektral-Linien hat.
Interferometer
Der Bath-Interferometer arbeitet zwar mit einem hohen Kontrast, führt aber durch seinen Bündelabstand von mindestens 5 mm
bei einem großen Öffnungsverhältnis (F4) zu Astigmatismus. Beim Twyman-Green oder Fizeau-Interferometer kann man das ver-
meiden, da beide exakt auf der opt. Achse arbeiten. Da der Bath-Interferometer wegen kleiner Kohärenzlänge auch bei Weißlicht
funktioniert, braucht man dazu aber enge Interferenz-Filter. Mit diesem System kann man besonders auch das Sekundäre Spek-
trum von LinsenOptiken untersuchen.
Zeiss Koordinaten-Kreuztisch
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F041C Artificial Sky Test bei SC, RC und Cassegrain-Systemen
Siehe auch hier unter Artificial Sky Test
http://de.wikipedia.org/wiki/Rayleigh-Kriterium
http://de.wikipedia.org/wiki/Aufl%C3%B6sung_(Mikroskopie)
http://rohr.aiax.de/02-OptischeGeometrie.pdf (Quelle: Uni Regensburg)
Die folgenden Beispiele zum Artificial Sky Test sind in der Zeit vom von Pent10_Jun2012 bis Pent16_01Mai14 angefallen.
Sie dienen als Vergleichsmöglichkeit für Testergebnisse aus gleichen oder ähnlichen Systemen. Aus dem Artificial Sky
Test läßt sich u.a, fotografisch die Auflösung ermitteln: F043B Auflösung bei Rayleigh - Dawes
Grundlage für diesen Test ist ein kleiner 2x2 mm^2 großer Planspiegel. Er hat Fehler in der Beschichtung in Form von 3 bis
5 Mikron kleinen Pinholes. Das folgende Bild zeicht diese unter einem Mikroskop. Auch sind Durchmesser und Abstand
dieser Löcher genau vermessen, sodaß man über inv.TAN[BildfeldAbstand/Brennweite] jeweils die Auflösung über das
Foto berechnen kann. Weil die Punkte einen sehr kleinen Durchmesser haben, lassen sich in einer Art Eingangs-Test alle
wichtigen opt. Fehler sofort erkennen:
- Astigmatismus erzeugt im Fokus ein Kreuz
- Achs-Koma/Zentrierfehler stört die Rotations-Symmetrie der Beugungs-Ringe
- Sphärische Aberration verschiebt die Energie in die Beugungsringe, sie sind deutlicher zu sehen.
- Obstruktion erkennt man ebenfalls in "stärkeren" Beugungs-Ringen
- Streulicht reduziert die klare Abbildung .
Das Objekt A hat ausreichende Merkmale und eignet sich hervorragend für diesen Test, besonders durch den jahrelangen Vergleich.
Schmidt-Cassegrain-Systeme:
Dieses System ist ein typisches Massenprodukt und leidet hauptsächlich unter der Floatglas-Schmidtplatte und der
Retouche des Sekundärspiegels. Rest-Astigmatismus entsteht entweder über die Lagerung des Sekundär-Spiegels,
und eher selten über die Lagerung des Hauptspiegels.
Hier sieht man einen Rest-Astigmatismus auf der opt. Achse: vermutlich Lagerung von HS oder Sekundärspiegel
-
Die Fokuslage und die HS-Verkippung spielt bei der Abbildung eine Rolle.
-
Für visuellen Gebrauch eher unbefriedigend
-
Mit dieser Abbildung kann man visuell und fotografisch zufrieden sein
-
Hier wäre ein unbedeutender Rest-Astigmatismus im Spiel
-
perfekte Abbildung
-
ganz geringer 3-eckiger Rest-Astigmatismus
-
perfekte Abbildung
-
perfekte Abbildung
-
perfekte Abbildung
-
Ein ausgesuchtes und perfektes C11
-
ein Fall von Serien-Streuung bei C11's. Rechts spielt Rest-Astigmatismus und Streulicht eine große Rolle
-
Die Lagerung des Sekundär-Spiegel war fehlerhaft
INTES - Maksutow-Systeme:
Optisch sind diese Systeme fast unschlagbar und werden nur von teuren Super-APO's übertroffen.
Nahezu perfekte Abbildung. Der Quotient aus der "Dreiergruppe" und der Brennweite ergibt über inv TAN die Auflösung
Für visuellen Gebrauch eher unbefriedigend
Maksutov-Systeme haben in der Regel "die Nase vorn"
Der HS-Test zeigt, der Hauptspiegel hat keinen Rest-Astigmatismus
Auch hier ist die Abbildung perfekt; die fotografische Auflösung (Chip) ist um den Faktor 3 niedriger
Das Öffnungsverhältnis von f15 reduziert die Auflösung der Dreier-Gruppe, in der Rechnung jedoch stimmt der Quotient aus
Bildfeld/Brennweite wieder.
RC-Systeme - GSO und andere
Diese Systeme sind vorranging für die Astrofotografie gebaut. Für visuelle Ansprüche sollte man sich kein RC-System zulegen.
Perfekt für visuell und Fotografie, drei-eckiger Rest-Astigmatismus
gute fotografische Abbildung mit drei-eckigem Rest-Astigmatismus
Vor der Zentrierung sieht man bei den RC-Systemen eine Mischung aus Astigmatismus und Koma
Vor der Zentrierung sieht man bei den RC-Systemen eine Mischung aus Astigmatismus und Koma
Ein Beispiel, wie Obstruktion die Licht-Energie in die BeugungsRinge verlagert
andere Systeme:
Hier war die HS-Lagerung fehlerhaft
das kleinere Öffnungsverhältnis reduziert die Auflösung der Dreier-Gruppe
nach der Zentrierung perfekte Abbildung
perfekte Abbildung
perfekte Abbildung, Farblängsfehler erkennbar im 1. Beugungsring
Koma im Objektiv beseitigt
fast perfekte Abbildung
Abbildung im Vergleich zu den anderen Tests
Auch für die Untersuchung im Bildfeld kann man den Artificial Sky Test gut verwenden
optimale Optik
Glasweg verändert das Sekundäre Spektrum - abhängig vom jeweiligen Design
ED- oder Halb-APO's sind prinzipiell Zweilinser. Schema bei Doublet, dadurch liegt die Schnittweite von Blau und Rot hinter Gelb-Grün.
Aus diesem Grund bekommt man bei SkyWatcher einen roten BeugungsRing.
Bildfeld-Untersuchung:
Zur Untersuchung im Bildfeld wäre der Artificial Sky Test ebenso aussagekräftig: Die opt. Wirkung eines Flattners kann man gut einschätzen.
Hier stimmt die richtige Position nicht.
Die opt. Wirkung des Riccardi Reducers wird hier eindrucksvoll gezeigt. Der Reducer muß aber an der richtigen Position sein !!!
Die opt. Wirkung der TS-Bildfeld-Ebnung kann man hier nachvollziehen
Im Bildfeld hat dieses System eine exakte Abbildung
perfekte Abbildung auf opt. Achse und im Bildfeld; Rest-Astigmatismus im Bildfeld
Zentrier-Fehler - Achskoma
Wie Koma im Fokus aussieht, zeigt dieses Beispiel
Eine deutliche Darstellung der Dezentrierung im Objektiv selbst, was eine Frage der Plättchen ist.
Hier bildet sich auch der Farblängsfehler ab
Erst nach der Optimierung hat dieser APO wieder seine volle Leistung
Bei der Prüfung von ellipt. Fangspiegeln wird zwar immer die Gesamt-Fläche geprüft, aber selten die Gesamt-Fläche benutzt
unterschiedliche Belichtungs-Zeit:
Einschätzung von Koma, wenn der 1. Beuugungsring nicht ganz rotations-symmetrisch ist.
F147 * Lichtspalt und Teilerwürfel
Bei vielen opt. Testverfahren gegen einen Planspiegel (Autokollimation) hat man im Fokus eine Lichtquelle in Form einer Pinhole
5µ - 25µ, schickt das divergente Lichtbündel von hinten durch das opt. System bis zum Planspiegel. Von dort wird das nunmehr
parallele Lichtbündel in Total-Reflektion zurück durch das opt. System geschickt und landet schließlich im Fokus des Systems an
der gleichen Stelle, von der es ursprünglich losgeschickt worden war - im Ideal-Fall.
Bei einem SC- und Maksutov-System ist dies sogar erforderlich, weil über die Blenden bei einem seitlichen Versatz sofort eine
Vignettierung auftritt und das kreis-förmige Bild in eine vignettierte Ellipse verwandelt - immer davon abhängig, ob der Versatz
vertikal oder horizontal erfolgt. Dieses Problem kann man mit einem Teilerwürfel beheben, aber dieser wiederum führt als Fehler
sowohl einen Farblängsfehler und einen kleinen Öffnungsfehler ein, der das exakte Test-Ergebnis ein wenig verfälscht. Je nach
System muß man deshalb unterscheiden, welche Test-Einheit dafür erforderlich ist und welche Fehler sie enthält.Würde man
diesen Kugelspiegel 150 R 611 mit dem Artificial Sky Test prüfen bei einem L_Quelle-FokusBild Abstand von ca, 10 mm dann
würde man Astigmatismus in der Abbildung erkennen, sodaß man diesen Test exakt auf der opt. Achse durchführen muß
und deswegen ein 7 mm Teilerwürfel erforderlich ist. Das ist der Grund, warum man den Foucault-, Ronchi- und Lyot-Test mög
lichst ohne weitere opt. Komponenten durchführt um farbige Effekte zu vermeiden.
-
Bei diesem Test wird ein 5 mm Umlenkspiegel verwendet, um den 10µ großen Lichtspalt vertikal umzulenken. Damit entsteht ein vertikaler
Versatz von Lichtquelle - FokusBild von ca. 10 mm. Bei manchen Systemen ist das schon zuviel.
-
In diesem Fall entsteht ein farbfreies Foucault-Bild das als Vergleich für die nächsten Versuche gilt.
-
Sowohl das Foucault- wie das Ronchi-Testbild entsprechen einander: Bei ca. 70% vom Durchmesser hat das Bild eine flache "Rinne", die sich beim
Ronchi-Bild intrafokal 13 lp/mm als zarten bauchigen Verlauf der senkrechten Streifen erkennen läßt. Ein Beispiel, wie empfindlich beide Tests
eigentlich sind. Damit hat man zwei Ergebnisse, die ohne eine Glas-Komponente dazwischen entstanden sind.
-
Die einfachste Lösung wäre nun, hinter diesen 10µ Lichtspalt, dem außer einem kleinen Umlenkspiegel weiter nichts passiert ist, einen
17 mm Teilerwürfel dahinter zu stellen, wobei die Lichtmenge auf ca. 1/4 reduziert worden ist: Auf dem Hinweg 1/2, auf dem Rückweg
ebenfalls 1/2. Der Vorteil dieser Lösung, dieser Würfel läßt sich leicht einstecken und entfernen.
-
Überraschenderweise macht sich der Farblängsfehler im Foucault-Bild deutlich bemerkbar. Genau das ist der Grund, warum ich Teilerwürfel
in einer solchen Testanordnung zu vermeiden suche. Ein Teilerplättchen wäre in diesem Fall opt. die bessere Lösung, aber die exakte Positionie
rung ist sehr viel aufwändiger. Dieses Bild erinnert auch an die farbigen Foucault-Bilder, die man bei Refraktoren-Tests bekommt.
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Auch das Ronchi-Bild zeigt Farb-Effekte als Hinweis, daß noch irgendein Glasweg im Spiel ist. Nun kann man diesen Glasweg reduzieren,
wenn man einen Teilerwürfel von 7 mm Kantenlänge benutzt.
-
Aus mehreren Gründen ist deshalb nun die "flache" Einheit entstanden. Flach deshalb, damit man bei manchen Systemen näher
an den Fokus kommt, ein 7 mm Teilerwürfel wegen der Farbeffekte und schließlich ein 5µ gelaserter Lichtspalt, der den Kontrast
beim Ronchi-Bild erhöht, weshalb die Genauigkeit und Auswertung ansteigt.
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Weil also der Glasweg von 17 mm auf 7 mm reduziert worden ist, ist auch der Farbeffekt deutlicher zurückgegangen. Die vertikalen
Artefakte müssen entweder dem Würfel oder dem 5µ Lichtspalt zugeordnet werden.
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auch das Ronchi-Bild hat weniger störende Farbeffekte.
-
Zur Herstellung dieser Foucault-Einrichtung sind sehr viel Einzel-Schritte an Drehbank und Fräsmaschine erforderlich im Arbeitsbereich
eines Feinmechanikers. Man stellt solche Module am besten selbst her, wenn man lange genug nachdenkt: Manche Systeme haben einen
sehr "kurzen" Fokus, bei dem man die Lichtquelle möglichst nahe an das Teleskop rücken muß. Die Vignettierung z.B. bei Maksutov-
Systemen erfordert einen Testaufbau exakt auf der opt. Achse, ebenso, wenn man eine Optik zentieren will, also nicht nur für SC-Systeme.
Statt des üblichen 40x40 mm Rechteck-Rohres, aus dem meine Module aufgebaut sind, wurde eine Seite auf 12 mm Breite verkürzt
mit innenliegenden ALU-Klötzchen, die gut für die Fixierung der beiden Hälften sind und zur oberen Befestigung des Teilerwürfels genutzt
werden können. Das Licht wird von unten über einen 2.2 mm Lichtleiter-Kabel nach oben geleitet, damit die Wärme möglichst im unteren
Teil der Einheit verbleibt. Ob es ein 5µ breiter Lichtschlitz sein muß oder auch 10µ ausreichend sind, muß ich noch ausprobieren.
F041B Artificial Sky Test Unit für Massimo
Weitere Berichte zum Thema
Artificial Sky Test - Anfangsbericht
Einzel-Beispiele zum Artificial Sky Test
Das Test-Module bis f/6 Lichtkegel
Refraktor als Foto-Maschine
C14-Beispiele
weitere Beispiele
Test-induzierter Astigmatismus Bild 02
Die Herstellung einer Artificial Sky Test Unit ist eher die Arbeit eines Uhrmachers. Das entscheidende Bauteil ist ein kleiner 4x5 mm^2 Planspiegel,
dessen Oberfläche winzige kleine Pinholes enthält in der Größe vom 1 - 5 Mikron. Zusätzlich sind auch die Abstände unterschiedlich, also ebenfalls
im Bereich von 5 - 20 Mikron und mehr. Damit lassen sich unter Höchstvergrößerung eines 3.6 mm Okulars sowohl die wichtigsten opt. Fehler dar-
stellen, aber auch sehr sicher die opt. Auflösung ermitteln. Dazu braucht man den Mindestabstand zweier Doppeltsterne auf diesem Artificial Sky
Test in Mikron und die Brennweite des opt. Systems. Die Formel: Auflösung = INV TAN(Abstand DoppelSterne/Fokus)
Das folgende Setup zeigt das übliche Schema: Eine Sphäre von 150 R 600 bildet den perfekten Prüfling, in deren Fokus/Krümmungsmittelpunkt
die Lichtquelle des Artificial Sky Testes steht, mit gerade mal 2 mm Durchmesser. Bei Systemen mit großer Öffnung - die 150 R 600 Sphäre
bildet bereits ein solches System von R4/F4 - muß man exakt auf der optischen Achse prüfen, wenn man Test-induzierten Astigmatismus vermeiden
will. Ein Teilwürfel mit 7 mm Kantenlänge läßt sich daher nicht vermeiden. Das Foto zeigt also im Fokus der Sphäre die Artificial Sky Test Unit mit
dem 3.6 mm Okular, durch das man auch die Testergebnisse fotografieren kann.
Mit dem oberen Setup entstand dieses Foto. Eingeblendet als Vergleichs-Maßstab ein enges 3-fach "Stern-System" , da unter einem Mikroskop exakt vermessen worden war.
Wer es noch genauer haben will, müßte auch diese neue Artificial Sky Test Unit nochmals vermessen. Jedes dieser Test-Einheiten ist ein "Individuum". Nur unter großen Mühen
wird man diese kleinen Flats reproduzieren können, weshalb die Suche unter einem Mikroskop kostensparender ist. Man sucht sich also auf diesem kleinen Flat einen "offenen
Sternhaufen" heraus, und später eine geeignete Konstellation von Einzelsternen. Das Foto zeigt mindestens eine von drei guten Lösungen. Zwei weitere findet man am Ende
des Berichtes.
Die "Zutaten" zu dieser Einheit wird zunächst in einer Box gesammelt:
Ein 3.6 mm Okular, einen 7 mm Teilerwürfel, ein 12V Halogen Auto-Lämpchen, mehrere kleine Planspiegel, die unter dem Mikroskop bereits vorselektiert worden sind.
Alu-Kleinteile, wie Rechteckrohr, Platten und Winkel, die später auf Drehbank und Fräsmaschine weiter bearbeitet werden.
Unter ca. 50-facher Vergrößerung muß man nun geeignete Flächen selektieren, was nur unter dem Mikroskop erfolgreich ist.
Am unteren Ende des 40x40 mm (125mm lang) Rechteckrohres wird eine 12V Autolampe als Lichtquelle eingebaut - mit einer Sicherung, daß das Zuleitungs-Kabel nicht bricht.
Zur oberen Einheit schirmt eine Wärmeschutzplatte die hohen Temperaturen etwas ab. Störendes Fremdlicht beim Prüf-Vorgang wird ebenfalls vermieden.
Bei diesem Foto war eine Reihe von Arbeiten bereits erledigt.
Der Teilerwürfel/Cube ist auf einem ALU-Sockel fixiert, und muß nur auf die entsprechende Inbus-Schraube M5 aufgesetzt werden. Damit ist der Würfel mittig an der richtigen
Position. Rechts daneben findet das Okular seinen Platz, über entsprechende Anschlag-Flächen fixiert, um Verkippung zu vermeiden.
Der Teilerwürfel/Cube spiegelt a) das Bild des Artificial Sky Flats auf die opt. Achse ein, und leitet b) das vom Kugelspiegel/Sphäre kommende Bild an das Okular weiter.
Dahinter läßt sich das Bild studieren, das über ein opt. System verändert wird.
http://r2.astro-foren.com/index.php/de/14-beitraege/06-messtechnik-teil-2-aufbau-diverser-interferometer/68-einzelbeispieleartifiicialskytest
In dem Feld von ca. 2mm Durchmesser des Artificial Sky Plättchens lassen sich weitere Bereiche finden, mit denen man gut testen bzw. messen kann.
Man findet sogar Pinholes mit nur 1 Mikron und kleiner.
ein weiteres Beispiel, immer abhängig davon, was man damit untersuchen will.
Die unteren Kommentar-Zeilen kann man gerne für eine Rückmeldung benutzen.
F054B Überlegungen zu Microrauhheit und deren Messung
Beurteilungs-Kriterien von Newton- und anderen opt. Systemen - Flächenrauhheit
Rauhheit Oberfläche C003, Rauhheit Oberfläche E049, F054B * Microrauhheit
Alluna 20-inch F4, ExtremBeispiel C004, 20"DobHut C008, C009 R_Box , Unterschiede bei Spiegel-Setups,
C011+Referenz-Sphäre, ellipt. Flats testen C012, ellipt. Flats C013, ellipt. Flats C014, das TestModule C015, Koma bei Newton-HS
AstroKamera I und II, C025 Reklamation 12" Newton , ~.de>Link, Rohr_Newton 12.5" ICS, F069A vertikale Prüfung,
C064 Carl Zambuto, H104 Spiegelrauhheit im Vergleich, F053A Micromamelonnage Save, LyotTest E053-E056A, F054A Alois
F059 Auflösung opt. Systeme, Formel: Dawes/Rayleight, Zit_VernetArcan
Vorwort
Bei dieser Thematik geht es um die Flächen-Rauhheit/Glätte bei Spiegel-Systemen, also in einem Bereich von spiegelnden
Einzelflächen. In diesem Fall sollte die Feinstruktur (micromammelonnage) so gut sein, daß sie wenig bis gar kein Streulicht
verursacht. http://de.wikipedia.org/wiki/Fotolithografie_ Wir nähern uns also den Anforderungen der Halbleitertechnik, die
hohe Ansprüche an die Oberfläche der abbildenden Optik stellt. Diese Diskussion bezieht sich deswegen primär auf Spiegel-
Systeme wie Newton- Cassegrain- Maksutov- und ähnliche Systeme. Für reine Linsen-Systeme, bei denen das Licht nicht
reflektiert sondern gebrochen wird, ist die Flächengenauigkeit eher garantiert, weil es hier a) Sphären sind und b) durch die
Lichtbrechung weniger Streulicht erzeugt wird.
Prinzipiell ist es eine Streulicht-Diskussion, weil weniger Streulicht den Bild-Kontrast erhöht. Eine Vergleichsmöglich-
keit über das Streulicht ist deshalb sinnvoller, als über Nanometer-Angaben einer inhomogenen Rauhheits-Struktur.
Ein quantifizierter Lyot-Test liefert deshalb keine belast- und vergleichbare Index-Zahl.
Optiken für die Fotolithografie
Streulicht-Anteil
http://www.astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=159361
Es ist prinzipiell eine Streulicht-Diskussion dadurch, daß bei spiegelnden optischen Fläche je nach Glätte der Fläche der
Streulicht-Anteil unterschiedlich hoch sein kann. Dabei ergeben sich mehrere prinzipielle Probleme:
http://r2.astro-foren.com/index.php/de/12-beitraege/04-zweispiegel-systeme-astrofotografie/70-kap-04-vergleich-von-sc-systemen-ueber-foucault-und-lyot-test
Diese Übersicht zeigt bereits, daß die Flächen-Struktur von Spiegel-Systemen und deren einzelnen Komponenten keine
gleichmäßig verteilte, also homogene "Rauhheit" haben, sodaß es sehr schwierig ist, das Aufkommen von Streulicht den
typischen Merkmalen zuzuordnen. Was erzeugt also mehr Streulicht: Sind es die "groben" Störungen, wie sie aus der
unbearbeiteten Seite der Schmidtplatte selbst kommen oder von der Retouche der Schmidtplatte, mehr noch von der
Retouche des Sekundär-Spiegels? Wie wirkt sich in der Regel die Feinstruktur des sphärischen Hauptspiegels aus?
Warum sind Maksutovs mit sphärischen Flächen in der Regel kontrastreicher, weil der Streulichtanteil geringer ist?
Man kann deshalb die Diskussion prinzipiell in zwei Richtungen führen:
a) man versucht die Bilder des Lyot-Testes (Link oben) zu quantifizieren, wobei dieses Verfahren zwar Werte im Nano-Bereich
ermittelt, aber bereits hier aussagekräftige Durchschnittswerte wenig bis gar keine Information abliefern zum Streulicht-Aufkommen.
b) man versucht das Streulicht-Aufkommen selbst zu quantifizieren und bekommt dadurch einen Maßstab, dessen Ursache
die Glätte der Fläche selbst ist. Ziel wäre dann über die Flächen-Glätte einen Parameter für Streulicht zu bekommen, dem
dann die Flächenrauhheit nur noch zugeordnet werden müßte, indem man einen Durchschnitts-Wert der Fläche über ein
Weißlicht-Mikroskop ermittelt. Dann hätte man aber sehr homogene Flächen, also ganz anders als im oberen Link gezeigt.
Es geht also um die Quantifizierung des Streulichtes und damit dessen Einfluß und Vergleichbarkeit.
Ronchi-Test als Streulicht-Indikator
http://rohr.aiax.de/hp_new/ronchigittertest.php
Der allseits bekannte Ronchi-Gitter-Test hat ein Merkmal, an dem man besonders gut den Anteil des Streulichtes erkennen kann:
In den dunklen "Linien" des Ronchi-Grammes bilden sich Beugungslinien, die sehr gut Auskunft darüber geben, wie glatt, also
ungestört die Politur einer opt. Fläche ist. Im Folgenden sind Beispiele gezeigt, wie unterschiedlich die RonchiGramme ausfallen,
je nach "Glätte" der Spiegelfläche.
Besonders glatte Zambuto-Spiegel. Wie im Bericht erkennbar, fällt bereits im Ronchi-Gitter-Test die Flächen-Gätte durch
folgenden Umstand besonders auf: Daß der Foucault-Test aber auch der Lyot-Test besonders glatt erscheinen, ist der 1. Hinweis
auf eine besonders hochwertige Politur. Sehr viel stärker ist aber das Ronchi-Bild: Die breiten hellen Streifen entstehen über die
Lücken des Ronchi-Gitters, während zwischen ihnen die Fläche eigentlich dunkel sein müßte. Die dünnen hellen Linien dazwischen
sind Beugungs-Linien, die gewissermaßen als dünne Linien die dunklen Flächenstreifen mittig überlagern. Je ungestörter sowohl
diese dunklen Flächen, je ungestörter aber auch die mittigen Beugungs-Linien sind, je ungestörter aber auch die "Kanten" der dicken
weißen Flächen ist, umso glatter und hochwertiger ist die Politur der Spiegel-Oberfläche, und damit der Kontrast eines solchen Newton-Systems.
Das Gegenbeispiel zeigt sich bei einem GSO-Newton-Spiegel. Dieser Hersteller poliert und retouchiert mit radialen Polierstrichen, an denen man den Hersteller jeweils
erkennt. Besonders gut beim Lyot-Test zu erkennen. Diese Art der Politur ist offensichtlich wesentlich "rauher" und stört damit ganz empfindlich das Ronchi-Test-Bild:
Diese Art Politur beeinflußt die Abbildung der dicken weißen Linie, die dünne Beugungs-Linie im dunklen Bereich, sodaß damit bereits eine qualitative Aussage getroffen
werden kann. Eine weitere Aussage gewinnt man über den Artificial Sky Test. Auch hier wird der Bildhintergrund durch Streulicht mehr oder weniger aufgehellt. Dies
trifft besonders für die SC-Systeme zu. Bei Linsen-Objektiven ist das Streulicht-Aufkommen sehr viel geringer, besonders wenn sie sehr farbrein sind, wie bei Takahashi
Apochromaten.
Hier handelt es um den besonders farbreinen Takahashi Super Apochromaten, bei dem das Sekundäre Spektrum noch eine geringe Rolle spielt - aber, und das
ist das Gemeinsame beim Ronchi-Gitter-Test, auch hier sind die Beugungs-Linien wiederum auffallend störungsfrei, weil die sphärische Politur der Einzelflächen
weniger bis gar keine rauhe Flächen erzeugt - eine ähnliche Beobachtung ergibt sich auch bei Maksutov-Systemen. Berichte zu Apochromaten.
Beim Maksutov-Cassegrain-System haben wir es mit einem F10 System zu tun, aber weil die Einzelflächen weitest-gehend störungsfrei sind,
läßt sich dies erneut am Ronchi-Gitter-Test diagnostizieren. Der Ronchi-Gitter-Test ist also ebenfalls ein Indikator, ob ein System glatte Flächen
hat und damit ein hoher Kontrast bei der Bildübertragung zu erwarten ist.
Artificial Sky Test
im Bericht D018 Zeiss-Jena Meniscas 180-1800
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Rauhheit im einfachen Durchgang an einer Sphäre 150 R 611
Während bei den Messungen in Autokolliimation die Fläche im Doppelpaß untersucht wird, also zweimal der Prüfling + einmal der
Planspiegel im Gesamt-Ergebnis, wird bei den folgenden Untersuchungen die Fläche einer Sphäre im einfachen Durchgang untersucht.
Sowohl eine Sphäre, wie auch ein Planspiegel haben ausgesproche glatte Flächen, besonders wenn sie von Feinoptikern mit 40-jähriger
Berufserfahrung hergestellt werden. Die folgenden Bilder zeigen dies an einer Sphäre.
Bei der Untersuchung von Ronchi-Gittern mit 10 lp/mm bis 30 lp/mm erzeugt das Ronchi-Gitter mit 10 lp/mm die besten Ergebnisse,
was vermutlich auch mit der Spaltbreite von ca. 0.01 mm zusammenhängt, während sowohl dunkle Gitterlinien wie helle Gitterlücken
eine Breite von 0.05 mm haben.
Bei dem Testaufbau im einfachen Durchgang und einem Gitter von 10lp/mm überlagert sich die 0.05 breite dunkle Ronchi-Linie mittig durch eine
Beugungs-Linie. Die Restfläche links und rechts sollte möglichst dunkel und ungestört bleiben. Störungen und Flächenfehler bei der Politur werden
bereits bei dem Ronchitest sichbar. Sie können ebenfalls als guter Indikator für Micromammelonnage dienen neben dem Lypt- oder Phasenkontrast-
Test.
Die Licht-Spaltbreite dürfte bei 2-5 Mikron optimal sein. Dazu paßt dann ein 10 lp/mm kantenscharfes Ronchi-Gitter, dessen dunkler Streifen 0.05 mm und die
Lücke dazu ebenfalls 0.05 mm breit sind. Bei der im folgenden Bild gezeigten Anzahl der Linien bilden sich jeweils mittig der dunklen Gitter-Streifen Beugungs-
Linien, während die übrige dunkle Fläche möglichst keine Störungen haben sollte. Die im Lyot-Test bereits sichtbare Micromammelonnage/Flächenfeinstruktur
bildet sich auch beim Ronchi-Test ähnlich deutliche ab. Damit hat man auch ohne den Lyot-Test ein Hilfsmittel, um die Störungen der Fläche zu zeigen. Ein Ver-
gleich mit der Glätte einer Sphäre im einfachen Durchgang wäre ein Maßstab, wie glatt die Oberfläche des geprüften Newton-Spiegels ist. Zambuto-Spiegel
haben eine besonders glatte Spiegel-Oberfläche, wie das obere Foto zeigt. GSO-Spiegel erkennt man an der radialen Politur als Erkennungs-Merkmal. Das
erhöht den Streulichtanteil und reduziert für die visuelle Nutzung den Kontrast. Für die Fotografie stört es eher nicht.
Lyot- und Ronchi-Test zeigen auch in der Flächen-Feinstruktur keine homogene Rauhheits-Struktur, wie es ganz oben das Beispiel von Alois Ortner zeigen
würde. Damit hätte eine Angabe der Rauhheit in Nanometer ein größeres Problem, wie man bei einem Struktur-Mix die aktuelle Rauhheit festlegen will.
Man wird sich deshalb eher einen Streulicht-Indikator suchen müssen, wenn man optische Flächen hinsichtlich Rauhheit vergleichen möchte.
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Die grundsätzliche Frage lautet: Führt die Angabe der Flächen-Rauhheit in Nano-Meter bei Einzelflächen zu einem informativen also vergleichbaren
Ergebnis, oder ist ein wie immer gearteter Streulicht-Vergleich die bessere Lösung nach dem Motto: Je weniger Streulicht, desto besser der Kontrast.
Man darf nämlich nicht vergessen, daß man höchst unterschiedliche Fernrohr-Systeme hat, im einfachsten Fall ein Newtonspiegel-System. Und das
entscheidende Vergleichs-Kriterium die Rauhheit/Glätte der Einzelflächen sein soll, oder aber das vergleichbare Gesamt-Streulicht, von dem der
Kontrast abhängen soll.
Die Streulicht-Untersuchung könnte deshalb der informativere Ansatz sein, mit dem ich mich befassen möchte. Dieser Bericht wächst gewissermaßen
mit bei meinen Untersuchungen.
F054A Alois auf astrotreff zu Phasenkontrast
leer
F136A Pinhole auf der Achse
Pinhole auf der Achse
Bei Schmidt-Cassegrain-Systemen empfiehlt sich wegen der Vignettierung und sonstiger Ungenauigkeit eine
Justage exakt auf der opt. Achse. Auch andere Test sollte man streng auf der Achse durchführen. Aus diesem
Grund entstand vor einigen Jahren diese Pinhole, deren Daten schon lange in meinem Rechner schlummern.
Bei der Zeichnung fehlt im rechten Teil gegenüber dem Pinhole-Zylinder der Halte-Zylinder für den Teiler-
würfel. Das hat damit zu tun, daß es eine erste Umlenkspiegel-Version gab und ich aus guten Gründen auf die
Teilerwürfel-Lösung verfiel, bei der man auf der gegenüberliegenden Seite von einen Teilerwürfel einschieben
kann. Auf späteren Bilder kann man ihn aber erkennen.
Bitte beachten: Es gibt zwei Versionen davon, eine mit Teilerwürfel, und eine mit Um-
lenkspiegel. Bewährt hat sich die Version mit Teilerwürfel, die exakt auf der opt. Achse
arbeitet.
Eine 1 1/4 Steckhülse für SC-Okular-Auszug (nach oben), eine 1 1/4 Zoll Aufnahme für Okulare (nach unten)
links die Steckhülse für den Teilerwürfel-Zylinder, rechts die Steckhülse für die Pinhole.
Der Alu-Würfel, links der Pinhole-Zylinder, rechts der Teilerwürfel-Zylinder mit eingeschobenem Teilerwürfel
Der Pinhole-Halter: zerlegt, darunter die später verworfene Umlenkspiegel-Version
nochmals die Pinhole-Einheit, 0.020 mm Pinhole
die Umlenkspiegelversion, hat sich jedoch nicht bewährt
spätere Erweiterung auf Teilerwürfel-Version - siehe Bohrung rechts
Einheit im Betrieb am Teleskop
F129A Geometrie einer Pinhole
Hallo ma_schl,
aus diesem Grunde habe ich gerade noch eine Zeichnung erstellt.
So schaut das gefaßte Pinhole aus: (siehe die EinEuroMünze zum Vergleich)
Die Geometrie wäre dann so:
Wenn Du das mit dem Trichter hinkriegst, ist das OK.
Jedenfalls sollte das Pinhole-Loch in der Gegend von max. 30 Micron oder
0.030 mm sein. Das Lichtleiterkabel, wie man es bei Conrad Electronics
bekommt, transportiert das Licht fast überall hin, bzw. mußt Du im Zweifel
über eine kleine Spiegelfläche max. 1 mm Durchmesser umlenken.
Quote:
Gute Idee. Bekomme ich da genug Licht durch, um den Spiegel auszuleuchten? (Im Moment geht es nur um den Null Test der Sphäre)
Für diesen Fall wäre ein Lichtspalt noch besser, oder eine Leucht-
diode, die Du mit einer Rasierklinge auf die Hälfte abgeblendet hast. Muß
ich auch noch mal fotografieren. Es gibt sehr viele Möglichkeiten, Licht-
quellen herzustellen, sie müssen nur der Geometrie folgen.
Übrigens: Geschwindigkeit ist für uns kein Problem, solange ich vor dem
Rechner sitze.
F129 Lichtquellen beim Vermessen von AstroOptik Kepler Fernrohr
Lieber Uwe Quanten,
bei manchen Details bitte ich Dich einfach nachzufragen.
Bei der Prüfung von AstroOptiken wird häufig ein künstlicher Stern oder eine sogenannte Pinhole (Nadelloch) verwendet, aus dessen Durchmesser von ca. 15µ bis 250µ ein möglichst homogener, also möglichst gleichmäßig ausgeleuchteter
Lichtkegel austritt. Dieser Lichtkegel wird unterschiedlich eingesetzt: In ca. 150 m Entfernung, wenn man einen 250 mm
Newton-Spiegel f/5 prüfen will: http://rohr.aiax.de/abstand50mA.jpg In diesem Fall hat man nur noch eine Strehlunge-
nauig keit von 0.012. Hier noch einmal nachzulesen. Für diese Prüfanordnung braucht man weder einen Planspiegel noch
einen Teilerwürfel, sondern "nur" eine Meßstrecke von 150 m möglichst frei von Luftturbolenzen. Wesentlich kürzer geht
es, wenn man einen hochgenauen und certifizierten Autokollimations-Planspiegel hat, dessen PtV Fehler bei mindestens
L/10 der Wellenfront haben sollte, wobei sich diese Genauigkeit ganz entscheidend auf auf die Homogenität der Fläche
und nicht auf die "Power", also die Planität des Planspiegels, bezieht. Ein Radius in der Gegend von 1.5 bis 2 km ist über-
haupt kein Problem, aber Zonen in der Gegend von L/8 der Wellenfront würde man schon sehen. Der große Vorteil eines
Planspiegels ist, daß man horizontal messen kann. Dabei muß man großes Augenmerk auf die Lagerung der Spiegel legen.
Eine falsche Lagerung führt ab einem Spiegel von 250 mm Durchmesser bereit einen Fehler von manchmal bis zu 1 Lambda
Astigmatismus ein, weil der Spiegel "in sich zusammenfällt". In diesem Falle dreht man den Spiegel am besten im 5-er
Schritt. Eine andere Möglichkeit ist das Prüfen gegen eine Flüssigkeits-Oberfläche, die einen aber dann in die vertikale
Richtung zwingt, und auch da entstehen neue Probleme mit der Pinhole, dem Kreuztisch etc. Alle diese Gründe führen
dazu, daß außer bei Zeiss, bei den meisten Amateur-Meßtechnikern in der horizontalen Richtung gemessen wird, sodaß
also ein hochgenauer Planspiegel in der Gegend von 10-20 Kilo-Euro nötig wird mit einer sehr glatten homogenen Fläche
und einem hochreflektivem Belag. Meinen ersten 250 mm Plan-Spiegel stellte vor ca. 20 Jahren der allseits bekannte
Eugen Aeppli, Adlikon, her, der sich in den 60- bis 70- Jahren in der europäischen Spiegelschleifer Szene einen Namen
gemacht hatte. Dieser Spiegel dürfte eine Genauigkeit von ca. L/8 PV der Wellenfront haben und dient mir heute zur
Justage von Maksutov-Systemen.
Die Lichtquellen - Grundsätzliches.
Bei der Herstellung von Lichtquellen gibt es sehr viele unterschiedliche Möglichkeiten. In manchen Fällen möchte man diffe
renziert nach verschiedenen Wellenlängen im Spektrum messen, also z.B. bei 550 (532) nm wave im grünen Bereich (e-
Linie = 546.1 nm) oder bei d-Linie (gelb) 587.6 nm, oder C-Linie 656.3 nm oder bei blau = F-Linie 486.1 nm wave. In
diesem Falle würde man hauptsächlich den Farblängsfehler oder den Gaußfehler messen wollen (Spherochromasie =
farbabhängigen Öffnungsfehler) In diesen Fällen behilft man sich mit Weißlicht aus einer Halogen-Lampe und filtert mit
engen Interferenzfiltern. So ist obere Interferogramm-Leiste entstanden. Bei den Laserdioden hat man pulsierendes Licht,
was nicht immer ein Vorteil ist. Ein künstlicher Stern entsteht beispielsweise, wenn man mit einem Laser-Pointer eine ca.
2-4 mm Stahlkugel vom Fahrradhandel anstrahlt. Die Kugel wirkt wie eine Minuslinse und erzeugt den erwünschten Licht
kegel von mindestens f/4. Ronchi-Gitter Messungen sind damit sehr gut durchführbar. In einem anderen Fall kann man
sehr feine Löcher (0.025 mm) in eine weiche Alu-Haushaltsfolie stechen, indem man eine wirklich spitz geschliffene Näh-
nadel kontrolliert auf diese Folie fallen läßt, wobei die Folie auf einer glatten Hartplastikunterlage liegen sollte. Mit einem
Mikroskop sollte man dann den Pinholedurchmesser ausmessen. Derartige Pinholes muß man sehr zartfühlend behandeln,
weil das Aluminium äußerst weich ist und sofort verdrückt werden kann. Sehr viel besser ist es, sich eine der Pinholes für
ca. 50.- bis 100.- € zu kaufen. Das sind Stahlplättchen mit einer Dicke von 0.01 mm bei einem Durchmesser von ca. 10
mm und einem exakt gelaserten Loch von 0.005 bis 0.200 mm und mehr. Diese Plättchen kann man mechanisch weit
besser verarbeiten und kontrollieren. Als Bezugsquellen käme Melles Griot, EdmundScientific bzw. Pörschke, sowie in
England Knight Optical in Frage.
Damit ist die Pinhole-Frage eindeutig definiert und viele überflüssigen Diskussionen erledigt.
Wie leuchtet man eine Pinhole an?
Der Lichtkegel, der durch eine Pinhole tritt, sollte ein möglichst homogen ausgeleuchteter Lichtkegel sein, weil man das
sonst am Sternscheibchen sieht. Also hat man früher eine ganz fein geschliffene Mattscheibe dazwischen-geschaltet, die
von hinten angeleuchtet wurde über einen Linsen-System. Es geht aber mit den Lichtleiterkabeln einfacher, die einen
Querschnitt von ca. 1 mm haben. Schneidet man ein solches Kabel sauber mit einer neuen Catter-Klinge ohne größere
Strukturen ab, dann kann man diese "Lichtquelle" unmittelbar hinter ein derartiges Pinhole setzen und bekommt eine große
homogen ausgeleuchtete Lichtfläche, die für einen f/4 Lichtkegel ausreichend ist. Das schaut in meinem Fall dann so aus:
Links erkennt man in ein Alu-Rechteckrohr eingebaut unten die Lichtquelle, ein 12 V Halogen-Lämpchen, im oberen Teil die
eigentliche Pinhole, hier im Bild.
Verbunden wird beides über das bereits erwähnte Lichtleiterkabel im Alu-Rohr selbst. Rechts auf dem Bild sieht man den
Lichtspalt mti einer Höhe von ca. 0.5 mm, der im übrigen über die Schrauibe links bis auf eine Breite von 0.01 mm ein-
gestellt werden kann. Dieser Lichtspalt wird ebenfalls über ein Lichtleiter-Kabel von hinten angeleuchtet.
Zwischen der eigentlichen Lichtquelle (Pinhole oder Spalt) und dem von der Optik erzeugten Ab-Bild, sollte ein
möglichst kleiner Abstand sein! Auch sollte man weitere optische Elemente wie Teilerwürfel etc. im Strahlen-
gang möglichst vermeiden, um opt. Fehler auszuschließen.
Die Lichtquelle kann man auf diesem Foto sehen:
Über dem Halogen-Lämpchen, das sehr heiß wird, nimmt ein dickes Alu-Klötzchen ein wenig die Wärme auf, obwohl im
Laufe der Zeit, das Lichtleiterkabel zuschmilzt und deswegen ab und zu neu angeschnitten werden muß.
Wofür braucht man einen Lichtspalt?
Ein Lichtspalt hat ein Vielfaches an Licht, wenn man sich nur die Lichtmenge addiert denkt, wenn man die Pinhole in eine
Richtung verlängert. Die Zeigerlämpchen für Diavorträge hatten früher einen einzelnen V-förmigen Lichtfaden und eigneten
sich hervorragend als künstlicher Lichtspalt. Auch die Kante einer Rasierklinge angeleuchtet ergäbe einen Lichtspalt,
ebenso eine dünne Stecknadel. Besser ist natürlich ein einstellbarer Lichtspalt. Besonders für den Ronchi-Gittertest kann
man damit sogar die Flächenqualität von Optiken erkennen. Foucault-, Ronchi-, Lyot- und Spalt-Test lassen sich mit
einem Lichtspalt sehr viel heller und sichtbarer verwenden, weshalb sich der Stern-oder Pinhole-Test auf einen Über-
sichts-Test reduziert und alle übrigen Tests am Lichtspalt besser darstellbar sind.
In meinem Fall sieht die Einrichtung so aus: Über einen Umlenkspiegel leuchtet
das Lichtleiterkabel den Spalt von hinten an.
Der von einer M3 InbusSchraube gehaltene senkrechte "Schiebe-Block" wird
mittels Bandfeder nach links und mittels Stellschraube nach rechts bewegt.
Dadurch ist der Lichtspalt einstellbar.
Der Koordinaten-Meßtisch
ist besonders für die feinfühlige Bewegung der Lichtquelle äußerst wichtig.
Beim Caustik-Tests muß dieser Meßtisch sogar im Mikrometer-Bereich bewegt
werden, was man zusätzlich mit einer entsprechenden Meßuhr gelöst
werden kann. Auch beim Koordinaten Meßtisch gibt es die unterschiedlichsten
Lösungen, die mehr oder weniger genau sind. In meinem Fall ist eine kontrollierte
Bewegung im 0.001 mm Bereich über zwei Achsen möglich. Wichtig wird dies
u.a. beim Ausmessen des Farblängsfehlers, wie er u.a. bei FH-Systemen
auftritt.
In Modul-Form werden die "Licht-Quellen" in den U-förmigen Halter des
Kreuztisches gesteckt, der in mindestens 3 Achse in 0.01 mm bewegt werden
kann. Siehe auch hier und hier.
Autokollimations-Planspiegel
oder andere ebene Referenzflächen
Bei Benutzung eines Planspiegels als Autokollimations-Spiegel muß dieser
mindestens den Durchmesser der Optik-Eintrittsöffnung haben, als 250 mm
für die meisten der Fälle. Bei Flüssigkeiten wird man senkrecht prüfen müssen,
bei einem entfernten künstlichen Stern braucht man keinen Flat aber eine
lange Meßstrecke.
Verwendet man einen Planspiegel, dann muß die Optik exakt vor diesem
Planspiegel justiert werden, was man mit einem Chesire-Okular erledigen
kann.
Für die kurzbrennweitigen CCD-Cameras braucht man schließlich noch ein
verkleinerndes Keppler-Fernrohr in der Gegend von 0.9-fach.
Wer also wirklich in Autokollimation prüfen will, muß entweder in der Vertikalen
prüfen, wie Zeiss das macht, oder aber erbraucht einen hochgenauen Plan-
Spiegel, dessen Qualität er über ein Certifikat genau kennt. Genaue Plan-
spiegel herzustellen, ist eine hohe Kunst. Prüfen kann man das u.a. auf diese
Art: E043 Der Rayleigh-Water-Test
F136 Lichtquellen für optische Tests
Iss denkbar einfach, Don Alfredo: Gucks Du hier: http://www.astro-foren.de/showthread.php?t=5818
Wie Du Dir denken kannst, bevorzuge ich die einfachen Lösungen: In jedem Auto sinn sie drinn, zumindest in den älteren
waren sie drin, und an jeder Tankstelle kriegst Du sie, diese Lampen, nimm gleich 3-4 davon, sie sind nützlich und vor
allem hell uuuuuuuuuuuuuuund, was auch wichtig ist, der/das Wendel ist ziemlich klein, so um die 2 mm Durchmesser.
Wie Du weißt bevorzuge ich eloxiertes Alu-Rechteckrohr, 2-3 mmk Wandung, weil stabil und gut zu bohren und fräsen.
Unten links im ersten Bild erkennt man die Öffnung, durch die man die Halogen-Lampe steckt und mit InbusSchrauben
M4 befestigt. Das hält! Und man kann es auch noch verschieben, wenn nötig. Man könnte mit einem Lichtleiter-Kabel
weitermachen, nur zu dicht an der Lampe iss nix, das mag der Kunstoff nicht so gern, weil er dann schmilzt.
von innen schaut es dann so aus: Hinter der Lampe sitzt in einem anderen Fall ein AluKlotz, der das Lichtleiterkabel hält
und zugleich die Wärme etwas abschirmt.
Dieses Prinzip gilt also auch hier, durch das kleine Loch, 1 mm Durchmesser und gesenkt mit 90° Senker, möglichst nahe
der Lichtquelle, ist noch eine ca. 0.4 mm Pinhole, die ich dann einschiebe, wenn das System justiert ist, sonst find ma
nix. Zwischen dieser 0.4 Lochblende (neudetusch Pinhole) und meinem ca. 120 mm Achromaten, ist genügend Platz,
falls er gebraucht wird. Diese lange Brennweite sorg dafür, daß ein möglichst paralleles Lichtbündel herauskommt.
In Deinem Falle wird aus Deinem 30/120 Achromaten durchs Abblenden ein Super, Super, Super Voll-Apochromat,
in dessen Schärfen-Tiefe alle sekundären Spektren einfach verschwinden. Wirst es sehn. Also beste Bedingungen für
einen Bath-Weißlicht-Interferometer. Die Qualität Deiner IGramme werden sich zu Deiner Freude unermeßlich steigern
lassen. Wie Du weißt, bin ich ein Sicherheits-Fanatiker hinsichtlich der Sicherung von Linsen. Wenn sie kaputt sind,
fehlen sie Dir leider, also lieber etwas vorsichtiger, als hinterher jammern. Konzeptionell wurde der Bath-Interferometer
für normales Licht gebaut. Eine Kerze ginge zur Not auch schon, falls mal der Strom ausfällt. Das haben andere
IMeter nicht zu bieten. Eine 0.001 mm Meßuhr mit mindestens 5 mm Meßbereich wirst Du Dir später sicher noch
zulegen. Dann feiern wir Meßorgien zwischen Nord- und Süd-Bayern unter Zuhilfe-Nahme der Quantenphysik.
Unterschiedliche Lichtquellen und deren Spektren . . .
F137 einstellbarer Lichtspalt - Bilder-Bericht (Massimo)
http://www.astro-foren.de/showthread.php?5818-Lichtquellen-beim-Vermessen-von-AstroOptik
Verstellbarer Lichtspalt
Aufbauend auf einen Bericht vom 16.07.2005 eine weitere Illustration, wie man sich einen einstellbaren Lichtspalt
im Bereich von 0.0 bis 1.5 mm herstellen kann. Im Unterschied zur Pinhole hat man mit einem Lichtspalt bedeutend
mehr Licht zur Verfügung. Verwendet man als Lichtquelle eine Halogen-Lampe aus dem Auto-Zubehör, dann lassen
sich über den farbigen Foucault-Test auch Aussagen zum Sekundären Spektrum von Refraktor-Optiken treffen. Bei
der Herstellung beanspruchen einige Bauteile eine Genauigkeit von 0.01 mm, da sonst die Funktion nicht gewähr-
leistet ist.
Ein Foto in Erinnerung des ersten Berichtes, siehe den Link ganz oben. Der einstellbare Lichtspalt rechts im Bild geht
demnächst an einen bekannten Optik-Rechner im Norden Italiens.
Im Testaufbau wird der einstellbare Lichtspalt im Fokus eines opt. Systems plaziert. Von dort durchläuft das Licht als Lichtkegel (rückwärts) die Optik. Das
Parallel-Lichtbündel, das nach dem Objektiv entsteht, wird von einem davorstehenden Planspiegel wieder zurückgeworfen und kann nach dem zweiten
Durchlauf im Fokus als Abbild der Lichtquelle auf Veränderungen untersucht werden.
Da das Licht das opt. System 2x passiert, sind die Ergebnisse doppelt so genau, wie eine Untersuchung am Stern im Unendlichen.
Im Dia-Rahmen wird das Halogen-Licht über ein Licht-Leiter-Kabel seitlich eingeführt, mit einem kleinen Planspiegel um 90° umgelenkt und beleuchtet den Lichtspalt
von hinten. Dieser wiederum bildet dadurch die Lichtquelle, deren Licht von hinten durch die Optik geschickt wird. Links daneben ist das Abbild dieser Lichtquelle zu
sehen: ein dünner ca. 0.01 mm "Licht-Faden", den man wahlweise mit einem Okular betrachten kann, um
a) den Einfluß von Kontrast und Streulicht zu untersuchen,
b) über den Foucault- oder Messerschneide-Test den Verlauf der opt. Fläche zu prüfen, um
c) mit einem Ronchi-Gitter-Test die sphärische Aberration in Form von Über- oder UNterkorrektur zu untersuchen, um
d) Aussagen zur Glätte von opt. Flächen treffen zu können, und
e) um mit dem Lyot-Test in überdimensionierter Form die Glätte besonders von Newton-Spiegeln untersuchen zu können.
Das entscheidende Kritierium ist jedoch die Genauigkeit des Lichtspaltes selber, dessen beide Schneiden um mindestens 0.01 mm
parallel sein müssen, weswegen man diese Arbeit am besten unterm Mikroskop erledigt.
.
.
Zunächst ein paar Test-Bilder mit dem neuen Lichtspalt: Bei einem Parabol-Spiegel im Krümmungsmittelpunkt (RoC) findet keine Farbzerlegung statt, weshalb
das Bild wirkt, als hätte man die Sepia-Einstellung benutzt. http://de.wikipedia.org/wiki/Sepia_(Fotografie
Nimmt man stattdessen einen kleinen ED-Refraktor von Williams, der ein ausgeprägtes Sekundäres Spektrum hat, dann entstehen sofort Foucault-
Bilder, an denen man die Farbreinheit der Optik sofort abschätzen kann: Je klarer die Farbtrennung zwischen gelb-grün (rechts) und blau-rot (links)
im Foucault-Bild, umso weniger farbrein ist dieser Refraktor. Nimmt man die RGB-Farbauszüge des mittleren Ronchi-Bildes, so läßt sich damit auch
der farbabhängige Öffnungsfehler (Gaußfehler) gut erkennen. http://rohr.aiax.de/foucault-bilder.jpg
Wer sich ein solches Hilfsmittel nachbauen will, dem sei das nächste "Explosions-Bild" gewidmet. Bewährt hat sich als "Träger-Turm" ein dunkel eloxiertes
ALU-Rechteckrohr, an das sich die Einzel-Teile gut befestigen lassen. Damit entstehen sog. Module, die sich während einer Messung gut austauschen lassen.
Von oben wird als Passung eine Abdeckplatte aufgesetzt, die die eigentliche Lichtspalt-Einheit trägt. Damit man die Wärme der Lichtquelle möglichst
reduzieren kann, sitzt die Halogen-Lampe im unteren Teil dieses Rechteck-Rohres. Über ein Lichtleiter-Kabel transportiert man das Halogen-Licht dorthin,
wo es für einen Test im Fokus gebraucht wird. Damit das Lichtleiter-Kabel möglichst nicht stört, wird es seitlich eingeführt, um dann unmittelbar hinter
dem Lichtspalt im 90°-Winkel eingespiegelt zu werden. Die jeweiligen Messerschneiden liefert ein Einweg-Rasierer, dessen Klinge eine Dicke von 0.1 mm
hat und dessen Länge und Breite in einer eigenen Vorrichtung bearbeitet werden muß, damit sich die Fläche nicht verformt. Die Typen-Bezeichnung
der Halogen-Lampe ist ebenfalls eingeblendet, damit man nicht lange suchen muß. Der Vorteil dieser Lichtquelle ist ein helles kontinuierliches Spektrum,
das beispielsweise Leuchtdioden nicht abliefern können. Unten rechts im Bild noch ein kleiner Planspiegel, den man später noch "beschneiden" muß.
.
Für die Einzel-Anfertigung dieser Bauteile muß man schon 3-4 Tages rechnen, mit Pausen, in denen man tunlichst immer gründlich nachdenken muß, weil es eine
genaue Abfolge für die jeweilige Herstellung gibt. Man möchte ja bestimmte Teile nicht doppelt und dreifach herstellen, nur weil man vorher nicht nachgedacht hatte.
Vor einer genaueren Erläuterung also die Ansichten der fertigen Einheit. Der "Slider" oder auch Schieber ist U-förmig und läßt sich mit einer Passung von ca.
0.02 - 0.03 mm auf einem Gegenstück seitlich im Bereich von 1.5 mm hin- und herschieben. An ihm ist der bewegliche Teil der Klingen-Schneide (links) aufgeklebt,
während der andere Klingenteil auf dem ruhenden "Stempel" (rechts) aufgeklebt wird. Im mittleren Bild ist der Stempel weiß schraffiert, der von unten fest verschraubt
wurde mit der 10 mm dicken ALU-Platte, während der Slider/Schieber gelb schraffiert wurde und mit der Rändelschraube fein verstellt werden kann im Bereich von
0 bis 1.5 mm. Als Anschlag dient der Stempel. In dieser Position wäre dann der Lichtspalt geschlossen. Eine Blattfeder drückt gegen den Schieber und hält diesen in der jeweils
gewünschten Position fest. Dazu wurde eigens eine kleine Fläche eingefräst.
.
.
Da die Einheit "einstellbarer Lichtspalt" mit besonderer Genauigkeit hergestellt werden muß, ein paar Anmerkungen dazu.
Die beiden Klingen-Schneiden müssen auf mindestens 0.05 mm in der gleichen Ebene liegen. Sonst wird das Licht von einer Schneide auf die andere Schneide
transportiert und es entsteht lästiges Streulicht, das die Bildqualität mindert. So darf also das Spiel zwischen Schieber und Stempel in der Mitte nur 0.1 mm sein,
also gerade die Dicke der beiden Klingen selbst, wobei der Zwei-Komponenten-Kleber möglichst dünn auf die fettfreien Flächen aufgetragen werden muß.
Nachfolgend eine Kurzbeschreibung der Einzelteile:
A) . . . Grund- oder Deckplatte auf dem die Einheit und die Rückstell-Feder befestigt wird
B) . . . Der (ruhende) Stempel mit der Deckplatte verschraubt und Träger der rechten Klingenschneide, wird abschließend aufgeklebt.
C) . . . Slider oder Schieber mit der beweglichen KlingenSchneide, muß genau eingepaßt werden. Diese Klingenschneide wird zuerst eingeklebt.
D) . . . Rändelschraube zur Feinverstellung (Gewinde 0.5 mm Steigung) Anschlag bildet der Stempel.
E) . . . Blattfeder fixiert den Schieber
F) . . . M3-Schraube drückt den Schieber in die Passung.
G) . . . Planspiegel spiegelt das Lichtbündel um 90°, das den Lichtspalt von hinten beleuchtet.
H) . . . das Lichtleiter-Kabel mit 1 mm Querschnitt und 2.2 mm Mantel-Durchmesser
Alle Teile fertigt man am besten mit einer Kopf-Lupe, wie sie auch ein Feinmechaniker/Uhrmacher benutzt.
Auch noch ein Blick von unten auf die Lichtquelle selbst, die ziemlich heiß werden kann. Deswegen sollte man sie immer nach Gebrauch sofort wieder ausschalten.
Hinter der Lichtquelle schirmt eine 10 mm dicke ALU-Platte die Wärme ab und fixiert exakt über dem Glühwendel der Lampe das LichtleiterKabel in respektvollem
Abstand von ca. 10 mm, da das Kabel an seinem Ende sonst schmilzt.
.
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Die Befestigung der Lampe von außen mit M4 Inbus-Schrauben. Besonders Berücksichtigung erfährt das Kabel der Lampe selbst. Das kann im Laufe der Zeit
abbrechen. Sinnvoll ist es daher, wenn man dessen Bewegung unmittelbar hinter dem Lampenfuß etwas einschränkt. Weils mir passiert ist, habe ich diese Änderung
vorsorglich ebenfalls angebracht.
Meine ganzen Testbilder entstehen seit mindestens 8 Jahren mit einem solchen einstellbaren Lichtspalt.
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Diese Testbilder sind gerade mit dem neuen Lichtspalt entstanden: Test-Objekt ein GSO newton-Spiegel
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F137 einstellbarer Lichtspalt für Massimo
http://www.astro-foren.de/showthread.php?5818-Lichtquellen-beim-Vermessen-von-AstroOptik
Verstellbarer Lichtspalt
Aufbauend auf einen Bericht vom 16.07.2005 eine weitere Illustration, wie man sich einen einstellbaren Lichtspalt
im Bereich von 0.0 bis 1.5 mm herstellen kann. Im Unterschied zur Pinhole hat man mit einem Lichtspalt bedeutend
mehr Licht zur Verfügung. Verwendet man als Lichtquelle eine Halogen-Lampe aus dem Auto-Zubehör, dann lassen
sich über den farbigen Foucault-Test auch Aussagen zum Sekundären Spektrum von Refraktor-Optiken treffen. Bei
der Herstellung beanspruchen einige Bauteile eine Genauigkeit von 0.01 mm, da sonst die Funktion nicht gewähr-
leistet ist.
Ein Foto in Erinnerung des ersten Berichtes, siehe den Link ganz oben. Der einstellbare Lichtspalt rechts im Bild geht
demnächst an einen bekannten Optik-Rechner im Norden Italiens.
Im Testaufbau wird der einstellbare Lichtspalt im Fokus eines opt. Systems plaziert. Von dort durchläuft das Licht als Lichtkegel (rückwärts) die Optik. Das
Parallel-Lichtbündel, das nach dem Objektiv entsteht, wird von einem davorstehenden Planspiegel wieder zurückgeworfen und kann nach dem zweiten
Durchlauf im Fokus als Abbild der Lichtquelle auf Veränderungen untersucht werden.
Da das Licht das opt. System 2x passiert, sind die Ergebnisse doppelt so genau, wie eine Untersuchung am Stern im Unendlichen.
Im Dia-Rahmen wird das Halogen-Licht über ein Licht-Leiter-Kabel seitlich eingeführt, mit einem kleinen Planspiegel um 90° umgelenkt und beleuchtet den Lichtspalt
von hinten. Dieser wiederum bildet dadurch die Lichtquelle, deren Licht von hinten durch die Optik geschickt wird. Links daneben ist das Abbild dieser Lichtquelle zu
sehen: ein dünner ca. 0.01 mm "Licht-Faden", den man wahlweise mit einem Okular betrachten kann, um
a) den Einfluß von Kontrast und Streulicht zu untersuchen,
b) über den Foucault- oder Messerschneide-Test den Verlauf der opt. Fläche zu prüfen, um
c) mit einem Ronchi-Gitter-Test die sphärische Aberration in Form von Über- oder UNterkorrektur zu untersuchen, um
d) Aussagen zur Glätte von opt. Flächen treffen zu können, und
e) um mit dem Lyot-Test in überdimensionierter Form die Glätte besonders von Newton-Spiegeln untersuchen zu können.
Das entscheidende Kritierium ist jedoch die Genauigkeit des Lichtspaltes selber, dessen beide Schneiden um mindestens 0.01 mm
parallel sein müssen, weswegen man diese Arbeit am besten unterm Mikroskop erledigt.
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Zunächst ein paar Test-Bilder mit dem neuen Lichtspalt: Bei einem Parabol-Spiegel im Krümmungsmittelpunkt (RoC) findet keine Farbzerlegung statt, weshalb
das Bild wirkt, als hätte man die Sepia-Einstellung benutzt. http://de.wikipedia.org/wiki/Sepia_(Fotografie)
Nimmt man stattdessen einen kleinen ED-Refraktor von Williams, der ein ausgeprägtes Sekundäres Spektrum hat, dann entstehen sofort Foucault-
Bilder, an denen man die Farbreinheit der Optik sofort abschätzen kann: Je klarer die Farbtrennung zwischen gelb-grün (rechts) und blau-rot (links)
im Foucault-Bild, umso weniger farbrein ist dieser Refraktor. Nimmt man die RGB-Farbauszüge des mittleren Ronchi-Bildes, so läßt sich damit auch
der farbabhängige Öffnungsfehler (Gaußfehler) gut erkennen. http://rohr.aiax.de/foucault-bilder.jpg
Wer sich ein solches Hilfsmittel nachbauen will, dem sei das nächste "Explosions-Bild" gewidmet. Bewährt hat sich als "Träger-Turm" ein dunkel eloxiertes
ALU-Rechteckrohr, an das sich die Einzel-Teile gut befestigen lassen. Damit entstehen sog. Module, die sich während einer Messung gut austauschen lassen.
Von oben wird als Passung eine Abdeckplatte aufgesetzt, die die eigentliche Lichtspalt-Einheit trägt. Damit man die Wärme der Lichtquelle möglichst
reduzieren kann, sitzt die Halogen-Lampe im unteren Teil dieses Rechteck-Rohres. Über ein Lichtleiter-Kabel transportiert man das Halogen-Licht dorthin,
wo es für einen Test im Fokus gebraucht wird. Damit das Lichtleiter-Kabel möglichst nicht stört, wird es seitlich eingeführt, um dann unmittelbar hinter
dem Lichtspalt im 90°-Winkel eingespiegelt zu werden. Die jeweiligen Messerschneiden liefert ein Einweg-Rasierer, dessen Klinge eine Dicke von 0.1 mm
hat und dessen Länge und Breite in einer eigenen Vorrichtung bearbeitet werden muß, damit sich die Fläche nicht verformt. Die Typen-Bezeichnung
der Halogen-Lampe ist ebenfalls eingeblendet, damit man nicht lange suchen muß. Der Vorteil dieser Lichtquelle ist ein helles kontinuierliches Spektrum,
das beispielsweise Leuchtdioden nicht abliefern können. Unten rechts im Bild noch ein kleiner Planspiegel, den man später noch "beschneiden" muß.
.
Für die Einzel-Anfertigung dieser Bauteile muß man schon 3-4 Tages rechnen, mit Pausen, in denen man tunlichst immer gründlich nachdenken muß, weil es eine
genaue Abfolge für die jeweilige Herstellung gibt. Man möchte ja bestimmte Teile nicht doppelt und dreifach herstellen, nur weil man vorher nicht nachgedacht hatte.
Vor einer genaueren Erläuterung also die Ansichten der fertigen Einheit. Der "Slider" oder auch Schieber ist U-förmig und läßt sich mit einer Passung von ca.
0.02 - 0.03 mm auf einem Gegenstück seitlich im Bereich von 1.5 mm hin- und herschieben. An ihm ist der bewegliche Teil der Klingen-Schneide (links) aufgeklebt,
während der andere Klingenteil auf dem ruhenden "Stempel" (rechts) aufgeklebt wird. Im mittleren Bild ist der Stempel weiß schraffiert, der von unten fest verschraubt
wurde mit der 10 mm dicken ALU-Platte, während der Slider/Schieber gelb schraffiert wurde und mit der Rändelschraube fein verstellt werden kann im Bereich von
0 bis 1.5 mm. Als Anschlag dient der Stempel. In dieser Position wäre dann der Lichtspalt geschlossen. Eine Blattfeder drückt gegen den Schieber und hält diesen in der jeweils
gewünschten Position fest. Dazu wurde eigens eine kleine Fläche eingefräst.
.
.
Da die Einheit "einstellbarer Lichtspalt" mit besonderer Genauigkeit hergestellt werden muß, ein paar Anmerkungen dazu.
Die beiden Klingen-Schneiden müssen auf mindestens 0.05 mm in der gleichen Ebene liegen. Sonst wird das Licht von einer Schneide auf die andere Schneide
transportiert und es entsteht lästiges Streulicht, das die Bildqualität mindert. So darf also das Spiel zwischen Schieber und Stempel in der Mitte nur 0.1 mm sein,
also gerade die Dicke der beiden Klingen selbst, wobei der Zwei-Komponenten-Kleber möglichst dünn auf die fettfreien Flächen aufgetragen werden muß.
Nachfolgend eine Kurzbeschreibung der Einzelteile:
A) . . . Grund- oder Deckplatte auf dem die Einheit und die Rückstell-Feder befestigt wird
B) . . . Der (ruhende) Stempel mit der Deckplatte verschraubt und Träger der rechten Klingenschneide, wird abschließend aufgeklebt.
C) . . . Slider oder Schieber mit der beweglichen KlingenSchneide, muß genau eingepaßt werden. Diese Klingenschneide wird zuerst eingeklebt.
D) . . . Rändelschraube zur Feinverstellung (Gewinde 0.5 mm Steigung) Anschlag bildet der Stempel.
E) . . . Blattfeder fixiert den Schieber
F) . . . M3-Schraube drückt den Schieber in die Passung.
G) . . . Planspiegel spiegelt das Lichtbündel um 90°, das den Lichtspalt von hinten beleuchtet.
H) . . . das Lichtleiter-Kabel mit 1 mm Querschnitt und 2.2 mm Mantel-Durchmesser
Alle Teile fertigt man am besten mit einer Kopf-Lupe, wie sie auch ein Feinmechaniker/Uhrmacher benutzt.
Auch noch ein Blick von unten auf die Lichtquelle selbst, die ziemlich heiß werden kann. Deswegen sollte man sie immer nach Gebrauch sofort wieder ausschalten.
Hinter der Lichtquelle schirmt eine 10 mm dicke ALU-Platte die Wärme ab und fixiert exakt über dem Glühwendel der Lampe das LichtleiterKabel in respektvollem
Abstand von ca. 10 mm, da das Kabel an seinem Ende sonst schmilzt.
.
.
Die Befestigung der Lampe von außen mit M4 Inbus-Schrauben. Besonders Berücksichtigung erfährt das Kabel der Lampe selbst. Das kann im Laufe der Zeit
abbrechen. Sinnvoll ist es daher, wenn man dessen Bewegung unmittelbar hinter dem Lampenfuß etwas einschränkt. Weils mir passiert ist, habe ich diese Änderung
vorsorglich ebenfalls angebracht.
Meine ganzen Testbilder entstehen seit mindestens 8 Jahren mit einem solchen einstellbaren Lichtspalt.
=============
Diese Testbilder sind gerade mit dem neuen Lichtspalt entstanden: Test-Objekt ein GSO newton-Spiegel
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.
F138 Software Image Analyzer
Image Analyzer Installation :
Tipps zum Herunterladen, Update
rohr.aiax.de/ImageAnalyzer/ImageAnalyzer.exe
rohr.aiax.de/ImageAnalyzer/3DModeling.exe
http://rohr.aiax.de/ImageAnalyzer/In...sAnleitung.txt
rohr.aiax.de/ImageAnalyzer/ProfileLine.dll
rohr.aiax.de/ImageAnalyzer/RasterExort.dll
rohr.aiax.de/ImageAnalyzer/TIFFRead.dll
http://rohr.aiax.de/ImageAnalyzer/Fr...erpolation.dll
rohr.aiax.de/ImageAnalyzer/Image Analyzer.mht
rohr.aiax.de/ImageAnalyzer/Image AnalyzerSeite1.mht
rohr.aiax.de/ImageAnalyzer/MultiFocusDemo.exe
F145 Herstellung von Distanz-Plättchen für Doublets und Triplets
Die Herstellung von Distanz-Plättchen zeigt nachfolgend das Übersichts-Bild: Nach Herstellung der Roh-Plättchen müssen diese auf die richtige Dicke gefeilt
oder gestaucht werden, danach auf die richtige Größe zugeschnitten werden, und später im Linsenblock geprüft und auf die richtige Dicke im Mikron-Bereich
gestaucht werden.
F127 Scatter Plate Interferometer
http://spie.org/x32528.xml ,( http://rohr.aiax.de/Scatterplate Interferometer.mht ), http://rohr.aiax.de/for%20bela[1].pdf
Scatter Plate Interferometer - erste Versuche
Es funktioniert tatsächlich ! Zwar noch nicht optimiert und auch noch nicht schlüssig, wie bzw. wo man diese Art Interferometer
einsetzen kann. Die Vorteile liegen auf der Hand: Diese Art Interferometer braucht keine Zusatz-Optiken, auf deren Qualität man
achten müßte und man bewegt sich streng auf der opt. Achse. Der Interferometer funktioniert mit Weißlicht. Die Scatter Plate ist
prinzipiell eine doppelt belichtete Mattscheibe. Diese Charakteristik ist auf allen Streifenbilder des Scatter Plate Interferometers
deutlich erkennbar.
Auch beim Bath-Interferometer entstehen "farbige" Interferogramme, wenn man Weißlicht benutzt.
Kennengelernt habe ich dieses Prinzip vor bereits 20 Jahren, vergessen habe ich es nie, und zusammengebaut schaut der Interferometer
relativ übersichtlich aus.
Kernpunkt ist die Scatter Plate, deren Struktur über den Prüfling auf sich selbst abgebildet wird. Daher hilft das gestrichelte Quadrat
beim Einrichten der Testanordnung: Das über den Prüfling erzeugte Abbild muß mit dem Quadrat der Platte räumlich zur Deckung gebracht
werden, damit es interfereriert. Für die Referenzwelle sorgt eine Pinhole, die über ein Foto-Objektiv auf die Mitte der Sphäre abgebildet wird.
Die Informationswelle entsteht über Abbildung der Scatter Plate durch den Kugelspiegel auf sich selbst, also in der Ebene der Scatter Plate.
Um das Interferogramm betrachten und fotografieren zu können mit derzeit ca. 1/100 Sek. ist rückseitig eine Teilerplatte eingefügt.
eine Prinzip-Skizze siehe auch hier: http://rohr.aiax.de/for%20bela[1].pdf
und das erste Interferogramme mit Weißlicht. Zu welchen Ergebnissen eine Laserlicht-Quelle führt, muß ich noch ausprobieren. Es sind noch eine
Reihe von Optimierungen nötig, bis ein "gewohntes" Interferogramm entsteht.
Ein kleines Laser-Module ohne Optik hat einen hinreichend kleinen Punkt um im roten Spektrum ebenfalls ein IGramm erzeugen zu können. Im Augenblick
wäre es der Kontrast, der noch verbesserungswürdig ist.
Hier wurde ein Baader Solar Continuum dazwischengeschaltet. Es sind noch eine Reihe von Optimierungs-Möglichkeiten auszuprobieren. Der Vorteil
dieses Interferometers: Er funktioniert auf der opt. Achse und es sind keine anderen opt. Bauteile im Spiel außer der Scatter Plate und der zu
prüfenden Optik.
weitere Optimierungs-Versuche
Da der Scatter Plate Interferometer mit Weißlicht in Form eines 12V Auto-Birnchens funktioniert, kann man mit geeigneten Interferenzfiltern das
gesamte visuelle Lichtspektrum darstellen, ähnlich wie der Bath-Interferometer auch. Vorteil hier: man mißt direkt auf der opt. Achse ohne irgend
ein weiteres opt. Bauteil, dessen Qualität man berücksichtigen müßte bzw. Fehler in die Messung einführt.
SP-Bauteile justieren und Komponenten variieren
- Gegen Einspiegelungen seitens der Teilerplatte hilft eine schwarze Fläche dahinter
- das System läßt sich mit einem Laser auf Achse bringen, indem man von hinten mittig durch die Scatter Plate auf die Sphäre/Optik zielt
und zurück, danach die Reflex-Punkte benutzt, um die Pinhole und da Foto-Objektiv ebenfalls zu zentrieren. Das FotoObjektiv bleibt auf
Anschlag zum "WinkelHalter" und fokussiert wird durch Verschieben der Lichtquelle. (Exakter Fokus ist unkritisch. Die Lage des Referenz-
Punktes ebenfalls. Beste Ergebnisse entstehen bei Position Nähe 12:00 Uhr.)
- Da das IGramm ziemlich weit vom KeplerFernrohr entsteht, muß dieses Baiteil möglichst nahe an den WinkelHalter gerückt werden.
Mit der Sepia-Einstellung und der opt. BelichtungZeit entsteht ein brauchbares Interferogramm mit Referenz-Punkt nähe 12:00 Uhr. Die Zone um den Referenz-Punkt
ist am hellsten, was beim Fotografieren etwas stört.
Einsetzbar ist der Scatter Plate Interferometer bei allen obstruierten Systemen, bei dem die Igramme zwingend auf der opt. Achse entstehen müssen.
Bis zu einem Lichtkegel von f/4 (Fokus/4 = Apertur) funktioniert dieser IMeter-Typ sehr gut, bei kleineren Öffnungsverhältnissen entsprechend besser.
Scatter Plate einrichten
Laser-Module versus Interferenzfilter
Da dieser Interferometer-Typ wie der Bath-Interferometer auch, mit Weißlicht funktioniert und somit das gesamte visuelle Spektrum abdeckt, stellt sich die Frage
der Lichtquellen auch hier: Entweder man verwendet als Lichtpunkt ein fokussierbares Laser-Modul in der entsprechenden Spektral-Farbe und entfernt vorher
die kleine Kollimations-Optik, oder man verwendet Weißlicht und kombiniert diese Lichtquelle mit einem engen Farb- oder Interferenzfilter, wie sie heute bei der
Astro-Fotografie üblich sind.
bei einem Laser-Module wird die Struktur der Scatter Plate deutlicher sichtbar, bei der Filter-Lösung wirken die Streifenbilder etwas "weicher".
einen weiteren Kontrast-Gewinn bekommt man über die Sepia-Einstellung der Kamera selbst.
Die Filter-Lösung liefert offenbar bessere Bilder ab, als das Violett 405 nm wave der Laserdiode, die im übrigen auch aus dem Farbschema herausfällt.
über das Lichtleiterkabel unterschiedliche Lichtquellen ausprobiert:
. . . ein paar Tage später:
. . . . . . . . . . .
F127A Scatter Plate Interferometer Excerpt
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F126 Point Diffraction Interferometer 24 Aug 2012
Point Diffraction Interferometer
Keiner der unterschiedlichen Interferometer-Systeme ist perfekt. Der eine, weil er nicht exakt auf der opt. Achse arbeitet und bei großen Öffnungs-
verhältnissen etwas Restastigmatismus einführt in Abhängigkeit zum Lichtbündel-Abstand. Ein anderer liefert nicht die gewünschten kontrast-
reichen Interferogramme ab, und wenn der Teilerwürfel nicht perfekt ist, hat man Astigmatismus unerklärlicher Herkunft. Es gibt also jeweils
Bereiche, wo ein spezifischer Interferometer sehr gut funktioniert, und andere, wo man sich um Alternativen bemüht. Bei katadioptrischen Systemen
prüft man zur Vermeidung von Vignettierung exakt auf der opt. Achse und vermeidet dabei möglichst alle opt. Zusatz-Elemente, die Fehler ein-
führen könnten.
Neben dem Scatter Plate Interferometer, der nur die Scatter Plate selbst braucht und exakt auf der opt. Achse bis mindestens f/4 funktioniert, gibt es als
weitere Möglichkeit für f/6-f/10 den Point Diffraction Interferometer - jeder von denen hat seine Feinheiten. Dazu nimmt man ein teildurchlässig beschichtetes
Glasplättchen, das derart "fehlerhaft" beschichtet sein muß, daß viele Pinholes in der Größe bis zu 20 Mikron entstehen. Unter dem Mikroskop muß man nun
die möglichst runden und kantenscharfen Pinholes finden, bereits das ist eine Herausforderung. Am Schluß hat man die optische Situation, wie im ersten Bild
zu sehen.
Schraubt man von den fokussierbaren Lasermodulen (633 nm wave, Rot, 532 nm wave, Grün, oder 405 nm wave, Violett) die Kollimations-Optik ab, dann
hat man den hellen Lichtpunkt, der streng genommen ein kleiner "Lichtbalken" ist, bei manchen Exemplaren mehr zu sehen, bei anderen weniger. Dieser so
entstehende Lichtkegel wird durch einen kleinen Teilerwürfel geschickt (dabei hat man leider etwas Glasweg im Spiel, die beanspruchte Fläche selbst ist
hinreichend klein, sodaß keine weiteren signifikanten Fehler entstehen können. Da es sich um ein Autokollimations-Setup handelt, entsteht im Fokus wiederum
ein Lichtpunkt, der räumlich genau in die Pinhole gesetzt werden muß. Man findet diesen Punkt dann sehr leicht, wenn man extrafokal nach diesem Punkt
sucht, der kleine Newton-Ringe produziert, dann ist es nur noch eine Frage der Fokussierung. Hilfreich ist eine einschwenkbare Lupe in Form eines 50 mm
Foto-Objektivs. Danach läßt sich das Interferogramm mit der Kamera fotografieren.
Das folgende Bild zeigt ein 24x36 großes teilbeschichtetes Glasplättchen mit einer großen Zahl von Pinholes. In den blauen Kreisen findet man wiederum eine
größere Anzahl verschieden großer Pinholes, die ich nach Eignung in der nächsten Zeit "ab-arbeite", also nach der besten Pinhole suche.
Beim Laser-Module ist der Kontrast auch abhängig von der Polarisierung des Laser-Lichtes, das man durch Drehung des Modules optimieren kann. Anschließend
markiert man die Position.
Hier nun die erwähnte Markierung. Wenn man farblich verschiedene Module verwenden möchte, die einen haben 12 mm die anderen 14 mm Außendurchmesser
von Pictronoic Koblenz, dann reichen diese zwei Bohrungen, die man dann jeweils schwenkt um das Modul wieder auf die opt. Achse zu bekommen.
Auch dieser Interferometer ist nicht perfekt: Anders als beim Bath-Interferometer, der "stufen-los" kontrastreiche IGramme abliefert, haben hier die Igramme je
nach Streifenwinkel und Streifenanzahl unterschiedlichen Kontrast. Bis zu einer Streifenanzahl von ca. 10 Linien funktioniert das recht gut. Bei konzentrischen
Ringen wiederum funktionieren die Streifen interessanterweise weitaus besser. Eines jedenfalls ist ganz sicher: diese Interferogramme führen keine Vignettierung
oder Rest-Astigmatismus über den IMeter-Aufbau ein.
Unter einem Mikroskop vergrößert sieht man eine Vielzahl von Pinholes, unterschiedlich an Größe und Form. Eine Vorselektion geht zunächst unterm Mikroskop,
die endgültige KLärung muß man ausprobieren. Hierbei sind die Anforderungen an die mechanische Steuerung nochmals gestiegen, wenn man wirklichlich konstrast-
reiche Interferogramme erzielen möchte. Mit konzentrischen Streifenbildern kein Problem, nur wenn man parallele gerade Sreifen haben möchten, geht das offen-
bar nur in diskreten Zuständen von 5, 7 oder max. 9 Streifen. Die richtige Pinhole findet man dadurch, daß man sich extrafokal über die konzentrischen Streifen, die
man gut sehen kann, herantastet, um dann das IGramm entsprechend zu fokussieren.
. . . . . . . . . . . . . . .
F125B experiences with the PDI
Point Diffraction Interferometer - not usefull in all cases
Dear Massimo,
this would be the answer to your email.
In optical Shop Testing, Second Edition, from Daniel Malacara, a Wiley-Interscience Publication, you just can find a
short note on page 112: "... the so called point diffraction interferometer, first decribed by Linnik in 1933, rediscovered
by Smart and Strong 1972, and more fully developed by Smart and Steel 1975. [...] To produce an interferogramm with
good contrast, the wave passing through the film and the diffracted spherical wave should have the same amplitude.
This is controlled by means of tzhe filter transmittance and the pinhole or disc size."
Some of the astronomical guys handle this as a great invention, but it is a poor possibility to get fringes map. Its not
usefull for many applications.
- It just works if you need newton rings of an optic as link01 shows
- it works in RoC with an f/10 light cone in testing a parabola, but just with a definite number of fringes, there is no
continous contrast, if you need more fringes. It changes between sharp fringes map by a definite low number and
becomes unsharp with no contrast with a higher number of fringes.
- it works with just a few numbers at a sphere and it becomes very unsharp, if you want more straight fringes.
- the fringes map in total seemed to be not a circle: with a sphere, this would be no problem, but in RoC this is a problem.
- the PDI works with a small light cone f/10 > x > f/20
If you start with experiences you need a bright light source like a laser diode without the small lens. With my normal
pinhole light, it wasnt bright enough and it didnt work. I guess the density should be lower.
But this diode is producing not an ideal light point. Iis just a light beam as the foto shows. The best results you get,
if you align this vertical.
The next you need is the semitransparent film or overcated glas plate, as thinner as better. I experimented with
soot plates at first, later with a 1 micron gold foil. Dont forget, the overcoating should show to the in coming wave
front, as the scetch shows.
and later with semitransparent Alu overcoated plates, as the next foto shows.
Now some about the density: If you see a 100 Watt light bulb very dark through that "filter", you got the right density.
All these overcoatings have small pinholes in the size of an Airy disc.
Now you want to get an interferogramm: Look at the first foto. The back coming light point is put in one of that
pinholes. But how easy you can find these one? Im looking for that pinholes extrafcal with a magnifying glas and
tten I move all to the focus. Out of focus you will see Newton rings with more or less contrast. And these fringes
are mostly with full contrast.
But if you start getting the fringes straight, suddenly the contrast becomes very low. And it varies between sharp
and unsharp fringes maps.
This is tricky to calculate it and you often think about it, does it show a correct result or not.
Its the same problem, if youll test a sphere 250/2400. You can get a map with contrast but just few fringes, or the
contrast decrease.
So I think, this PDI is usefull for Newton rings as the Link01 shows, and usefull for RoC-testing with a few fringes and a
small f/10 light cone. But it is not an all round interferometer. And this could be the reason, that the PDI is not as
interesting since 1933 as the other interferometer types.
Link04;
F125A PDI - second report
Point Diffraction Interferometer
Die Schule der Geduld
Es muß schon einer viel Zeit mitbringen und natürlich den Entdecker-Geist, wenn er sich mit Verve mit dem PDI
herumschlägt. Nützlich in dem Sinn, daß man damit mal ein "schnelles" Interferogramme von einem unbelegten
ParabolSpiegel erhält, ist diese Interferometer-Variante sicher nicht. Man plagt sich ungemein mehr, um ordent-
liche Interferogramme zu erzielen, die natürlich sehr wohl möglich sind, wenn man sich als Rentner in die Sache
verbeißt und solange rum-pröbelt, bis man vorzeigbare Ergebnisse kriegt - eher Zufalls-Ergebnisse, und schlecht
zu steuern. Wesentlich schlechter, als dies bei den anderen Interferometer-Typen beispielsweise der Fall ist.
In dem Zusammenhang kenne ich einen Kurt, (mit dem anderen weder verwandt noch verschwägert), und der
hat vor 30 Jahren bereits alle unterschiedlichen Interferometer-Typen ausprobiert, was man macht, wenn man
bei einer Weltfirma dafür zuständig ist.
Wie überall, gibt es auch beim PDI mehrere Varianten, um an eine teiltransparente Schicht zu kommen. Es geht mit
- Ruß
- mit teiltransparantem Alu-Überzug
- mit einer Goldfolie, wie sie beim Vergolden benutzt wird
- jedes andere Metall, das durchs Schlagen auf dünne Folien teiltransparent geworden ist.
Dafür gibt es ein einfaches Maß für die Dichte: Sieht man eine 100 Watt Lampe noch gerade so hindurchschimmern,
dann hätte man die richtige Dichte. Nach den feinen Pinholes mit einem Airy-Scheibchen Durchmesser muß man dann
sehr lange suchen. Nicht weil man zu wenig Löcher hätte, sondern weil die Löcher entweder nicht richtig rund, oder
in unmittelbarer Nachbarschaft weitere Löcher sind, die den Frieden stören. Und hat man dann ein geeignetes Pinhole
gefunden, dann kann man nicht etwa, wie bei den anderen Interferometern, einfach mal so die Streifenanzahl einstellen,
eines sonst kontrastreichen Interferogrammes. Nein, je nach Einstellung wechselt das Interferogramm zwischen kon-
trastreich und milchig verschwommen, und es ist ein regelrechtes Glücksspiel, bis man ein auswertbares Interferogramm
erzielt, mit dem dann die Auswert-Software etwas anstellen kann. Als Objektträger waren die kleinen Objekt-Träger aus
der Mikroskopie noch am besten, weil sie kein zusätzliches Mikro-Ripple einführen.
Fazit: Spielt man lange genug mit der "Technik", dann kriegt man auch vorzeigbare Interferogramme. Nur zumuten
möchte ich eigentlich keinem Spiegelschleifer eine neue Interferometer-Variante, die unterm Strich wirklich keine
Verbesserung der Situation ist.
Man muß schon ziemlich gut trixen, bis man ein brauchbares und kantenscharfes Interferogramm mit dem Point
Diffraction Interferometer erhält. In diesem Fall wurden teilttransparente Alu-beschichtete Plättchen verwendet,
deren Überzug noch am gleichmäigsten sein dürfte. Die Serie entstand nacheinander beim Versuch, zu einem
kontrastreichen Ergebnis zu kommen.
Sehr deutlich sieht man die Störungen, die ausschließlich von der Laserdiode eingeführt werden. Die kleine Kollimations-
Linse wurde vorher entfernt.
Die beim Vergolden verwendete Folie mit einer Dicke von 1 Micron erzeugt ebenfalls Interferogramme. In diesem Fall
entstehen Strukturen, die von der Folie selbst stammen. Sie wird in besonderen Papier-Mäppchen geschlagen.
Zum Auftragen der Folie braucht man einen Anschuß-Pinsel. Man hat es hier mit elektrostatischer Aufladung zu tun - die
Folie macht für gewöhnlich, was sie will, ein Mikron ist halt auch ein wenig sehr dünn!
F125 Point Diffraction Interferometer
Dieser Sternfreund hier sollte über seine Zeichnung nochmals nachdenken: Das semitransparente Pinhole bzw.
die Schicht sollte zum Prüfling zeigen, wie man das weiter unten sieht, damit er opt. Fehler ausschließt, die
über das Glasplättchen eingeführt werden. Auch führt er über den Bündelabstand opt. Fehler ein.
Point Diffraction Interferometer - oder die Kunst, das Rad mehrmals zu erfinden
Beim Point Diffraktion Interferometer, mit dem sich derzeit ein Sternfreund spielt, stellt sich mir die Frage, ob
mit dieser Interferometer-Version ein Blumentopf zu gewinnen ist.
Nüchtern betrachtet geht es weiterhin um die Frage,
- wie einfach baut man einen solchen Interferometer,
- wie gut funktioniert er und wie genau ist er
- mißt man auf der Achse oder nicht
- hat man Vorteile gegenüber anderen Interferometern
Studiert man die Prinzip-Darstellung, dann braucht man ein teildurchlässiges Medium, mit einem feinen Loch bzw. Pinhole.
Auf diese teildurchlässige Schicht wird ein Lichtpunkt abgebildet, den man vorher mit einer Laserdiode erzeugt hat und
im einfachsten Fall über einen Kugelspiegel dort wieder abbildet. Im Bereich der Pinhole bildet sich bei richtiger Fokus-
sierung eine Kugelwelle als Referenz-Welle, mit der die vom Kugelspiegel zurückkommende Wellenfront verglichen wird.
Es stellt sich also nur die Frage, wie man auf einfachste Art zu einer solchen teildurchlässigen Schicht kommt.
Bei einiger Sorgfalt bekommt man derartige Interferogramme.
Die Speckles verraten bereits, wie man die teildurchlässige Schicht herstellt. Die Fokussierung stimmt noch nicht ganz.
Die Streifenrichtung läßt sich wie bei allen anderen Interferometern drehen
Die einfachste Methode zur Herstellung dieser teildurchlässigen Schicht ist eine Kerze und ein kleines Diaglas, das man
mit Ruß über der brennenden Kerze schwärzt, gerade soviel, daß man eine 100 Watt Birne noch sehen kann. Nun fehlen
noch die kleinen Pinholes. Dafür braucht man etwas Pressluft, die man für Sekundenbruchteile auf das Plättchen lenkt
und schon hat man die allerschönsten Pinholes, da der Luftstrom ein paar locker sitzenden Rußteile einfach heraus-
geschlagen hat. Die sucht man zunächst mit einer Lupe und später im defokussierten Laser-Bündel. Nun kann man sehr
viel Energie drauf verwenden, dieses Verfahren zu optimieren - oder irgendwo eine derartige teildurchlässige Pinhole zu
kaufen, dort, wo man auch pinholes kaufen kann. Nur stellt sich weiterhin meine Frage:
Gewinnt man einen Blumentopf dabei?
Wie man leicht erkennt, mißt man mit dem PDI nicht auf der Achse, weil nämlich zwischen dem ursprünglichen Lichtpunkt
und der Abbildung auf dem Plättchen ein Abstand zu sehen ist. Man wird also wieder einen Energie-mindernden Strahlen-
Teiler einführen müssen, wenn man exakt auf der Achse messen will. An dieser Stelle ist der Ceravolo-Interferometer
im Vorteil. Vermutlich wird man mit dem Kontrast keine so großen Probleme haben, will man in unterschiedlichen Spektren
messen, braucht man schon eine sehr helle Lichtquelle bzw. Lichtpunkt, der vorher einen Interferenzfilter passiert hat.
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Habe ich aktualisiert: http://www.astro-foren.de/showthread.php?t=8046
Die PDI-Versuche mit einer ziemlich dichten Ruß-Schicht sind für einen, der sich viel mit Interferometrie beschäftigt hat, durchaus vergleichswürdig:
Das Glasplättchen führt offenbar über seine Obenflächen-Struktur die ersten Fehler ein. Entspiegelte Diarähmchen-
Gläser haben ein Micro-Ripple, und das sieht man dann deutlich im Interferogramm. Objektträger-Glasplättchen haben
möglicherweise noch die Fließstruktur auf ihrer Oberfläche, jedenfalls sieht man noch Sekundär-Interferenzen.
Die könnten aber auch von der Laserdiode selbst stammen.
Der Kontrast der Streifen wechselt sehr stark. Solange man nicht exakt im Fokus ist, sind die Newton-Ringe noch
sehr kontrastreich. Je näher man im Fokus ist, ist der Kontrast sehr wechselvoll, je nachdem welche Kante man von
der Pinhole erwischt. So einfach das transparente Glsplättchen mit Pinhole herzustellen ist, so schwierig ist es auf
der anderen Seite, kontrastreiche Interferogramme zu erzielen. Wer das verschweigt, macht sich nur unnötig wichtig.
Wer jahrelang mit dem Bath-Interferometer gearbeitet hat, kann über eine derart ausufernde Diskussion auf bestimmen
Foren nur den Kopf schütteln. Bis jetzt gibt es keinen einzigen Grund, die Vorteile des Bath-Interferometers aufzugeben.
###########################################################################
Hallo Thomas,
die Sache ist höchst einfach: Mache eigene Versuche und berichte darüber!
zunächst sind Deine Überlegungen recht plausibel, wenn dieser Weg tatsächlich so einfach wäre. Und an der Stelle
widerspreche ich deswegen, weil hier einer nur so tut, als wäre das alles so einfach, wie es dieser Herr sehr oft so
macht. Die VdS-Verdienst-Medaille soll er kriegen - die iss nicht viel wert. Manche brauchen das.
Die einfachste Art, zu so einem teildurchlässigen PDI-Plättchen zu kommen ist tatsächlich die Sache mit der Kerze und
dem Ruß. Das habe ich ja selbst ausprobiert und beschrieben. Und mit etwas Pressluft, schlägt man ja wirklich winzige
Löcher aus der berußten Schicht. (Siehe auch den Link, wenn man das Bild anklickt)
Aber damit fängt das Problem erst einmal an. Nun finde mal das richtige Loch, damit kontrastreiche Streifen beliebiger
Anzahl zu sehen sind. Und jetzt wird die Sache ausgesprochen schwierig. Natürlich gibt es jede Menge solcher Pin-
holes auf Deinem Plättchen, nur so richtig funktionieren davon die Wenigsten. Am ehesten noch die, die fast bis zum
Schluß kontrastreiche Newton-Ringe zeigen. Zwei solcher Plättchen habe ich mittlerweile; - meine Ansprüche an ein
kontrastreiches Interferogramm erfüllen sie jedoch nicht. Obwohl die hier eingestellten IGramme sich doch sehen lassen
könnten. Kontrastreich werden die nur bei einer bestimmten Position und einer bestimmten Streifenanzahl, dazwischen
sind die Interferogramme unbrauchbar. Nun habe ich ja alles, was man für solche Versuche braucht, auch die Kugel-
oder Parabolspiegel in Hülle und Fülle. Und nun schau Dir doch einmal das Bild 5918.jpg einmal genau an, das Du von
Yahoo und anderen Foren herunterladen kannst (ein 265 f/6 uncoated parabolic mirror) Glaubst Du allen Ernstes, daß
man mit einem solchen Interferogramm einen Spiegel auswerten kann, der keinen exakt definierten Rand hat?
Besonders nachdem bekannt ist, wie kritisch gerade dieser Sternfreund bei anderen die Genauigkeit der Strehl-
Auswertung reklamiert. (Die Bilder findet man bei Yahoo im Verzeichnis Firstdpi, turomaster, unter dieser Adresse, wenn
Du Mitglied bist:
http://tech.ph.groups.yahoo.com/group/interferometry/photos/view/5e93?b=2&m=f&o=0
vom 11. Jan. 2007
Übrigens: Wenn das kleine Quadrat in der Mitte eine Mittenmarkierung sein soll, dann könnte man daran auch ermessen,
ob der Rand wirklich die Form eines Kreises hat. Tatsächlich eine Ellipse mit 529x539 Pixel und für eine exakte
Auswertung völlig wertlos. Übrigens zeigt die transparente Schicht in oberer Skizze ebenfalls zum Prüfling,
was dieser Herr nicht gelten lassen will.
Die Teil-Versilberung macht Dir jeder Chemie-Lehrer am Gymnasium. Auch Kurt Wenske hat im Kapitel 4 S 65ff eine
Rezeptur. Die muß man dann herunter-skalieren und wieder Versuchsreihen anstellen, bis man den richtigen Grad der sog.
Density herausbekommt: Eine 100 Watt Lampe sollte man noch gerade erkennen können. Ganz ausgestestet habe ich
diese Beschichtungs-Variante noch nicht. Wenn es soweit ist erzähl ich das hier schon.
Von den Einflüssen, die die Lichtpunkte der Laserdioden haben, will ich nicht reden, die sieht man ausgesprochen
deutlich am oberen PDI-Interferogramm des Sternfreundes, deutlicher noch als bei meinem Beispiel. Also nicht gerade
überzeugend. Auch mißt man beim PDI nicht exakt auf der Achse und führt damit wieder Fehler ein.
Fazit: Hier wird etwas als Alternative "verkauft", was eigentlich keine Alternative ist. Es ist der Marketing-Gag eines
selbstverliebten Sternfreundes, der u.a. neuerdings das Yahoo-Forum als Spielwiese für sich mißbraucht. Die PDI-Kiste
stammt nämlich ausschließlich von diesem Sternfreund. Die Beschreibung selbst schon uralt. Man findet sie u.a. in
Malacara, Optical Shop Testing, S 112f, Quote:
first described 1933 by Linnik, rediscovered by Smartt and Strong 1972 and more fully devoloped by Smart uand Steel ...
Dann folgt eine kurze Beschreibung. Im dreibändigen Amateur Telescope Making kann man es ebenso nachlesen wie in einer
mir nicht mehr bekannten Sky & Telescope Ausgabe aus den 70-er Jahren. Der Sternfreund soll mal nicht so tun, als
wäre das alles auf seinem Mist gewachsen. Derartige Versuche führten wir in den 70-er Jahren bereits durch auf
der Basis der damaligen Veröffentlichungen. Wenn dieses bereits 1933 veröffentlichte Verfahren wirklich so
überzeugend wäre, dann hätte es sich in der Szene lange vor den anderen Interferometern durchgesetzt.
(vor ca. 30 Jahren gab es in der Szene einen ähnlichen Herrn, der damals auch glaubte, Optiken mit den Seidelschen
Koeffitienten entwickeln zu können. Über die Strahldurchstoßrechnung wurde dieser Sternfreund damals sehr schnell
entlarvt.)
Wäre der Sternfreund an der Sache interessiert, würde er die Details etwas selbstkritischer darstellen, halt
wissenschaftlicher.
F124 TwymanGreen Justier- und Zentrieranleitung
TwymanGreen Justier- und Zentrieranleitung
Funktion des Interferometers
Das Lasermodule erzeugt ein paralleles Lichtbündel, das von der Ball Lens 2 mm in einen Lichtkegel verwandelt wird mit einem winzigen Lichtpunkt. Von dort
geht dieses diverente Lichtbündel zum Teilerwürfel, dessen Teilerfläche mit einer grünen Linie dargestellt ist. 50% dieses Bündels verlassen den Teilerwürfel
um 90° nach oben in Richtung Prüfling, die anderen 50% verlassen den Teiler waagrecht in Richtung Kugelspiegel. Von dort wird das divergente Bündel
wieder zurückgeworfen zum Teilerwürfel, der nur 25% in Richtung Betrachter spiegelt in Richtung Fokus (kleine Ellipse) und die anderen 25% landen wieder
im Ursprung der Ball Lens. Der gleiche Vorgang passiert mit dem 50% Bündel, das zum Prüfling geht und wieder zurückkommt. Auch hier landen schließlich
nur 25% des ursprünglichen Bündels in der Nähe des ersten Fokus. Während nun der Fokus des Kugelspiegels unverrückbar ist und mit einem ca. 50 mm
Okular betrachtet werden kann, das fest mit dem IMeter verbunden sein sollte, wäre der Fokus vom Prüfling beweglich: d.h. mit der Bewegung des
Interferometers zum Prüfling bewegt sich auch der Fokus, der vom Prüfling erzeugt wird. Entscheidend ist nur, daß beide Fokus-Punkte räumlich zusammen-
fallen. Erst dann interferiert das System.
Justieranleitung:
Die Komponenten werden auf gleicher Höhe zur optischen Achse auf einem Träger montiert: Das betrifft die Lichtquelle des 532 nm Lasermodules ebenso, wie den
Teilerwürfel und schließlich die kleine Referenz-Sphäre rechts. Das Laserbündel wird über eine 2 mm ball lens zu einem 90° Lichtkegel und bildet damit den Ursprung
der Lichtquelle. Dieser Punkt muß zugleich der Mittelpunkt der Referenz-Sphäre rechts sein. Zwischen Sphäre und Lichtpunkt links sitzt der Teilerwürfel, der je nach
Größe mehr mittig angeordnet ist, oder nähe an die Lichtquelle rückt.
Über die Reflex-Bilder das Lasermoduls kann man erst die Sphäre einrichten, anschließend den Teilerwürfel ebenso und setzt hernach die rote Fassung der ball lens
auf. Der Teilerwürfel wirkt fokusverlängernd, was man beim Einrichten berücksichtigen muß. Alle Komponenten sind dreh- und kippbar, besonders das Lasermodule
und die Referenz-Sphäre.
Zentrieranleitung:
Bekanntermaßen kann das System erst interferieren, wenn die beiden Lichtpunkte räumlich zusammen fallen. An der "grünen" Teilerfläche werden 50% zum Prüfling
geschickt, die anderen 50% erreichen die Referenzsphäre und werden über den Teilerwürfel im Abstand Teilerwürfel-Lichtquelle vor dem Interferometer fokussiert.
Diesen Lichtpunkt "B" schaut man sich mit einem 50 mm Okular an, indem man das divergierende Bündel zu Prüfling zunächst durch einen Karton abblendet. Am günstigsten
wäre es, wenn man das Okular in dieser Stellung mit dem IMeter fest verbinden könnte, so wie ich das mache.
Danach sucht man den zweiten Lichtpunkt "A", der in allen drei Koordinaten vom ersten Punkt vermutlich noch weit entfernt ist. Über das Okular, das auf den
Referenzfokus eingerichtet ist, kann man nun den zweiten Lichtpunkt "A" kontrolliert mit dem Lichtpunkt "B" räumlich !!! zur Deckung bringen. Das ist dann der
Fall, wenn im Okular beide Lichtpunkt gleiche Größe haben und exakt übereinander fallen. In der Regel sieht man dann ein Interferogramm. Wenn das Lasermodule
eine Aufwärmzeit braucht, dann muß man ein paar Minuten warten.
Siehe auch diese Links:
Twyman-Green Interferometer
Twyman-Green Interferometer für Massimo
F123 Twyman-Green Interferometer für Massimo
Massimos Twyman-Green Interferometer
Bei der Diskussion um den Bath-Interferometer wird immer wieder der Bündelabstand ins Feld geführt, der jedoch bei den in der AstroOptik üblichen Öffnungsverhältnissen vernachlässigt werden kann, weil der ins Feld geführte verschwindend kleine Astigmatismus unter L/10 PV der Wellenfront spielt. Besonders bei Maksutov-Systemen bekommt man jedoch Vigettierung, wenn man nicht ganz exakt auf der Achse mißt. Für diesen Fall ist der Twyman-Green Interferometer die bessere Lösung. Der mißt nun wirklich auf der Achse. Der dazu nötige Referenz-Kugel-Spiegel 50/100 hat für die f/10-f/20 Öffnungsverhältnisse bei weitem die nötige Genauigkeit. Und weil Massimo nicht nur AtmosFringe entworfen hat mit meiner Unterstützung, soll er auch die nötigen Interferometer dazu bekommen. Einen Weißlicht-Bath-IMeter bekommt er noch als nächstes. Die Bauteile sind noch unterwegs.
First light an einem kleinen f/6 Newtonspiegel im Krümmungsmittelpunkt (RoC). Bei dieser Art Auswertung ist besonders der scharfe Rand wichtig.
Als Trägermaterial eignet sich das ALU-Rechteckrohr sehr gut, weil leicht, stabil und gut zu verarbeiten.
Als Lichtquelle dient ein Laser-Module von Picotronic: http://www.picotronic.de/laser/index.php?action=showproduct&lasertyp=greendot&height=2000 ...................DD532-5-3(16x60) 532 nm 5 mw 99 € dem man vorne eine Kugellinse (2 mm) von Pörschke verpaßt, die deutsche Vertretung von Edmund Scientific. Derartige Kugellinsen sind fast nicht zu sehen und noch schlechter zu reinigen oder einzubauen. Aber sie erzeugen einen wunderbaren 90° Lichtkegel, das nur noch mit eine Grin Lens gehen würde.
Nochmals das Lasermodule: DD532-5-3(16x60) 532 nm 5 mw 99 € funktioniert besser als mein LaserPointer.
Und nun die "Fassung" dieser ball lens.
Weil aber die Lichtquelle viel zu hell ist, braucht man einen "Dimmer" in Form eines Doppel-Polarizers, womit sich auch der Kontrast sehr gut regeln läßt, weil sowohl das Lasermodule selbst wie der Teilerwürfel in begrenzter Form polarisiertes Licht erzeugen und man deswegen das Optimum des Systems suchen muß.
Hier der kleine Prüfling auf einem "Labor Boy" oder auch "Lab Jack" genannt, im Deutschen Labor-Heber genannt, der nur leider nicht die Stabilität aufweist, wie man sich in der Optik wünscht. Werde mir wohl einen stabileren Lab Jack herstellen müssen. Material liegt bereits herum. Kaufen kann man die Sache auch für ca. 10.000.- Euro, was mir in diesem Fall zu viel ist.
Und so der Anblick im Einsatz, bei dem oberes Interferogramm erzielt wurde.
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How to get fringes with the Twyman Green interferometer?
Every interferometer divides the orginally light beam into two 50% / 50% beams. Each one of these passes the
optical system in different ways: a) there is the information beam, what passes the optical system completely
and gets all the errors of this. b) the reference beam you just need for comparison.
Finally the two beams only interferes, if the focus points are closed together. Then youll get an fringes map.
How can you align it? Now use an eyepiece and focuse it to the light point of the referent beam b) : Its this one
what the cube directly send to the observer. With the eyepiece you have to find the focus of the a) information
beam and bring it closed to b) reference beam focus point.
If this is done, the two beams will interfere and youll get interferograms.
Light way Bath interferometer
The reference beam is created by the small biconvex lens on the way back from the
green reference boundle
Light way Twyman Green Interferometer
The reference beam is created by the sphere. The focus points of the two 50% / 50%
boundles you have to align closed together with an eyepiece. Then it works.
With a 20 mm eyepiece first you focuse to the b) reference beam from the reference sphere and . . .
.
Move the a) information beam near the b) reference beam, so your setup starts to interfere.
.
Then exchange eyepiece with the small Kepler telescope . . .
and you can take a foto of that.
.
This works best with a low lens aperture of f/6 - f/15
.
.
F121 Shack Cube Interferometer
http://www.astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=34677
einen Link zum Shack cube interferometer, so heißt diese Variante,
falls dem blauen Forum grad der Name nicht einfällt.
Übrigens, wenn man das Prinzip eines Interferometers einmal begriffen
hat, dann braucht jedes Interferometer eine Referenzfläche, mit der
verglichen wird. Bei belegten Spiegelsystemen oder einer normalen
Optik gehen 50% des Lichtes meist über irgendeine Art Strahlenteiler
über die Referenzfläche, die anderen 50% über die geprüfte Optik
selbst.
Beim Bath-Interferometer (Orginal-Lit.)ist es die Bikonvex/ Bikonkav-
Linse, die die Referenz-Welle erzeugt, (Version Dave Rowe)(Version Dave Rowe)
beim Twyman-Green IMeter ist eine Sphäre, also ein genauer Hohlspiegel, oder eine Planfläche als Referenz-Fläche
beim Ceravolo- oder Fizeau-IMeter ist es die 2. Fläche einer Meniskus- Linse,
oder eine Referenz-Plan-Fläche bei Planoptik in einem parallelen Strahlengang
beim Shack cube interferometer ist es die unmittelbar auf den Teiler-
würfel aufgekittete Plankonvex-Linse und deren Konvex-Fläche als Referenzfläche.
Es gäbe noch das Scattered Plate und noch das Lochinterferometer,Point Diffraction
Interferometer da wird die Referenz-Welle über die Beugung an einem feinen Loch erzeugt.
Unabhängig vom Typ wird die Lichtwelle in zwei 50%/50% Teil-Bündel aufgespaltet
wobei eines der Bündel über irgendeine Art Referenz-Fläche geschickt wird,
mit der dann die Prüfwelle verglichen wird.
Beim Bau eines Interferometers spielt die Lichtquelle eine große Rolle,
dann das Teilerverhältnis des Teilerwürfels. Dann geht es noch um die
Frage, ob man exakt auf der Achse mißt oder mit einem kleinen Ab-
stand der Bündel. In der Regel sind aber die Einflüsse über den
Interferometer selbst zu vernachlässigen, viel interessanter und
gravierender sind die Einflüsse über Schwingungen, Schlieren, Durch-
biegung bei der Lagerung etc.
Wichtig auch folgender Hinweis von Alois auf dem blauen Forum:
Quote:
Hallo Michael hallo Kurt.
Jetzt bin ich mir nicht sicher von welchen Interferometer ihr redet.
Weil diese Fehler kommen im Michelson und in dem von oben so wie
es gezeichnet ist, gleichermaßen vor.
Beim Interferometer mit der aufgekitteten Linse muss der Krümmungsmittelpunkt
möglichst genau an der Eintrittsfläche sein weil sonst führt die Brechung
sphärische Aberration ein.
Zusätzlich muss dieser Punkt auch mit dem Krümmungsmittelpunkt der
Referenzfläche übereinstimmen, sonst gibt es auch noch Koma dazu.
Wenn das gemacht wird dann fallen auch die Fehler der Eintrittsfläche weg.
Was genau sein muss, ist die Referenzfläche.
Beim Michelson Interferometer ist tatsächlich darauf zu achten das
beide Austrittsflächen gleich sind, weil sonst geht Differenz in das Messergebnis ein.
Bei der Kittfläche bin ich noch nicht sicher ob sich die Fehler aufheben.
Vielleicht kann das jemand mit einen optischen Rechenprogramm zum Beispiel mit
OSLO nachrechnen, was passiert wenn diese Fläche hohl oder erhaben ist.
Viele Grüße
Alois
F120 Ceravolo-Interferometer - The Spherical Wave Interferometer
16.05.2005 Der Volks-ZYGO von Ceravolo siehe auch: http://www.ceravolo.com/Interferometry.pdf
Der Interferometer kann man sehr viele bauen! Wobei der folgende exakt auf der Achse mißt, dafür aber
nicht im gesamten Farbspektrum, wie es der Bath-Interferometer kann. Der andernorts ausgetragene Streit
ist deshalb eher müßig, weil es um Meßtechnik im Amateur-Bereich geht. Mit solchen Beiträgen auf anderen
Foren ist dem Suchenden also weniger gedient: Der interessiert sich eher für die Vor- und Nachteile der
jeweiligen Bauweise, bzw. wo er die opt. Komponenten beziehen kann. Hauptunterschied:
Bath-IMeter hat einen BündelAbstand, der bei "schnellen" Spiegeln > f/4 Astigm. erzeugen kann
Teilerwürfel und Bikonve-Linse sind leicht zu besorgen und hinsichtlich Genauigkeit unkritisch.
Siehe auch: http://rohr.aiax.de/VFW_05.jpg
Ceravolo-IMeter erzeugt Interferogramme mit Doppel-Linien, siehe Bild unten. Meniskus-Linse nur bei Ceravolo
erhältlich mit Beschichtung, wenn Spiegel belegt. Lasermodul ohne Kollimations-Optik verwenden,
die im Beispiel unten. 
Obwohl bereits in der http://www.ceravolo.com/Interferometry.pdf die
Begrifflichkeit zwischen Fizeau-, Twyman-Green-Interferometer, alias Michelson-
Interferometer herausgestellt wird, und sicherlich noch auf anderen Internet-
seiten, darf sich posthum Herr Fizeau glücklich schätzen, wenn er auch irrtümlich
wieder einmal beim Namen genannt wird. Um mir das Zitieren zu erleichtern,
kurz ein Zusammenschnitt der für mich wesentlichen "Zitate" von erlesener Herkunft.
Sei's drum: Weil in der Szene der Begriff Fizeau-Interferometer eingeführt wurde,
und ein ZYGO oder WYKO nach diesem Prinzip funktioniert, soll der "Volks-ZYGO" in
Form des noch nicht optimierten Ceravolo- bzw. Fizeau-Interferometers dargestellt
werden. Also aufgepaßt für alle, wo's beim Begrifflichen noch klemmt.
( Don Camillo is watching you ! ) Siehe auch:
electron9.phys.utk.edu/optics4…es/m5/Interferometers.htm
Zwei Interferomgramme mit einem noch nicht optimierten Ceravolo-IMeter bei 532 nm wave.
Egal, mit welchem Interferometer man sich jahrzehntelang befaßt, es geht immer
um die Genauigkeit des Gerätes, um die Vielseitigkeit bei der Verwendung und um
den Kontrast der dabei erzielten Interferogramme wegen der Auswertung der Streifen-
bilder. Jedenfalls bezüglich störender äußerer Einflüsse, sind sich die Typen
ähnlich bis gleich, was ja dazu führte, daß man beim Michelson-Morley und das
Ende vom Äther: www11.informatik.tu-muenchen.de/personen/groh/pub/albert.pdf
sogar den Verkehr anhielt, um störende Einflüsse zu vermeiden.
Das Auffinden der beiden Fokus-Punkte gelingt über eine Teilerplatte leichter.
Aber sie erzeugt wie bei einer Fensterscheibe zwei Reflexions-Bilder, die das
Streifenbild ein wenig stören. Also verwendet man wie in der Skizze von Ceravolo
einen Teilerwürfel. Während der Bath-Interferometer an die Bauteile aus Gründen
der Kompensation keine so großen Genauigkeits-Ansprüche stellt, muß man an die
Referenz-Flächen von Fizeau- und Twyman-Green-Interferometer höhere Ansprüche
stellen und da sollte man ein 10 lp/mm Ronchi-Gramm intra/extrafokal etwas sorg-
fältiger unter die Lupe nehmen bzw. sogar exakt mit einem ZYGO vermessen lassen,
wenn man mitreden will.
Some notes to the focus of the reference element: By using a cube the fokus of the
second surface of the meniscus lens becomes a little longer. And if you start with any kind
of pinhole for the light cone (selfog lens, grin lens or 2mm glas ball), so the back coming
light cone of the second reference surface of the meniscus should have its focus in the
original one, it means the same distance, forewards and backwards. If you tilt the meniscus
lens, you can see the back coming focus on your selfog lens holder. In this kind you'll get
the exact distance you want. So you don't need the exact distance. Later you have to
look for the two light point, one from the referenc element, the other one from the testing
optik, both you have to put them together and then you'll see the fringes. Good luck!
The general prinziple of a Zygo works like a Fizeau interferometer with shifting the
reference element "phase shift". And this is my idea to call it a poor man's Zygo.
Das Prinzip dieses Interferometers kann man leicht der Skizze entnehmen. Diesmal
wird die Referenz-Welle über eine Meniskus-Linse mit genau berechneten Radien
erzeugt, die optisch sehr genau hergestellt werden müssen und diesmal ganz bestimmt
nicht am Küchentisch hergestellt werden können. Zusätzlich hat die Referenz-
Fläche eine teildurchlässige Beschichtung, weil sonst die Intensität der beiden
Teilbündel nicht an das 50% / 50% Verhältnis herankommen und ganz empfindlich den
Kontrast stören. Aus diesem Grunde braucht es für belegte wie unbelegte Flächen
je eine Lösung, also einen eigenen Meniskus.
Wenn man das grundsätzliche Prinzip eines Interferometers richtig verstanden hat,
dann geht es immer um eine Lichtquelle, die auf unterschiedliche Weise in zwei Teil-
wellen zerlegt wird: Teilwelle 1 holt sich die Information der Optik, egal wie,
und wird mit Teilwelle 2 als Referenzwelle verglichen:
Beim Bath-Interferometer entsteht die Referenz-Welle über die gleiche, kleine
Bikonvex-Linse auf dem Rückweg des Referenz-Bündels,
beim Twyman-Green- alias Michelson-IMeters, weil der Teilerwürfel das Referenz-
Bündel von einer möglichst genaue Sphäre holt,
beim Fizeau-Interferometer in der Bauweise von Ceravolo fungiert die 2. Meniskus-
fläche als Strahl-Teiler oder bei Planoptik die Referenz-Planfläche.
Es gäbe noch den Scattertplate-Interferometer (optics.arizona.edu/jcwyant/pdf…ical_Testing/Scatterplate Interferometer.pdf), den Point-Diffraction-Interferometer (optics.arizona.edu/jcwyant/pdf…ers/Optical_Testing/Point Diffraction Interferometer.pdf)
und noch viele andere interessante Spielarten dieser höchst interessanten Meßtechnik.
Jede Bauweise hat ihre Vorteile aber auch Schwachstellen. Der Interferometer ist
aber eine der ganz wenigen Möglichkeiten, eine Optik quantitativ zu vermessen, also
einen PV, einen RMS und einen Strehl ermitteln zu können. Die dabei auftretenden
Unschärfen müssen immer in Beziehung zur Anwendung gesetzt werden, sonst wird eine
Diskussion darüber zu Farce. Leider gibt es ganz wenige bodenständige Optiker, die
das realistisch einschätzen können.
Es läuft aber, und das war der Grund für die Erfindung des BAth-Interferometers,
immer auf die quantitative Messung von Optiken hinaus, und man damit für ganz
bestimmte Fälle sehr exakte Ergebnisse bekommt. Ein Streit über die Vor- und
Nachteile der genannten Interferometer ist zwar foren-typisch, weil die Menschen
leider nicht anders sind, aber eigentlich unnütz. Im Ernstfall wird man alle
Interferogramme hinsichtlich Kontrast und Genauigkeit optimieren können und die
Freunde der Wiederholgenauigkeit oder Toleranz-Breite am Wesentlichen vorbei-zielen.
Nochmals zum Vergleich: Der Prüfling mit Fizeau:
Der gleiche Prüfling mit Twyman-Green(Michelson)
astro-foren.de/showthread.php?t=5656
Der gleiche Prüfling mit dem Bath-Interferometer
Die Amateur-Interferometrie wird kaum einem Industrie-Zygo den Rang ablaufen wollen,
auch wenn manche bei einem der Hersteller dessen ZYGO-Meßverfahren anforderten,
um es auf einem deutschen Forum erörtern zu wollen. Vielleicht probiert es der
Gemeinte bei der Firma Berliner Glas, oder einem der ehemaligen Mitarbeiter von
dort. Aber auch der wird nicht alle Details preisgeben wollen, damit die "akademische"
Diskussion erneut anhebt - das wäre nun wirklich eine ganz andere Liga.
Rohr
19.05.2005, 11:24
Noch ein paar Ergänzungen, die im besonderen dem Herrn KaStern gewidmet
sind, weil sich dieser Herr Karsten ******* nicht nur bei mir sehr interessiert
für die Interferometrie zeigte, sondern besonders auch auf einem anderen
Forum auf eine höchst eigenwillige Art, die ihm natürlicht verziehen ist, sich zu
den Feinheiten des Bath-Interferometers ausgelassen hat. Er ist nun hiermit
eingeladen, sowohl den Michelson/Twyman-Green Interferometer in der Version
von Williams, wie auch den Fizeau-Interferometer in der Version von P.Ceravolo
in seine Überlegungen einzubeziehen und sich im Verbund mit einem ebenfalls
bekannten Herrn sich zu den Vor- bzw. Nachteilen dieser drei Meß-Einrichtungen
konstruktiv auszulassen. Am liebsten wäre es mir natürlich, wenn er sich selbst
zu Vergleichs-Zwecken einen Ceravolo-IMeter bauen würde.
Der Prüfling ist ein 250/2300 Kugelspiegel, die Lichtquelle ein 532 nm
Laser-Pointer dessen Bündel über eine Selfog- oder Grinlens auf einen
Lichtkegel von 90-Grad fokussiert wird, was den Aufbau enorm erleich-
tert. Man könnte noch diverse Feldblenden einführen, was aber nicht
unbedingt erforderlich ist.
Spätere Bauweise vom 03.03.2017 - Prüfling ist ein 150/611 Kugelspiegel
Vorteil: exakt auf opt. Achse, bei exakter Zentrierung des IMeters kein induzierter Astigmatismus,
Nachteil: Doppelt-Linien bei IGramm
F118 Gates Interferometer Malacara Optical Shop Testing
http://tech.groups.yahoo.com/group/interferometry/
Ein Yahoo groups interferometry Beitrag interessiert sich für die Unterschiede zwischen Bath-Interferometer und Gates-Interferometer. Dazu gibt es mindestens zwei Informations-
Quellen: some information in Malacaras Book "Optical Shop Testing" Third Edition page 214. It test a small concav mirror just with a cube in 45° position. But this system is not
practical with all kind of optics. Die zweite Quelle findet man im Web - offenbar eine ältere Ausgabe des oben genanten Titels hier: http://books.google.de/books?id=bQaUi07ZXOAC&pg=PA21&lpg=PA21&dq=%22Gates+interferometer%22&source=bl&ots=ZHLvQdzKPS&sig=LHmQxvZ2hsO7SyiOeXLagTvw8E4&hl=de&ei=8GZkSs_SHIGqngOItJX4Dw&sa=X&oi=book_result&ct=result&resnum=3
Die Gemeinsamkeit besteht lediglich im gemeinsamen, auf 45° im System stehenden Teilerwürfel.
Weitere Informationen zum Bath Interferometer findet man hier:
Bath-Interferometer
Der Orginal-Artikel in SuW Juni 1973
The ATM-Report Volume 1 Optics
short report ; Aufbau und Funktion ; Präsentation Dave Rowe ;
Präsentation -AstroForen; Test induced Astigmatismus ; dazu Dave Rowe
Report/Ries ; AtmosFringe+30.VDS WÜ2005 ; AtmosFringe engl report
Bath-Interferometer mit Weißlicht , Bewegungs-Achsen und Auswirkung auf IGramme
ein Interferometer entsteht für Stoffie; fotografisches Protokoll , Kollimations-Zylinder
Meine persönlichen InterferometerVersuche-ForenDiskussion
Bath-Wiki der interferometer Yahoo Group
Weißlicht-Bath-Interferometer für Massimo
http://starryridge.com/mediawiki-1.9.1/index.php?title=Bath_Interferometer
F112B Vom Umgang mit Streifenbildern - Teil 2
Fortsetzung Teil 2 , zu (Teil1)
Die Auswertungs-Bilder der CoC-Auswertung sind im Ideal-Fall ähnlich,
und das Ziel soll sein, durch die für den Amateur schwierigeren
Methode trotzdem ähnliche bis gleiche Strehl-Ergebnisse auch ohne
Planspiegel zu bekommen, was mit einigen Grundüberlegungen tatsäch-
lich gelang.
Das nachgezeichnete Streifenbild
Besonderheiten bei der Erfassung von CoC-Streifenbilder
Da man diesen Interferogrammen weder die sphärische Korrektur,
noch die Koma, noch den Astigmatismus so richtig ansieht, sind
ein paar Voruntersuchungen zu jeweiligen Interferogramm angebracht.
Wenn das Interferogramm waagrecht gedreht worden ist, dann sollte
es zumindest spiegelsymmetrisch sein, was größere Coma und die
eine Darstellungsform von Astigmatismus ausschließt. Die Über-
oder Unterkorrektur ist nur bei starken Abweichungen erkennbar.
In der 0.707 Zone des Durchmessers entspricht das Interferogramm
dem normalen parallelen Streifenbild einer Sphäre. Wenn über die
Streifenabstände oder eine konische Verformung dieser Verbindungs-
Linien Abweichungen zu erkennen sind, dann hat man es mit beiden
Darstellungsformen des Astigmatismus zu tun. Innerhalb von
AtmosFringe kann man diesen Test erneut durchführen. Je größer
die Öffnung eines Spiegels, umso kritischer wird auch diese CoC-
Auswertung. Zonen und abgesunkene Kante erkennt man beim CoC-
Verfahren noch relativ problemlos.
Die folgenden Testbilder ähneln denen der Auswertung in Auto-
kollimation, nur eben jetzt über ein anderes Streifenbild
erzeugt.
Eine besonders wichtige Funktion in AtmosFringe bildet die Möglich-
keit, über das auf der Basis der Zernike Koeffitienten gerechnete
Artificial Interferogramm mit einem idealen Contour Streifenbild
zu vergleichen. In diesem Falle erkennt man als wichtigsten Fehler
die Defokussierung des Referenz- bzw. Orginal-Interferogrammes. Bei
genauer Prüfung erkennt man auch Reste von Coma und Astigmatismus
und kann jeweils aktiviert oder deaktiviert werden. Damit soll die
Einschätzung der Fehler-bedingten Verformung erleichtert werden.
In ähnlicher Weise kann auch die Frage eines möglichen Astigmatis-
mus anschaulich dargestellt werden, obwohl er in diesem Beispiel
noch von einem Koma-Effekt überlagert wird, also sehr gering aus-
fällt. Damit vereinfacht sich mein bisheriges Verfahren, diesen
zeitraubenden Vergleich mit einem ZEMAX-gerechneten Ideal-Inter-
ferogramm durchzuführen. Vielleicht schärft dieser Vergleich den
Blick, wie sich Sphärische Aberration, Coma und Astigmatismus bei
CoC-Streifenbildern darstellt.
In jedem Falle ist auch der Sterntest als Gegentest sinnvoll, um
jeden Zweifel hinsichtlich eines vorhandenen oder nicht vorhande-
nen Astigmatismus auszuräumen. Da kann es nämlich passieren, daß
man im Sterntest keinen Astigmatismus feststellt, aber die CoC-
Streifenauswertung plötzlich einen signifikanten Wert auswirft,
der auch bei der Autokollimations-Auswertung nicht auftritt und
nur über Schwingungen und Luftverwirbelungen erklärt werden kann,
bzw. bei einem anderen CoC-Streifenbild erheblich niedriger ausfällt.
Bei der Autokollimation würde das sofort auffallen, bei der CoC
Methode leider sehr viel weniger. In diesem Sinn sind auch die Angaben
bei Certifikaten zu verstehen, die von einer Mindestgenauigkeit
sprechen, die über das Certifikat ausgewiesen wird.
Sehr gut funktioniert diese Methode z.B. beim ZYGO Interferometer,
ein Verfahren, das ich bei einem englischen Hersteller von Newton-
Spiegeln sehr intensiv studieren konnte.
Weil aber auch ein Interferogramm nur ganz bestimmte Aspekte einer
Optik zeigt, sind die anderen ebenfalls gut bekannten und nachfolgend
beschriebenen Tests sehr sinnvoll.
Der Ronchi-Gittertest
Der Foucaulttetst
Der Lyot- oder Phasenkontrast-Test
Wer viele Optiken hinsichtlich der Abbildungs-Qualität mit einem
Lichtspalt und einem 2.5 mm Vixen-Okular prüft und fotografiert,
bekommt ebenfalls eine praxisnahe Möglichkeit, die Abbilduings-
Qualität gut einzuschätzen.
Siehe auch folgende Informationen zu den einzelnen Tests:
01. Der Sterntest.................http://rohr.aiax.de/sterntest.htm
02. Der Ronchigitter-Test......http://rohr.aiax.de/ronchitest.htm
03. Der Foucault-Test...........http://rohr.aiax.de/foucaulttest.htm
04. Der Lyot-Test................http://rohr.aiax.de/lyottest.htm
05. Der Spalt-Test...............http://rohr.aiax.de/spalttest.htm
06. Der Interferometer-Test...http://rohr.aiax.de/iferotest.htm
07. AtmosFringe-Auswertung..http://www.astro-foren.de/showthread.php?t=5231
Zurück zu Teil 1 http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=20031#post20031
F112A AtmosFringe 30-te VDS WÜ2005
27.04.2005 AtmosFringe - 30. VdS-Frühjahrstagung in Würzburg 2005
Vom Umgang mit Streifenbildern, Teil 1 (zu Teil 2)
Ein astronomisches Highlight für die Deutsche Amateur-Szene der VdS ist
ohne Zweifel die vor 30 Jahren ins Leben gerufene VdS-Frühjahrs-Tagung,
die damals unter Dr. Friedrich Frevert sehr erfolgreich begann. (Frevert
verstarb Wenige Tage nach der 26. Würzburger Frühjahrstagung 2001 im Alter
von 86 Jahren.) Ebenso engagiert und vielseitig interessant setzt seit
vielen Jahren Peter Höbel, Erlangen, mit großem Erfolg diese Traditions-
Kennenlern- und Kontaktpflege-Verantstaltung fort. Viele Impulse aus der
Amateur-Szene hatten hier ihren Ausgangspunkt z.B. die Flat-Field-Camera
von Dieter Lichtenknecker, Hasselt, die Veränderlichen- oder Kleinplaneten-
beobachtung, die Sonnenfotografie und viele der Fachgruppen, die sich
innerhalb der VdS im Laufe der Jahre gebildet hatten. Karl-Ludwig Bath,
Freiburg, Wolfgang Busch, Ahrensburg, Kurt Benischek, Wetzlar, der
Verfasser aus Haßfurt, und viele andere haben sich über viele Jahre mit
dem Spezial-Fach Optik befaßt. Der Halbapochomat von Wolfgang Busch als
Bausatz wären zu nennen, von Roland Christen weiterentwickelt und ver-
trieben, die Astro-Kamera von Karl-Ludwig Bath entwickelt und vom Ver-
fasser in zwei unterschiedlichen Größen gebaut, zusätzlich ein wichtiges
quantitatives Meßinstrument, der Bath-Interferometer, entstand ebenfalls
vor ca. 30 Jahren, nachdem diese Meßtechnik sehr viele Liebhaber in der
Szene gefunden hat und dazu eigentlich nur noch die passende Auswert-Soft
ware dafür gefehlt hat. Auch dies wurde in Zusammenarbeit mit dem Stern-
freund Dave Rowe, Los Angeles, USA, und Massimo Ricardi, Ferrara,
Italy weiterentwickelt, das in diesem Bericht detailliert in seinem
jetzigen Entwicklungs-Stand vorgestellt werden soll.
Worum es geht:
Das Bild zeigt eine Sammlung von Interferogrammen, die aus unterschiedlichen
Meßsituationen gewonnen wurden. Im ersten Bild wurde die Rotations-Symmetrie
im Krümmungsmittelpunkt (CoC = Center of Curvature) eines 300/1500 Newton-
Spiegels untersucht und stellt einen hochgenauen Test auf Astigmatismus dar,
der zudem quantifiziert werden kann. Das zweite Bild entstand im CoC eines
200/800 GSO Newton unter Benutzung eines Interferenz-Filters für die d-Linie.
Diese Art Auswertung gewinnt für die Spiegelschleifer-Szene ganz besondere
Bedeutung, da keine Referenz-Optik erforderlich ist. Der Nachteil dieser
Auswertung ist die hohe Präzision, die dafür erforderlich ist, obwohl sie
in der industriellen Meßtechnik beim ZYGO ohne Probleme funktioniert, wie
der Verfasser aus eigener Beobachtung bei einem Hersteller in England
beobachten konnte.
Das dritte Bild ist eine der üblichen Autokollimations-Aufnahmen, beim
vierten CoC-Bild wurde bei der kürzeren F-Linie gemessen, das fünfte CoC-
Bild bei 532 nm und schließlich ein elliptischer Fangspiegel bei 550 nm
gegen ein Probeglas auf Kontakt geprüft. Eine Aufnahme in Kompensation
würde das Bild noch abrunden. Damit sollte der Umfang der Verwendungs-
möglichkeiten skizziert werden.
Ohne ein Bild des Erfinders Karl-Ludwig Bath, Freiburg, wäre dieser Bericht
sicherlich unvollständig.
Hier das Cover der Erstveröffentlichung vor 32 Jahren, dessen Orginal-
Seiten man ebenfalls hier auf diesem Forum findet:
http://www.astro-foren.de/showthread.php?t=5096
Zwei Aufnahmen eines für Massimo Ricardi bei 532 nm wave gebauten Interfero-
meteres, die selbsterklärend sein sollten.
Das Funktions-Prinzip wurde bereits wiederholt beschrieben unter den
folgenden Web-Adressen. Es ist genial einfach, trotzdem sind einige
Punkte für das Funktionieren ganz wesentlich:
- der Bündelabstand sollte 5 mm nicht übersteigen
- der Teilerwürfel sollte ziemlich genau 50% / 50% haben
- die kleine Bikonvex-Linse sollte in der Gegend von D/F = 5/10 liegen
- als Lichtquelle eignet sich sogar normales Weißlicht,
- bei Laserlicht muß man auf die Polarisierung achten.
- sorgfältige mechanische Verarbeitung ist Vorraussetzung
- der Koordinaten-Tisch muß sich im Micron-Bereich verstellen lassen
http://rohr.aiax.de/interf.htm
http://www.astro-foren.de/showthread.php?t=4269
http://www.astro-foren.de/showthread.php?t=4382
http://rohr.aiax.de/bathorg01.jpg
http://rohr.aiax.de/bathorg02.jpg
http://rohr.aiax.de/bathorg03.jpg
http://rohr.aiax.de/bathorg04.jpg
Den farbabhängigen Öffnungsfehler, die Spherochromasie oder einfach
der Gaussfehler eines Zwielinsers am Beispiel eines Zeiss AS Objek-
tives läßt sich mit einem Bath-Interferometer sehr eindrucksvoll
darstellen. Die Einstellung ist jeweils so gewählt, daß ein den
Streifen überlagertes flaches "M" eine Überkorrektur bedeutet, weil
im Prüf-Aufbau das Interferogramm fokussiert wurde, während ein
überlagertes flaches "W" eine Unterkorrektur bedeutet. Dies gilt
prinzipiell für alle Parabol-CoC-Streifenbilder, die prinzipiell im
Krümmungsmittelpunkt eine stark überkorrigierte Sphäre darstellen.
Die beiden wichtigsten Auswert-Verfahren am Beispiel eines GSO Newton
Spiegels 301/1508 (3016)
An diesem in einer Schlinge im Gleichgewicht hängenden GSO Newton-
Spiegel möchte ich mit Hilfe des von Massimo Ricardi neu entwickelten
Streifenauswertprogrammes ATMOSFRINGE V2.2 einige Details besonders
bei der CoC Auswertung beschreiben.
![](/"http:/rohr.aiax.de/AtmosFringe00.jpg<br)
Linkes Bild:
Für die Doppelpaß-Testanordnung Autokollimation braucht man einen
sehr hochwertigen Planspiegel mit mindestens dem gleichen Durchmesser
und einer Bohrung, die dem Fangspiegeldurchmessers des Newton ent-
sprechen würde. Der Planspiegel muß über die ganze Fläche eine Ge-
nauigkeit von Lambda/10 der Wellenfront haben und ist mit dieser
Genauigkeit nicht gerade billig. Man mißt über dieses Setup mit
doppelter Genauigkeit in Form eines Null-Testes, der im Idealfall
gerade parallele Streifen mit gleichen Abständen erzeugt. Über die
Abweichung der Streifen hinsichtlich Parallelität, Abstand und Form
erkennt man auf einen Blick nahezu alle topografischen Fehler der
Wellenfront und kann bereits beim Fotografieren die optimalen Bilder
selektieren. Der Streifenabstand ist L/2 der Wellenfront.
rechtes Bild:
Die CoC-Auswertung im Krümmungsmittelpunkt hat den großen Vorteil,
daß ein hochgenauer und teurer Planspiegel nicht erforderlich ist,
aber die Streifen stellen eine Kurvenschar dar, deren Abweichung mit
bloßen Auge ungemein schwerer einzuschätzen ist, also Über- und
Unterkorrektur, also Coma und besonders der Strehl-Killer Astigmatis-
mus. Der Streifenabstand ist nur noch ein Lambda der Wellenfront und
ohne besondere Übung fallen die Strehl-Ergebnisse oft bis zu 20%
schlechter aus. Man muß sich also überlegen, wie das ideale Inter-
ferogramm auszusehen hat, und dies bietet AtmosFringe mit einer
eigenen Funktion an.
Die nächsten Bilder zeigen die Darstellungs-Form, wie sie von Atmos-
Fringe bereitgestellt werden:
Das Report-Datenblatt der jeweiligen Optik, hier die Auswertung über
den Autokollimations-Prüfaufbau.
Das nachgezeichnete Interferogramm als Grundlage der Berechnung
über die Zernike Koeffizienten
Die wichtigsten quantitativen Daten
Die Zernike Koeffitienten für Programme wie das Seidel-Programm von Bugiel
Die topografische Darstellung der Wellenfront, weil der Bath-Interfero-
meter kein Phasenshift-Interferometer ist, sondern vergleichbar mit einem
Michelson- oder Fizeau-Interferometer, wie ihn Peter Ceravolo entwickelt hat
Die Energie-Verteilungs- oder Point-Spread-Funktion als 3-D Darstellung
Die Modulations Transfer Funktion oder die Kontrast-Übertragung
der gemessenen Optik. Hierbei wirkt sich aber der Bohrungs-Durch-
messer des Planspiegels als deutliche Abweichung von der Ideal-
Linie aus, was bei der CoC-Methode vermieden werden kann.
das auf der Basis der Zernike-Koeffitienten gerechnete Artificial
Interferogramm, mit dem man die wichtigsten Fehler simulieren
bzw. eliminieren kann, wie aus dem Datenblatt erkennbar. In diesem
Beispiel ist lediglich die abzugsfähige Coma "removed"
F111 Präsentation - AstroForen
Hallo Uwe,
mit dem Dave Rowe stehe ich schon seit mindestens 3 Jahre seit dem Erscheinen von FringeXP in persönlichem Kontakt.
Das war auch der Anlaß, daß wir AtmosFringe entwickelt haben, weil ich den Dave nicht bewegen konnte, sein Programm
zu einem größeren Programm auszubauen, wie wir das dann bei AtmosFringe gemacht haben, indem wir nämlich die
Diskussion über den Bath-Interferometer "miteingebaut haben"
Und die sieht man sehr deutlich in der Stellung des Teilerwürfels bei beiden Lösungen:
Dave Rowe verwendet den Cube in seiner üblichen 90° Grad Stellung und bekommt dadurch notgedrungen einen etwas
größeren Bündelabstand, da das Bath-Interferometer nicht ganz auf der Achse mißt, was bei f/4-f/15 Systemen fast
keine Rolle spielt, aber dennoch bei f/4 Systemen einen leichten Astigmatismus einführt, der im schlimmsten Fall in der
Gegend von 2-3 % Strehl Mißweisung führt. Darüber gab es auf deutschen Foren eine excessive Wichtigtuer-Diskussion,
die unter anderem dazu führte, daß ich mit Zemax diesen Fehler genauer untersuchte, siehe die Links weiter unten.
Auch dem Karl-Ludwig Bath war und ist dieser Sachverhalt damals bekannt gewesen, weswegen er die 45° Lösung des
Cube einführte, bei der man den Bündelabstand auf wenige Millimeter (5 mm maximal) begrenzen kann, bei einem Bündel-
Durchmesser von 5 mm, damit man bei einem Fokus von 8-10 mm dieser kleinen Bikonvex-Linse den nötig großen Licht-
kegel von mindestens f/4 erreicht. Der große Vorteil des Bath-Interferometeres ist den meisten noch gar nicht
bekannt. Dieser Interferometer braucht keine Kohärenzlänge, weswegen er mit Weißlicht bereits funktioniert,
wie viele meiner Weißlichtinterferogramme beweisen. Und damit läßt sich hochgenau das Sekundäre Spektrum
aller Refraktoren auf die unterschiedlichste Weise vermessen, also sowohl auf der Achse, in der 70.7% Zone, am Rand.
Auch werden die Streifenbilder bzw. Interferogramme viel kontrastreicher mit Weißlicht, und die Störungen durch das
Licht der Laserdioden reduziert sich auch erheblich.
Jedenfalls, und das ist das Hervorhebenswerte und ungemein Positive von Dave Rowe und vielen dieser Optik-Freaks
aus USA, sie haben einen realitätsbezogenen Blick und keinen Schaum vor dem Mund, wenn es heiße Foren-Diskussionen
gibt zum Thema, wie genau mißt man mit dem Bath-Interferometer. Die deutschen Dampfplauderer sind hinlänglich
bekannt, Freundschaften sind darüber in Brüche gegangen, das übliche halt !
F110A Aufbau und Funktion - Deutsch
Aufbau/Funktion des Bath-Interferometers von links:
Ein justierfähiger Alu-Haltezylinder trägt eine handelsübliche Laser-Diode. Dessen paralleles
Lichtbündel trifft auf einen Strahlenteiler-Würfel 20x20x20 mm und wird in zwei 50% / 50%
Bündel geteilt. Teil-Bündel a) wird nun durch eine Bikonvex-Linse (10 mm Brennweite) ge-
schickt, fokussiert und so in einen Lichtkegel verwandelt, der die gesamte Optik einschließ-
lich deren Fehler erfaßt. Das zweite Teil-Bündel B) erreicht an der Linse vorbei unverändert
die Optik. Beide Bündel werden von der Optik (z.B. ein Kugelspiegel bzw. Autokollimations-
Spiegel) zurückgeschickt und vertauscht. Jetzt gelangt Teil-Bündel B) durch die Bikonvex-
Linse, wird fokussiert und bildet die Vergleichswelle, während das von der Optik fokussierte,
zurückkomende Teil-Bündel a) an der Bikonvex-Linse vorbei geht.
Im Teilerwürfel werden nach der Reflexion durch die Optik beide Teil-Bündel - sie sind mittler-
weile beide fokussiert - als "Lichtpunkte" räumlich wieder zusammengesetzt und interferieren
miteinander. Um die Interferenzen auch sehen bzw. fotografieren zu können, wird hinter dem Tei-
lerwürfel ein Auslenkspiegel angebracht. Zusätzlich erleichtert ein 3-fach-Kepler-Fernrohr, auf
die Spiegel-Optik fokussiert, die Beurteilung der Interferenzen. Im Logo der Homepage (siehe
unten) erkennen Sie rechts das Interferogramm eines Parabols-Spiegels aus dem Krümmungs-Mit-
telpunkt, Der Koordinaten-Messtisch sollte um 0.01 mm Beträge in allen drei Achsen bewegbar
sein. Ein Versatz dieser Lichtpunkte auf der optischen Achse erzeugt Newton-Ringe, die für die
Beurteilung des Astigmatismus bzw. der Roations-Symmetrie verwendet werden können.
Die Justierung der Bauteile
beginnt auf einem Träger mit der Befestigung der Laser-Diode. Der sich anschließende Teilerwür-
fel wird so eingestellt, daß beide Teilbündel möglichst parallel eine ca. 3-4 Meter entfernte Wand im
Abstand von ca.10 mm erreichen. In das Teil-Bündel a) wird die Bikonvex-Linse so eingeschoben,
daß Teil-Bündel B) möglichst konzentrisch im Lichtkegel von Teil-Bündel a) verläuft. Dieser Um-
stand erleichtert die spätere Handhabung enorm.
Justierung der Prüfanordnung:
Grundsätzlich wird das ganze System "Interferometer" über den Koordinaten-Meßtisch bewegt.
Vorrausgesetzt werden muß, daß die Prüfanordnung "auf der Achse" ist, also sorgfältig justiert
ist, da sonst keine zurückkommenden Lichtbündel zu erwarten sind, z.B. Beim Newton-Fernrohr,
zusammengebaut gegen einen Flat in Autokollimation gestellt. Das Interferometer wird so posi-
tioniert, daß beide zurückkomende Bündel-Scheibchen etwa gleiche Größe haben, wobei der
Fokus von Teil-Bündel a) hinter der Bikonvex-Linse liegen muß. Auch die Höhe der Bündel sollte
ziemlich stimmen. Zweckmäßig ist, diese Bündel auf die Halter-Scheibe der Bikonvex-Linse zu
projizieren und dann horizontal lediglich in die Linse hinein zu verschieben.
F110 short report English
many, many thanks for your posting!
With the Bath interferometer you can test optics till f/4 correctly, but a f/3 spherical mirror
you probably can get problems in the matter you describe them. With a f/4 mirror there
are no problems.
This interferometer works with two beams and not exactly on optical axis. These two
beams distance should be 4-5 mm, no more, best 4 mm and parallel till 3-4 meters. After
fixing the laser diode I fix the cube alignable, the two beams distance about 4 mm, parallel
and at last the bikonvex lense with 7-10 mm fokus in the first beam
Important is, that the second beam is concentrated in the first light conus after passing the
bikonvex lense, it sould be 5 mm in diameter and about 2 mm thick. The cube is 15x15x15 mm till 20 mm.
This is the way, how the Bath interferometer works. You can test optics with straight
fringes and circles for rotation symetry.
How big is your hole? The reference beam #2 should be near your hole. If you send me
one of your fringes pattern, I can put it on my server for you. You just write in your posting
Can you let us see, how your Bath interferometer
looks like? The upper picture is the one I use. Feel free to ask us more questions for
that.
F110B Präsentation Dave Rowe
Bath Interferometer
From Starry Ridge
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Bath Interferometer by Julien Vandermarlière |
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Contents[hide] |
[edit] Introduction
The Bath interferometer was invented by Karl-Ludwig Bath more than thirty years ago and is derived from the Gates interferometer described in Malacara's book (Physical Optics & Light Measurement, Vol 26, Meth. of Exp. Phys.). The Bath interferometer differs from the Gates configuration by the addition of a small lens.
Bath interferometers are quite easy to build. It is a common path interferometer that uses a small lens as a reference surface generator. Since both the test and reference beams share a path through the air between the optics and the interferometer, some of the deleterious effects of bad seeing in this optical path can be avoided. W.H. Steel (Optica Acta, 1970, n°10, 721-724) noticed that in the common path interferometer "....both beams go through the system under test and vibration changes the two optical paths by the same amount."
[edit] Principle of Operation
For an introduction to interferometry and the Bath interferometer see Interferometry and Fringe Analysis
This diagram shows the right-angle version of the Bath interferometer. A collimated light source is divided by the beamsplitter into the (blue) reference beam and the (red) test beam. The reference beam hits the mirror under test, reflects from this surface and passes through the lens. It comes to a focus at F3. The test beam is expanded into a spherical wave by the lens, which has a focus at F1. The expanding beam illuminates the mirror being tested and comes back to focus at F2. The two expanding beams pass back through the beamsplitter and interfere at the detector. In practice, a complete optical system, not just a mirror as in the example above, can be tested by the Bath.
This drawing shows the original Bath configuration, with performance equivalent to the right-angle configuration. In this diagram the beams are drawn with zero width for clarity. However, in practice the beam configuration is nearly identical to the first figure. In this figure the lens is drawn in the upper beam. In the previous figure it was drawn in the lower beam. In the operation of the interferometer it makes no difference which beam the lens is placed in.
[edit] Measurement Astigmatism
Because the focal locations F1 and F2 are separated laterally by the beam-to-beam distance, measurement astigmatism is inherent in the interferometer. For most measurement situations the astigmatism is small enough to be tolerated without correction. For those situations where the astigmatism is large enough to be bothersome, it can be calculated and removed from the wavefront error analysis.
The measurement-induced aberration is determined by calculating the difference in path length between the longest and shortest distances through the optical system for rays that originate at F1 and terminate at F2. For the case where a mirror is being tested at its center of curvature, the path-length difference, OPD, attributed to astigmatism is given by
where
- D is the diameter of the mirror under test
- d is the beam-to-beam separation
- R is the radius of curvature of the mirror
- OPD is the path difference between the longest and shortest paths to the mirror that originate at F1 and terminate at F2
The following table gives the measurement-induced astigmatism for various beam-to-beam separations, when measuring a mirror at its center of curvature:
Wavefront Optical Path Difference in Waves at 550 nm for a Selection of Mirror Diameters and Focal Ratios 150 mm f/6 200 mm f/5 300 mm f/4 6 mm beam separation 0.016 wave 0.020 wave 0.027 wave 8 mm beam separation 0.028 wave 0.036 wave 0.047 wave 10 mm beam separation 0.044 wave 0.057 wave 0.074 wave
See Aberrations in the Bath Interferometer for the mathematical analysis.
[edit] Examples
 Interferometer constructed by Dave Rowe
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 By Frederic
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 The optic core of Dale Eason's Bath interferometer. Igrams are imaged with a modified web cam partialy seen in the lower left corner.
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 Vesta with 25mm lens.
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 DSLR at the output of the Right angle Bath. Front of interferometer is facing the photographer.
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 Steve Koehler
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 Kurt Schreckling using an LED source
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 Wolfgang Rohr
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 Robert Horton
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 Robert Horton
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 Julien Vandermarlière
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[edit] Bath FAQ
- What parts do I need to build a Bath interferometer?
- Optics
- -- A small 50-50 cube beamsplitter, in the range of 10 to 15 mm for the right-angle Bath interferometer, and 20 to 25 mm for the Bath interferometer having the original beam-splitting configuration. Two right angle prisms can also be contacted together with an oil to form the beamsplitter, although this type of beamsplitting cube will not have equal intensities. For very small interferometers, a 5 mm cube might work well. In any case, one should carefully layout the interferometer before building it.
- -- A light source. Since the Bath is a common path interferometer, almost any collimated light source will work. The easiest to use is probably a red laser pointer. Green pointers are more expensive, but provide a brighter image. That usually is a disadvantage because geen laser pointers can not be made to run in non-lasing mode, which can be useful to reduce background artifacts generated from coherence effects within the laser. For laser powers above 1 mW eye protection is recommended. See the section on laser safety. Non-coherent sources also work in the Bath because it is a common path interferometer. So, a simple LED, or a laser operated below lasing threshold also work well. If numerical nulling of a conic is desired, then the light source should have a well-defined, stable, and accurately known wavelength.
- -- A small biconvex lens, about 10mm fl and 10mm diameter. The desire is to have the beams no further apart than about 7mm. The 10mm x 10mm fl lens will work well for 99% of all the mirrors you would test. However you can optimize as stated next. The focal length of the lens can be matched to both the optical system under test and the beam diameter from the light source. A shorter focal length (in effect a larger illuminating beam diameter) produces a more widely divergent test beam. Too large a divergent beam can be a disadvantage as well. That will create less contrasty or dimmer igrams but they usually are still usable. You can experiment on your own to optimize if you desire.
- -- A small front surface mirror with aperture sufficient to fully reflect the divergent test beam. A small right angle prism works equally well and can be easier to mount since it has a wide base.
- Mechanical
- X,Y,Z stage. The stage can be made by hand if desired. The purpose of the stage is to position the interferometer to achieve the desired fringe pattern. The key features are fine and smooth control. These are not essential but are merely a convenience. The range of movement can be 1/2 inch or greater.
- What are the sources of error that are specific to the Bath Interferometer?
- The Bath interferometer suffers from astigmatism (but very small for most mirrors see table in above section), as it is inherently an off-axis interferometer configuration. The astigmatism can be removed from the wavefront analysis using techniques available in the OpenFringe or other analyses programs.
- As a general rule beam separation should be kept less than 8 mm, as larger distances introduce more astigmatism as described in the introduction. An option is to grind down one side of the lens to allow closer placement of the two beams.
- How critical are the components?
- Most component surface figure is not critical because of the common path design. You can use cheaper components because of it.
- Lens - The lens can be plano-convex as well. Odd clumps in the projected beam may indicate a bad glass melt. You can test the lens by taking measurements with the lens one way and then reverse it to see if it changes the results.
- Beamsplitter - A beamsplitter does not have to be 50/50 for using Port A of the original Bath configuration. :
However the right angle version must use a 50/50 beam splitter for highest contrast fringes.
Bath Original config Port A
-
Right_Angle Configuration - Given a choice of beamsplitter sizes what is best?
- Generally smaller is best. Smaller is best for testing fast optics less than f/4. A 15m cubes is typical. However, there is a tradeoff. Smaller cubes can vignette the rapidly expanding beam from the lens or mirror. Larger splitters prevent the camera from getting close to the focus of the interferometer lens and may cause vignetting by the camera lens.
- Where can I get the parts?
- Surplus Shed and Edmund Optics are good sources.
- www.ukaoptics.com For Webcam modifications.
- Do cheap beamsplitters from suppliers such as Surplus Shed work?
- Yes, however they work best with the right angle version and a laser poiner. When using a laser pointer you must rotate the laser to achieve equal beam intensities because the cube acts as a polarizing filter and changes the intensities of the polarized laser beams exiting the splitter. This is worse with the original Bath configuration but happens with the right angle version as well. This may be true for any beamsplitter and not just those from Surplus Shed.
When red laser pointer are operated below the laser mode voltage, the light is not polarized.
- Are gas lasers better than laser diode pointers?
- They can be but usually have a smaller beam diameter so they have to be expanded more than a laser diode beam. They are larger and can pose a problem if stage positioners are used due to weight.
- My laser pointer has a rectangular beam. Will it work?
- Yes, however you must make sure that the lens will expand the narrow part of the beam to cover your mirror.
- What is critical about part placement?
- No part placement is critical. Beam separation distance needs to be watched.
- Lens to beamsplitter distance is not critical. The range is between 1/4 inch to 3/4 inch. The tradeoff is that the closer the lens is to the splitter the less likely it is that part of the expanding beam will fall outside the splitter.
- Right angle mirror placement - For the right angle mirror configuration the mirror should be placed close to the front of the cube to minimize beam separation. That also means that the laser beam should enter close to the front as well.
- What adjustment do I need on the optics?
- Apart from the stage to move the whole interferometer, no adjustments are needed for the optics. It is helpful to be able to move the lens and laser left/right/up/down in relation to each other. For the right angle configuration, once the beams are made parallel and close together the cube and mirror can be glued down. Double sided adhesive tape can also be used. First make sure the two bright reflections are not in the fringe pattern. (See two bright spots below)
- I get two bright spots in the middle of my fringe pattern. Can I remove them?
- All Bath interferometers exhibit them, due to internal reflections from the laser. These spots can be eliminated from the fringe pattern by rotating the cube a few degrees.
- How do you align the optics?
- Initial setup for right angle version--
- Start without the lens and get beams parallel and as close together as possible. Hold a piece of white dull paper in front to see the beams as they exit.
- Insert lens into beam and visually adjust it or laser so that outgoing beam is in center of the lens. Hold a white card about 1 foot in front of the interferometer. There will be a large diffuse beam and a bright laser beam. The bright laser beam should be about the same distance from the center of the diffuse beam as the beam separation coming out of the interferometer. If it is not then adjust the lens or laser position until it is. Move the card further away from the interferometer and again make sure the beam centers remain constant. The beam from the lens will continue to expand while the other beam should remain close to its center.
- Find the return beam from the test mirror at the front of the interferometer by placing a white card at the front of the interferometer so that it does not block the output beams. Adjust the system so that the return beams fall on the card not into the lens of the interferometer.
-
Interferometer inside ROC
Interferometer closer to ROCMove the interferometer toward or away from the mirror under test until the focused beam from the mirror under test is 1/8 inch or larger in diameter. Inspect it for even illumination. If illumination is not even or round then try adjusting tiny lens or laser to make it so.
- Getting fringes
- move the z control until the expanding return beam is about 1/16 of an inch in diameter on the front of the interferometer.
- Move the X,Y stage controls (left, right) to position the unexpanded return beam off of the card and into the center of the lens. The expanding return beam will enter where the reference beam came out of the interferometer.
- Use a white paper or card screen or a ground glass at the exit port to see a projected image. You should see two bright regions that may overlap. One region will be much larger than the other. Adjust the X,Y stage controls until two bright diffuse circular regions overlap. Ignore the two very bright dots. You may now see fringes or you may not. Next play with the controls until you see fringes. You may need to let it settle a second after you make an adjustment. Usually it is easier to see fringes by beginning with the interferometer outside of focus and slowly bringing it closer to focus. What you need to look for is a black dot that has a ring around it that fades in and out (or seems to pulsate)--this is the first fringe seen. Slowly move the interferometer toward the mirror. This "bull's eye" pattern will expand to cover more of the mirror as you get to focus. As you bring it closer to focus the fringes will drift outside of the view and you will need to use the X/Y/Z controls to bring them back. You will notice that depending on which (X/Y/Z) axis is very gently turned, the bullseye will expand to more linear fringes (which is what you want).
- Another Bath setup proceedure media:Setup.pdf.
- My interferograms do not look as smooth as I want. What can I do?
- If you are using a diode laser you can reduce the voltage until the diode stops lasing and is just a red diode.
- Clean all of the optical components. Dust in the system causes diffraction rings.
- Some laser pointers have a very cheap plastic lens with bubbles or residue on the surface that make them less than ideal. They are still usable but make the fringes bumpy. Some laser pointers allow the lens to be removed. If you can--without harming the lens housing--inspect the surface of both sides of the plano-convex lens with a 25mm or so eyepiece and see if there is any film or residue on the surfaces remaining from the casting process that has trapped dust particles, hair, etc. Use a soft tissue (the plastic is soft) and gently wipe the surface to remove veins,spots, or cloth dust marks. This can improve the beam quality. After you are able to get fringes you can look for a better laser pointer. Higher priced pointers can also have surface defects or residue on the lens surface so check them, too.
- I can not see all of the fringes because the intensity falls off at the side.
- You may need to adjust the lens so that the illumination is even on the mirror under test.
-
Illumination not even. Intensity falls off on left side
Even illumination. Lens was adjusted so that it was centered on laser beam.These interferograms have many more lines that desired for fringe tracing. They would usually be used with the Fourier Analysis technique.Another source is vibration of the mirror on the stand.
A One second exposure allows vibration to blur the outter fringes.
Faster shutter seed of 1/80 second stops the bluring.Vibration can cause the outter fringes to blur use a faster shutter speed to stop the bluring.- How can I tell when laser diode is not in lase mode?
- Reduce the voltage until the laser beam stops being rectangular and looks more circular.
- What are ways to image the interferograms and turn them into digital pictures for analysis?
- The ideal camera would let you preview the fringe pattern with good resolution and in real time. This is not a requirement but a real convenience when adjusting the interferometer controls.
- Web cam - Webcams typically have too short of a focal length lens but work well if the lens is replaced by a longer focal length. It is possible to remove the webcam lens and place the body in back of a 35mm SLR camera lens (35mm or 24mm wide angle lens). One needs to make a holder for both the webcam body and the 35mm lenses to hold them in position. They usually have real time high resolution preview when attached to the computer. Older web cams might have lower resolution and the images will not be as sharp/clear as newer webcams or digital cameras.
- Digital Camera - Can work well but usually does not have a high resolution real time preview. Sometime the zoom lens on a digital camera will vignette the image. Two digital SLR cameras that are known to work well are the Cannon Digital Rebel and the Nikon D40. Other digital SLR cameras will probably work as well. Their advantage over point and shoot cameras is their wide lens opening and ability to use manual control. Manual control of focus and exposure is probably a must for any digital camera that will be used. A fast shutter is sometimes also needed to stop vibration-induced blur. 1/200 of a second works well with most laser pointers sources.
- Video Camera - Many Video cameras are not ideal because their zoom lens vignettes the beam, but they have been known to work.
- My web camera lens is too wide angle and makes the interferogram too small to analyze. How do I make the image big enough?
- One way is to replace the lens with a longer focal length lens like the 12mm and 25mm FL shown here from Edmund.. Most web cams can be taken apart and the lens removed to reveal a M12 X .5mm threaded lens holder. Some of the 25mm lenses may have too long of back focus and will not focus using the lens holder in the web cam. You will have to make some sort of adapter. Another cheap way, is to put a 25mm lens used on an old 8-16mm camera. It use a "C" mount. There are many on eBay.
Web Cam lens removed adapter and lens ready to attach.
25mm Lens attached- Make a magnifying relay telescope and place it between the interferometer and the web cam to magnify the image. Low power finder scopes can be tried. Ideal would be to aquire a 50mm achromat coupled with 24 to 55mm eyepieces.
- My zoom camera lens vignettes the fringe image. What can I do?
- Get as close to the beamsplitter as you can. Almost touching it is best. If that does not work then see below.
- Make a reducing relay telescope and place it between the beamsplitter and the camera.
- Try a different lens.
- What is a collimating telescope?
- The collimating telescope and "Kepler" telescope described by Dave Rowe and Wolfgang Rohr in their Bath interferometer pictures can be made from two positive lenses. One lens is up to about .5 to .9 the focal length of the other. It reduces the expanding beam so that it can be captured by a camera with a small diameter lens. The shorter focal length lens is placed close to the interferometer output.
- What is a beam expanding telescope?
- A beam expanding telescope increases the diameter of an input beam. This may be useful in a Bath interferometer to increase the beam width so that a higher numerical aperture (lower f/ratio) optical system can be tested.
- It consists of a small negative lens, which diverges the input beam, followed by a positive lens, with re-collimates the divergent beam. The diameter of the positive lens must be slightly larger than the desired diameter of the expanded beam. The virtual focal point of the negative lens must coincide with the real focal point of the positive lens to achieve collimation.
- Here is an example of a 16X Galilean beam expander with very good optical performance that can be built from off-the-shelf cemented doublet lenses from Edmund Optical, Inc., website Edmund Optics. The small laser beam to be expanded enters from the left, and emerges about 16 times larger in diameter. The airspace between the two lenses has been optimized to give good collimation for the different laser wavelengths listed. The lenses must be oriented as shown in the drawing, and very well centered to each other.
-
Image:Galilean Beam Expander 600 x 300.gifGalilean Beam Expander using Edmund Optics lenses.
Another way to expand the beam of diodes is to use two idential prisms in what is termed an "anamorphic pair"--two identical prisms mounted at an incident angle.
- What is the wavelength of a red laser diode pointer?
- There are three different wavelengths 635, 650, and 670nm. 650nm is the most common. Some pointers will have a label with a range that includes more than one of these wavelengths. A small sample of 5 measured in Dec 2006 were 650nm except for a very old one that was 670nm.
Laser tubes HeNe run at 632.6nm
[edit] External Links
- Tutorial on the Bath interferometer and interferogram analysis software by Michael Scherman
- Bath Interferometer (in German)
- Original publication by Karl-Ludwig Bath in the german astronomical magazine "Sterne und Weltraum"
- reference: Sterne und Weltraum, 1973/6, p.177-180:
- Comparison of Real Foucault Images of a Telescope Mirror and Simulated Foucault from Interferometric Data
- Introduction to Interferometric Optical Testing (Modern Optical Testing)
- Interferometry and Fringe Analysis
- James Lerch ATM Pages
- Bath Interferometer Usage Dialog
- Quantifying Surface Features visible in a Foucault image
- Bath Interferometer, Surface Analysis, and the inventer
- Optical Testing
Fringe Analysis Software :
Interferometric simulator :
F109 The ATM-Report Volume 1 Optics
F108 Der Orginal-Artikel in SuW Juni 1973
10.12.2004 Bath-Interferometer: Die Orginal-Veröffentlichung in SuW Heft Juni 1973
Vier Links zum Orginal-Artikel
Quote:
http://rohr.aiax.de/bathorg01.jpg
http://rohr.aiax.de/bathorg02.jpg
http://rohr.aiax.de/bathorg03.jpg
http://rohr.aiax.de/bathorg04.jpg
* * *
Manche Veröffentlichungen zum Bath-Interferometer lesen sich so, als wären die Feinheiten erst heute entdeckt und untersucht worden - und als
müßten bestimmte Details erst über praxisferne Diskussionen aller Welt dargelegt werden als aller neueste Erkenntnis. Manche Zeitgenossen
stören sich offenbar daran, daß wir uns in den letzten 30 Jahren sehr eingehend mit den Feinheiten dieses Interferometers befasst hatten, ohne
deshalb gleich unsere Erkenntnisse verkünden zu müssen. Es ist also eher eine Profilierung-Sucht, die manche Zeitgenossen dazu treib, sich
hemdsärmelig bestimmter Foren zu bemächtigen - nur hier wurde ein derartiger feindlicher ÜbernahmeVersuch kurzerhand abgeschmettert.
Deshalb einige Zitate aus der SuW-Veröffentlichung vom Juni 1973, die Karl-Ludwig Bath sehr knapp gehalten hat, weil er davon ausging, daß
optisch interessierte Leute keine so großen Erklärungen bzw. Messungen brauchen.
Eine der führenden Optik-Firmen überlegte sich damals intern, das Bath-Interferometer seiner Vorteile wegen zu verwenden. Da dieser Interfero-
meter keine Kohärenz-Länge braucht, kann man ihn in allen Spektral-Farben mit einem engen Interferenz-Filter verwenden - ein großer Vorteil
bei Refraktor-Optiken, weil man dadurch sogar den Gaußfehler und durch die Rest-Chromasie auch noch eine Typisierung erreichen kann.
Beispiel eines Newton-Spiegels mit Weißlicht. Das Interferogramm wird über
die unterschiedlichen Wellenlängen in seine spektrale Farben zerlegt.
Quelle 01
Quote:
Das Interferometer arbeitet nicht in strenger Autokollimation.
d.h. der reflektierte Strahl 2 fällt nicht genau mit dem
Strahl 2 zusammen. Daher muß der Prüfling ein nutzbares Bild-
feld haben, dessen Durchmesser größer als der Abstand P1-P2,
andernfalls machen sich Astigmatismus und Koma störend be-
merkbar, Fehler von denen der Prüfling un seiner Achse frei
sein sollte.
Anmerkung: Über die von mir ZEMAX-gerechnete Tabelle erkennt
man in Abhängigkeit vom Bündelabstand den eingeführten Astig-
matismus:
Aus dieser Tabelle ergibt sich zwingend die 45-Grad Stellung
des Teilerwürfels und ein möglichst kleiner Bündelabstand von
max 5 mm, wobei diese Teilbündel streng parallel sein müssen,
wie aus einer "alten" Justageanleitung von mir zu ersehen ist.
Ohne diese Parallelität kommt kein richtiges Interferogramm
zustande !!!
Quelle 2
Quote:
Die Licht-Quelle Q: Hierzu können wir z.B. eine Halogenlampe
mit zylindrischer Wendel benutzen, zur Not eine Taschenlampe.
Am besten ist natürlich ein Laser geeignet. Dabei sollten aber
zur Vermeidung von Störinterferenzen alle Oberflächen sorg-
fältig gereinigt ujnd nach der Justierung die vom scharf ge-
bündelten Strahl getroffenen Stellen mit einem Pinsel vom
Staub befreit werden. Ist der Laserstrahl für ein gegebenes
Öffnungsverhältnis zu schmal, so kann er ohne Schaden mit nur
einer Negativ-Linse vor dem Interferometer etwas aufgeweitet
werden.
Anmerkung: Bei manchen Laser-Dioden-Modulen kann man die
Kollimations-Linsen verstellen und bekommt auf diese Art auch
ein etwas dickeres Bündel.
Quelle 3
Quote:
Der Strahlenteilerwürfel W1 sollte eine Kantenlänge von wenigstens
25 mm haben. Nötigenfalls können wir ihn auch ohne Nachteil
selbst anfertigen, indem wir zwei passende Porroprismen
mit weitgehend beliebigem Öl, z.B. Sonnenblumenöl, verkitten.
... sogar den Vorteil, daß auich die vierte Fläche und damit
der Ausgang A2 zugänglich ist.
Anmerkungen: In der Praxis reichen bereits 20 mm Kantenlänge
Quelle 4
Quote:
Die symmetrische Bikonvexlinse L3 hat höchstens 1/20 der Prüflings-
brennweite und 15 mm Durchmesser. Ihre Abblidungs-fehler werden,
wie man sich leicht überlegen kann, automatisch kompensiert,
selbst wenn sie schräg im Strahlgang steht, und ein korrigiertes
System würde keinen Vorteil bringen. Erwähnt sei, daß eine, daß
eine symmtrische Bikonkav-Linse ebenso ihren Zweck erfüllt. und
u.Umständen eine Linse mit einer Planfläche. Diese muß allerdings
genau justiert werden und das Öffnungsverhältnis des Prüflings
darf in diesem Fall 1:10 nicht überschreiten.* -* Muß wegen
eines nur kleinen nutzbaren Bildfeldes des Prüflings der Abstand
P1-P2 sehr klein gehalten werden, so können wir den Durchmesser
der Linse L3 vom Optiker bis nahe an die Mitte heran seitlich
anschleifen lassen.
Anmerkung: Wer diesen Teil liest, kann sich eine genauere Unter-
sucht-ung hinsichtlich der Verkippung sparen. Derartige Versuche
macht man am besten am Kugelspiegel als dem einfachsten und
sichersten Prüfaufbau.
Anders als im Orginal-Text beschrieben ist es sinnvoll, das Inter-
ferometer erst zusammenzubauen und zu justieren, wie in meiner
Anleitung beschrieben: http://rohr.aiax.de/interf.htm
In dieser fest fixierten Anordnung wird das Interferometer mittels
Koordinaten-Tisch bewegt in den 3 Raum-Achsen und einer zusätzlich
Kipp-Möglichkeit.
Beitrag #02
habe diesem Thread die Orginal-Veröffentlichung beigefügt
für alle Interfero-Metriker
Ein paar bisher nicht veröffentlichte Bilder:
Karl-Ludwig Bath vor fünf Jahren zu Beginn unseres Montierungs-Projektes
und der AstroKamera II. Design mit zwei hyperbolischen Flächen auf Haupt-
spiegel und zweilinsiger Korrektor-Fläche. Damit erzielt man ein großes,
ebenes Bildfeld mit der Minimierung des Öffnungsfehlers, Koma und
Astigmatismus. Auf der Grundlage der Wenske Formeln entstand ein
Strahlendurchrechnungsprogramm. Herstellung des opt. Tubus Wolfgang Rohr
Die erste AstroKamera 250/1000 Design Karl-Ludwig Bath, Optik und Fertigung:
Wolfgang Rohr
Die große 17-Zoll F/3.5 AstroKamera II, Desing Bath/Rohr, Optik Wolfgang Rohr
Zusammenbau: Richard Gierlinger, steht jetzt in Namibia.
Zeitraum 1980-2004
F098 Strehl und Temperatur - wenn sich Spiegel durchbiegen
Vorwort:
Dieser etwas ältere Bericht behandelt die thermische Bewegung, die Newton-Spiegel zeigen,
wenn zwischen Spiegel- und Rückseite eine Temperatur-Differenz vorliegt. Für diesen Fall
variiert der Strehlwert, wie dieser Bericht hier zeigt. Bei Newton-Spiegeln wird deshalb nie
eine 100% Parabel geschliffen, sondern immer eine Unterkorrektur von ca. PV L/6 oder
weniger eingehalten, abhängig vom Subtrat und dessen thermisches Verhalten. Wird also
ein "perfekter" Parabol-Spiegel vermessen, so muß sich der Strehl-Wert immer um diese
Unterkorrektur reduzieren, damit sich dieser Spiegel am Himmel optimal verhält. Ein Strehl
von 0.99 bei einem Pyrex-Spiegel wäre für die Beobachtung also nicht unbedingt optimal,
wenn die Spiegel-Rückseite nicht auf gleiche Temperatur bekühlt ist, wie die Vorderseite.
Ein Fixieren oder Sistieren auf einen hohen Strehlwert sollte also unbedingt dies berücksichtigen.
http://www.intercon-spacetec.de/rat/rat-optik/spiegelsorten/
03.03.2004 Den Strehl verbogen!
Kräftig verbogen hat der Experimentator heute einen 99% Strehl Spiegel aus Pyrex,
als er diesen in nur 5 Minuten mit einer Wärme-Matte aus der Aquaristik rückseitig von18.7
auf 21.8 Grad Celsius hochheizte und dabei die Verformung seiner Interferenz-Streifen
protokollierte. Die ersten beiden Bilder zeigen einen temperierten Spiegel, das 4. Bild
einen kräftig überkorrigierten Spiegel, als nach 5 Minuten die Spiegel-Rückseite auf
21.8 Grad hochgeheizt und davon bis zur Vorderseite 20.8 Grad durchgedrungen waren.
Die Temperatur-Differenz zwischen Rückseite und Vorderseite eines Spiegel, also der
Fall, daß die Rückseite eines Spiegel durch fallende Temperaturen zu Beginn einer
Nacht wärmer ist also die beschichtete Vorderseite, führt zu einer kräftigen Verformung
der Parabel-Oberfläche in die optisch schlechtere Hyperbel. Generationen von Spiegel-
schleifer wissen das und figurieren deshalb ihre Parabel zwischen 90% und 95%, damit
der Spiegel am Himmel in dieser Situation die richtige Form hat. Oder aber man kühlt
den Spiegel auf die vermutliche Nachttemperatur herunter.
Im Labor wird dieser Fall dadurch simuliert, daß man den zunächst durchtemperierten
Spiegel mit einer 18 x 18 cm Wärme-Matten( vom Dehner GartenCenter für den Heimtier-
bedarf) auf der Rückseite zartfühlend um ca. 2 Grad aufheizt. Nach Beendigung der Ver-
suchsreihe kann man ja dann die Wärme-Matte dem Haustier zurückgeben.
Alle Interferogramme wurden mit einem grünen Laser bei 532 nm hergestellt und zeigen,
wie aus einen perfekten Spiegel eine "Gurke" werden kann und umgekehrt, solange es
sich nur um die Parabel-Korrektur handelt, der Spiegel selbst aber weiter keine gravie-
renden Fehler hat. Damit ist zugleich klar, wie sensibel selbst Pyrex noch auf Temperatur-
veränderungen/Differenzen reagiert.
Messung in Autokollimation gegen einen Planspiegel mit Bohrung
Der Spiegel vor der Behandlung: Das erste I_Gramm wurde vor einiger Zeit erstellt,
(meine eigenen Spiegel messe ich über Jahre immer wieder durch), das zweite zu Beginn
des Versuchs.
Das Interferogramm vor der Aufheizung bei temperiertem Newtonspiegel
Auswertung über die vier mittleren Streifen, um Reste von Koma und Astigmatismus auszuschließen.
Mit diesen Werten sollten an den Planeten demnächst keine Wünsche mehr
übrig bleiben, solange das Seeing und der Temperatur-Einfluß mitspielt. Um störende
Koma auszuschalten, die über den Testaufbau eingeführt wird, habe ich nur die mittleren
vier Streifen ausgewertet. An ihnen sieht man die Deformation ohnehin besonders gut.
Die Auswirkung der Temperatur-Differenz von nur 2 Grad Celsius
Die kräftige Durchbiegung der Mitte wurde bereits fokussiert, wie das auch am Himmel
jeder Sternfreund tut, sonst würde die Abweichung noch stärker ausfallen. Es entsteht
ein Interferogramm, das alle Merkmale eines überkorrigierten Spiegels zeigt.
Die Auswertung der 2-Grad-Differenz wieder nur über die 4 mittleren Streifen
Sollte jedoch eine Temperatur-Differenz die perfekte Vorderseite in die Hyperbel
"hineinziehen", was über den Testaufbau gemacht wurde, wird aus dem Luxus-Teil
unversehens eine Gurke und der Strehl geht um 34% "in den Keller" ! Spätestens jetzt
müßte klar sein, wie wichtig die Kenntnis der genauen Parabel eines Newton-Besitzers
ist. Dann könnte er durch Belüftung oder Isolierung korrigierend sein System eingreifen.
Karl-Ludwig Bath, Erfinder des gleichnamigen Bath-Interferometeres, hatte in seiner
von mir 1985 gebauten AstroKamera 250/1000 mit zwei hyperbolischen Flächen zwei
Temperatur-Meßfühler, mit denen er sehr sorgfältig die Temnperatur kontrollierte. Bei
einer Differenz von nur 2 Grad Celsius zwischen innerem Tubus und Spiegel-Rückseite
beendete er regelmäßig seine Arbeit, weil er genau wußte, was passieren würde.
1.Fazit: Bezogen auf die nachfolgende Tabelle wäre für diesen Temperatur-Fall eine
Unterkorrektur mit einer konischen Konstanten von 0.90 das Richtige, wenn die Temperatur-
Differenz zwischen Vorder- und Rückseite 2 Grad Celsius beträge. Damit entspricht sich
dieser bereits vor längerer Zeit durchgeführte Labor-Versuch in der Tendenz mit den
Ergebnissen von Alois Ortner, wobei er meines Wissens nur die fallende Temperatur
nicht aber die Spiegel-Vorder und Rückseite in einer Tabelle festgehalten hat.
F093 Astigmatismus, Umgang mit . . . sich gegenseitig kontrollierende Testverfahren
sich gegenseitig kontrollierende Testverfahren
Man kann sich erheblich verschätzen, wenn man als Strehl-Theoretiker und Kontroll-Tester fremde Ergebnisse überprüft, um sie dann in Zweifel ziehen
zu können. Oft kommt es nämlich vor, daß die Einflüsse auf einen bestimmten Testaufbau und dessen Ergebnisse gar nicht richtig eingeschätzt werden
können. Mit derartigen Zweifeln schlagen sich die gemeinten Freunde aber erst einmal nicht herum, da sie ja alle Probleme theoretisch "sicher" erfassen.
Eine gewisse Sicherheit bekommt man dadurch, daß man bestimmte Ergebnisse auf ihre Plausibilität überprüft. In den Blickpunkt gerät oftmals
der Astigmatismus als Fehler, der leider über unterschiedliche Einflüsse "aufgeblasen" werden kann. Das liefert dann das Futter für jahre-
lange Diskussionen auf den dafür prädestinieren Foren, und einigen Usern dort. Selbige fühlen sich dann angesprochen und gekränkt, wenn man ihre
Positionen aus dem Blickwinkel der Meßpraxis schlüssig verwirft und schreiben weiterhin Emails, obwohl der SPAM-Filter bereits seinen Dienst erledigt.
Soviel der launigen Einleitung.
Bei einem 8-Zoll Newton-Spiegel bräuchte man einen kleinen Kollimations-Flat, nicht viel größer als 200 mm und einer Bohrung von ca. 50 mm und vergleichsweise
dünn. Da es nicht tausende von 8-Zöllern sind, die man zu vermessen hat, lohnt sich eine solche Anschaffung nicht, besonders, wenn man solche Messungen
unentgeldlich durchführt.
Test-Anordnungen RoC, Autokollimation, Planflächen, Setup, Parabel-Kompensation
Beispiel-Bilder: Kompensation/RossNull Link_A, Link_01, Link02, Link03, Link04, Link05, Link_B,
Test im einfachen Durchgang mit einem Newton-Spiegel
The Dall-Null-Test, der Ross-Null-Test, (Spiegel-Test-Verfahren+Ross-0-Test)
Es gibt deshalb drei Möglichleiten, solche Spiegel auszuwerten incl. Interferogramm:
A) das bekannte Setup in Autokollimation mit einem zusätzlichen Planspiegel, der aber eine Bohrung von 80 mm hat. Leider fehlt dann die Mitte von 80 mm,
aber hinsichtlich des Öffnungsfehlers wäre es die genaueste Messung.
B) das bekannte Setup in Kompensation, sog. Roß-Null-Test oder Dall-Null-Test durch eine Plankonvex-Linse, der Öffnungsfehler kann nur bei exakter
Einstellung der Abstände genau ermittelt werden unter exakter Kenntnis aller opt. Daten
C) das Setup in RoC (Radius of Curvature), da muß man aber exakt die Wellenlänge berücksichtigen und sowohl den Radius, wie auch den opt. wirksamen
Durchmesser mit einer Genauigkeit von 1 mm eingeben, das IGramm muß exakt rund sein und der Rand selbst kantenscharf und über den Umkreis exakt getroffen.
Sich also nur auf ein Verfahren/Setup einzulassen ergibt schiefe bzw. falsche Ergebnisse und muß daher dringend auf Stimmigkeit überprüft werden.
Der Fehler, der dafür am deutlichsten in Frage kommt, ist der Astigmatismus. Der wird erzeugt über
- Lagerung
- Luft-Turbulenzen
- Hilfs-Optiken
- Interferometer
- spiegel-eigenen Astigmatismus.
Die jeweilige Zuordnung ist schwer bis unmöglich. (Da werden mir bestimmte "Freunde" widersprechen, besonders wenn sie die Sache theoretisch angehen)
Der Spiegel, um den es geht, kann man hier betrachten.
Bei einem 8" f/6 Newtonspiegel ist das Öffnungsverhältnis aus mehreren Gründen sehr sinnvoll. Das RoC-Interferogramm leidet noch nicht an der starken Verformung,
wie man sie bei f/4 Spiegeln in RoC gemessen bekommt. Aber - und deswegen links die Ideal-Form und rechts das tatsächliche RoC-Interferogramm - kann man
erkennen, daß die Mitte des Newton-Spiegel deutlich tiefer liegt. Das wiederum ist deswegen eher uninteressant, weil dort der Flächen-Anteil sehr klein ist, und weil
dort im übrigen der Fangspiegel mit 40-60 mm Durchmesser den größten Teil der Fläche verdeckt. Wer also bodenständig und nicht abgehoben denkt, wird sich auf
diesen Befund nicht fokussieren wollen.
Und weil er später zum Problem werden kann, der Astigmatismus als strehl-senkender Fehler, ist es sinnvoll, sich über dessen Größe Gewissheit zu verschaffen.
Eine Möglichkeit ist der Sterntest, bzw. besser der künstliche Sternhimmel bei möglichst hoher Vergrößerung. Bei einem 8-Zoll Newton dürfte das weit über
der in der Praxis erzielbaren Vergrößerung sein. Wegen der Überkorrektur in RoC bei einer Parabel bekommt man a) sehr schöne Beugungsringe und b)
erreicht man vorwiegend die äußeren Zonen, die eine längere Schnittweite als die Mitte haben. Das wäre also ein Test, bei dem außer Lagerung, Luft und
Spiegel selbst keinen weiteren Einfluß auf das Ergebnis haben. Und da die Pinholes im Bereich 3-5 Mikron liegen, wird das Ergebnis entsprechend genau.
Man wird diesem Bild also keinen signifikanten Astigmatismus unterstellen wollen. Das gibt nämlich die Sicherheit, daß ein später eventuell auftauchender
Astigmatismus andere Ursachen haben muß, und deswegen abgezogen werden sollte, besonders wenn anschließend bei den unterschiedlichen Testverfahren
unterschiedliche Werte für Astigmatismus herauskommen.
Auch den Sterntest kann man gegen-kontrollieren mit einem Interferogramm, das "Newton-Ringe" zeigt. Hierbei geht es um die Rotations-Symmetrie.
Und wertet man dieses kreisförmige IGramm hinsichtlich Astigmatismus aus, dann hätte man einen PV-Wert von L/7.5, was weit unter der Wahrnehmungs-
schwelle liegt.
A) Auswertung in Autokollimation
Dazu ist ein guter Planspiegel mit einer Bohrung notwendig. Da selbst ein Spitzen-Planspiegel noch Fehler hat und u.a. ein Lagerungs-Problem, wird bei diesem
Test-Aufbau u.a. Astigmatismus eingeführt, der nicht dem 8" Prüfling zugeordnet werden darf, wie die folgenden Ausführungen zeigen. Unabhängig davon ist
es ein sehr guter 8" Newton-Spiegel, was die Interferenz-Linien in diesem Setup zeigen. Die gelben Hilfslinien zeigen den IdealVerlauf des Interferogrammes.
Dieses Interferogramm mit einer 80 mm Bohrung, das die Mitte ähnlich wie der Fangspiegel verdeckt, zeigt genaugenommen nur den Anteil der
sphärischen Aberration, da der Astigmatismus, den der Spiegel selbst "mitbringt" vernachlässigt werden kann wegen des Astigm-Ausschlußtestes
zu Beginn.
Nun sind aber manche nicht zu überzeugen, nämlich diejenigen, die mit verbissenen Beiträgen ihre Mitmenschen von ihrer Sicht überzeugen möchten.
Läßt man ohne Begründung also den Astigmatismus als Fehler im Ergebnis drin, dann fällt der Strehl-Wert bei diesem Setup auf schlappe 0.745 Strehl,
und schon hätte man ein Argument, diesen Spiegel entrüstet abzulehnen. Und wenn man dann noch wissen will, wie groß der Astigm-Anteil eigentlich ist,
dann wären das PV L/3.1 und damit an der Grenze der Wahrnehmung. Und das wäre ein neues "Fass", das man aufnachen kann mit der Frage, wieviel
Astigmatismus darf ein Newton-Spiegel eigentlich haben, bis man es am Himmel wahrnimmt.
In diesem Setup steckt ein vergleichsweise großer Anteil Astigmatismus, den man aus mehreren Gründen anzweifeln muß.
B) Auswertung in RoC
Es empfiehlt sich deshalb, auch eine Auswertung in RoC heranzuziehen - allerdings aus VergleichsGründen ebenfalls mit einer synthetischen
Mitten-Bohrung etwa in gleicher Größe. Der Vergleich dieser Auswertung ergibt nun den interessanten Fall, daß diesmal ein sehr viel geringerer
Wert für Astigmatismus herauskommt, also diesmal ein PV-Wert von L/6.5 Damit wird klar, daß man das jeweilige Setup gründlich auf Stimmigkeit
hinterfragen muß, und gar nicht anders kann, als sich über gegenseitig kontrollierende Tests Gewissheit zu verschaffen, ob ein Ergebnis stimmen
kann oder nicht.
Am interessantesten ist abschließend die Auswertung der Gesamt-Fläche. Zusammen mit der Mitte wäre der Strehl der Gesamtfläche nur noch bei
0.420 und der Anteil von Astigmatismus aber jetzt nur noch bei PV L/8.3.
Bei einer derartigen Vielfalt unterschiedlicher Astigmatismus-Ergebnisse ist es sinnvoll, zu Beginn diesen Fehler getrennt zu untersuchen
und dann als nicht signifikanten Fehler abzuziehen.
Ab und zu gibt es aber auch die signfikant astigmatischen Spiegel:
F081 Ronchi-Linien interpretieren - ZEMAX-Simulation
Ronchi-Gramme lassen sich lange nicht so exakt quantifizieren, wie Interferogramme - leider. Trotzdem ist
ein Ronchi-Gitter mit einer bekannten Gitterkonstante so ziemlich das Einzige, womit ein Sternfreund am
Himmel sein Teleskop untersuchen kann. Im Falle eines William FLT 132 ging es um die Frage, wie heftig ist
dieser APO denn überkorrigiert?
Für gewöhnlich hat man entweder ein 13 lp/mm Ronchi-Gitter oder ein 10 lp/mm Ronchi-Gitter. (Ein 20-er
Gitter dürfte schon problematisch sein, ebenso wäre ein 5 lp/mm schon wieder zu ungenau)
Man hält also intrafokal das Gitter in den Strahlengang und sollte absolut gerade und parallele Streifen
sehen. Wenn nicht, dann wäre die Optik überkorrigiert bei bauchigen Streifen und unterkorrigiert bei kissen
förmigen Streifen. Nur wie groß ist denn die Über- oder Unterkorrektur? Siehe auch hier:
http://rohr.aiax.de/ronchi3.jpg
Die folgende Übersicht ist mit ZEMAX simuliert und ein kleiner Anhaltspunkt, wo man das jeweilige Ergebnis
einsortieren kann. Wer es genauer wissen will, muß weiterhin Interferogramme bemühen.
Wenn man auch noch wissen will, wie stark sich zwei Gitter unterscheiden, mit einer Gitterkonstante oben
von 5 lp/mm und unten 20 lp/mm bei einer f/5 Optik und einer Überkorrektur von Strehl = 0.50 bei gleicher
Anzahl von Streifen auf dem Bild, so muß die Durchbiegung beim 20 lp/mm stärker sein, was bedeutet, daß
man dadurch die sphärische Aberration genauer sieht. Die jeweils obere Zahl ( -994.8) wäre der Spiegel-
Abstand zum Gitter, die jeweils untere Zahl ( -8.2 ) der Abstand Gitter zum Fokus, die Zahlen rechts die
Linienbreite und der jeweilige Abstand zur Mittellinie.
F079 Kompensations-Linsen für Ross-Null-Test
-
Von elliptisch, parabolisch bis hyperbolische Spiegel lassen sich mit Hilfe von sog. Ross-Null-Linsen
herstellen. Es ist ein relativer Null-Test, der nur stimmt, wenn die Abstände zwischen Linse und Spiegel
genau stimmen. Dann aber lassen sich alle Standard-Tests machen, wie man sie von der Herstellung von
Kugelspiegeln kennt. Die erste Linse hätte eine geringe Überkorrektur, die sich jedoch rechnerisch über
eine konische Konstante auf der 2. Linsenfläche kompensieren läßt. Entscheidend wäre die Homogenität
der Gesamtfläche. Insgesamt wird die Überkorrektur der Parabel im Krümmungsmittelpunkt durch die
Unterkorrektur der Linse auf Null-Kompensiert. Sinnvoll in diesem Fall ist ein Gegentest, entweder am
Himmel selbst, oder gegen einen Planspiegel bzw. Flüssigkeitsoberfläche.
Hier zunächst das Zygo-Certifikat
Die Linse in der Halterung: Planseite zur Lichtquelle
Konvexseite zum Parabolspiegel
Zwei Rechenbeispiele: ein Galaxy 504 R 8032 Newton also f/5
Und ein Alluna-Spiegel (mein eigener) 506 R 4054 also ein f/4 Newton
eine zweite Big Lens für Kompensation: das Certificate
und die Linse in der Halterung.
Damit lassen sich große Spiegel auch herstellen, wenn kein adäquader Planspiegel vorhanden ist. Die Gegen-
kontrolle am Himmel ist jedoch immer empfehlenswert, z,B, am Polarstern. -
Hallo Wolfgang,
Von elliptisch, parabolisch bis hyperbolische, lassen sich Spiegel mit Hilfe von sog. Ross-Null-Linsen herstellen.Von elliptisch, parabolisch bis hyperbolische Spiegel lassen sich mit Hilfe von sog. Ross-Null-Linsen
herstellen.
Ist der Satz so richtig verstanden?
Gruß Günterwww.g2-Astronomie.de
GSO 12" Dobson, C8-Orange, C8-Schmidtkamera, Comet-Catcher, LW125/1300, MC100/1000, Skywatcher ED 80 PRO, Skywatcher 8" Dobson, Skywatcher Maksutov SKM 127 / 1500 -
Hallo Günter,
ceravolo.com/ross_null.pdf
in diesem Artikel von Ceravolo ist der Unterschied zwischen Dall-Null- und Ross-Null-Test beschrieben.
Grundsätzlich wird immer eine plankonvex-Linse zur Kompensation von Kegelschnitt-Rotations-Flächen
benutzt: Und das sind Ellipse, Parabel, Hyperbel. Es ginge jedoch genauso gut ein Kugelspiegel, aber mit
dem Nachteil, daß man im Strahlengang messen muß. astro-foren.de/showthread.php?p=35277#post35277
Liest man den Bericht von Ceravolo, wie im oberen Link, dann wird eine relativ kleine Linse nur ein Mal im
Strahlengang benutzt. Beim Ross-Null-Test hingegen ist man exakt auf der Achse und der Strahlengang
geht zweimal durch die Linse. Entsprechend genau muß die benutzte Linse sein.
Nun kann man sich die Sache so vorstellen:
Ausgehend von einer perfekten Sphäre - was ein perfekter Kugelspiegel ist - wird bei der Vertiefung der
Mitte langsam ein Rotations-Ellipsoid daraus, was man noch im 2. Brennpunkt der Ellipse auf Null prüfen könnte, so wie
die Sphäre. Beim Rotations-Paraboloid geht das nicht mehr. Das wäre bei einem f/4 Parabols-Spiegel schon heftig
überkorrigiert. Setzt man nun die Ross-Null-Linse mit der Konvex-Fläche zum Spiegel ein, und zwar
beginnend von der Lichtquelle im Krümmungsmittelpunkt (also der Radius auf der opt. Achse, nicht am
Rand !!!) dann nimmt die Überkorrektur allmählich ab, je näher man die Linse an den Spiegel schiebt, bis
sich wieder eine Null-Situation ergibt. Über diesen Punkt hinaus ergibt sich dann allmählich die
Unterkorrektur. Dieser Test ist also nicht absolut, wie der Test am Himmel oder gegen einen
Autokollimations-Planspiegel, sondern variabel und damit abhängig vom richtigen Abstand Lichtquelle - Linse - NewtonSpiegel.
Bei RC-Systemen hat man aber sogar einen hyperbolischen Spiegel, dessen Mitte noch tiefer liegt, der also,
aus dem Krümmungsmittelpunkt betrachtet noch stärker überkorrigiert ist als Ellipse, später Parabel und
noch später Hyperbel. Auch hier kann die gleiche Plankonve-Linse die Überkorrektur auf Null kompensieren,
nur rückt sie noch näher an den Hyperbol-Spiegel.
Mit Zemax, oder Oslo oder Atmos lassen sich die genauen Abstände relativ leicht berechnen. Man muß aber
schon sehr zuverlässig die genauen Linsendaten haben, die Abstände und über die Glassorte den Brechungs-
Index. Auch ein Certifikat über die Genauigkeit der Linse ist hilfreich.
Und dann muß man die Sache wenigstens einmal "eichen", also unbedingt die Gegenkontrolle am Himmel
oder gegen einen Planspiegel, und wenn dann jedes Mal ein exakter Null-Test herauskommt, dann stimmt
der Ort der Linse und damit auch die opt. Daten der Linse selbst und man ist sehr flexibel bei der Prüfung
von Kegelschnittflächen. -
Some notes to a compensation setup:
First:
This setup is calculated for a green laser module with
532 nm wave. You must use monochromatic light !!!
Because the biconvex lens causes a big color spectrum.
To figure a parabola as a null test, you can use the sky with a parallel light beam, or you use a autocollimation
flat in double pass, or you test in RoC (Radius of Curvature) and for this case, the parabola looks extremly overcorrected.
This overcorrection you can compensate with a planconvex lens with the convex surface to the parabola as the scetch shows.
You can calculate this setup with any optical design program, and you start with a light sorce at the right.
Then the light passes the Surf 1 of the lens (flat) Surf 2 of it (convex) . After it the light is reflected from the parabola mirror
and it comes back to the convex surf of the lens, it passes the flat lens surface and at last at the focal plane of this setup.
At a definite distance this kompensation lens compensates the overcorrection of the parabola and so we
get a Null test, if the lens data are OK, and we insert the correct parabola data.
Very important is the wave lenght of that setup and very important the medium refracting index numbers for the
wavelenght of 532 nm wave. If all OK, then this Setup should work.
This scetch explains the next data map of ZEMAX.
This map shows you the accuracy of this setup: It's under the Airy disc.
Weitere Beispiele:
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-
ceravolo.com/ross_null.htm
Ceravolo Ross Null Lens for Mirror Testing
</CENTER>
The COS Ross null lens.
Using your Ronchi or Foucault tester, the Ross null lens allows you to test your parabolic, elliptical or hyperbolic telescope primary mirror at the center of curvature as though it were a sphere. There is no need to interpret difficult shadow measurements because figure irregularities like bumps, holes and zones are easy to see and interpret. That's half the battle when producing a truly fine primary mirror. The Ross null test has been used to make very smooth mirrors with a 1/20th wave peak to valley surface quality. The result: high contrast images of the planets and deep sky objects.
The Ross null lens is placed ahead of the mirror's center of curvature.
The Ceravolo Ross null lens is recommended for mirrors up to 20” diameter. Up to this size an f/4 mirror can be tested to 1/20th wave surface quality. Larger mirrors can be tested as long as they are slower than f/4, for example a 30” f/5 Newtonian primary.
Determining the required null lens - mirror spacings for your set up has been made easy by the efforts of Douglas George of Diffraction Limited. Over ten years ago Doug wrote a small program that calculated the spacings required for the Ross null test. Recently, James Lerch updated the old DOS software so it will run reliably in the Windows XP Operating System.
Download the free Ross null test software. Many thanks to Doug and James for providing this service to the community!
In order to test telescope primary mirrors at the center of curvature with an interferometer, a null test must be used. The Ross null lens is ideal for the application as it avoids the expense of a large optical flat. To learn how to perform mirror testing with the Ross null lens, download the PDF document, "Using the Ross Null Test".
Ross null lens specifications
Diameter: 80 mm
R1: 206mm convex
R2: flat
Thickness: 15 mm
Substrate: BK7
Surface quality 1/10th wave or better on both sides. A Zygo interferometer printout is supplied with each serialized Ross null lens.
Price USD $575.00 + shipping and handling.
We accept personal checks (from customers in Canada and the U.S. only) as well as VISA. For VISA transactions add a 3% transaction fee. All payments to be made in USD.
For this type of lens I calculated the Ross-Null-setup for a parabola 355/1500 R = 3000 with a BK7 lens
and the upper spezifications. From the diameter of 80 mm you just need 2*28 = 56 mm diameter. This
lens with the certificated accuracy is expensive and I would try it at first with an achromatic lens from
a binocular with the convex radius to the mirror. This would be cheaper. The easiest way is, you grind a
spherical mirror at first, then put the lens between light source and mirror at a position, there you get
the opposite undercorrection of the parabola, and then you refigure the mirror to null. At last you should
get a perfect parabola.
A setup for a f/3.5 mirror:
-
hello Wolfgang,
can you making a simulation whith zemax for a miror of 600mmf/d3.5 please whit P . ceravolo lenses.
thanks -
Hello Franck,
For this size and this ratio the Ceravolo lens is to small, you must use a bigger one or a spherical mirror.
The accuracy of this system is to low: Strehl = 0.8183 and the spotdiagramm bigger than the Airy disc,
and this setup shows undercorrection. The lens size should be 160 mm and the radius about 500 mm.
You also can use a spherical mirror, this is much cheaper. Look here: astro-foren.de/showthread.php?p=35277#post35277
F078 Newton Fangspiegelgröße und - Genauigkeit
Größe und Genauigkeit eines Fangspiegels spielen bei einem Newton-System eine nicht
unerhebliche Rolle. Dabei gibt es eine Reihe von Faktoren, die zu berücksichtigen sind.
01. Der Abstand Fangspiegel-Fokus muß HS-Spiegeldurchmesser/2 + 150-200 mm. Darin enthalten
ist der Tubus- oder Hut-Außendurchmesser/2 + Fokussierweg.
02. Aus diesem Abstand ergibt sich der Fangspiegel-Mindestdurchmesser für die kleine Achse,
indem man Fangspiegel-Fokus-Abstand durch die Öffnungszahl teilt. In unserem Beispiel 500/4.16
für einem 600/2500 Newton. Das wäre eine kleine Achse von ca. 120 mm. Mit 1.414 multipliziert
erhält man die große Achse.
Bei diesem System wäre der 120 mm Fangspiegel das Minimum, außerhalb der Achse hätte man
sofort Vignettierung, man hat also nur auf der Achse selbst die volle Hauptspiegelfläche im Bild.
Visuell mag das gerade noch gehen, fotografisch wäre das in jedem Fall zu klein.
03. Der Hauptfehler bei Fangspiegeln dürfte die Power bzw. Planität sein. Astigmatismus wäre
noch mißlicher. Die Power sollte gegen Unendlich gehen, dann hätte man die Situation, wie sie
das erste Bild zeigt. Bereits ein Radius von 25 km ergäbe etwa einen Fehler von L/4 PV der
Wellenfront. Das stört aber in keinem Fall.
04. Ein Streifenabstand bei der Messung auf Kontakt entspricht 1* Lambda PV der Wellenfront.
05. Alle PV-Angaben entsprechen also PV der Wellenfront, nicht der Oberfläche !!!
Nun prüft man den Spiegel auf Kontakt und hätte eine Streifendurchbiegung von Lambda/4, vorausgesetzt,
beide Glaskörper haben die gleiche Temperatur, und die Referenzfläche ein eindeutiges Certifikat. Weil man
die Streifen aber entlang der langen Achse gelegt hat zur besseren Einschätzung der Situation wird aus
120 mm der kleinen Achse 169.68 mm große Achse und wir müssen berechnen, welcher Radius auf dem
Planspiegel bzw. Abweichung von der Planität diesem Betrag Lambda/4 bei 550 nm wave entspricht.
Nach der Formel (für die Parabel) wäre der Radius: Halbachse^2/2/Pfeilhöhe. Im Beispiel wäre das
für Lambda/4 Pfeilhöhe: 84,84^2/2/0.0001375 das entspricht einem Radius von 26 173 911 mm
für Lambda/2 Pfeilhöhe: 84,84^2/2/0.0002750 das entspricht einem Radius von 12 829 091 mm
für 1*Lambda Pfeilhöhe: 84,84^2/2/0.0005500 das entspricht einem Radius von 6 543 478 mm
Lambda/4 Planität wäre also völlig in Ordnung, das Spotdiagramm weit innerhalb des Airy-Scheibchens
und der Strehl rechnerisch ohne andere Störungen bei ca. 0.95
Auch eine Streifendurchbiegung von Lambda/2 liefert für die meisten Fälle noch eine brauchbare Abbildung
ab, da eine Reihe anderer Einflüsse ebenfalls Strehl-mindernd tätig sind. Also ein möglicher Astigmatismus
auf dem Hauptspiegel, die thermischen Einflüsse auf die Korrektur des Spiegels, die Luftunruhe, die richtige
Kollimation des Systems usw. Jetzt wäre rechnerisch das Airyscheibchen noch etwas größer als das Spot-
diagramm und der Strehl im Bereich von 0.80
Selbst bei einer Streifendurchbiegung von 1* Lambda wird man noch nicht viel merken, obwohl das Spot-
diagramm nun größe als das Airy-Scheibchen ist. Weil aber das Spotdiagramm eine dreieckige Form hat, ist
das Sternpünktchen 3-eckig verformt, und das wird man kaum wahrnehmen. Die Sternpünktchen sind im
Durchmesser lediglich um einige 2-3 Micron größer. Solange kein anderer Astigmatismus im Spiel ist, der
ein ovales Sternscheibchen erzeugt, das sich im Fokus um 90° dreht, wird man den etwas größeren Stern-
Durchmesser gar nicht merken. Man hat nämlich auch große Mühe einen Astigmatismus von L/3 PV, der
vom Hauptspiegel stammt, im Fokus zu merken. Es gilt also, wie in vielen Fällen, in der Praxis auszuprobieren
ob nach richtiger Lagerung von Haupt- und Fangspiegel über einen Fangspiegel mit Power von bis zu
2*Lambda ein dreieckiger Astigmatismus bemerkt wird. Bei mangelhafte Kollimation stört z.B. die Koma
eines Newton-Systems sehr viel mehr.
Nun gibt es auch noch den Fall, daß der Fangspiegel größer ist, und somit das Certifikat über die
gesamt Fläche ausgestellt ist, obwohl aktuell vom Lichtkegel z.B. nur die Hälfte benutzt wird.
In diesem Fall müßte man die Genauigkeit der GesamtFläche auf die Teilfläche zurückrechnen und
damit nimmt die benutzte Teilfläche an Genauigkeit zu. Einen ähnlichen Effekt erreicht man, wenn
man den Fangspiegel so weit wie möglich in Richtung Fokus schiebt.
Für einen einwandfreien Fangspiegel gilt also etwa L/4 PV der Wellenfront oder L/8 PV der
Oberfläche für die tatsächlich benutzte Teilfläche, und alles andere wäre akademische Diskussion.
Zur Berechnung des Fangspiegel-Durchmessers,
Zur Berechnung des Fangspiegel-Durchmessers a) auf der Achse und b) für ein Bild-Feld bestimmter Größe
siehe untere Übersicht.
zu a) Den Fangspiegel-Mindest-Durchmesser für die Achse bekommt man, wenn man den FS-Fokus-
Abstand durch die Öffnungszahl teilt, 500/4.1666 = ca. 120 mm (Öffnungszahl = 2500/600 = 4.16666)
zu b) Will man im Fokus einen bestimmten Felddurchmesser frei von Vignettierung erhalten so muß zusätzlich
noch ein Betrag dazuaddiert werden der sich aus der unteren überschlägigen Formel d_FS(Feld) ergibt.
in unserem Beispiel noch 16 mm zu den 120 mm Fangspiegel-kleine-Achse dazu. Ansonsten
muß man Vignettierung in Kauf nehmen, was auch Vorteile hat.
F069B * Simulierter Astigmatismus in RoC
Interferogramm im Krümmungsmittelpunkt oder in RoC = Radius of Curvature
Einen guten Autokollimations-Spiegel zu bekommen, ist nicht leicht, und zudem sehr, sehr teuer, wenn man
dazu ein Certifikat haben möchte. Und selbst wenn das alles stimmt, dann kann man die Genauigkeit dieses
Spiegels über eine falsche Lagerung deutlich beeinflussen. Da glaubte vor langer Zeit ein Astro-Händler -
- damals Gräfelfing, er könnte den Planspiegel mit drei Punkten auf einer Holzplatte fixieren, was ihm aber
die Holzplatte verübelte ...
Um dieses Manko zu beseitigen, testet man ohne Kollimations-Spiegel im RoC eines Rotations-Paraboloids,
(was auch eine Ellipse oder Hyperbel sein könnte) und braucht dazu aber dann exakt den Radius auf der
Achse, und genauso exakt den opt. wirksamen Spiegeldurchmesser. Und das nützt auch nur wieder, wenn
das Igramm kanten-scharf ist, weil bereits ein Pixel den Strehl verändern kann. Und genau diese Probleme
erschweren die RoC-Auswertung wieder und machen sie unscharf. Der dabei jedoch auftretende Hauptfehler
ist der Astigmatismus, als "Strehl-Killer" Nr. 1. Deswegen kann es sehr sinnvoll sein, sich mit diesem Astig-
matismus etwas eingehender zu befassen.
Bei großen und dünnen Spiegeln kumulieren sich also alle die gerade aufgezählten Probleme, und so geht
man freiwillig in den RoC Testaufbau, um zunächst auf Astigmatismus zu prüfen. Und weil der ja über die
Lagerung induziert/eingeführt werden kann, dreht man den Newton f/4 Spiegel und erkennt, daß sich der
Astigmatismus mitdreht - ein sicheres Zeichen, daß er zum Spiegel gehört. In der Pos 0 verformen sich
die Ringe horizontal-elliptisch (extrafokal) in Pos 1 vertikal-elliptisch (extrafokal) Dabei überlagert sich
jedoch der lagerungs-bedingte Astigmatismus mit dem spiegel-eigenen Astigmatismus.
Astigmatismus: in Pos 0 horizontal Astigm = L/5.8 oder Strehl = 0.979 also vergleichweise gering, aber
nachweisbar.
Astigmatismus: in Pos 1 Vertikal = L/2.3 oder Strehl = 0.874 und damit deutlicher: Beide über AtmosFringe
ermittelt.
Dünne Spiegel fallen wie ein Pizza in sich zusammen, indem sie der Schwerkraft folgen. Wenn nur der
spiegelbedingte Astigmatismus so liegt, daß die Punkte 09:00 und 15:00 Uhr hervorspringen, dann
kompensiert dieses Zusammenfallen diesen Astigmatismus mit Gegendruck, wie man in der Abbildung
Pos 0 sehen kann. Dieser Vorgang läßt sich zusätzlich dadurch variieren, indem man die beiden
120° Lagerungs-Punkte nach vorne zur Spiegelkante schiebt. Dadurch "fällt" der Spiegel mit seinem
Eigengewicht nach hinten, wo er mit einer kleinen Kraft oben gegen die Rückwand drückt, die zusätzlich
gegen den Astigmatismus drückt. In einem solchen Fall bekommt man als Astigmatismus L/6.2 PV
oder einen Strehl von 0.981, also noch etwas geringer, als er ohnehin in dieser Pos 0 im Gleichgewicht
hat. In Pos 1 beobachtet man den umgekehrten Vorgang: der Astigmatismus wird ein wenig verstärkt.
Natürlich kann man diesen von einigen als "Knick-Astigmatismus" titulierten Lager-Astigm heraus-
rechnen, was ja vor einiger Zeit im Rahmen der mrr-Aktion große Diskussionen verursachte. Im heutigen
Fall ging es mir um die Reproduzierbarkeit in der Praxis, und die Frage, wie sicher man den Astigmatismus
isoliert mit AtmosFringe messen kann.
Die kleine eingeblendete Wellenfront-Darstellung jeweils rechts unten läßt nur einen tendentiellen Vergleich
zu. Man erkennt aber eindeutig, daß sich der Astigmatismus gedreht hat, wobei die rote Einfärbung anzeigt,
daß hier die Fläche "hervorspringt".
Mit folgendem Schau-Bild wäre die Systematik erklärt, wie dieser Sachverhalt entsteht.
Um also überprüfen zu können, ob AtmosFringe einen simulierten Astigmatismus richtig berechnet folgen
zwei Beispiele mit "Newton-Ringen", wie man sie mit dem optical Design Programm Zemax erzeugen kann.
Die erste Simulation entstand an einem Newton-Spiegel, dem eine torische BK7 Platte vorgeschaltet wurde.
Damit kann man einen "reinen" Astigmatismus 1. Ordnung simulieren mit L/2 PV. Im folgenden Bild oben
die ZEMAX Werte, darunter links das übliche Streifen-Interferogramm mit AtmosFringe-Auswertung und
rechts daneben die Newton-Ring-Darstellung, ebenfalls mit AtmosFringe ausgewertet. In beiden Fällen
nahezu das gleiche Ergebnbis.
Eine zweite Simulation zeigt einen RoC Testaufbau mit einem torisch verformten L/4 PV verformten Kugel-
spiegel, mit ähnlich genauer Auswertung über AtmosFringe.
Die Streifenbilder bei der Roc-Auswertung lassen die wichtigsten Abblidungsfehler nahezu nicht erkennen.
Also sucht man über den Umweg der Newton-Ringe, die bei der Defokussierung entstehen, den Astigmatismus
dazustellen und isoliert zu berechnen. Natürlich immer in Zusammenhang mit dem lagerungsbedingten
Astigmatismus. Auf diese Art bekommt man eine gewisse Sicherheit bei dem nicht ganz einfachen RoC-
Auswert-Verfahren. Da man Coma grundsätzlich deaktivieren kann, verbleiben neben Zonenfehlern und abfallender Kante in der Hauptsache die Über- oder Unterkorrektur. Und damit steigt die Sicherheit, einen
Newton-Spiegel in RoC einigermaßen sicher zu messen. Bei große Spiegeln empfiehlt sich die Gegenkontrolle
am Stern über ein Ronchi-Gitter oder den Roddier-Test,
F077 astigmatisch oder nicht Vergleich Feldaufnahmen mit Simulation
Bei folgender Feldaufnahme, die unten im Bild eingefügt ist, haben die helleren Sterne ein Ritterkreuz-
ähnliches Aussehen. Der Sternfreund möchte deshalb wissen, ob er es mit Astigmatismus zu tun hat.
Die Simulation an einem astigmatisch verspannten Kugelspiegel mit Pinholes und unterschiedlicher Ver-
größerung erzeugt ähnlich rechteckige Sternbilder, wie auf den Sternaufnahmen zu sehen. Der Verdacht
auf Astigmatismus sollte zumindest noch näher untersucht werden. Trotzdem ist der Verdacht auf
Astigmatismus sehr wahrscheinlich.
Bei starker Verspannung des Spiegels und einer Pinhole von 20µ schaut das dann so aus. Da der Kugelspiegel
links und rechts nach hinten gezogen wird, verzieht sich intrafokal das Sternscheibchen waagrecht in die Breite,
extrafokal dreht sich die Figur um 90°.
Bei schwach verspanntem Spiegel und 3-5 µ Pinhole bei 4 mm Okular und einem Spiegelradius von 2400 mm verzieht
sich intrafokal ebenfalls wieder horizontal das Sternpünktchen, extrafokal dreht sich die Figur dann um 90° Grad.
Siehe auch hier: F041 * Artificial Sky Test
Coma-Test Stern-Ronchi ..... Astigmatismus Stern-Ronchi ... Gitterlinien 45°Winkel
Astigmatismus erkennen, mit dem Sterntest, mit Ronchi?
Astigmatismus beim RoC-Test ermitteln
Astigmatismus: R.F. Royce: Testing Telescope Mirrors and Statement of Standards
F076 Differenzierte Fehler-Prüfung bei Newton-Spiegel Rest-Astigmatismus in RoC
Differenzierte Fehler-Prüfung bei Newton-Spiegel
Jeder kennt das Problem als "Seeing" bei Mond und Planeten-Beobachtung. Den Saturn habe ich beispielsweise vor einigen Jahren
an einigen Nächten im Jahr in bestechend klarer 500-facher Vergrößerung beobachten können. Damals stand der Planet höher und
die Ringstellung war ebenfalls günstiger. Zumindest gestern abend glückte mir in der Dämmerung für ca. 1/2 Stunde ein Bildeindruck
der an die alten Zeiten erinnert - es sind also zum großen Teil die Seeing-Bedingungen an meinem Standort 50°0222.08 N und
10°3036.35 E. Mit genau diesem Seeing-Problem hat man es unter anderem zu tun, wenn man Spiegel überprüfen will. Dabei geht
es um zwei Fehler, die man besser getrennt prüft:
A) die Rotations-Symmetrie bzw. den Rest-Astigmatismus eines Newton-Spiegels
B) die sphärische Aberration bzw. die Form der Parabel.
(Die Glätte der Oberfläche wird einer eigenen Prüfung unterzogen.)
Vorbemerkung:
a) Bei Spiegelschleifern ist häufig zu beobachten, daß sie von ihrer eigenen Meßtechnik derart überzeugt sind, daß sie
Kritik überhaupt nicht vertragen. Habe ich unlängst erst erlebt, als ich einem Hersteller nachwies, daß sein parabolischer Hauptspiegel eine
Abweichung von PV L/1.4 hatte und dieser meine Ergebnisse mit der Bemerkung quittierte: ins Deutsche übersetzt: Zit:" Der Spiegel ist besser
als 1/4 Wellenfront, niemand testet Spiegel auf gleiche Weise und erhält (deshalb) unterschiedliche Werte."
Davon unabhängig hat der Spiegelschleifer dann den Spiegel doch überarbeitet, seine behaupteten Werte waren offenbar doch nicht stichhaltig.
b) Ebenfalls symptomatisch bei Spiegelschleifern ist der wohlwollende Blick auf die eigenen Spiegel und der überaus kritsche Blick auf fremde
Erzeugnisse. Die Spiegel anderer Spiegelschleifer können gar nicht so gut sein, wie die eigenen Erzeugnisse.
c) In Ermangelung von Hilfs-Optiken wie Kompensations-Linse bzw. -Sphäre oder Kollimations-Planspiegel mit Bohrung benutzt man mit der
Radius of Curvature (RoC) Methode ein Verfahren, das unter äußerst unscharfen Parametern auf Null zurückrechnet und deshalb immer auf
Stichhaltigkeit gegengeprüft werden muß.
Beim RoC-Verfahren braucht man zwingend
- ein pixelgenaues, rundes und randscharfes Interferogramm
- den Krümmungsradius auf Millimeter genau und
- den opt. wirksamen Durchmesser ebenfalls auf Millimeter genau, sowie
- die genaue Meßwellenlänge
Die Unschärfe entsteht dadurch, weil bereits die Längenmessung eine Toleranz von mindestens 1 mm hat und weil die Randschärfe der IGramme
ebenfalls ein Problem ist, besonders da es um einzelne Pixel geht.
Beim Kompensations-Verfahren ist die Randschärfe untergeordnet, dafür müssen aber die Abstände zwischen Newton-Spiegel und Kompensations-
Linse stimmen, die genauen Daten der Linse sollten ebenfalls bekannt sein, wenn man über ZEMAX die Abstände berechnet. Dieses Setup sollte
eigentlich nur für die Ermittlung der sphärischen Aberration verwendet werden, da man als Störfaktor die Fehler der Linse zu berücksichtigen hätte,
die im Übrigen keine Zonenfehler haben sollte, noch eine sphärische Aberration.
Auch das Autokollimations-Setup als echter Nulltest dient in erster Linie nur der Ermittlung der sphärischen Aberration mit doppelter Genauigkeit.
Wägt man die Fehlereinflüsse der unterschiedlichen Setups (Testaufbau) gegeneinander ab, so ergibt sich eigentlich
nur eine fehlerspezifische Untersuchung, die man über unterschiedliche Setups realisieren sollte:
Den Astigmatismus prüft man am besten in RoC, weil man es trotz bekannter Fehlerquellen nur mit dem Prüfling selbst zu tun hat.
Die sphärische Aberration (Spherical) prüft man am besten in Autokollimation, weil dies ein echter Nulltest mit doppelter Genauigkeit ist.
Die Koma zieht man bei der Vermessung von Newton-Spiegel prinzipiell ab, weil es da keine "Achskoma" gibt.
Nun gibt es aber Spiegelschleifer - die sehr stolz besonders "große Pizzen" schleifen, die außer der RoC-Methode keine andere Test-Möglichkeit haben.
Wenn die dann nicht den Hauch von Selbstzweifeln haben, daß ihre Meßergebnisse nicht ganz stimmen können, dann werden unversehens aus fremden
aber brauchbaren Newton-Spiegel "schrottige" nieder-strehlige Spiegel, die dann lauthals reklamiert werden - wie gesagt Newton-Spiegel aus fremder
Herstellung. Vom Auftreten in bestimmten Foren noch gar nicht gesprochen.
Der folgende Spiegel soll als Beispiel herhalten.
Zu Beginn einer Untersuchung sollte man sich im RoC Testaufbau klar werden, ob man es mit einem signifikanten Astigmatismus zu tun hat, den man
auf zweifache Art prüfen kann: a) mit dem Artificial Sky Test, hier mit 921-facher Vergrößerung untersucht und b) mit einem besonderen IGramm.
An den Bildern, besonders am Detail, das ich mit einem Kreis markiert habe, läßt sich erkennen, wie stark allein nur das Seeing bzw. die Luft-Turbulenz
mein Meßergebnis beeinflussen kann. Es ist gerade mal das Bild #13, das die Situation einigermaßen richtig wiedergibt, alle übrigen sind Ausdruck von
heftigen Seeing-Effekten zwischen Lichtquelle und Prüfling. Die Einhausung über Styropor-Platten reduziert die Luft-Turbolenz, aber völlig verschwindet
dieser Astigmatismus-erzeugende Einfluß ebenfalls nicht. Das ist ein qualitativer, aber sehr empfindlicher Test weil die Pinholes 3.5µ im Durchmesser sind
und die Vergrößerung nahezu eintausend-fach.
Als quantitatives Verfahren eignen sich ebenfalls in RoC die folgenden Interferogramme aus folgenden Grund: Bei keinem anderen quantitativen Verfahren läßt sich ein
vorhandener Rest-Astigmatismus so eindeutig darstellen und auswerten, wie bei diesem Verfahren. Jedes der Bilder ist Seeing-bedingt mit mehr oder weniger Astigmatismus
überlagert, der sich immer zusammensetzt aus Seeing-, lagerungs- und spiegeleigenen-Astigmatismus - egal ob ich einen Spiegel nun noch drehe in seiner Lagerung
oder nicht. So ähnlich wie bei Planeten-Aufnahmen lassen sich die Einzelbilder deshalb selektieren und auswerten. Auch hier gilt, es muß ein randscharfes und rundes
Interferogramm sein und der Umkreis muß möglichst pixelgenau zentrische gesetzt werden.
Die IGramme müssen also auch überprüft werden, ob sie tatsächlich rund sind.
Nun hat nicht jeder Spiegelschleifer eine Kompensations-Optik oder einen Kollimations-Planspiegel von hoher Qualität und ist schon froh, daß es das RoC-Verfahren gibt.
Das Hauptproblem bei diesem IGramm ist, daß ich einen vorhandenen Seeing-bedingten Astigmatismus bei einem solchen IGramm am schlechtesten mit dem
Auge einschätzen kann ! Das folgende IGramm des gleichen Spiegels verdeutlicht den Sachverhalt:
Wenn ich nur den Rest-Astigmatismus selektieren, also Koma und Spherical deaktiviert wird, dann käme ein bescheidener Wert von PV L/1.5
der Wellenfront heraus und der Spiegel hätte astigmatismus-bedingt einen Strehl von nur noch 0.630. Wenn das die Basis für eine
Reklamation sein soll, dann bedauere ich die Gutmütigkeit mancher Händler, die bei solchen "Schreihälsen" leider zu früh einknicken, als
der Sache auf den Grund zu gehen! Soviel der allgemeinen Beschreibung von tatsächlichen Fällen.
Sehr viel eindeutiger ist das folgende IGramm aus der oberen Serie. Ähnlich wie bei Planeten-Aufnahmen kann man also die Bilder vorher
selektieren, weil auch keiner behaupten würde, daß seeingbedingte Verzeichnungen bei Planeten die Wirklichkeit richtig abbilden.
In der Summe ist das folgende Ergebnis von PV L/5.2 der Wellenfront für den Rest-Astigmatismus einigermaßen plausibel, obwohl auch
dieses Ergebnis immer noch Seeing- und Lagerungs-Einflüsse sowie den Spiegel-eigenen Astigmatismus in der Summe enthält. Nur wird
man diese Einflüsse kaum voneinander trennen können, wenn man nicht gerade einen Meßturm zur Verfügung hat, wie z.B. LZOS.
Man kann also davon ausgehen, daß der Newton-Spiegel astigmatismus-bedingt mindestens PV L/5.2 gut ist und besser ! Damit
kann man die Untersuchung des Fehlers Rest-Astigmatismus als einigermaßen gesichert abschließen.
Im zweiten Schritt möchte man nun wissen, wie nahe kommt der Spiegel der erwünschten Parabel. Für diese Frage bietet sich der Autokollimations-
Test an: Jetzt spielt die Randschärfe des IGrammes keine Rolle mehr, auch der Astigmatismus muß deswegen abgezogen werden, weil als
weiterer Einfluss die Fehler des Planspiegels hinzugezählt werden müßten, der sogar eine leichte Power haben dürfte, ohne daß er die
Messung wesentlich beeinflußt. Nur Zonen sollte er keine haben.
Unter Abzug von Astigmatismus ergibt sich nun für Spherical ein sehr hoher Wert von 0.991 Strehl. Nun läßt sich folgende Betrachtung
anstellen: Der tatsächliche Strehlwert muß zwischen 0.991 (=Spherical) und 0.951 (=Astigmatismus) liegen. Und weil bei letzterem noch
fremde Einflüsse berücksichtig werden müßten, muß der Gesamtstrehl auf jeden Fall besser als 0.951 sein.
Mit diesem Verfahren, einen Spiegel fehler-spezifisch zu prüfen, kann man die Einflüsse umgehen, mit denen manche Spiegeltester einen
brauchbaren Spiegel in "Grund und Boden" testen. Ich vermisse schon ein wenig den Respekt vor fremder Arbeit bei manchen Zeitgenossen.
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Quote:
Mit diesem Verfahren, einen Spiegel fehler-spezifisch zu prüfen, kann man die Einflüsse minimieren,
01: Astigmatismus - 02: Coma - 03: Spherical
Beim Prüfen von Newton-Spiegel hat man es mit zwei Fehler-Typen zu tun. Coma wird grundsätzlich deaktiviert, weil
auf der opt. Achse bei einem Newton-Spiegel keine Coma entstehen kann. Würde man dennoch Coma-Figuren auf dem
Interferogramm feststellen können, dann darf man eine solche Coma dem Testaufbau zuschreiben, denn der Newton-
Spiegel hat im Bildfeld sehr wohl Coma.
Damit bleiben der Astigmatismus als erster Fehler übrig und als zweiter Fehler die sphärische Aberration der Parabel-
fläche. Nun gibt es eine Test-Anordnung - RoC genannt ( Radius of Curvature) - die in Amateurkreisen weit verbreitet
ist, weil man in Ermangelung eines hochwertigen Planspiegels eine Parabel auch im Krümmungsmittelpunkt testen
und auf Null zurückrechnen kann. Dies wäre aber die unsicherste Methode überhaupt, den Strehlwert eines Parabol-
Spiegels bestimmen zu wollen.
Das RoC-Setup ist kein echter Null-Test, auch das Kompensations-Verfahren nicht, wie die Geschichte mit dem Hubble-
Space-Telescope bewiesen hat. Als echter Null-Test kann nur der Test am Himmel oder gegen einen exakten Planspie-
gel gelten.
Beim RoC-Setup muß das Interferogramm a) absolut rund sein und b) kantenscharf c) die exakte Wellenlänge muß bekannt
sein, d) der Krümmungsradius auf mm genau und der opt. wirksame Durchmesser ebenfalls stimmen. Der Umkreis muß
e) pixelgenau gesetzt sein. Das RoC-Verfahren hat zwei gravierende Nachteile: Neben den erwähnten Genauigkeits-
Ansprüchen sieht man bei einem solchen Interferogramm weder die sphärische Aberration richtig, noch kann man den
Astigmatismus richtig einschätzen, was bei geraden Interferenz-Streifen sehr viel überzeugender möglich ist. Damit
ist das RoC-Verfahren am anfälligsten für Fehler, weil man sie mit dem Auge nahezu nicht kontrollieren kann - es ist ein
Lotterie-Spiel.
Diese mißliche Situation läßt sich auch nicht durch die "average"-Funktion der Streifen-Auswertprogramme korrigieren,
und außer daß diese Funktion arbeitsintensiv ist, bringt sie uns der Wahrheit nicht näher. Ein Ausweg gelingt erst, wenn
man für jeden der beiden Fehler-Typen einen fehlerspezifischen Testaufbau benutzt, bei dem sich der jeweilige Fehler
optimal betrachten und auswerten läßt.
01. Astigmatismus
Bei diesem Fehler geht es vorwiegend um die Frage, wie groß ist eigentlich der Anteil von Astigmatismus, der zum Parabol-Spiegel
selbst gehört. Man muß also möglichst alle astigmatismus-erzeugenden Einflüsse ausschließen können: Die Luft-Turbulenzen, die
Raumschwingungen, die Spiegel-Lagerung, und übrig bleiben sollte nur der reine Rest-Astigmatismus des Newton-Spiegels selbst.
Leider kann man die anderen Einflüsse nicht scharf davon abtrennen, und selbst in der Auswertung der Interferogramm-Fotos
stecken noch einige Möglichkeiten, einen Astigmatismus vorzutäuschen.
Hier ist die RoC-Methode die immer noch beste Möglichkeit, den Rest-Astigmatismus zu ermitteln. Dies ist das in RoC gewonnene
Interferogramm, das aus konzentrischen Ringen besteht. Jede elliptische Abweichung würde in diesem Fall einen Astigmatismus
ankündigen. Der Vorteil dieses Streifenbildes ist, man kann sehr gut mit dem Auge abschätzen, ob es sich um eine elliptische Figur
handelt, oder ob man es tatsächlich mit konzentrischen Ringen zu tun hat. Legt man den äußersten Ring auf den Rand des Spiegels,
so wäre das zugleich der "kantenscharfe" Rand dieses Interferogrammes - immer vorausgesetzt, man hat es wirklich mit einem
Kreis zu tun. Die Abstände der konzentrischen Kreise spielen keine Rolle, wohl aber die Konzentrizität, und diese kann damit eine
Aussage treffen, wieviel Rest-Astigmatismus noch im Spiegel steckt. Auch hier hat man noch nicht den reinen Spiegel-Astigmatismus,
es verbleiben immer noch die Luft-Turbulenz, die Raumschwingungen und die Lagerung des Spiegels. Ich kann aber mit dem Auge
sehr gut alle diese Einflüsse beobachten und selektieren. Das vorliegende Interferogramm ist also aus ca. 20 Bildern selektiert,
und bereits die Serie wurde selektiv erstellt. Es ist das gleiche Verfahren, wie man früher Mond und Planeten fotografiert hat.
Man hat auch jeweils auf das beste seeing-bedingte Bild gewartet und erst dann fotografiert.
Die Auswertung im einfachen Durchgang (Scale 1) ergibt einen hohen Strehl bzw. als Rest-Astigmarismus einen PV-Wert von nur PV L/7.7
also einen sehr kleinen Wert für Astigmatismus als Fehler, der vernachlässigbar ist - wenn man nicht gerade ein Prinzipien-Reiter ist.
Damit ist die erste und wichtigste Frage beantwortet: Der Rest-Astigmatismus spielt eine untergeordnete Rolle.
Damit kommt nun der zweite Fehler ins Spiel: Die sphärische Aberration oder "Spherical " genannt.
Diesen Fehler sieht man am besten in Autokollimation gegen einen hochwertigen Planspiegel. Das ist ein echter Null-Test mit doppelter
Genauigkeit. Nun muß das Interferogramm auch nicht mehr randscharf sein, weil der Durchmesser keine Rolle mehr spielt. Koma würde
man hier an der "S"-förmigen Überlagerung der mittleren Streifen erkennen, kann aber abgezogen werden, Astigmatismus erkennt man
an den ansteigenden Streifenabständen, oder wenn die Streifen konisch auseinander-laufen, und Über- oder Unterkorrektur würde man
an der "M"- oder "W"-förmigen Überlagerung der mittleren Streifen erkennen. Und weil es jetzt nur noch um Spherical geht, wird man
die Rest-Koma im Testaufbau weitest-gehend minimieren, damit man möglichst parallele waagrechte Streifen bekommt, damit man die
Spherical gut einschätzen kann. Jetzt zählt nur noch die Spherical als Fehler, der Rest-Astigmatismus wurde Strehlmäßig ja bereits
eingegrenzt. Wer sich aber das Streifenbild genau betrachtet, wird natürlich Restastigmatismus dadurch erkennen, daß die Streifen-
Abstände von oben nach unten kleiner werden - es ist nur nicht klar, wieviel davon der Planspiegel selbst dazu beiträgt.
Der Strehlwert für Spherical mit 0.997 liegt sehr hoch, was immerhin bedeutet, daß die Parabel-Form weitestgehend gelungen ist und
auch keine gravierenden Zonen zu sehen sind. Der Foucault- und Ronchi-Gitter-Test bestätigen diese Aussage.
Wenn man aber nun den Rest-Astigmatismus als Fehler zuläßt (obwohl wir uns über dessen Größe eigentlich klar geworden sind), dann
entsteht ein "Gesamt-Strehl" von 0.907, weil nun plötzlich der Rest-Astigmatismus größer sein soll ?
Auch hier läßt sich nur der Astigmatismus isolieren: In RoC wäre es bei einfacher Genauigkeit ein Astigmatismus in der Größe von PV L/7.7
bei doppelter Genauigkeit wäre er plötzlich mehr als doppelt so groß. Das aber ist in der Regel das Ergebnis, das von den Prinzipien-
Reitern eher geglaubt wird, weil man bei ihnen einen eher negativen Blickwinkel beobachten kann, statt in sachlicher Unvoreingenommen-
heit sich mit dem Problem auseinander zu setzen. Die folgende Strehlauswertung kann also nicht stimmen, weil als weiterer Faktor der
Einfluß des Planspiegels hinzu kommt, und sei es nur die Lagerung des Planspiegels, die Astigmatismus einführt.
Damit läßt sich für den Strehlwert des Spiegels folgende Aussage machen:
{ 0.997(Spherical) > Strehlwert > 0.972 (Astigm) }
und das ist ein hochwertiger Newton-Spiegel ! Die Diskussion darüber kann mehrere Standpunkte einnehmen:
Da der Rest-Astigmatismus mit 0.972 Strehl oder PV L/7.7 sehr klein ist, wird er selbst bei hohen Vergrößerungen nicht wahrgenommen.
Man könnte sich also nur auf den Wert für Spherical fokussieren. Wer hingegen unbeirrt nach Absolut-Werten sucht, wird sich unbedingt
am Astigmatismus-Wert als untersten Wert festhalten wollen, weil dieser ja nachweisbar ist - aber eben leider auch nicht ganz exakt.
Man könnte die Wahrheit etwa auch in der Mitte liegend annehmen, das wäre in jedem Fall richtiger. Man wird sich damit anfreunden
müssen, daß man nur den Strehl-Genauigkeits-Bereich abgeben kann, der u.a. über folgende Formulierung zum Ausdruck kommt:
". . . . Mindest-Genauigkeit und besser."
==================================================================================
Das Verfahren läßt sich auch über eine Simulation verdeutlichen:
Links im Bild ist ein Quadrat mit 439 x 439 Pixel Größe das die Größe des Umkreises festlegt.
Rechts im Bild wurde die Y-Achse um 20 Pixel verkürzt zu einer Ellipse 439 x 419 und aus den konzentrischen Kreisen links
wurden konzentrische Ellipsen rechts. Den Umkreis rechts muß man mit 439 x 439 beibehalten, er umschließt die Ellipsen.
Damit entsteht links ein hoher Strehl während er rechts (astigmatismus-bedingt) abfällt. Die Ellipsen entstehen über den
Astigmatismus bei einem Spiegel.
. . . . .
F075 Ursachen für Setup-Astigmatismus, Einflüsse beim Testen
Astigmatismus erkennen
Astigmatismus der Grundordnung Zernike Koeffizient Nr. 4 und 5 ist der optische Fehler, der über
den PV-Wert den Strehl am "ungnädigsten" herunterzieht. Bei Spiegeln - besonders wenn sie nicht
so gemessen werden, wie sie dann am Himmel in ihrer Lagerung liegen - setzt sich dieser Astig-
matismus zusammen aus dem
-Lagerungs-Astigmatismus bei vertikaler Lagerung des Hauptspiegel selbst
- Kollimations-Planspiegeln oder Kollimations-Linsen incl. Dekollimierung eines SC- o. RC-Systems, vom
- Astigmatismus, der über den Bündelabstand des Bath-Interferometer eingeführt wird Test induced Astigmatismus ; dazu Dave Rowe
- Astigmatismus über die Luftbewegung Seeing Probleme bei Interferogrammen: Kugelspiegel 250 R 2400 bei 532 nm wave und
- Astigmatismus, der "fest" in den Spiegel eingebaut ist.
Das einigermaßen sicher auseinanderzuhalten, ist nicht ganz einfach. Da es ein fotografischer Nachweis ist, kommen
die Besonderheiten der individuellen Augen+Verarbeitung im Gehirn nicht in Betrachtung.
Dazu kommt, daß am Himmel im Zenit erst ab ca. Lambda/3 PV der Wellenfront ein Astigma-
tismus wahrnehmbar ist. Bei der Fotografie verschmiert er sich teilweise, ganz besonders dann,
wenn der Astigmatismus dreieckig ist.
Die sicherste Messung eines Hauptspiegels im Labor bei senkrechter Lagerung des Hauptspiegels wäre der
Sterntest mit einem kurzbrennweitigen Okular. Mit einem Ronchi-Gitter Astigmatismus nachzuweisen, ist
eher Augenwischerei. Wenn nämlich die Gitterlinien (10-20 lp/mm sollten unbedingt sein) analog zum
Astigmatismus liegen, in unserem Beispiel nahezu senkrecht oder waagrecht, würde man diesen Fehler
wiederum nicht wahrnehmen. Erst über einen Winkel von ca. 45° zur Orientierung des Astigmatismus
erkennt man diesen.
Aber auch nur in Fokusnähe, weil sich in diesem Fall die Ronchi-Linien regelrecht um 180° drehen um kurz
darauf wieder in der alten Orientierung zu stehen. Die 3. Übersicht zeigt diesen Sachverhalt.
Um den Fehler zu simulieren, habe ich einen ca. L/10 PV Kugelspiegel astigmatisch verspannt, als bei 09:00
und 03:00 nach hinten gedrückt. Das bedeutet, daß intrafokal das zunächst runde Sternscheibchen
elliptisch in die Breite gezogen wird und so die Glasfläche bei 12:00 und 06:00 nach vorne "springt". Da
es ein Kugelspiegel ist, läßt sich der Test intra- und extrafokal darstellen, was bei einer Parabel nur am
Himmel geht, im Labor könnte man sich diesen Fehler nur extrafokal anschauen, da in diesem Fall die Rand-
strahlen länger fallen als die kürzeren Mittelpunktsstrahlen. Dadurch hätte man dann hauptsächlich die
wichtigen Randzonen.
In diesem Fall ein ziemlich heftiger Astigmatismus in der Gegend von mindestens 2xLambda der Wellenfront,
die Orientierung ist nahezu senkrecht/waagrecht und sehr gut erkennbar.
Wesentlich unempfindlicher reagiert der Ronchi-Test, obwohl die Linien bereits im Winkel von 45° zu dieser
Orientierung stehen. Eindeutig wird der Test erst, wenn man sich mit dem Gitter durch den Fokus bewegt,
dann fangen die Linien an, sich regelrecht zu drehen, was ohne Astigmatismus nicht passiert.
Fazit: Astigmatismus mit Ronchi oder dem damit verwandten Draht-Test messen zu wollen, geht nur, wenn
man zur Orientierung dieses Fehlers ca. 45° Winkel einhält. Auch der Drahttest würde bei gleicher Orien-
tierung diesen Fehler nicht zeigen. Im Jahre 1999 versuchte ein franz. Spiegelschleifer mir ein X für ein U
vorzumachen, auch da ging es um einen erheblichen Astigmatismus.
GEOPTIK Newton 406/2025 astigmatisch
Zur Beurteilung von Astigmatismus soll folgende Übersicht dienen: Siehe auch das erste Bild mit dem Kugelspiegel.
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Eigentlich ein hochwertiges Objektiv, aber deutlich zu erkennen der Astigmatismus:
F074 Astigmatismus-Simulation am Kugelspiegel mit Interferogramm
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Die Plazierung dieses Beitrages in den Bereich Astronomie allgemein entspricht meiner Einschätzung, daß es bei dieser Thematik
um reine Beobachtungs-Praxis geht und nicht um die Meßtechnik.
Wie groß darf ein Astigmatismus eigentlich sein?
Im Labor läßt sich am künstlichen Stern bei hoher Vergrößerung der Astigmatismus deswegen leicht erkennen, weil man dort
bei bestem Seeing auch den ersten Beugungs-Ring sieht. Ist dieser nicht geschlossen, wäre das u.a. ein Hinweis auf Astigma-
tismus. Bis PV L/5 oder Strehl bis ca. 0.93 würde man diesen Fehler am Sterntest erkennen. Diese Möglichkeit hat man bei der
praktischen Beobachtung am nächtlichen Himmel in der Regel nicht, wenn man nicht gerade bestimmte Testobjekte hat, mit
deren Hilfe man die Qualität einer Optik etwas besser einschätzen kann.
Bei Newton-Spiegel taucht diese Diskussion häufiger auf, aber auch hier besteht unter europäischen Seeing-Bedingungen das
gleiche Problem, daß man visuell nicht einschätzen kann, wie hochwertig bzw. schlecht ein Spiegel ist. Bei Refraktor-Optiken,
besonders bei Apochromaten erwartet man, daß im Zertifikat der Astigmatismus als isolierter Fehler nicht mehr als ca. 2%
Strehlpunkte hat, damit bei einem APO die Summe aller Fehler trotzdem einen Strehl von 0.95 zuläßt. Unter Beobachtungs-
Bedingungen wiederum würde man zwischen einem Strehl von 0.99 und 0.95 kaum unterscheiden können - oft ist es noch
weniger, wie man an Reklamations-Fällen gut einschätzen kann.
Trotzdem ist gerade in diesem Bereich der Widerspruch zwischen Qualitäts-Anforderung auf der einen und der tatsächlichen Praxis-
tauglichkeit auf der anderen Seite besonders groß. Wenn ein Objektiv nicht gerade getestet wurde bzw. ein Certifikat besitzt, wie
merkt man denn überhaupt, ob beispielsweise ein signifikanter Astigmatismus vorhanden ist, den man reklamieren müßte. Die
folgende Übersicht macht den Versuch, das zu quantifizieren, was für die praktische Beobachtung erforderlich ist. Und das ist oft
wesentlich weniger Definitions-Helligkeit bzw. Strehlwert, als man in Forenbeiträgen behauptet. Die Thomas Back Definition für APO's
findet man hier, aber auch sie gilt eher für's Labor und weniger für die Praxis. Die folgende Übersicht macht den Versuch, den
Astigmatismus in Beziehung zu setzen zum Airy-Disk-Durchmesser, zum Fokusbild plus erstem Beugungsring, zur Energie-Verteilungs-
Funktion und zum PV- und Strehlwert. Den Darstellungen mit dem Programm "Aberrator" fehlt dieser Zusammenhang. Dieser Beitrag
zielt darauf, was man beobachten kann, und nicht darauf, was man messen kann. Dabei gehe ich von der Annahme aus, daß man
einen Astigmatismus bis zu L/3 PV der Wellenfront unter Beobachtungsbedingungen noch kaum wahrnimmt.
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Eine Gegenüberstellung von :
Artificial Sky - konzentrisches IGramm - normales IGramm - Übersicht: Artificial Sky
Am Himmel wahrnehmen wird man in der Regel nur den Astigmatismus der Grundordnung, also Zernike #4 und #5. Der Zernike Zoo
Darstellen läßt sich das u.a. an einem Kugelspiegel im Krümmungsmittelpunkt durch schrittweise Verspannung. Dabei ist die
Beurteilung des 1. Beugungs-Ringes ausschlaggebend.
A) ist der 1. BeugungsRing nahezu geschlossen, dann liegt der PV-Wert für Astigmatismus in der Gegend von L/8 und wird nicht
wahrgenommen.
B) bei etwa PV L/3 wird dieser Astigmatismus unter günstigen Seeing-Bedingungen wahrgenommen. Der erste BeugungsRing wird
kreuzförmig geteilt.
C) Bei stärkerem Astigmatismus wäre der 1. BeugungsRing und weitere eindeutig in Kreuzform geteilt. Damit läßt sich ein
signifikanter Astigmatismus von einem unbedeutenden Astigmatismus unterscheiden.
Dies betrifft in erster Linie die Zern.Koeffiz. Nr. 4/5. Astigmatismus höherer Ordnung wird man auf diese Art nicht mehr wahrnehmen.
Eiindeutig ist auch die elliptische Verformung der konzentrischen InterferenzRinge, sowie die ansteigenden Streifenabstände der normalen IGramme.
Der gleiche Ausschlußtest am Beispiel eines 12-Zoll f4 NewtonSpiegels
Um dem Astigmatismus auf die Spur zu kommen, wäre bei perfektem Fangspiegel und Justage des Newtons eigentlich nur der
Himmel selbst die ultimative Testmöglichkeit, ob man einen Astigmatismus feststellt. Und da nur große Firmen wie LZOS für diese
Zwecke einen senkrechten Vakuum Turm benutzen, steht in meinem Fall der Spiegel in seiner Halterung und besonders dünne Spiegel
zeigen dann den bekannten Lagerungs-Astigmatismus. Auch die Thermik zwischen Spiegel und Lichtquelle erzeugt über die
Luftbewegung dauernd ein Pendeln um den Null-Punkt, und das wäre dann das beste Ergebnis oder die Aussage: Dieser Spiegel hat
nur einen unbedeutenden oder keinen Astigmatismus. (Letzteres kommt nie vor)
Und genau im ROC = Krümmungsmittelpunkt von 2367 mm entstand dann dieses Foto meines künstlichen Sternhimmels, das man
mal mit diesem Bericht vergleichen sollte: BeobachtungsPraxis: Astigmatismus - wie groß darf er sein?
Hier wird auch gezeigt, wie Astigmatismus auf die Beugungs-Ringe wirkt. Überhaupt wahrnehmen wird man ohnehin nur den Astigma-
tismus Z4 / Z5 in dieser Übersicht: Der Zernike Zoo Astigmatismus höherer Ordnung läßt sich am Stern nicht erkennen.
Defokussiert man den Interferometer und nimmt die Verkippung (tilt) heraus, dann entstehen solche "ringförmigen" Interferogramme,
die die Frage nach dem Astigmatismus ziemlich gut beantworten können: Man kann ihn in seiner Größe besser einschätzen. Das beste
Ergebnis liegt also bei ca. L/7 PV wave und deshalb sollte man ihn vernachlässigen. Er wird also nicht ins Gewicht fallen.
Der Astigmatismus als optischer Flächenfehler sollte seiner Herkunft nach ebenso analysiert werden, wie die Frage der Toleranz
bzw. die Gewichtung ab einer bestimmten Größe. Er ist nämlich der Fehler, der den Strehl-Wert am deutlichsten nach unten drückt,
ohne daß damit bereits hinreichende Aussagen zur Qualität eines Spiegels abgeliefert worden sind.
F071 Astrofotografie Wieviel Astigmatismus verträgt die Astrofotografie
Wieviel Astigmatismus verträgt die Astrofotografie
Vorwort: Der vorliegende Beitrag versteht sich als Information für die Praxis, nicht als Aufforderung für meßtechnische Glaubenskriege. Absichtlich wurde
auch das optische System nicht genannt, damit sich die Diskussion nicht "verläuft".
Es geht um die alte Frage, was von einem opt. System zu halten ist, dessen Strehlwert über einen Einzelfehler deutlich gedrückt wird und wie sich dieser
Einzelfehler bei einer spezifischen Anwendung dieser Optik tatsächlich bemerkbar macht. Zu sehr werden nämlich Optiken ausschließlich unter dem Blick-
winkel eines hohen Strehls bewertet. Insofern bin ich besonders zwei Astro-Fotografen dankbar, die mich dieses Wochenende mit einem 10 inch f/8.5
katadioptrischen besuchten zwecks exakter Zentrierung und einem GSO RC 250/2000 mit dem gleichen Ansinnen. Der GSO RC leidet unter der bekannten
deutlichen Überkorrektur, beim anderen System wäre es Astigmatismus, der den hohen Strehlwert drückt.
Zum GSO RC 250/2000 wäre nur soviel zu sagen, daß offenbar alle dieser Geräte nicht den optimalen Spiegelabstand haben, also alle mehr oder weniger überkorrigiert sind,
was aber auch bedeutet, daß der Backfokus nicht so weit nach hinten verschoben ist, und daß eine reine Zentrierung (frei von Astigmatismus) immer beide Spiegel ein-
beziehen muß, weshalb die Nacht sich am besten dafür eignet, weil man da völlig ungestört ist.
Das vorliegende System - Versierte werden es schon wissen, um welches System es sich handelt - wurde ebenfalls sorgfältig zentriert, jedoch aus Zeit gründen nur am
Fangspiegel, was zur Folge hat, daß ein Restastigmatismus von knapp L/4 PV übrig blieb. Diesen Astigmatismus wird man aller Wahrscheinlichkeit nur über den Hauptspiegel
herausjustieren können, wenn man genau auf der Achse ist und hohe Vergrößerungen benutzt in der Gegend von ca. 1000-fach. Visuell würde man diesen Astigmatismus
auf der opt. Bank kurz vor und hinter dem Fokus gut erkennen, bei perfektem Seeing, wie es die opt. Bank bietet. Und fotografieren läßt sich der Sachverhalt ebenfalls
eindeutig.
Würdigt man aber zunächst die Testbilder, dann zeigt das Foucault-Bild links ein sehr glattes System, was für einen guten Kontrast spricht, der Ronchigittertest 13 lp/mm
im doppelten Durchgang zeigt, daß die sphärische Aberration nahe bei Null liegt, an dieser Stelle das System auch perfekt ist. Der Lyottest unterscheidet sich nicht
signifikant vom Foucault-Test, was die Glätte des Systems unterstreicht. Einziger Schönheitsfehler wäre also der L/4 PV Astigmatismus, wie er auf dem nächsten Bild
gezeigt wird. Dieser reduziert das Strehlergebnis um ca. 18% Strehlpunkte, sonst hätte man es mit nahezu 0.98 Strehl zu tun.
Eigentlich ist dieses Ergebnis ein willkommenes Beispiel dafür, wie man aus der luftleeren Strehldiskussion zur Astrofotografie finden kann. Natürlich ging es auch um
die Frage, wie lange man braucht, um über die Hauptspiegel-Zentrierung diesen Restfehler zu beseitigen, damit man ein schönes Strehlergebnis bekommt. Diese Option
bleibt weiterhin offen, wenn sie denn überhaupt nötig sein sollte. Siehe auch: http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=45041#post45041
Damit man eine Vorstellung bekommt, worum es geht: Der hier diskutierte Astigmatismus läßt sich eindeutig bei über 1000-facher Vergrößerung fotografieren:
Die Kreuzform im Fokus zeigt, daß wir es mit Z4/Z5, also dem Astigmatismus der Grundordnung zu tun haben. Vergessen darf man hingegen nicht, daß dies die
um 1000-fach vergrößerte Situation der Wirklichkeit darstellt und die Frage bleibt, was sieht nun eine Kamera.
Das Rohbild, das die Kamera in Orginalauflösung gestern abend bei mäßigem Seeing abgeliefert hat, zeigt weder den knapp beugungsbegrenzten Strehl von den
PV-Wert von L/4. Bis in die Ecken sind die Sternscheibchen/-Pünktchen rund und ungestört. Ergänzend dazu muß erwähnt werden, daß der 0.67 x Reducer die Situ-
ation verbessert.
Aufnahmedaten: Rohbild, 180 Sekunden belichtet, aufgenommen mit einer ATIK 16 HR CCD-Kamera (1392 x 1080 Pixel, Abbildungsmaßstab 0,95 "
je Pixel) TAL 250K mit 0,67x Reducer bei ca. 1.400 mm Brennweite. (Volle Auflösung und volles Gesichtsfeld) Das Seeing lag nur bei 3 - 4 Bogensekunden.
Hier nun das fertig bearbeitet Bild von M 57 bestehend aus:
10 x 180 Sekunden für den L-Kanal, und je 5 x 135 Sekunden für RGB Darks und Flats abgezogen auch wieder in voller Auflösung. M 57 selbst noch
einmal etwas überarbeitet, um im Ring etwas Struktur sichtbar zu machen.
Ein Vergleich der unterschiedlichen Rohbilder beider Systeme. Vielleicht äußern sich die versierten Astrofotografen selbst zu den Ergebnissen bzw. stellen später optimierte
Ergebnisse ein, die mit dem jeweiligen Teleskop erzielt worden ist. Jedenfalls verzeiht die Astrofotografie+Computernachbearbeitung viele Fehler, die man auf der opt. Bank
noch erkennen würde. Viele Foren-Diskussionen entlarven sich somit als Luftnummern.
Noch eine zusammenfassende Übersicht zu den GSO RC Ergebnissen: Beim oberen System besticht die "Glätte" der Optik, die möglicherweise bei der Fotografie bedeutsam ist.
F070 BeobachtungsPraxis Astigmatismus - wie groß darf er sein
F064 Radius-Vermessen mit Endmaßstäben aus Silberstahl
Die Gemeinheit des Messen
Nicht umsonst gibt es den Beruf des Meßtechnikers, weil es sehr viele Klippen sind, bis man sich einigermaßen
sicher sein kann, daß das Ergebnis auch stimmt. In vorliegendem Fall geht es lediglich darum, den Krümmungs
Radius einer Parabel auf der Achse messen zu wollen. Und obwohl es sich "n u r" (!!!) um eine Längenmessung
handelt, ist man mit einer Reihe höchst interessanter Probleme konfrontiert:
Das Problem beginnt damit, daß man lange suchen muß, ob man eine Firma findet, die Längenmaße über 500 mm auf 0.01
mm genau messen kann. Bis 500 mm stehen mir selbst 3 Meßschieber zur Verfügung: ein 150 mm, ein 300 mm und schließ
lich noch ein 500 mm mit einer Genauigkeit in der Gegend von 0.01 mm auf der gesamten Meßstrecke. Die waren auch
nicht gerade billig. Und im Zusammenhang mit meiner großen Drehbank hatte ich mir auch noch einen 800 mm Meßschie-
ber zugelegt aus Fernost, und mit dem erlebte ich zunächst erst einmal meine blauen Wunder.
Also besorgte ich mir Rundstäbe aus Stahl, Automaten-Stäbe genannt mit Durchmesser 6 mm, längte sie mit einem Auf-
maß in der Gegend von 2 mm ab, und vermaß sie bis zu 500 mm mit den drei Meßschiebern so genau, wie es ging, bei
einer Raumtemperatur von 22° Celsius. Die Stirnseite der Stäbe schliff ich mit einer 32 000 U/min laufenden Drehspindel
auf eine saubere Fläche in meiner Drehbank. Die bis zu 500 mm langen Stäbe wurden also ziemlich genau. Wie genau,
kann man der folgenden Tafel entnehmen.
Wie selbst genaue Meßschieber noch differieren können, erkennt man an folgenden Bild, wobei der 150 mm Meßschieber täglich in Gebrauch ist, und dadurch ein Abnutz-Effekt eine Rolle spielen könnte.
Bis 500 mm gestaltet sich die Längenmessung einigermaßen zuverlässig bei einer geschätzen Genauigkeit von 0.01 mm.
Man sieht auch das Sortiment meiner End-Maß-Stäbe: 100, 200, 300, 400, 500, 600, 700, 1000, 1300, 1500, 2000, 2800 mm
Nun geht es um die Mitte der Bikonvex-Linse, die man mit der Schieblehre herausmessen kann und mit einer dünnen Linie
anreißt.
Derart vorbereitet geht man in den Krümmungsmittelpunkt eines Newton-Spiegels und erzeugt mit dem Bath-Interfero-
meter das folgende Interferogramm. Da man den Radius auf der Achse messen will, also im Zentrum des Spiegels selbst,
müssen dort die Streifen gerade und parallel sein. Man könnte den Spiegel auch auf einen kleinen Durchmesser ab-
blenden, und dann würde er in der Mitte die Bedingungen einer Sphäre erfüllen. Da nun beim Bath-Interferometer diese
kleine Bikonvex-Linse doppelt benutzt wird, a) für das Inforamtions-Bündel und b) für das Referenz- oder Vergleichs-
Bündel, muß der Punkt, von dem aus man zum Spiegel mißt, exakt in der Mitte dieser kleinen Linse liegen, wenn die
Interferenz-Streifen parallel und gerade sind, wie bei einer Sphäre.
Nach diesem Verfahren könnte man mit einem Bath-Interferometer auch Zonen-Messungen veranstalten. Man müßte nur
darauf achten, daß in der jeweiligen Zone die Streifen gerade und parallel sind, wie das nächste Bild zeigt. Hier würde
man etwa in der 70.7% Zone messen. Das Foucault-Verfahren oder die Caustik-Methode ist aber in diesem Fall genauer.
Auf der anderen Seite muß man nun die Spiegeloberfläche berühren, ohne sich Kratzer einzuhandeln. Ein Kunstostoff-Stift
erledigt die Sache, sodaß man nun durch Addition der Endmaß-Stäbe den vorher mit dem Interferometer eingestellten
Radius ausmessen kann.
Das schaut dann so aus, wobei der Rest mit einer Schieblehre ermittelt werden muß.
Und die zeigt dann dieses Ergebnis. Einschränkend muß man aber dazu sagen, daß der "Eichstrich" zugleich der kritische
Punkt ist: Sollte man am besten unter einem Mikroskop erledigen, damit es auf 0.1 mm stimmt. Über die Addition der
Endmaßstäbe bekommt man im konkreten ca. Fall 2364 mm, ein Wert der bei bester Genauigkeit in der Gegend von 0.1
mm Toleranz anzusiedeln ist durch die Addition aller möglichen Einflüsse.
Mit dem Metallband ergibt sich etwa ein Betrag von 2365.2 mm, wobei einmal das vordere Ende genauer unter die Lupe
genommen werden müßte und ebenso die Mißweisung auf einer Strecke von 2365 mm. Bei allen Vergleichsmessungen
ergab sich eine Differenz von ca. 1 mm bei einer Meßstrecke von 2000 mm. Davon ganz unberührt, ist bei der ROC Aus-
wertung der exakte Rand es Interferogrammes vermutlich schwerer zu bestimmen.
Eine andere Form der RoC-Auswertung geht mit dem Foucault-Test, also die zweite Variante, den Krümmungsradius zu
bestimmen. Aber das ist der zweite Beitrag, der noch kommt.
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Hallo Detlev,
für die Diskussion eine uferlose Angelegenheit!
Aaaaaaaaaaaaber, die wichtigste Frage bleibt weiterhin, wie groß muß denn überhaupt die Genauigkeit sein? Bezogen auf den Krümmungsradius reicht eine Genauigkeit von +/- 1 mm, und die ist mit diesem Verfahren möglich.
Die Gegenkontrolle über Foucault, wobei der 200 mm Newtonspiegel auf 50 mm abgeblendet wurde: Auch hier ergibt sich ein Ergebnis mit einer Genauigkeit von 0.1 mm zum oberen Ergebnis. Aber auch hier kann man die Differenz zwischen Endmaß und Metallbandmaß von ca. 1 mm erkennen. Bei sorgfältiger Vorgehensweise sollte also tatsächlich eine Genauigkeit von mindestens 0.2 mm erzielbar sein, schon deswegen, weil der Foucault-Test im Bereich von 0.01 mm mißt.
Übrigens: http://www.chemgapedia.de/vsengine/vlu/vsc/de/ch/10/waermetransport/waermedehnung/waermedehnung.vlu/Page/vsc/de/ch/10/waermetransport/waermedehnung/laengenausdehnungskoeffizient/laengenausdehnungskoeffizient.vscml.html
Quote:
Tab.3lineare Längenausdehnungskoeffizient von festen Stoffen Temperaturbereich 0 °C - 100 °C 0 °C - 200 °C Aluminium 23,8 24,5 Gusseisen 10,4 11,1 Kupfer 16,5 16,9 Messing 18,4 19,2 Stahl (unlegiert) 11,0 12,2 Quarzglas 0,50 0,59
Oft wird auf die exakte Ermittlung vonin einem Temperaturbereich von
bis
verzichtet und bei Berechnungen näherungsweise der Wert für den Temperaturbereich von
bis 0 °C eingesetzt.
Bei einem Grad Temperatur-Differenz bringe ich für die Länge von 2400 mm eine Längendifferenz von 0.026 mm heraus.
Das wäre ja wirklich zu verkraften.
Fortsetzung
... Unterzieht man meinen Eichstrich auf dem Interferometer einer kritischen Prüfung, dann muß er um ca. 0.7 mm nach
links justiert werden. Also das Ganze noch einmal:Weil gerade Foucault aufgebaut war, der auf 50 mm abgeblendete 200
f/6 Newton.
Foucault/Endmaß ein Wert von 2 364.36 mm; das Endmaß stößt links an die Klinge an.
Foucault/Bandmaß ein Wert von 2 365.6 und somit eine Differenz Endmaß/Bandmaß + 1.2 mm
Interferometer/Endmaß Gesamtergebnis: 2 364.76
Interferometer/Bandmaß Ergebnis 2366.00 mm und somit eine Differenz Endmaß/Bandmaß + 1.2 mm
Die Differenz Foucault / Interferometer wäre bei ca. 0.4 mm, also immer noch weit unter der sinnvollen Toleranz von
1 mm, ein Wert der auch für einen Zygo genügen würde.Damit sollte Stoffies Frage, wie man mit einem
Bath-Interferometer den Krümmungsradius einer Parabel ausmißt, hinreichend dargestellt sein. Es ist schon
ein gewisser Aufwand vonnöten ...
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Hallo Donald,
Selbst in der 70.71% Zone wenn Du mißt dann wäre die Abweichung immer noch gering nach der Formel (H^2/2*R)/2 bei
bewegter Lichtquelle, wie das bei mir der Fall ist. Im Falle des 200/1183 Parabolspiegels wäre das gerade mal 1 mm, den
Du zuviel gemessen hast. Die weißen Linien zeigen, wo die Streifen parallel und gerade sein müssen.
F063 Die Ronchi-Igramm Verwechslung bei FringeXP kein "X" für ein "U"
Quote:
Tausche Öffnungsfehler gegen Koma
Das ATV in Uebigau-Wahrenbrück vom 02.Juno 2007 hatte auch einige Highlights zu bieten:
Interessiert betrachtete ich ein Certifikat, das ein Optik-Tester für ein C8 ausgestellt hatte - also einer, der
ebenfalls Teleskope prüft . . .
unschuldig fragte ich daraufhin, warum passend zu diesem Certifikat nicht auch das Interferogramm zu ersehen sei.
Ja, wurde mir erklärt, das brauche man doch gar nicht, man kann doch auch mit einem Ronchi-Gramm mit 20
Linienpaaren pro Millimeter gegen einen Planspiegel prüfen, und das würde FringeXP prima auswerten. Ich
staunte richtige Bauklötze, wunderte mich nur, warum der gute Händler plötzlich so eilig verschwand, und hielt
mir nun dieses bemerkenswerte Certifikat auf ein paar Fotos fest.
Quote:
Tausche Öffnungsfehler gegen Koma
Nun ist das hierbei verwendete FringeXP ein Streifen-Auswertprogramm für interferogramme, und eben nicht
für Ronchi-Gramme. Und weil ein Interferogramm die Wellenfront-Deformation grundsätzlich anders darstellt,
als ein Ronchi-Gramm, kann man es gegen alle Einwände wirklich nur für die Auswertung von Interferogrammen benutzen.
Es zeigt sich die ...
Überkorrektur/Ronchi ..........intrafokal bauchige Linien
Überkorrektur/IGramm........M-förmige Verformung der sonst geraden Streifen, siehe Bild unten
Coma/Ronchi ..................... vertikale Symmetrie geht verloren, oder konisches Auslaufen der Streifen
Coma/IGramm ................... S-förmige Verformung der sonst geraden Streifen oder bauchige Verformung
jeweils nach Lage der Koma. Siehe auch die unteren Links
Sowohl die obere 2-D-Darstellung fassen das RonchiGramm als Coma-Erscheinung auf, wie ebenso das
darunterliegende Diagramm, das ein Schnittbild der Wellenfront sein soll und als waagrechtes "S" dar-
gestellt wird. Auf diese Art wird über FringeXP der vom Ronchi-Gitter angezeigte Öffnungsfehler in einen
Coma-Fehler umgewidmet, das erinnert noch sehr stark an diese Technik: http://rohr.aiax.de/certifikate05.jpg
Quote:
Tausche Öffnungsfehler gegen Koma
Also kramt man mal in seiner Fotokiste, wo der Unterschied zwischen Ronchi-Gramm auf der einen Seite, und
Interferogramm auf der anderen Seite bei SC-Systemen gut zu erkennen ist: Also wäre das Linien-Muster auf
oberen Certifikat ein waschechtes Ronchi-Gramm: Intrafokal fotografiert würde bedeuten, bereits Rot wäre
überkorrigiert. Kann ich gar nicht glauben. Obwohl - vergleicht man die Überkorrektur bei Rot mit meinen
Bildern des unteren C11, dann würde es tatsächlich passen. Extrafokal fotografiert wäre es unterkorrigiert, und
wäre ein deutlicher HInweis auf den Gaußfehler, den man beim unterem C11 in den einzelnen Spektralfarben
gut erkennen kann: Das Optimum liegt bei Rot, und je kürzer die Wellenlängen, umso überkorrigierter reagieren
die Ronchi-Linien. Intrafokal werden sie bauchig, während sich beim Interferogramm die Streifen M-förmig
verformen. Lügen straft dieses Ronchi-Gramm der Sterntest: Der zeigt nämlich eine ganz und gar nicht
freundliche Fläche.
http://rohr.aiax.de/C11-Gert-04.jpg
http://rohr.aiax.de/@ZStar105-04.jpg
http://rohr.aiax.de/ARC10Zoll05.jpg
http://rohr.aiax.de/ARC10Zoll06.jpg
http://rohr.aiax.de/C14_Baech03.jpg
http://rohr.aiax.de/@C11-viola03.jpg
http://rohr.aiax.de/@C8Kling05.jpg
http://rohr.aiax.de/synth06.jpg
Ist man des Englischen einigermaßen mächtig, dann wäre der Fringe Spacing bei FringeXP schlicht der Streifen-
abstand der Interferenz-Streifen: Im doppelten Durchgang wäre das Lambda/Halbe. Wie das zur Gitterkonstan-
ten von 20 lp/mm korrespondiert, bleibt mir ein Rätsel. FringeXP jedenfalls faßt das Ronchi-Gramm als Inter-
ferogramm auf und interpretiert es beim "Surface Error in Nanometers" als Koma-Effekt, und das zeigt das
Ronchi-Gramm ja nun gerade nicht.
Quote:
Tausche Öffnungsfehler gegen Koma
Astigmatismus, Coma und der Öffnungs-Fehler werden bei einem Ronchi-Gramm grundsätzlich anders darge-
stellt als bei einem Interferogramm. Ein Ronchi-Gramm mit einem Interferogramm-Auswertung-Programm wie
FringeXP auszuwerten, ist ungefähr so sinnvoll wie jener Spiegelschleifer, der seine Foucault-Schnittweiten-
Ergebnisse in ZEMAX steckte, und sich davon ein Interferogramm rechnen lies. Auf diese Art hatte er nie
Astigmatismus bei seinen Spiegeln.
Quote:
Tausche Öffnungsfehler gegen Koma
Sehr verwunderlich daaaaaaaaaaaaaaaaaaas !
weitere Links zum Thema:
http://www.astro-foren.de/showthread.php?t=4692
http://rohr.aiax.de/ronchi3.jpg
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=31075#post31075
http://www.astro-foren.de/showthread.php?t=4267
F062 Justage über den Poisson Punkt
Justage über den Poisson Punkt
Besonders bei obstruierten Systemen wie SC- oder Cassegrain-Systeme ist er in er Mitte immer gut zu er-
kennen, der P O I S S O N Punkt. Er bildet immer die Mitte aller rotations-symmetrischen Systeme und eine
Defokussierung oder ein misalignment ist über diesen Punkt ebenso klar erkennbar, wie beispielsweise Coma
oder Astigmatismus. Dieser feine Punkt in der Mitte, der über Beugungs-Effekte entsteht, ist praktisch die
Meßlatte bei jeder Justage. Siehe auch diese Links:
Poisson-Fleck/Punkt, Link1, Link2, Link3
Um diesen feinen runden weißlichen Punkt in der Mitte geht es, der über die Kante einer kreisrunden Öffnung entsteht.
Verstärkt wird er, wenn noch eine kreisrunde Obstruktion in Form eines Sekundärspiegels im Spiel ist, aber auch beim
Sterntest im Doppelpaß wirkt sich die Bohrung des verwendeten Planspiegels als Obstruktion aus.
Dazu habe ich nun jede Menge einschlägiger Bilder, über die sich mancher zusätzliche Fehler ermitteln läßt. Das folgende
Bild zeigt, wie sich im zeitlichen Verlauf das defokussierte Sternscheibchen verändert, bis am Ende der Poisson Punkt,
kaum wahrnehmbar in der Mitte, das Rotationszentrum bildet.
Bei SC-Systemen kann man diesen Punkt besonders gut als Orientierung intra/extrafokal für die Justage nehmen und
erkennt zugleich den Öffnungsfehler durch den intra/extrafokalen Vergleich des Randes.
Auch beim Foucault-Test taucht dieser Poisson-Beugungspunkt wieder auf.
Die nachträglich eingebauten Lüfter sorgen für eine schnellere Temperatur-Anpassung des Systems, wieder ist der Poisson
Punkt gut zu erkennen.
So schaut Koma aus, wenn das System am Fangspiegel verstellt wäre, in diesem Fall war ich außerhalb der opt. Achse.
Poisson Punkt erkennbar und zusätzlich die Flächenbesonderheit der Schmidtplatte.
Überall taucht er auf, dieser Poisson Beugungspunkt.
Ein Spiegel mit mäßg glatter Oberfläche mit Poisson Punkt
Hier wird als zusätzlicher Fehler Astigmatismus 1. Ordnung erkennbar - bei großen Spiegeln über Lagerung eingeführt.
Hier zeigt die hohe Vergrößerung diesen Punkt noch deutlicher.
immer taucht er auf, dieser Beugungs-Poisson Punkt
deutlicher wieder bei einem obstruierten System
Ein "Mexikaner-Hut" von Oldham
In diesen zwei Fällen bildet sich der Astigmatismus gut ab: Scopos 90/600
Gladius CF 315 im System geprüft, der Astigmatismus steckt im Hauptspiegel
Hier wieder das interne Tubus-Seeing verursacht über einseitige Auskühlung
Und abschließend das Beispiel der Seeing Pickering Tabelle. In der Mitte dieser feine Punkt, in diesem Fall das Maximum,
siehe hier: http://rohr.aiax.de/AiryDisk.jpg
http://www.amateurastronomie.com/anfang/seeing/index.htm
http://astrofotografie.hohmann-edv.de/grundlagen/seeing.php#a1
, 
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F058 Abstand künstlicher Stern
Abstand künstlicher Stern: Auf den richtigen Abstand kommt es an
Das ist einer der frühen Berichte, nachdem im Januar 2004 unser Forum gegründet worden war.
Bemerkenswert für diesen Bericht ist die Text-Formatierung, die software-bedingt noch sehr kurze
Zeilen damals hatte. Auch die Bildgröße war damals sehr viel kleiner. In diesem Fall lag der Bericht
im Archiv nur noch als Text-File, sodaß ich ihn in dieser ursprünglichen Formatierung nochmals
einstellte - für eine aktuelle Überarbeitung fehlt mir im Augenblick die Zeit.
16.06.2005, 19:07
Aus aktuellem Anlaß habe ich über ZEMAX simuliert, wie sich der Abstand beim
Testen von Newton-Spiegeln auf das Ergebnis auswirkt. Parallel dazu gibt es
auf A.de einen Thread, dessen Abstandsformel einer Überprüfung durch ZEMAX
nicht standhält.
Gehen wir von der Kugel aus. Im Idealfall ist der Öffnungsfehler = 0, der PV-Wert
der Wellenfront liegt bei unglaublichen 1/1000 * Lambda und besser und der
Strehl bei exakt 1.000. Für den Himmel wäre das nichts, außer bei kleinen Öff-
nungen, also bei f/8 und kleiner. Dabei ist aber die Geometrie der Lichtstrahlen
zu beachten: Beim Testen einer Kugel geht von der Pinhole ein Lichtkegel auf
den Kugelspiegel, und wird als Lichtkegel in sich reflektiert zurückgeworfen.
Am Himmel haben wir es aber nicht mit einem Lichtkegel zu tun, sondern mit
einem Parallel-Lichtbündel, was streng genommen ein unendlich schlanker
Lichtkegel ist, wäre die Lichtquelle wieder eine Pinhole. In Wirklichkeit ist es
eine riesige leuchtende Kugel, nämlich der Stern, "unendlich" weit weg, was
ebenfalls nicht ganz stimmt. Aber das Lichtbündel, das benutzt wird, für
unsere Zwecke parallel.
Diese Situation veranlaßt den Spiegelschleifer, aus einer f/8 Sphäre, der am
Himmel ein f/4 Spiegel ist, aber total-Unterkorrigiert, veranlaßt also den
Spiegelschleifer, den Öffnungsfehler der Unterkorrektur durch Vertiefung der
Spiegelmitte wegzuretouchieren, oder zu "parabolisieren". Jetzt stimmt es
für ein paralleles Lichtbündel, aber nicht mehr für den Lichtkegel aus dem
Krümmungsmittelpunkt. Für diesen Lichtkegel ist die Parabel nun total über-
korrigiert. Und so zeigt sich die Überkorrektur dieses 200/800 Newton-
Spiegels im Interferogramm mit dem Bath-Interferometer, d-Linie 587.6 nm
wave, im Krümmungsmittelpunkt, wenn man den Fokus optimiert.
Also setzt man den jetzigen Parabolspiegel vor einen Planspiegel, und hat jetzt
wieder die Situation, wie am Himmel, parallele Streifen mit exakt gleichen
Streifenabständen, was in der Praxis natürlich selten vorkommt.
Nun hat aber nicht jeder einen Planspiegel, und versucht es mit einem künst-
lichen Stern. Da bekommt er aber ein Problem: Von der Logik prüft er nämlich
nicht gegen ein Parallel-Lichtbündel, sondern gegen einen Lichtkegel, der je
nach Abstand größer oder schlanker ist. Er wird also mehr oder weniger deutlich
überkorrigierte Sternscheibchen bekommen, weil er sich zwischen dem COC =
Krümmungsmittelpunkt-Lichtkegel und dem parallelen Lichtkegel bewegt. Also
habe ich am Standard-Beispiel eines f/4 200/800 Newton-Spiegels die Sache
mit ZEMAX simuliert bei einem Pinhole-Abstand von leider nur 50 000 mm oder
50 m. (Im Krümmungsmittelpunkt sieht man intrafokal kein Sternscheibchen
mehr, aber einen wunderbaren Lichtwulst extrafokal.)
Wenn also jemand mit einem Pinhole-Abstand von 50 m ein solches System
prüfen will, dann sind alle Ergebnisse überkorrigiert, d.h intrafokal ist das
Sternscheibchen ausgefranst und extrafokal hat man außen den deutlichen
Lichtwulst. Umsomehr, wenn der Spiegel entweder eine leicht abfallende
Kante oder vielleicht eine zarte Überkorrektur aufweist, die ebenfalls für
diesen Effekt verantwortlich sind.
Also könnte man leicht glauben, da hat doch der Hersteller, oder vielleicht der
Prüfer ...(dessen Problem häufig ist, daß bei vielen fremden Gegentests zwar
viel behauptet wird, aber die Prüfbedingungen selten bis gar nicht exakt
reflektiert und dargelegt werden, unter denen getestet worden sind. In
diesem Fall z.B. die genaue Angabe des Abstandes Pinhole - Parabolspiegel.)
Für den perfekten und idealen Fall eines 200/800 Newton-Spiegels ohne
weitere Fehler sagt die ZEMAX-Simulation bei den in der Tabelle simulierten
Abständen folgende Ergebnisse voraus. Abstand und Schnittweite jeweils
in mm. Schnittweite ist allgemein immer der Abstand der letzten Fläche
zum Fokus. Bei Spiegelflächen ist das auch der Fokus, bei Linsen-Systemen
oder katadioptrischen Systemen eben nicht.
Im Fall A der Simulation wird die überkorrekturbedingte Strehl-Vermin-
derung durch zu kleine Pinhole-Abstände am Beispiel eines 200/800
NewtonSystems simuliert, und erst beim Abstand von 150 m ist der
Strehl-Verlust nur noch 1 %.
Im Fall B werden für unterschiedliche NewtonSysteme die opt. Abstän-
de simuliert, damit der Strehlverlust nur noch 1 % beträgt. Derartige
Tests sollte man sicherheitshalber immer am Stern, und dann immer
mit dem Ronchi-Test gegenprüfen, weil dieser Test eindeutiger ist.
(Bereits bei abfallender Kante wird der Sterntest nach Suiter unscharf
und ungenau)
Fazit: Einigermaßen sicher für diesen konkreten Fall ist eine Meßstrecke von
100 m und mehr, der künstliche Stern muß für diesen Fall also mindestens
100 Meter Abstand haben, dann liegt man mit 3% Strehldifferenz immer noch
noch daneben, oder sieht einen überkorrigierten Newton-Spiegel, obwohl
der Spiegel eigentlich perfekt korrigiert ist. Also doch der Planspiegel oder der
Himmel/Polarstern. Die Geometrie ist eigentlich einfach, nur weitgehend
unbekannt. Für größere Spiegel wachsen natürlich die Meßstrecken geome-
trisch. Mit AtmosFringe kann man auch CoC-Streifenbilder auswerten, wie
das ein ZYGO aus der Industrie kann. Vorraussetzung jedoch ist, daß man
mindestens auf mm genau die Daten für Durchmesser und Krümmungsradius
eingibt. Das stößt bei manchen schon an die Grenzen ihrer Meßgenauigkeit,
nicht jedoch an ihr Mitteilungs-Bedürfnis.
F057 Pinhole auf der Achse - künstlicher Stern für Okularhülse
Pinhole auf der Achse
Bei Schmidt-Cassegrain-Systemen empfiehlt sich wegen der Vignettierung und sonstiger Ungenauigkeit eine
Justage exakt auf der opt. Achse. Auch andere Test sollte man streng auf der Achse durchführen. Aus diesem
Grund entstand vor einigen Jahren diese Pinhole, deren Daten schon lange in meinem Rechner schlummern.
Bei der Zeichnung fehlt im rechten Teil gegenüber dem Pinhole-Zylinder der Halte-Zylinder für den Teiler-
würfel. Das hat damit zu tun, daß es eine erste Umlenkspiegel-Version gab und ich aus guten Gründen auf die
Teilerwürfel-Lösung verfiel, bei der man auf der gegenüberliegenden Seite von einen Teilerwürfel einschieben
kann. Auf späteren Bilder kann man ihn aber erkennen.
Bitte beachten: Es gibt zwei Versionen davon, eine mit Teilerwürfel, und eine mit Um-
lenkspiegel. Bewährt hat sich die Version mit Teilerwürfel, die exakt auf der opt. Achse
arbeitet.
Eine 1 1/4 Steckhülse für SC-Okular-Auszug (nach oben), eine 1 1/4 Zoll Aufnahme für Okulare (nach unten)
links die Steckhülse für den Teilerwürfel-Zylinder, rechts die Steckhülse für die Pinhole.
Der Alu-Würfel, links der Pinhole-Zylinder, rechts der Teilerwürfel-Zylinder mit eingeschobenem Teilerwürfel
Der Pinhole-Halter: zerlegt, darunter die später verworfene Umlenkspiegel-Version
nochmals die Pinhole-Einheit, 0.020 mm Pinhole
die Umlenkspiegelversion, hat sich jedoch nicht bewährt
spätere Erweiterung auf Teilerwürfel-Version - siehe Bohrung rechts
Einheit im Betrieb am Teleskop
F053A Micromamelonnage von astro-foren in bb_Code
-
Der Anlaß
Die Frage der Oberflächenglätte eines Spiegels wird zumindestens von den französischen Sternfreunden für weitaus
wichtiger gehalten, als es unsere deutschen Vertreter tun, wenn sie nicht gerade beruflich bereits vor 20 Jahren damit
zu tun hatten, wie z.B. Alois. Dieser sachlich höchst interessante Thread auf A.de erlitt also dort das übliche Schicksal,
und wurde nach 41 meist nutzlosen Seiten "geschreddert", und ist derzeit offline. Ein zweiter Versuch auf Astrotreff.de
erlitt bereits nach 11 Seiten ein ähnliches Schicksal.
Wesentliche Passagen aus dem A.de Thread möchte ich hier also retten. Dem Sach-Thema möchte ich aber bei uns dieses
Schicksal ersparen - und der beste Weg dazu ist, den Thread abzuschließen. Die Forensoftware erlaubt es mir aber, das
Thema in Einzelbeiträge zu gliedern, die man als fortlaufende Teile eines Gesamt-Berichtes sehen muß.
Mein Optik-Index-Verzeichnis wäre so ein Beispiel. Hans-Ulrich hat sein Verzeichnis in ähnlicher Weise aufgebaut:
Foren-Threads fasse ich in erster Linie als Informations-Veranstaltung auf, denn nur das nützt unsrem Hobby am meisten!
Sachliche Vorbemerkung:
01. Die französischen Spiegelschleifer prüfen damit eine Einzelfläche aus dem Krümmungsmittelpunkt
einer Sphäre oder auch einer Parabel. In diesem Zusammenhang ist der Versuch, die Rauhheit der
Fläche quantitativ in Nanometer zu berechnen nur dann sinnvoll, wenn die Rauhheits-Struktur homo-
gen ist, also keine differenzierte Struktur hat, die einen Durchschnittswert in Frage stellt.
02. Der Lyot-Test ist aber ebenso in Autokollimation auf ein Gesamt-System anwendbar, das zusammen
mit Autokollimations-Planspiegel aus vielen Einzelflächen besteht - bei einem Schmidt-Cassegrain
aus 4 + 1 + 4, also insgesamt 9 Flächen. Das verdoppelt a) die Genauigkeit der Flächenrauhheit, b) läßt
aber einen eindeutigen Bezug zu einer Einzelfläche nur für typische Strukturen zu, z.B. die Fließstruktur
bei Floatglas bei der Schmidtplatte. Für diesen zweiten Fall eines Gesamt-Systems ist eine Quantifizie-
rung nicht sinnvoll und aussagekräftig, da die eigentliche Information bereits im qualitativen Bildeindruck
besteht. Die hier kommentierte Foren-Diskussion blendet den 2. Sachverhalt völlig aus, was zum Teil am fehlenden
Kollimations-Planspiegel liegt.
http://forum.astronomie.de/phpapps/ubbthreads/ubbthreads.php/forums/6/1/Teleskop_Optik
das französische Forum: http://www.astrosurf.com/ubb/Forum2/HTML/039889.html
29.04.2014 Zwischenzeitlich wurde dieses Monster von Thread auf ganze 7 Textseiten zusammengestrichen und vorsichtshalber geschlossen.
So funktioniert das in der Szene.
micromamelonnage
Auf dem schwarzen Meinungs-Forum tobt seit Montag 11/18/13 nachmittags um 04:59 PM ein Thread unter dem Titel:
[B]24" Spiegel - welcher Hersteller ist zuverlässig? Über 18 ätzende Seiten lang erfährt man lediglich die "in Stein gemeißelten"
Ansichten der bekannten Selbstdarsteller, die zu meiner Verblüffung sehr aufmerksam meine Berichte und Ergebnisse
hier auf unserem Forum lesen und verfolgen. Da unser Forum aus guten Gründen für jene User dort gesperrt ist, leben
wir in jener friedlichen Koexistenz, die auch in der großen Politik für Ruhe sorgt.
Ab Seite 19 kommt Gottseidank der von mir hochgeschätzte David Verneth durch die freundliche Übersetzung von
Rolf Arcan zu Wort, und diese Beiträge sind es Wert, in jedem Fall festgehalten zu werden , zumal es sich A.de erlaubt,
"temporär" immer wieder mal offline zu schalten - vielleicht schämen sich ja einige aus der Truppe . . .
Zitate von David Vernet, übersetzt von Rolf Arcan:
===============================================================================
[/B]01.(Seite19) Es ist falsch zu sagen, es gäbe einen Zusammenhang zwischen dem Erreichen einer guten Parabel und der Mikrorauheit. Es ist möglich einen sehr glatten Spiegel mit 3
lamda und einen mit lamda 10 und einer katastrophalen Fläche zu schleifen. Das Entstehen von Mikrorauheit hängt mit der Poliertechnik, der Qualität des Pechs, des Schleiftempos
und der sonstigen Polierstoffe ab.
02.(Seite19) Es ist ein Fehler, in den Strehlabfall die Mikrorauheit zu integrieren. Es handelt sich hier um einen anderen Fehlertyp als die Formfehler deren solider Diffusionswinkel
vollkommen anders ist.
Die Auswirkungen auf das Bild sind völlig anders ; bei Planeten wie Jupiter bedeutet ein Strehlabfall wegen eines Formfehlers einen Kontrastabfall und Resolutionsverlust, aber ein
Verlust um 1 % wird schwer zu erkennen sein.
Dahingegen produziert eine einprozentige Lichtdiffusion wegen Mikrorauheit einen Schleier auf Jupiter ,der den Kontrast der verschiedenen Details erheblich mindert.
Diffusion ausgehend von der Mikrorauheit ist nicht auf die Größe der Diffraktionsscheibe begrenzt, sie geht weit darüber hinaus.
Kurz : Einen 1-prozentigen Strehlabfall wegen der Parabel erkennt man kaum, dahingegen sieht man eine 1-prozenige Energiediffusion problemlos.
03.(Seite 19) Es geht noch leichter : Rolf, frag mal Deine Landsleute, für die der Strehl so wichtig ist, Folgendes :
Wie erfasst der Strehl den Effekt eines Feuchtigkeitsschleiers auf einem Spiegel, und berücksicht dieser Strehl die Realität, im Okular (den Halo um jeden Stern, dessen Größe
erheblich größer ist als das Diffraktionsscheibchen). Dieses Beispiel soll illustrieren, dass der Strehl nicht alles erfasst. Es ist das gleiche mit den superpoli.
04.(Seite21) Häufig gibt es eine Konfusion zwischen den verschiedenen räumlichen Niveaus der Mikrorauhigkeit ; der Phasenkontrasttest von Lyot beschäftigt sich mit derSiehe auch:
milimetrischen Mikrorauhigkeit, die uns interessiert. Unter Anwendung der richtigen Formeln und eines fotometrischen Keils ( gruebel ist es möglich, Werte bis zu einem Angström zu
erlangen.
Siehe beiliegenden Link. astrosurf.com/tests/articles/defauts/defauts.htm
In der Praxis ist es recht schwer, Werte zu erzielen, man begnügt sich mit einer qualitativen und vergleichenden Kontrolle.
Solche Ergebnisse können durchaus mit dem traditionnellen Polieren erzielt werden, allerdings nichts mit dem Mittel Rouge. Zu Zeiten des Lyot (der in den 50er Jahren den
Koronographen baute) existierte das Ion-Verfahren noch nicht ; dennoch haben sie Werte mit Residualdiffusion von 1*10-6 erzielt ; das war auch nötig, um die niedere Sonnenkorona
vom Pic du Midi aus im Koronographen zu beobachten.
Serge Koutchmy, ein Astrophysiker und Sonnenspezialist im IAP hat ebenfalls Residualwerte in einer Größenordnung von 1*10-6 mit seiner künstlichen Sonne auf mit der Hand und
traditionnel polierten Spiegeln im Atelier der SAF (zu Zeiten des Gauthier Phillipon, der viel mit Koutchmy arbeitete) erarbeitet. Um 1*10-6 Residualdiffusion zu erreichen, bedarf es nach
der Formel von Maréchal einer Rauhigkeit um 1 Angström. Das funktioniert recht gut mit den Messungen, die der Phasenkontrastest von Lyot gibt.
Dahingegen wird in der Profibranche die mikrometrische Mikrorauheit mithilfe von Mikroskopen gemessen. Das sind ganz andere räumliche Frequenzen und im allgemeinen ist es für
Laseranwendungen wie im Projekt Virgo. Offenbar spricht Tommy davon. Das ist nicht das gleiche.
Ich hatte mit Optiken zu tun, die in solchen mikrometrischen räumlichen Frequenzen gemessen wurden, es wurden Werte unterhalb von 5 Angström im Interferenzmikroskop gemessen
; ungefähr waren wir etwas unterhalb der Sensibilität.
Allerdings war es am blanken Spiegel ; der belegte Spiegel läßt den Wert auf um die 2 nm steigen, wenn der Belag nicht vom Ionstrahl kompaktiert wurde während der Evaporation.
Die Hochtechnologie des Keck hängt nicht mit der Rauheit der Spiegel zusammen, und die 2 nm Rauhheit (vermutlich mikrometrisch) ist kohärent mit einem klassischen Belag.
Sehr glatte Spiegel haben ihren Preis, unvorstellbar hoch für ein Teleskop mit 10 m. Je größer, desto schwieriger zu erreichen.
rohr.aiax.de/4-MeasurementOfSurfaceQuality[1].pdf
astro-foren.de/showthread.php?…rgleich&p=34596#post34596
05.(Seite22) Es gibt keine universelle Definition von "superpoli"; es ist ganz einfach eine Bezeichnung, die eine erheblich bessere Fläche als die gewöhnlich übliche bedeutet. In der
Praxis gibt es soviele "superpolis" wie es Firmen gibt, die sie anbieten. Außerdem verwenden manche diesen Begriff für eine einzige Klasse von Fehlern, wie z.B. die mikrometrische
Mikrorauheit ohne andere räumliche Frequenzen in der Rauheit zu berücksichtigen. Ich selbst mag die Definition von Serge Koutchmy, nachdem eine "superpoli"-Optik eine
Residualdiffusion von ungefähr
1*10-6 bedeutet. Das sind die einzigen Optiken, mit denen man die untere Sonnenkorona (im geeigneten Hochgebirge) außer den Sonnenfinsternissen beobachten kann.Nicht zu
verwechseln mit den Protuberanzen, die sich jeder überall ansehen kann. Die untere Sonnenkorona ist 1Million mal schwächer als die Sonne und ohne eine "superpoli"-Optik ist das
unmöglich. Dazu braucht man Pech und Opaline und eine sanfte und extrem regelmäßige Poliermethode.
Wichtig ist die Kontrolle mit dem Phasenkontrast mit der Originaltechnik von Lyot, die im Texereau steht und nicht, wie Rohr, der einen viel zu dünnen
Dephasantspalt 1/10eme (oder dingsbums, finde jetzt das richtige Wort nicht, verflucht ;;;)verwendet anstatt einen 4bis5Zehntel.
Rohr macht mit seiner Methode viel zu grobe Fehler sichtbar wie die mamellonage und Zonen (was nicht der Sinn der Aufgabe ist) und verliert so die Sensibilität der milimetrischen
Micromammelanage (Mikrorauheit).
Diese Kontrolle findet natürlich regelmäßig statt.
Dazu müsst Ihr hier klicken: astrosurf.com/ubb/Forum2/HTML/039889-2.html
Sehr gute Optik mit Fehlern im Glas.
Aus reiner Neugierde: Wer außer Rohr benutzt in Deutschland regelmäßig den Phasenkontrasttest?
Von den sog. Testern dürfte ich der Einzige sein, der in seinem differenzierten Testprogramm so etwas anbietet, schon deswegen, weil
Kurt die Untersuchung der Flächen-Rauhheit als marginal ablehnt ohne meinen Anwendungsbereich genauer zu kennen. Ein Dialog ist so
kaum möglich. Anders als bei Verneth geht es bei mir weniger nur um den Bereich von Newton-Spiegeln, um die unterschiedlichen
Ergebnisse, wenn man die Filterbreite variiert, sondern um die Unterscheidbarkeit von SC-Systemen, von Maksutovs, von reinen Linsen-
Systemen hinsichtlich der Gesamt-Flächen-Rauhheit. Es geht bei mir nicht nur um die Einzelfläche eines Spiegels sondern auch um das
Summenbild eines opt. Systems hinsichtlich der Störungen aus Schlieren, Retouchen, Verunreinigungen etc. Mit meinen Bildern lassen
sich Rückschlüsse zu Polier-und Retouchier-Stil von Herstellern oder Schlieren bei Schmidtplatten oder im Glas von Linsen aufspüren.
Ein Methoden-Streit würde sich auch wieder nur in der reinen Theorie verlieren und beschreibt meine Art der Anwendung nicht.
Siehe auch:
rohr.aiax.de/micromamelonnage_01.jpg
astrotreff.de/topic.asp?ARCHIV…OPIC_ID=11979&whichpage=2
Nomarksi Mikroskop: rohr.aiax.de/4-MeasurementOfSurfaceQuality[1].pdf.pdf"]
06.(Seite22) Für fraxinus.Mit dem Limit besage ich nur, dass 1% weniger Strehl am Planeten nichts bedeutet, und 1 % Lichtdiffusion (der Gesamtlichtmenge des Planeten) eine
sichtbare Verminderung der kontrastschwachen Details bedeutet.
Was man sich merken muss, ist, dass der Strehl nicht beschreibt, wie sich die Diffraktionsscheibe in Anwesenheit einer viel helleren Lichtquelle verhält, die daneben ist. (diese
Übersetzung ist vielleicht nicht klar, weil mir das Französische selbst nicht klar erscheint, hab aber jetzt keinen Bock, nachzufragen ...).
Man untersucht nicht einfach eine isolierte Diffraktionsscheibe ohne etwas um sie herum das sie stört.
Um es grob zu vereinfachen:
Eine eine Million mal stärkere Lichtquelle neben einer Diffraktionsscheibe mit einem Spiegel, der 1*10-3 mal diffusiert verschluckt die Diffraktionsscheibe in einem Halo, der 1000 mal
stärker als sie selbst ist, d.h. sie verschwindet. Der Strehl geht von 1 auf O. Das ist heute das Problem bei der Auffindung der Exoplaneten, die ja so unendlich weniger leuchten als ihre
Sonnen.
astrosurf.com/ubb/Forum2/HTML/018573.html
Anbei ein Link, der das exemplarisch bei Siriui illustriert.
Maintenant prenons le cas d’un miroir avec du micromamelonnage. L’angle de diffusion, en fait une sorte de grosse tache d’Airy parasite, est donné par la formule 1.22Lambda/D, D
étant dans ce cas là, la taille moyenne des défauts. Si on prend des défauts de l’ordre du mm, ca donne un angle de diffusion autour de 2’ d’arc.
On reste sur les 1% de l’énergie perdue pour le pic central, qui là, ne vas plus se répartir sur les anneaux de la tache d’Airy, mais sur cet angle de diffusion de 2’ d’arc.
Pour Sirius A, cette perte de 1% de l’énergie du Pic central vers un halo diffusant de 2’ d’arc n’a pas d’incidence pour son observation, on la verras aussi bien.
Par contre pour Sirius B, le micromamelonnage lui fera perdre toujours 1% d’énergie sur le pic central de la tache d’Airy, ce qui n’as toujours pas d’incidence, par contre changement
fondamental par rapport au 1er cas, Sirius B etant à 10’’ de Sirius A, il se retrouve alors dans le halo lumineux de Sirius A qui fait 2’ de diamètre. Mais les 1% d’énergie lumineuse
perdu de Sirius A sont loin d’être négligeable en regard de la différence de luminosité de Sirius B avec l’étoile principale (10000 fois plus lumineuse que son compagnon). Ce halo
parasite, sans importance pour Sirius A devient alors déterminant sur la visibilité de Sirius B, qui sera ou non vue notamment en fonction de la gène de ce halo. On voit donc bien que
pour 2 types de défauts qui abaissent le Strehl de 1% les effets sur l’image sont radicalement différent, négligeable pour le premier cas et déterminante pour le 2ème cas si l’on
s’intéresse à l’observation de Sirius B.
Ob ich fürs VLT gearbeitet habe: lise.oca.eu/spip.php?rubrique59
Ja, für das Lesia in Meudon brauchten die 3 Spiegel für das Projekt Sphère (Stellarer Koronogrph (Interférometrie). Mehr über meine Arbeit im Link.
07. Rolf zu Feinheiten der Übersetzung:
(Seite22) Hallo Kai,
Deine Frage mit der praktischen Umsetzbarkeit (ob es sich denn nun wirklich lohnt für uns Amateure), ist doch die zentrale Frage hier im thread, die auch mich interessiert (ich habe zwar meine Meinung schon genannt, wenn auch nicht wissenschaftlich untermauert ...) und der Vernet hat das ja auch schon gesagt, das ist ok. Es wäre schön, wenn es gelingen würde, dass er etwas darüber sagt, in welcher Größenordnung er denn diese Glätte für das mehr verantwortlich macht, ob er sich da festlegt. Er wird vielleicht auch noch konkrete Beispiele liefern.
Ansonsten keine Angst, der anwortet grundsätzlich auf alle Fragen, egal wie oft sie ihm gestellt werden und das in z.T. unglaublich langen threads - wie bei Euch in Deutschland halt auch. Hier geht's auch polemisch zu und wenn ich das jetzt seit ungefähr zwanzig Jahren richtig verfolge, muss ich feststellen, dass er wirklich eine Autorität ist, der sein Fach kennt. Der Alois ist wohl auch so einer und Ihr seid ja auch nicht ohne. Wenn Du einen Gesprächspartner suchst für Deinen unglaublich gewagten Riesenspiegel, da hast Du einen Gesprächspartner und Käseliebhaber (den konnte ich mir einfach nicht verkneifen ...) gefunden.
Angenehm ist seine klar formulierte Sprache, die keinen Platz für Gelabere lässt und verständlich ist - auch für Laien (zumindest hier im Forum, wo er sich auf das entsprechende Niveau einlässt, ohne dass ich keine Chance zur Übersetzung hätte).
Etwas weiter oben übersetzt Du "Streulicht" mit "diffusion résiduelle". Diffusion ist in der Tat Streulicht, aber ich hätte das mit dem résiduell mit "Reststreulicht" übersetzt.
Auch "Auflösung" mit "échelles spatiales". Auflösung ist eigentlich "résolution" und échelles spatiales "räumliches Niveau" ("Niveau" oder "Ebene" oder "Maßstab" ist auch nicht übel, oder etwas geeigneteres je nach Kontext, was mir jetzt gerade nicht so einfällt).
Was die Übersetzung betrifft, so mach ich das hier simultan ohne Wörterbuch aus dem Stegreif; wenns genauer und treffender sein sollte, dann würde mir das zu lange dauern mit dem ständigen Hin und her der Fachbegriffe, die in der Szene üblich sind und die ich z.T. überhaupt nicht kenne. Es ist ja nur ein Forum.
Freundlichst Rolf
08.(Seite23) Ich hatte zum besseren Verständnis einen Extremfall gewählt. Zahlreiche andere Beispiel beweisen, dass eine geringe Rauhigkeit den Unterschied ausmachen; Sirius,
Planeten, Phobos, Deimos um den Mars (Jean-Marc Lecleire hatte da mal ein vielsagendes Foto), und wie der Maire hier sagt, eine schwache Galaxie in der Nähe eines hellen
Sterns.
Naja, was soll ich sagen; wie schon in einer meiner letzten Antworten erwähnt, und falls das Thema ernsthaft interessiert, man sollte es einfach mal probieren - und dann wird man ja
sehen, ob ein Unterschied da ist ... ;Smiley
ein weiterer Beitrag von Vernet
"In unserem Fall wird mit dem Lyot-Test die gesamte Fläche vermessen.Hier noch eine weitere Erklärung, denn da scheint etwas konfus zu sein bei ihnen.
Hier bei uns unterscheidet man zwei Familien von micromamelonnage :
Die millimetrische micromamelonnage (Raumfrequenz, oder lineare Fehlergröße in mm-Größe).
Die mikrometrische micromamelonnage (Raumfrequenz in Mikrongröße).
Die Effekte dieser beiden Fehlerfamilien sind keineswegs die gleichen. Millimetrisch und mikrometrisch verwechseln ist schlimmer als Astigmatismus mit sphärischer Aberration zu verwechseln.
Man bekommt den Diffusionswinkel dieses Fehlertyps durch die Berechnung nach der Formel
1.22*lambda/D, wobei D nicht der Durchmesser des Spiegels sondern der Durchmesser der Fehler ist.
Das ergibt bei Fehlern von 1 mm und 560 nm Wellenlänge einen Diffusionswinkel von
2,20’ (grob 3 mal den Jupiterdurchmesser), und für die Fehler in 1 Mikron einen Diffusionswinkel von 34° .
Man sieht also beim millimetrischen die GESAMTHEIT der gestreuten Energie sehr nahe an der optischen Achse, während beim mikrometrischen sich das WESENTLICHE der gestreuten Energie AUSSERHALB des Teleskopfeldes verteilt. Also ist bei dieser Fehlerfamilie der Effekt auf die Achse quasi vernachlässigbar. Für unsere astronomischen Bedürfnisse mit einem Feld von höchstens einigen zehn Bogenminuten ist das eine Fehlerklasse, die nicht sehr interessant ist.
Man muss auch verstehen, dass diese beiden Fehlertypen nicht den gleichen Ursprung beim Polieren haben.
Um es zu vereinfachen : Das millimetrische kommt kommt von der Feinstruktur des Pechcarres, das auch millimetrisch ist, und das mikrometrische kommt von der Größe der Körnung des Poliermittels, so etwa um das Mikron. Um diese Fehlerstruktur (die mikrometrische) zu reduzieren, werden im Handel « Superpolierprodukte » verkauft, deren Körnung ultrafein ist, einige nm Durchmessser wie silice colloïdalle (Übersetzungsproblem, googeltrad gibt hier « colloïdalle Kieselsäure »), was im allgemeinen mit Teflonwerkzeug benutzt wird, aber in unserem Fall für astronomische Zwecke, braucht man sich nicht zu sehr darum zu kümmern.
Zum Kontrollieren, soweit ich es weiß, ist die EINZIGE Testmethode der Phasenkontrast von Lyot geeignet, die millimetrische micromamelonnage zu sehen UND zu messen mit einer Sensibilität unterhalb von 0,1 nm. Dieser Test ist also für mich UNABDINGBAR wenn man darum bemüht ist, sich um diese Klasse von Fehlern beim Polieren zu kümmern.
Die am meist auflösende Interferometrie könnte Raumfehlerfrequenzen in Millimetergröße und auch darunter sehen, aber mit einer Sensibilität maximal von 4 bis 5 nm, was nicht erlaubt, die micromaleonnage in den meisten Fällen zu messen.
Wenn es jetzt eine alternative Methode zum Lyot-Test gibt mit der gleichen Sensibilität, also besser als 0,1 nm, dann bin ich der Erste, der sich dafür interessiert !
Was die mikrometrische micromaleonnage betrifft ; das wird mit Mikroskopen vom Typ Nomarski gemessen, aber noch einmal : das bringt keinerlei Information über die millimetrische micromamelonnage, die uns interessiert, denn das Mikroskopfeld ist zu klein um es zu sehen."
Damit es hier weiterhin friedlich bleibt, schließe ich diesen Beitrag vorsichtshalber -
Durch die 41 Seiten des oberen Threads habe ich mich durchgebissen. Wer wissen will, wie die kleine Schar
der alles dominierenden User so tickt, der sollte das lesen, dann aber nur aus psycholgischen Gründen:
Mit Astronomie, Optik oder Meßtechnik haben die meisten Beiträge nichts zu tun. Es ist nur verwunderlich,
wie eng die Welt ist, in der manche Zeitgenossen leben.
Es ist geschenkt, wenn speziell zwei dortige User in meine Richtung holzen. Der eine, der mir einen Spiegel-
Astigmatismus zur Last legt, der vermutlich von seinem ungeprüften Fangspiegel stammt. Der andere, dessen
private Emails jedes Mal irgend eine Unverschämtheit oder Forderung enthalten.
Der Lyot- bzw. Rauhheits-Test ist für mich ein Werkzeug, das noch deutlicher die Struktur einer
Wellenfront zeigt, als es der Foucault-Test kann. Über eine große Zahl von Lyot-Test-Bilder kann
man deshalb zu bestimmten Systemen weitergehende Aussagen treffen, ohne gleich in die Tiefe
der physikalischen Grundlagen einsteigen zu müssen. Das unterscheidet mich von den Theoretikern.
Weiterführende Literatur/Berichte aus den letzten 10 Jahren:
[B]Spiegel-Rauhheit im Vergleich - Übersicht von Newton-Spiegelnastro-foren.de/showthread.php?p=34596#post34596
@ Vergleich von SC-Systemen über Foucault- und Lyot-Test
Rauheit, Foucault, Lyot, Streulicht - Diskussion mit Dr. Weischer
Rauheit nützliche Links: opticsArizona, A_link, B_link, C_link, D_link, E_link,
.pdf"]Measurement of Surface Quality 1. Lyot Test 2. FECO 3. Nomarski Interferometer 4. Phase-Shifting Interference Microscope
Lyot-Test (Texereau, Malacara) Quellen
Jean Texereau, Contrast.zipAvril 1950 Méthode de Lyot [ Les Prinzipaux défauts...]
Lyot Test with a thin soot filter line -
astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=159361
Zum Beitrag von Alois:
Die Grundfrage bleibt weiterhin, wie die Erfahrung der visuellen Beobachter schlüssig bewiesen werden kann,
daß ein glatter Spiegel eine sehr viel kontrast-reichere Abbildung abliefert. Hier steht die Praxis-Erfahrung
vieler Beobachter gegen jeden theoretischen Diskussions- und Bewertungs-Versuch, wie er erneut aufbrandet.
Die Untersuchungen von Alois verfolge ich seit 10 Jahren. Was er im oberen Link veröffentlicht, ist eine Zusammen-
fassung seiner Arbeit über die letzten 10 Jahre. Seine Aussagen beziehen sich prinzipiell auf die Situation einer einzigen
Fläche, wobei er zur Dimension unserer Lyot-Testbilder keine Aussage macht. Prinzipiell mischt sich die "Rauhheits"-
Struktur in Dimensionen von cm^2 bis mm^2 und hebt schwache, im Foucault-Test erkennbare Zonen und Strukturen
überdimensioniert hervor. siehe den Vergleich:
http://www.astro-foren.de/showthread.php?8977-Übersicht-zu-Schmidt-Cassegrain-Systemen&p=34376#post34376
Bei den sachbezogenen Beiträgen auf A.de geht es immer um Einzelflächen, wie z.B. bei einem Newton-Spiegel.
Bei SC-Systemen hat man es aber mit einem Summenbild von z.B. 4 Einzelflächen zu tun, bei denen die Schmidtplatte
und der Sekundärspiegel am auffälligsten sind. Die Schmidtplatte, deren unbearbeitete Seite oft die Fließstruktur des
verwendeten Floatglases zeigt, und der Sekundär-Spiegel, dessen Retouche man ebenfalls überdimensioniert sehen
kann. Der Hauptspiegel ist am wenigsten auffällig.
Noch kritischer wird es, wenn z.B. bei einem Achromaten der Farblängsfehler ins Spiel kommt, wenn Grün-Gelb einen
anderen Fokus hat, als Blau-Rot.
Und dann gibt es noch den Farbquerfehler bei fehlerhaften APO's, der ist hinsichtlich des Farblängsfehlers relativ
farbrein, hat aber ein seitliches Spektrum, was wiederum den Rauhheits-Begriff stört oder beeinflusst.
Zur Lösung der Grundfrage hat die gesamte Diskussion bisher wenig bis gar nichts beigetragen - deshalb auch der
hitzige Glaubensstreit!
Ein Beitrag, der meine Zustimmung erhalten würde: Dazu hatte ich hier einen Bericht geschrieben, und das erklärt einiges.
(Manche mögens nur, wenn hohe Qualität "nieder"-geschrieben wird.)
Her -
aus dem Beitrag von Alois Ortner auf Astro-Treff: astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=159361
Offenbar hat Swiss-Optik bereits 1995 die Frage der Flächen-Qualität sehr intensiv untersucht. Optiken für die Fotolithografie
Die Miniaturisierung bei der Reproduktion von Schaltplänen erzwingt offenbar immer glattere Flächen bei den Objektiven. Daraus kann
man leicht ableiten, daß auch bei der visuellen Astronomie die Glätte der Fläche bei Newton-Spiegeln ein wichtiges Qualitäts-Kriterium
sein muß. Und dass demzufolge "micromamelonnage" bzw. Flächenrauhheit ein ernst zu nehmendes Thema ist - wenn man denn
sachliche Beiträge abzuliefern in der Lage ist.
Ein Auszug aus Wikipedia: de.wikipedia.org/wiki/Fotolithografie_(Halbleitertechnik)
>http://de.wikipedia.org/wiki/Fotolithografie_(Halbleitertechnik)< Das wäre der Link, falls es nicht funktioniert.
H -
astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=159361
Es wäre ein Wunder, wenn sich die "Experten" auf beiden, schwarz bzw. blauen, Foren auf eine
sachliche und zielgerichtete Diskussion "herniederlassen" würden. Das ist offenbar zuviel
verlangt.
Stattdessen ist, nach 11 Seiten "hochprozentigen" Beiträgen das Thema ebenfalls geschlossen.
Wen wundert's !
und hier die Trauer-Arbeit: astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=159690Her -
Bin gerade dabei, das französische Astronomie-Board zu durchforsten:
* _________ _____________ astrosurf.com/ubb/Forum2/HTML/039889-19.html
_________ ________________David Vernet Verfasst am 19-12-2013 18.49
Link auf Texerau: _________ astrosurf.com/tests/articles/defauts/defauts.htm
Die tatsächlichen Hauptmängel der von verschiedenen Polierverfahren erzeugten optischen Oberflächen
von Jean TEXEREAU
[Dieser Artikel erschien ursprünglich im Newsletter Himmels und der Erde , der
belgischen Gesellschaft für Astronomie, Meteorologie und Physik der Globe, Brüssel,
LXVI ten Jahr, Nr. 3-4, März-April 1950]
1 - Einleitung
2 - Klassifizierung Zusammenfassung Unfälle einer Wellenfront[INDENT]A - Mängel Abrieb
B - Formfehler[/INDENT]
3 - Oberflächen studierte
4 - Prozess Rezension für Unfallabnutzung
5 - Prozesskontrolle für Unfälle großen und mittleren Amplitude
6 - Prozesskontrolle für kleine Unfälle Formular
7 - Polieren von HCF und rot . Mirror # 1 - IA Board
8 - Polier Papier und rot. Mirror # 4 - Platten IB
9 - Polier gewachst Teilung und rot. Mirror # 2, Stand 6 - Plate IC
10 - Polier die Tonhöhe und Rosa. Mirror # 2, Zustand 1 - Plate II D
11 - Lokale Retusche mit Gummi ausgekleidet Seidentaft und rot. Mirror # 2, Zustand 3 - Plate II E
12 - Lokale Retusche mit dem Finger (Daumen) und rot. Mirror # 2, Zustand 5 - Plate II F
13 - Polier die Tonhöhe und rot. Mirror # 3 - Plate II G
14 - Die Wahl eines Technischen Arbeits
Bibliographie
AstroRudi hatte dankenswerterweise eine Übersetzung abgeliefert, die Rolf nochmals überarbeitet hat.
A - Abriebmängel
1. Einleitung
2. Differenzierte Zusammenfassungen der Wellenfront-Fehler
A - Fehler im Schleifprozess
B - Fehler der Form, siehe Zernike Koeffitienten
3. Untersuchte Flächen
4. Untersuchungsverfahren für Abriebunfälle
5. Kontrollprozess für Unfälle größerer und mittlerer Amplituden
6. Kontrollprozess für kleinere Unfälle.
7. Politur mit HCF und rouge. Spiegel Nr. 1 – Bildreihe I A
8. Politur mit Rauhpapier und rouge. Spiegel Nr. 4 – Bildreihe I B
9. Politur mit Wachspech und rouge. Spiegel Nr. 2 Zustand 6 –Bildreihe I C
10. Politur mit Pech und rosa. Spiegel Nr. 2, Zustand 1 – Bildreihe II D
11. ok nur am Ende anstatt « Plate » halt Bildreihe
12. ok und am Ende wieder Bildreihe anstatt Plate
13. Politur mit Pech und rouge. Spiegel Nr. 3 – Bildreihe II G
14. Wahl einer Arbeitstechnik -
<center>[TABLE='width: 600']
<tbody>[TR]
[TD]
astrosurf.com/tests/articles/defauts/defauts.htm
Google Translate - so gut es geht<center>[SIZE=+3]Die tatsächlichen Hauptmängel der von verschiedenen Polierverfahren erzeugten optischen Oberflächen[/SIZE]
[SIZE=+1]von[/SIZE]
[SIZE=+1]Jean TEXEREAU[/SIZE] [Dieser Artikel erschien ursprünglich im Newsletter Himmels und der Erde , der belgischen Gesellschaft für Astronomie, Meteorologie und Physik der Globe, Brüssel, LXVI ten Jahr, Nr. 3-4, März-April 1950]
</center>
1 - Einleitung
2 - Klassifizierung Zusammenfassung Unfälle einer Wellenfront[INDENT]A - Mängel Abrieb
B - Formfehler[/INDENT]
3 - Oberflächen studierte
4 - Prozess Rezension für Unfallabnutzung
5 - Prozesskontrolle für Unfälle großen und mittleren Amplitude
6 - Prozesskontrolle für kleine Unfälle Formular
7 - Polieren von HCF und rot . Mirror # 1 - IA Board
8 - Polier Papier und rot. Mirror # 4 - Platten IB
9 - Polier gewachst Teilung und rot. Mirror # 2, Stand 6 - Plate IC
10 - Polier die Tonhöhe und Rosa. Mirror # 2, Zustand 1 - Plate II D
11 - Lokale Retusche mit Gummi ausgekleidet Seidentaft und rot. Mirror # 2, Zustand 3 - Plate II E
12 - Lokale Retusche mit dem Finger (Daumen) und rot. Mirror # 2, Zustand 5 - Plate II F
13 - Polier die Tonhöhe und rot. Mirror # 3 - Plate II G
14 - Die Wahl eines Technischen Arbeits
Bibliographie
1 - Charakterisierung einer einzigen Zahl, die Qualität der Linse, so dass es eine Punktzahl irgendwie, ist eine bequeme Vereinfachung, die Erbringung von Dienstleistungen, aber immer noch in vielen Fällen unzureichend. Diskussionen, verschiedene Interpretationen, die Kritik war das Thema des berühmten Kriterium Hartmann ist bekannt [1] [2] , die angeblich um die Schwere der Queraberrationen zusammenfassen wird.
Weil es auf eine physikalische Eigenschaft und nicht eine einfache mathematische Behandlung auf der Grundlage mehr oder weniger gewunden, der berühmte Rechts Viertel der Wellenlänge der Lord Rayleigh [3] hat viele Dienste gemacht, kann wie folgt formuliert werden:
Eine Linse, die einen guten neuen Welle wird vollständig zwischen zwei konzentrischen Kugeln, deren Radien sich um mehr als eine Viertelwellenlänge enthalten.
Ohne zu versuchen, verringern die erhöhte Praxis dieser Regel genügt in vielen Fällen ist es notwendig, gegen die weit verbreitete Fehlinterpretationen, die in diesem Quartal welligen Grenze des Kriteriums der unübertroffene Qualität in einem solchen Ausmaß sehen wollen bewachen oft wird als kindisch Bemühungen, die Optiker zu erhöhen und mir wurde gesagt, "es das Ziel übertroffen", manchmal Optiker behaupten, dass der zweiten Annäherung
/ 2, wenn es nicht eine Vollwellenlänge, kann genügen!
In der Tat, eine optische Oberfläche (und damit die Schwellen Welle) von einem realen Objekt ist eine äußerst komplexe physikalische, kann es keine Frage, die Auswirkungen von Unfällen auf dem Bild vollständig vorhersagen zu können, mit Hilfe von ein einzelner Parameter.
Bevor Sie versuchen, eine etwas genauere Analyse, erinnern einige Ergebnisse erhalten werden, können unsere Begeisterung für die Ziele zu mildern/ 4:
Zum einen vergessen Sie nicht ein entscheidender Faktor, der nicht mehr die Domäne der Optiker, aber oft ruinieren seine Arbeit: die atmosphärische Turbulenzen. Nach Prospektion auf die Qualität der Bilder in verschiedenen Orten, A. Danjon [4] einen wichtigen Punkt, müssen wir die Fehler der Linse hinzuzufügen, atmosphärische Störungen, die das einfallende Welle zu verändern (und wenn es auch Schwellen thermischen Heterogenitäten im Luftschlauch Instrument). Natürlich die Summe der Viertelwellen viel häufiger überschreitet, wenn nicht ständig, wenn das Ziel bereits Nachbarn besitzen Mängel, zu begrenzen, ist empfindlicher auf Atmosphären Agitation, wie ein Ziel, das n ' ist offensichtlich von Vorteil, wenn die Turbulenz untersucht.
Die kleinste wahrnehmbare Veränderung der Brennbeugungsbild eines Sterns, die als Grundlage für die Rayleigh serviert, bei der Formulierung seiner Herrschaft ist nicht die empfindlichste Test, um Fehler auf einer Zielbilder zu erkennen, Asymmetrie leicht extrafokalen Stränden ist bereits eine Lücke von tautochronisme sichtbar/ 10.
Leider nicht in der Lage, ihre Gedanken sehr klar zu formulieren, Beobachter sprechen oft von Planeten niedrigen gut mit unterschiedlichen Zielen vergleichbare Kräfte gesehen, aber mit einem speziellen "Persönlichkeit" kontrastiert mehr oder weniger, bis zu dem Punkt, dass sie kommen, um das Ziel Mitarbeiter erkennen reine Prüfung des Bildes des Mars beispielsweise [5] . Eine Studie von Herrn Françon [6] zeigten, dass tatsächlich im Fall der unteren sichtbare Kontraste (
= 0,03) die Wirksamkeit eines Instruments korrigiert / 4 fällt auf 0,62, während mit Mängeln Rest höchstens / 16 bleibt gleich 0,92.
Die meisten zufrieden stellende Kriterium ist zweifellos die von A. Danjon und A. Couder [7] Kombinieren der Regel Lord Rayleigh mit der Notwendigkeit, zur gleichen Zeit kleiner als der Radius der Beugungsqueraberrationen haben.
Aber lange A. Couder hatte die Gelegenheit, zu beobachten und zu berichten [8] in der Oberfläche des Wellen spezifische Defekte, die oft sehr wenig hoch, aber kann schwerwiegende wegen ihrer Neigung oder Periodizität und 1944 er viele zusammengefasst werden fruchtbare Ideen in einer Notiz [9] direkte Inspiration dieser Arbeit.
Seine Seite 1935, F. Zernike [10] gab eine Erklärung der Methode, mit Phasenkontrast er in der Beschreibung entdeckt hatte, genau das, was "Phasengitter" was für eine Welle, die durch kleine periodische Wellenoberfläche gestört.
Die Studie des gebeugten Lichts sehr weit von der zentralen Bild würde jüngerer B. führen Lyot [11] zu einer anderen Form eines Phasenkontrast-Methode, die eine ganze Klasse von Unfällen bisher kaum verstanden offenbart und verdient, wie wir glauben, eine gewisse Aufmerksamkeit finden.
2 - Klassifizierung Zusammenfassung Unfälle einer Oberflächenwelle
Wir sind nicht hier diskutieren, die Mängel durch Brechung hervorgerufen, sondern nur die optische Flächen selbst.
Anruf war ( Fig. 1. die Höhe eines Defekts, der die Differenz der tautochronisme ist), b die Breite der geneigten Wellenelement, p = a / b der entsprechenden Steigung.
[TABLE='width: 100%']
<tbody>[TR]
[TD]
<center>
</center>[/TD]
[/TR]
[TR]
[TD]
<center>Abb. 1. - Die Hauptmissbildungen.</center>[/TD]
[/TR]
</tbody>[/TABLE]
Wir können mit diesen 3 Parametern etablieren eine ausreichende Klassifizierung von realen Unfällen, und das ist noch wichtiger, den Optiker für den Benutzer, weil wir sehen, dass jede Art von Defekt in der Regel ein anderer Herkunft in der technischen Arbeit verwendet wird, die Bedingungen für ihre effiziente Entfernung sind nicht immer kompatibel, und Sie haben je nach Zweck wir bestimmt zu wählen.
Unmittelbar unterscheiden zwei sehr unterschiedliche und scharf definierten Klassen (1)
A. Abriebfehler. - a und b sind im allgemeinen klein und von der gleichen Größenordnung, also die Steigung p ist beträchtlich und in der Grßenordnung von 1.
B. Fehlbildungen. - a ist (im Fall des veredelten Oberflächen) einer Viertelwellenlänge höchstens begrenzt, sondern kann auf 1/10000 der Wellenlänge fallen sehr verbleibende nachweisbar, b können ebenfalls in weiten Grenzen schwanken Da der Radius der Spiegel bis zu 1/10 mm. Die Steigung seiner Mängel ist immer noch sehr gering ist, im Falle einer guten Oberfläche in der Größenordnung von 10 -6 bis 10 -5 oder weniger.
Wir können verschlüsseln quantitativ Licht in allen Fällen auf den mehr oder weniger vereinfachenden Annahmen angemessen verstreut, werden wir einfach die Gesamtwirkung für die Hauptkategorien zu nennen, vorausgesetzt, dass eine direkte Untersuchung der Verteilung von Energie außeraxialen immer ratsam, den Betrachter.
A - Mängel Abrieb
1) beißt "grau." - a und b sind in der Größenordnung von einem Mikrometer, ist Streulicht in einem großen Raumwinkel von zehn Grad gebeugt. Es hat auch Mikro Gruben, die nur mit einem leistungsfähigen und ultramikroskopische Beleuchtung, die sehr wenig Streulicht in alle Richtungen sichtbar sind.
. 2) Stripes - ein und b sind in der Größenordnung von einem Zehntel Millimeter, um eine Vorstellung von ihrer Schwere zu bekommen, müssen andere Parameter anzugeben, wenn ein Streifen ist gerade und lang genug ist, ist eine Wolke von orthogonalen beobachtbaren Beugungs mit einem ziemlich hellen Stern, aber wenn es gebogen wird der Effekt gestreut werden und oft unempfindlich.
. 3) Sleeks - a und b sind in der Größenordnung von einem Mikrometer, die Länge von einem Zentimeter, diese Nadelstreifen können im Fehlerfall gibt (einige auf allen Glas) und optische Effekt ist oft vernachlässigbar oder sehr zahlreich, die Wirkung ist vergleichbar mit der "grauen". Zu nennen sind auch Mikro-Sleeks unsichtbar mit gewöhnlichen Mitteln, die vielen auf einer polierten Oberfläche mit einem weichen Diät sein kann, aber der optische Effekt ist fast in allen Fällen vernachlässigbar.
B - Formfehler
. ° 1) Mängel hoher Amplitude - a können die Viertelwellen erreichen, b in der Größenordnung von mehreren Zentimetern, die Steigung von etwa 10 -6 oder weniger. Dies sind die schwersten klassischen Mängel, die durch ihre direkte Wirkung auf das zentrale Beugungsmuster oder in deren unmittelbarer Nähe. Wir müssen auch unterscheiden Zonenfehler Astigmatismus Defekte. Wir bestehen nicht darauf, einen Newsletter mit Steuer Analyse dieser Mängel mit jeder astronomischen Zweck gut ausgeführt.
2) Mängel durchschnittliche Amplitude. - ein in der Größenordnung von einigen Hundertstel und Welle b in der Größenordnung von einem Zentimeter.[INDENT]a) Lokale Unfälle. - Oberflächliche Venen Glas (die Steigung kann 10 überschreiten -5 mit guten Eis), Spur des lokalen Polier Regel vernachlässigbaren Effekt. b) durchaus ein paar mehr oder weniger regelmäßigen Unfälle Haupt mamelonnage -. Das Ergebnis können schwerwiegend sein im Extremfall (Maschinenarbeit ohne Aufsicht) Veränderung des Beugungsmusters deutlich sichtbar ist, gibt es Versetzungsringe Beugung von der Nr. 2 und 3 werden durch einen leichten Dunst ersetzt wird, wird eine besonders verheerende ähnliche Wirkung durch den Wirbel der Turbulenzen, die die einfallende Welle in sehr kleine schräge Elemente zerkleinern hergestellt. Globale Kontraste werden abgeschwächt und eingefügt Bild.
[/INDENT]
3) Mängel kleiner Amplitude Micromamelonnage. - ein in der Größenordnung von einem tausendstel Welle (wenige Angström) b in der Größenordnung von Millimetern, als Hauptmiss Steigung zwischen 10 -6 und 10 -5 .
Man sollte nicht diese Mängel zu prüfen, wie lokale Anomalien, sondern als ein Zustand der Oberfläche, es gibt Millionen auf ein Glas, so sollten wir nicht überrascht sein, dass auch wenn die Verteilung ist nicht sehr Linien eine merkliche Abschnitt des Spiegels weit von den In-Phase-Achse und erzeugen ein Beugungsmuster. Das gebeugte Licht, insbesondere bis zu 1 um die Achse kann in schweren Fällen erreicht ( hat etwa 30 Å, b etwa 1 mm) bis zu einigen Millizoll der Gesamtenergie 2-Achse. Es ist offensichtlich, wenn wir ein glänzendes Objekt lassen Sie das Feld, viel ernster, als viele Unfälle Abrieb Erfassung der Sonnenkorona mit einem Lyot Koronographen untergräbt.
Schließlich gehören Speicher möglich elementare Unfälle, die vielleicht durch Beweidung Inzidenz mit einem Elektronenmikroskop untersucht werden könnte, haben wir nicht die notwendige Ausrüstung für Informationen eingestuft werden oder sogar ihre Existenz anzuerkennen.
3 - Oberflächen untersucht
Während der Ferien von 1948 und 1949 untersuchten wir vier Schnitt und konkaven sphärischen Spiegel, fast identisch, 125 mm Durchmesser und 2000 mm Krümmungsradius.
Die Auswahl dieser Merkmale ist ein Kompromiss zwischen unserem Wunsch, mit genügend Sicherheit, Rentenpoliertypen zur Bearbeitung großer Teile der astronomischen Optik zu extrapolieren, und die vielen Komplikationen, die die Größe und das Studium der großen Spiegel hatte sich verhalten. Überdies die meisten Merkmale der Arbeit von Hand in einer festen Position durchgeführt wurden gemß einem Experiment auf der Grundlage der Durchführung von fünfzig optischen Teile 20 bis 60 cm im Durchmesser gewählt.
Es ist natürlich zu bevorzugen, die Oberflächenfehler mit Spiegeln statt Linsen zu untersuchen, ist nicht nur die Störung Welle viermal größer als durch Brechung (Vorteilsteilweise durch die Forderung ausgeglichen, nur ein Glas Reflexion verwenden ), aber meistens ist es sicherer, seine Zusammensetzung mit den anderen Oberflächendefekten und interne Heterogenität des Materials zu vermeiden.
Die Spiegel sind nummeriert 1-2-3-4. Nr. 1-2 und 4 St Gobain Glas 15 mm dick, die die Doppelbrechung ist 30-40 m nicht überschreiten
(Sonder Annealing), dem Netzwerk der internen Sohn ohne große Anomalie hat wenig oder keine berichten, mit sehr prominenten Venen sichtbar auf den Fotos ausgesetzt. Nr. 3 ist die erste Wahl von optischem Glas ist ein Borosilikat-Krone gewöhnlichen (B 1864 in Parra Mantois) 15 mm dick und speziell für diese Erfahrung handverlesen, Quench nicht überschreiten 10 m . Nr. 2 wurde 6 mal nachgearbeitet mit verschiedenen Techniken, für ausreichend verlängert, um sicherzustellen, der Reinheit des Ergebnisses jeweils Zeit.
Kann nicht denken, formulieren Regeln mit ausreichender Allgemeinheit Charakter in Bezug auf die Mängel der großen Amplitude abhängig hartnäckigen Faktoren, behielten wir nur die Methoden, die mit einem großen Werkzeugoberflächen zwanzig erreichen Zentimeter mit einer Annäherung zu verzerrt/ 10 zumindest. In der Tat, für diesen experimentellen Spiegel, vor allem für die Untersuchung von kleinen und mittleren Unfälle, die wir oft verlassen in der großen Nachbar Mängel Viertel-Wellenlängen, um Störungen zu vermeiden Regime, dass die Schärfe der Ergebnisse reduziert hätte Bei kleinen Unfällen. Kleine Unfälle Wirkung von Technik und Poliersystem ab, die Fälle betrachten wir sind sehr reproduzierbar. Wir haben versucht, für jedes Beispiel, um die bestmögliche Mitarbeiterplan zu definieren. Es ist nicht einfach zu beschreiben, auch mit schweren paraphrasiert die Worte gewidmet banalsten, die eine bestimmte Bedeutung haben, aber eine Reaktion, sehr komplex zu analysieren, ausgeübt Praktiker, die in Kontakt mit experimentellen Gegebenheiten wird vor allem ihnen, dass wir uns an. Der Kürze halber bezeichnen wir die Eisen Oxalat vom Optiker gewaschen und gesiebt gebrannt, wie die rote und Industrie Ceroxid für die Optik wie die Rose.
4 - Der Prozess der Prüfung auf Abrieb Unfälle
Eine achromatische Kondensator C ( Abb. 2 ) konzentrierte sich auf die Oberfläche untersucht M , die Bildaufnahme einer Glühlampe Niederspannung L 6 V 32 b (Autoscheinwerfer) in Schema 8 V Strom geschoben große Bildhelligkeit ist nur etwa 4 mm Seite.
[TABLE='width: 100%']
<tbody>[TR]
[TD]
<center>
</center>[/TD]
[/TR]
[TR]
[TD]
<center>Abb. 2: Gerät zur Prüfung und Zählung von Abrieb Unfälle.</center>[/TD]
[/TR]
</tbody>[/TABLE]
Ein Binokular B leuchtet Strand, sondern nur das Licht durch Zufall zwanzig Grad des regelmäßigen gebeugt Bild zu erhalten. Die numerische Apertur des Mikroskopobjektivs 0,03 und Augen eine endgültige Vergrßerung 36.
Als Hinweis ist diese Schaltung verwendet, um zu zählen etwa 80 Stichen pro Quadratmillimeter, nicht um einen Nebel Micropitting und microfilandres auf einer Fläche, wo ein geschultes Auge sehr kurzsichtig oder mit einem guten Objektiv bewaffnet sieht absolut nichts erwähnen selbst in einem dunklen Raum unter Verwendung der Nähe des reflektierten Bild einer Lampenwendel gewöhnlichen.
Um die Wirksamkeit der verschiedenen Verfahren des Polierens zu beurteilen, gibt es nachweisbare Stiche mit dieser Anordnung in vielen in den Glas Stränden verteilt. Natürlich ist die Qualität der Oberflächen Boden hat großen Einfluss, digitale Größenverteilung der Unfälle Abrieb ist eine Glockenkurve, die ganz mit Schmirgelpapier schlecht sortiert abgefackelt werden kann, fällt aber sehr schnell, wenn Schmirgel und Betreiber sind erstklassig, wir haben versucht, so genau wie möglich wiederzugeben das gleiche für vier Spiegel geglättet bearbeitetes Glas auf Glas mit feinem Schleifdekantiert, 60 Minuten, aber als Hinweis, war ein Rückspiegel auf einer Ebene mit einer ordentlichen Messing hoch raffinierten schwarzen geglättet (die entsprechende Kurve auf . Abb. 3 ist nicht ganz vergleichbar zu anderen) dieses Vorgehen regelt viele extreme Dimensionen von Frakturen, aber es ist sehr schwierig, Anwendung, eine Brille von über 25 cm im Durchmesser.
[TABLE='width: 100%']
<tbody>[TR]
[TD]
<center>
</center>[/TD]
[/TR]
[TR]
[TD]
<center>Abb. 3: Fortschritt von Polier über die Zeit.</center>[/TD]
[/TR]
</tbody>[/TABLE]
Das allgemeine Erscheinungsbild des Fortschritts Polieren einer Funktion der Zeit ist eine exponentielle ( Abb. 3 ), außer in der frühen Arbeit, weil es offensichtlich ist, dass die Zahl der Unfälle, die gezählt werden kann, ist endlich und knapp 4 auf mehr als 5.000 pro mm ² mit unserem Gerät, und am Ende, wo erhebliche Diskontinuitäten können von einem einzigen getrocknet schlecht verwaltet führen: es ist nicht unbedingt ein Schritt nach vorn in der Weiterbildung, um ein Glas mit weniger als ein paar Bissen pro Quadratmillimeter zu polieren. Wenn Unfälle werden von einem Mangel an abgestumpften (Schmirgel Veränderung zu schnell zum Beispiel) zu versuchen, Ebene abgeleitet werden, bekommen wir kaum, dass weitere Unfälle und sogar mit einem Polierprozess zu ineffizient ( Papier).
Man beachte, dass es nur drei oder vier Zählungen erfolgt zu Beginn des Polierens ein großes Stück zu erkennen, ob es gut poliert werden und wie lange mit einer konstanten Geschwindigkeit.
5 - Prozesskontrolle für Unfälle großen und mittleren Amplitude
Die Verfahren der Messerklinge L. Foucault und Phasenkontrast von F. Zernike (loc. cit.) Zusammen verwendet wurden, die durch das Verfahren von Zernike erhaltenen Ergebnisse sind hier nicht gegeben, obwohl es auch in dem Fall von kleinen Unfällen und Mittel nützlich, aber es wäre Platten färben , um Fotos auf unseren Autochrom zu reproduzieren, ist die Struktur auch ein bisschen rau.
Für die Interpretation der Foucaulgrammes müssen diejenigen, die die Methode Schatten üben mit Quellen bestehen aus einzelnen oder weniger schwach beleuchteten runde Löcher mit mehr Flamme Lampen oder Nieder Glanz warnen, reproduziert alle kleinen und mittleren Unfällen Bord I und II sind unsichtbar unter diesen Bedingungen nur Unfälle mit großer Amplitude mit niedrigem Kontrast Schatten erkannt, durch solche Vereinbarungen. Das hier verwendete Quelle eine Quecksilberdampfbogen-Hochdrucksäule, in dem das Licht projiziert und fokussiert auf einen Schlitz mit einem Linsensystem, eine Höhe von 4 mm und ihre Breite ist der Schlitz 10 bis 20 im Allgemeinen, c ' dh er ist schmaler als der Beugungsmuster (Strahl f/16). Das Messer ist in allen Fällen richtig, so haben wir die korrekte Darstellung der Erleichterung, sich vorzustellen, fiktive Kantenbeleuchtung von links. Fotokammer mit einem kleinen astronomischen Ziel von 47 mm Apertur gesteht Foucaultgrammes für einen gebeugten Strahl ein Dutzend Millimeter (kleine Unfälle werden durch die Methode der Lyot untersucht), der Kreislauf des 520 mm und die Originale werden vergrößert, etwa viermal die Fragmente wiedergegeben Platten I und II, wo Unfälle Glas sind tatsächliche Größe.
Größere Beschädigungen Nachbarn Form von Viertelwellenlänge, die auf den Fotos aufgezeichnet werden, wurden für die photometrische Wertschätzung für die Bedeutung der mittleren und kleinen Unfällen Preise folgenden Annahmen ausgenutzt ist nicht streng, weil Beugungs:
Zwei Punkten der Welle mit der gleichen Neigungsfläche (jedoch unterschiedliche Breite der geneigten Elemente gehören) auf der Foucaultgramme mit gleicher Dichte aufgezeichnet.
Das Profil der großen Fehler wird mit einem überreichen Annäherung durch direkte Aberration Maßnahmen ermittelt und oft gibt es zwei Zonen, die jeweils individuell und kugelförmig, aber etwas anders Krümmungsradius (Differenzmessung Abszisse von Positionen Aussterben Klar Farbstoff) auf die Forschung auf dem Foto Punkt anomale Gebiet, das die gleiche Dichte wie die Fehler in Frage hat; Hang einmal gefunden, eine einfache Verhältnis von Ähnlichkeit gibt die Höhe des kleinen Unfall. Wenn wir darauf achten, nicht zu klein wählen, Strände Nettoausfall beugt viel, ist die Konsistenz mit den in einer völlig anderen Art und Weise nach der Methode von Lyot erhalten Bestimmungen besser als 10%.
6 - Prozesskontrolle für kleine Unfälle Form
Wunderbare Methode B. Lyot (aaO.) Noch nicht allgemein bekannt ist, ist es wahrscheinlich sinnvoll, etwas ausführlicher eingehen. Eine schematische Zusammenfassung Interpretation mit der Darstellung der Fresnel ersparen uns eine lange Theorie ( Abb. 4 ).
[TABLE='width: 100%']
<tbody>[TR]
[TD]
<center>
</center>[/TD]
[/TR]
[TR]
[TD]
<center>Abb. 4. Interpretation der Lyot-Methode.</center>[/TD]
[/TR]
</tbody>[/TABLE]
Ein Vibrationsstörung durch einen Vektor OM ( Fig. 4A ) als äquivalent zu zwei Vektoren zu betrachten OP und ON durch Projektion auf Quadraturachsen erhalten, OP repräsentiert die normale Vibration und ON viel kleineren Anteil von Unfällen gebeugten . Lyot-Methode besteht in der Schwächung der Vektor OP so grob mit auszugleichen ON ( Abb.. 4 B. dann, noch ohne Berührung) ON an der Phasenverschiebung von
/ 2), dann wird es in Phase sein ON und die Amplitude verdoppelt werden ( Abb.. C 4 ) oder in der Opposition und kann dunkel sein ( Abb.. 4D ).
Aufruf x Höhe der Standard-Wave-und N -Absorption der einfallenden Welle, M. Lyot gibt die folgende Formel für die Intensität an jedem Punkt im Bild: <center>
</center>
Der Kontrast wird durch den zweiten Term in der Klammer angegeben ist, wird ersichtlich, dass die Empfindlichkeit des Verfahrens wird durch die Quadratwurzel der Absorptions multipliziert wird, um normale Welle unterworfen, aber natürlich für Fehler ist es erforderlich, studieren beugen sehr wenig Licht, solche Absorption rechtfertigen.
Die Abb. 5 zeigt den Aufbau der Vorrichtung, die ebenfalls verwendet die meisten der Halterungen für das Foucault-Verfahren.
[TABLE='width: 100%']
<tbody>[TR]
[TD]
<center>
</center>[/TD]
[/TR]
[TR]
[TD]
<center>Abb.5. Allgemeine Vorschrift für die Kontrolle nach der Methode von Lyot.</center>[/TD]
[/TR]
</tbody>[/TABLE]
In M ist auf einem Träger geometrische Kontakt mit seinem polierten Tauch gegen einen schwarzen Eis wieder der Spiegel platziert, Kanadabalsam erlaubt fast vollständige Auslöschung der Reflexion zurück. Die konkave Oberfläche wird unter Berücksichtigung einer solchen Behandlung durch Verdampfung im Vakuum, indem Ammoniak mehr getrocknete Schlamm aus Calciumcarbonat, das letzte Watte Wisch betont Länge bis Zahlen Atem sehr regelmäßig gereinigt. S ist die Quelle davon ist, dass die Vorrichtung Foucault-Quecksilberhochdruckkondensator ist und Totalreflexionsprisma Schlitz, aber diesmal 100 oder 200 erweitert. (Wir betrachten nicht mehr nur so kleine Fehler, sich von der zentralen Bild beugen, und es braucht viel Licht.)
Die Phasenplatte L , ein Stil, bereits von Herrn Francon verwendet wird, ist B. Lyot-, eine semi-Aluminid auf einem optischen Glas ç planparallel gemacht wird, indem ein Schlitz an der Schneidwinkel, die in Richtung des Verdampfers und der Glocke Aluminidschicht mit einer Breite von einge erreicht 4-500.
Die halb Aluminid, eine Dichte von beispielsweise 2 oder 3, gelangt somit nur 1/100 oder 1/1000 der reguläre Bild S die gewünschte Phasenverschiebung ist und produziert auch nahe genug voraus Viertel der Wellenlänge, so scheint es, auch für ganz unterschiedliche Dichten und etwa 3. Die von B. beschriebenen ersten Phasenschieber Lyot ermöglichen variable und bestimmte Phase, aber ihre Konstruktion ist weniger leicht, die wir auch als Kontrollen komplementäre Effekte durch Phasen Klingen einfach durch Kopieren einer Slot auf einem Teller Laktat (diejenigen, die Folien zeichnen gemacht erhalten so haben wir die Entlastungsleitungen) in der exponierten Strand bemerkt hat Gelatine eine größere Dicke und der Brechungsindex ist wahrscheinlich geändert, jedenfalls nach ein paar Versuchen und die Begrenzung bei Dichten geringfügig größer als 1,5 ist, erhält man Schaufeln verwendet werden, aber, da ihre Struktur und optische Fehler des Trägers, die nicht halbvalenten Aluminide.
Die am häufigsten verwendeten Halb aluminisiertes Klingen haben eine Dichte (durch Polarisation in Bezug auf Beschäftigung, gemessen) für die wirksame Wellenlänge = 4358 (nicht chromatisées Platten), gleich 1.69 und 2.81: Letztere Daher zeigte Unfälle 1 Angstrom auf dem Glas mit Kontrast: <center>
</center>
Wir müssen diejenigen, die die Methode auf die Untersuchung von Unfällen ziemlich groß (ein paar Dutzend Angström zB.) Gegen die Versuchung, zu dicht Klinge, die mehr Fehler als die Verwendung zeigt gelten soll warnen Beugungs arbeiten ohne ernsthaft Phasenkontrast zu absorbierenden da das direkte Bild in Bezug auf das gebeugte Energie dann sehr bedeutsam.
Vorteilhafte Unfälle Abrieb sind nicht besonders gut durch Phasenkontrast gezeigt hat, ist es, wenn wir uns an solchen Mängeln, nehmen Sie ein Ziel Zimmer sehr großen Durchmesser, um das Streulicht in sammeln eine ausreichende Winkel, das zentrale Bild kann vollständig durch eine lichtundurchlässige Blende gerade breit genug (klassische Methode) angehalten werden.
Um Unfälle zu messen, angegeben M. Lyot eine praktische Anordnung hier wiedergegeben: eine photometrische Ecke P in Kontakt mit dem Spiegel (hier zweimal gekreuzt) platziert weicht die Strahlen hindurch und tritt L außerhalb des aluminierten Teil, in Aufruf der Autor O und O ' Trübungen Doppelpunkt Ecke, deren Bilder auf der Platte haben die gleiche Dichte wie die durchschnittliche Hintergrund und die Standardhöhe x der Welle haben wir: <center>
</center>
Unser Ziel Kammer sammelt eine gebeugte Strahl von 40 mm Durchmesser und 2000 mm Spiegel, nahmen wir den Faktor K = 0,5 , wie für die von Herrn Lyot beschrieben hübsche Nachbarin Anordnung.
Die Abb. 6 gibt das Aussehen eines gesamten Bildes mit dem Bild des Bereichs, reproduziert die Fragmente pl. I und II sind etwa 8,5 Erweiterungen Originale Unfälle darin mit den lateralen Abmessungen der tatsächliche doppelte Breite.
[TABLE='width: 100%']
<tbody>[TR]
[TD]
<center>
</center>[/TD]
[/TR]
[TR]
[TD]
<center>Abb. 6</center>[/TD]
[/TR]
</tbody>[/TABLE]
Die Originalbilder wurden Mikrophoto Chalonge aufgezeichnet: 10 mm Platte (40 mm Glas) verstärkt das 20-fache und die Abszisse Abweichungen unten 200 mm, und die Gegend ist auf dem gleichen Papier mit Stiften aufgezeichneten Dichte kalibriert Hundertstel. Sondierungs Schlitz ist ein Quadrat von 0,05 X 0,05 auf der negativen. Obwohl die interne Genauigkeit Bestimmungen oder ein paar Hundertstel Angström in der Nähe, müssen wir uns nicht über die wirkliche Wert der Ergebnisse täuschen: Eine sehr wichtige Fehlerquelle kann aus der photometrischen Bereich im Jahr 1948 kommen, verwendeten wir eine einfache Goldberg Ecke der Gelatine, an Stränden Streuung, Diffusion in diesem Bereich kalibriert war so, dass in den Nutzungsbedingungen Pins auf den Bildern kann abweichen, alle Dinge gleich, 0,6 D entsprechende Markierungen eine andere Ecke in gut neutral optischem Glas (VN 3000000 Guss 6227 - Parra Mantois), die wir speziell geschnitten, poliert und perfekt zuerst an den Stränden auch Streu kalibriert und dann in Bezug auf die Beschäftigung, ohne den Zeitunterschied viel grßer als der Messfehler (D ca. 0,01.).
Es ist auch offensichtlich, dass die Mikrophoto nicht genau analysieren, auch die geringere Geschwindigkeit und mit einer sehr schmalen Schlitz, bereits sehr kleine Unfälle auf der negativen anderer nachteiliger fotografische Effekte erfasst.
Das Wichtigste ist, um eine vernünftige Größenordnung für jede Art Oberfläche.
Sofern nicht anders Defekte Höhe x ist auf der Welle gegeben, die tatsächliche Höhe der Unfälle auf dem Glas muss durch zwei zu teilen.
Verschiedene Aspekte wiedergegeben Platten I und II mit Phasenplatten und unterschiedlichen Belichtungszeiten erhalten werden, sind nicht direkt miteinander vergleichbar, es wird immer noch eine erste und eine grobe Vorstellung von der relativen Bedeutung von Licht durch das gebeugte sein micromamelonnage Feststellung, dass Unfälle HCF Bord IA sind bereits mit mehr Kontrast fotografiert, mittels einer Schaufel 1 und eine Dichte stellt einige Sekunden, wie von der Werkzeugplatte Tonhöhe G II links, mit einer Lamellendichte 2,8 und einer Haltung eines Viertelstunde.
7 - Polieren von HCF und rot. Mirror # 1 - IA Bord
Wir wissen, dass die HCF (Honey Comb-Stiftung) ist nichts anderes als der geprägten Wachs verwendet, um Bienenstöcke Rahmen booten. Die Idee, diese Kuchen Wachs mit sechseckigen Wände sind mit einem starken rot-Polierer ausgekleidet ist auf AW Everest [12] .
Vorteile. - Polier schnell: auf der entsprechenden Kurve der Figur. 3, müssen wir für das geglättete auf Messing, aber es ist dennoch wahr, dass die Polier ist schneller als jedes andere normale Technik.
Mindest Gefahr, dass Unfallabnutzung auch für die Systeme der Wasser und sehr uneben und ungeschickt gehalten rot, Hohl Zellen sind eine wichtige Wasserreserve und rot, die in gutem Zustand getrocknet erweitert werden können.
Regime angenommen. - Red reichlich, getrocknete kleine Fackel, Rennen sehr abwechslungsreich, um die primäre mamelonnage dass vorher war bekannt, beträchtlich zu sein begrenzen. Keine besonderen Vorsichtsmaßnahmen kann es sehr viel ausgeprägter als hier erhalten werden.
. Gesamtform - sehr schlecht, wie bei allen Werkzeugen nicht in Eile sind, können wir nicht erwarten, dass eine automatische Anpassung der Form konstante thermische Regime; Anomalien Bord sind Maxima und jede Ungleichheit des Produkts Werkzeugschäden Bedeutung, da er nicht getragen wird. Hier wird ein zentrales Loch ( pl. IA , links), fast die Hälfte Fransen (bezogen auf ausgewählte Druck) Veränderungen von lokalen Drücke sind zufällig mit diesem Werkzeug, das wir verlassen haben, anstatt mit Streifen Wachseinsätze oder einer anderen Technik, die elementaren Oberflächenzustand geändert wurde.
Primäre Mamelonnage. - katastrophal und absolut unvermeidlich, es sei denn natürlich weiterhin für mindestens eine Stunde lang mit einer Steigung Werkzeug, Ressourcen effektiv mit anderen Techniken geben sehr unvollständige Ergebnisse. Unfälle Glas werden mit denen des Werkzeugs überlagert, wie sie sind hohl Sechsecke um mehr geneigt Pisten verbunden.
Die Anwendung des Schätzverfahrens dargelegt § 5 zeigt die durchschnittlichen Pisten 3,7.10 -6 inmitten einer Maschenmess 5,7 mm Schlüsselweite, weg von tautochronisme ist 11 Nanometer beträgt 1/51 der Welle, die Methode der Lyot ein Gesamtspalt 102 Angström, ist die Schwere dieses mamelonnage hauptsächlich aufgrund der Anzahl und quasi-periodischen Anordnung von Unfällen.
Micromamelonnage. - Sehr wichtig, die schwerste von allen, die hier untersucht, die Oberfläche ist sehr verärgert, so glücklicherweise durch Unfälle inkonsistent insbesondere zwischen 0,3 und 2 mm in der BreiteHerzliche -
Sinn der Micromamelonnage-Diskussion wäre es eigentlich, über irgendeine fotografische Dokumentation
zeigen zu können, welche Auswirkungen die beiden Fälle von Auflösungs- bzw. Kontrast-Störungen für die visuelle
Beobachtung damit entsteht.
Dabei unterscheidet man den a) Formfehler, wie er über die Zernike-Koefizienten dargestellt wird und mit einem
RMS- bzw. Strehlwert ausgedrückt werden kann, und b) die Flächenrauhheit, wie sie bei unsachgemäßem Schleifen
und noch mehr Polieren entsteht in einer Dimension von 1 mm bis 0.01 mm. Das vorliegende Beispiel C) fällt in
die Kategorie Formfehler, weil das Objektiv deutlich überkorrigiert reagiert. Und nur dieser Fehler kann über den
RMS-Wert (umgerechnet in den Strehlwert) ausgedrückt werden. Beide Optiken B) und C) waren in Autokollimation
aufgestellt, also der Spalt-Abbildungs-Test im Fokus bei doppeltem Durchgang. Während Beispiel B) selbst feine
Strukturen kantenscharf abbildet, hat man wegen der Überkorrektur beim FlurorStar a) ein FokussierProblem und
b) einen großen Anteil an Streulicht, also aus Zonen, die einen anderen Fokus-Punkt haben, also defokussiert sind.
Rauhheit kann nicht in den Strehl-Wert umgerechnet werden. Siehe auch @ Der Zernike Zoo
Im Gegensatz dazu würde man das nächste Beispiel zur Mamelonnage zählen müssen, wobei man sich über die Dimension streiten kann, und
ebenso zur Tatsache, daß hier keine Einzelfläche darstellt wird, sondern ein Summenbild von insgesamt 6 Einzelflächen. Der Anteil an Streulicht,
der über die Flächen-Feinstruktur erzeugt wird, wird im "Falsch-Licht" der Überkorrektur vermutlich schlecht nachweisbar sein.
-
Im Gegensatz dazu zeigt das folgende Beispiel ein GSO RC-System 250/2000 aus chinesischer Herstellung
mit den bekannt rauhen Flächen: Hier haben wir ebenfalls eine Mischung von Streulicht a) aus Flächenform-
und b) Flächenfeinstruktur-Fehlern (Micromamelonnage). Das Lyot-Testbild links entstand über die Filterlinie
ganz rechts. Danach wurde das linke Bild in eine 3D-Darstellung umgewandelt. Dieses Bild zeigt nun Streulicht
aus der Flächenfeinstruktur, während im Beitrag #08 ohne den Filterstreifen, nur das Streulicht aus dem Flächen-
Formfehler zu sehen ist - das Streulicht aus Micromamelonnage geht darin unter. Am Spaltbild selbst, ist deshalb
diese Trennung von Streulicht aus unterschiedlichen Quellen nicht erkennbar.
Mag sein, daß eine Sammlung unterschiedlicher Spaltfoto-Beispiele, den Sachverhalt klären hilft. -
Ein neuer Anlauf: astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=159676
Da hat sich einer viel Arbeit gemacht - aber es nützt nichts:
Spätestens hier gegen Ende der Seite 16:
astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=159676&whichpage=16
hat offenbar auch David Vernet verstanden, daß es bei bestimmten deutschen
Foren-Beiträgen nicht wirklich um eine sachliche Diskussion geht -
und tragen so zur Völkerverständigung bei, bzw. mehren bei unseren Nachbarn
den Eindruck, wir alle wären so ! -
Zusammenfassung: Seit über 70 Jahren wissen die französischen Spiegelschleifer, wie wichtig besonders glatte Flächen in
der Optik für die Sonnenbeobachtung sind. Rauhe Flächen erzeugen zuviel Streulicht. Bernard Lyot veröffentlichte bereits
1946 dazu einen informativen Bericht, siehe den Link. Unter den deutschen Spiegelschleifern war dieser Test bis vor kurzem
unbekannt und wurde auf den einschlägigen "Meinungs"-Foren von einigen Usern als unbedeutend abqualifiziert. Anfang
Dez 2013 "explodierte" diese Diskussion auf A.de und AstroTreff mit viel "Gedöns" und wenig Inhalt. Parallel dazu gibt es auf
dem französischen Forum astrosurf ebenfalls einen Thread, fachlich allerdings deutlich qualifizierter. Ein Problem dabei ist
die Dimensionierung unterschiedlicher Rauhheits-Strukturen, weshalb bei Newton-Spiegeln in RoC immer nur Flächenausschnitte
zu sehen sind, aber keine Fläche in ihrer Gesamtheit.
Ich selbst habe ab dem Jahr 2000 mit diesem Test erste Versuche gestartet und viele Beiträge auf diesem Forum hier veröffentlicht.
Mein Schwerpunkt liegt aber in der Anwendung des Lyot-Testes in Autokollimation, und in der Untersuchung von opt. Systemen,
wie alle Cassegrain- und Refraktor-Systeme, also gerade nicht Einzelflächen. Genau aus diesem Grund ist für mich die Quantifi-
zierung des Lyot-Testes in Nanometer unsinnig, weil nicht eindeutig nur einer Fläche zuzuordnen. Über diesen Test lassen sich
aber sehr gut Spiegel und ganze Teleskope dem jeweiligen Hersteller zuordnen.
Quellen/Links des folgenden Beitrages:
Astrosurf/Rolf/06.01.14 . . . . . . . astrosurf.com/ubb/Forum2/HTML/039889-27.html
Astrosurf/[B]Bild_Url . . . . . . . . . . . . img4.hostingpics.net/pics/152129TestLyot1.jpg
Texereau/Orginal . . . . . . . . . . . . . astrosurf.com/tests/articles/defauts/defauts.htm
Bild1-URL/Texereau . . . . . . . . . . . astrosurf.com/tests/articles/defauts/form03.gif
Vernet/Formel/02.01.14 . . . . . . . astrosurf.com/ubb/Forum2/HTML/039889-25.html
Lyot/Orginal . . . . . . . . . . . . . . . . . gallica.bnf.fr/ark:/12148/bpt6…endu%201946%20lyot.langEN
Astrotreff/Alois/Kalle66 . . . . . . . . astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=159676&whichpage=34
[/B]
Es geht in Richtung praktische Realisierung auf dem franz. Forum astrosurf.com im Beitrag von Rolf:
astrosurf.com/ubb/Forum2/HTML/039889-27.html und zwar um dieses LyotTestBild von einer Sphäre.
Das ist deswegen wichtig, weil man bei einer Parabel in RoC nur ein "Mandel"-Bild bekommt: rohr.aiax.de/@LT-Rauhheit02.jpg,
Beitrag hier: astro-foren.de/showthread.php?…Quellen&p=70100#post70100
Das Lyot-Test-Bild aus einem Beitrag von Rolf auf dem französischen Forum AstroSurf hat eine gewisse Ähnlichkeit mit
dem unteren Bild. Zur Verdeutlichung hatte ich es in eine 3D-Ansicht umgewandelt. Dadurch wird der räumliche Eindruck
auf der Fläche stärker hervorgehoben. Es ist ein Beispiel dafür, daß die Rauhheit gerade nicht homogen verteilt ist.
Die erste und wichtigste Frage wäre, was genau ist denn nun die Mikromamelonnage wenn man das
Bild im Beitrag von Rolf genauer betrachtet? sind es die "eingepflügten" radialen "Furchen" auf dem Kugelspiegel, oder sind
es die dazwischenliegenden Felder? Das wäre also zu nächst das Problem der Dimensionierung.
(Daß man Filterlinien mit Ruß machen kann, wußte vor 10 Jahren bereits Herbert Highstone, nur dessen Streifen sind sehr viel
breiter. Einfach hier mal lesen:
http://starryridge.com/mediawiki-1.9...Phase_Contrast , Lyot Test with a thin soot filter line
und hier astro-foren.de/showthread.php?…Quellen&p=70100#post70100
Bernhard Lyot war ja Sonnen-Beobachter und deswegen auf der Suche nach besonders glatten Oberflächen mit möglichst
wenig Streulicht. Damit fokussiert sich das Problem Micromamelonnage auf die eigentliche Frage, wieviel Streulicht ein
System erzeugt. In diesem Zusammenhang geht es bei meinem Beispiel um eine Struktur, die in der Schmidtplatte steckt.
Hier wird nur eine Seite der Floatglas-Scheibe bearbeitet, sodaß die Fließstruktur als tiefe Furchen im Lyot-Test-Bild auftauchen.
Es sind insgesamt 9 opt. Flächen in einer Lypt-Testaufnahme, die einen hohen Streulicht-Anteil haben und der Grund dafür sind,
daß der Kontrast bei derartigen Systemen stark eingeschränkt ist.
Es stellt sich in diesem Fall erneut die Frage, welche neue Information in der Quantifizierung des Lyot-Testes steckt. Was sagt denn eine Zahl
in Nanometer aus, wenn man wie im Beispiel, ganz unterschiedliche Flächenstrukturen hat: a) die radialen Furchen, b) die eher diagonalen Linien
und c) eine mehr oder weniger ausgeprägte MikroRauhheit dazwischen, was ich als eigentliche Micromamelonnage auffasse. Und das wäre dann
eine qualitative Aussage, wie vor ca. 20 Jahren bereit Alois die Mikrorauhheit darstellen konnte, allerdings weitaus regelmäßiger, als Amateur-
Optiken es überhaupt können. Da der Lyottest ganz ähnlich wie der Foucault-Test funktioniert, steckt die Information in der qualitativen Beurteilung
des Bildes und weniger in quantitativen Zahlen, solange es kein System gibt, dies differenziert auszudrücken. Dafür sind die Fehler in der Feinstruktur
zu verschieden und nicht regelmäßig genug.
Läßt sich denn aus diesem Bild irgend ein StreulichtAnteil berechnen, oder der quantitative Anteil der drei genannten Rauhheits-Typen, wobei man
mindestens a) noch zu den Flächenform-Fehlern als sog. assymmetrische Zonen dazurechnen könnte.
Ein weiteres Beispiel für die Schwierigkeit, aus solchen Lyot-Testbildern einen aussage-kräftigen Nanometer-Wert für die Mikrorauhheit zu bekommen, sind
die folgenden Bilder, bei denen die Fließstruktur des Schmidtplatten-Glases oder die Ansaugschlitze bei der Politur deutlich sichtbar werden.
Die Information steckt also weitestgehend im qualitativen Bildeindruck aus dem Lyot-Testbild. Der Spiegelschleifer kann sich bereits jetzt Gedanken
darüber machen, wie man solche (im Bild absichtlich herbeigeführte Bildfehler) vermeiden kann. Er bekommt eine ähnliche Information, wie man
sie auch über das qualitative Foucault-Bild bekommt, nur eine Dimension "schärfer": Für die Quantifizierung einer opt. Fläche benutzt man deshalb
besser ein Interferogramm, das aber z.B. kaum die Mikrorauhheit der Fläche zeigt, aber immerhin eine Differenzierung in Astigmatismus, Koma und
Spherical erlaubt. Nicht der Strehlwert, sondern die Differenzierung erlaubt Aussagen zu treffen, über die Wirkung spezifischer Flächenformfehler
über die Zernike-Koeffizienten.
Einen Zusammenhang zwischen dieser aktuellen Rauhheit dieses Beispieles und dem davon abhängigen Streulicht aus mindestens 3 Ursachen-Typen,
wird man damit nicht berechnen können. Da müßte man dann dem Strehlwert ähnlich eine Vergleichzahl zwischen 0 > Vergleichzszahl >= 1 haben,
nur darf das dann nicht "Strehlwert" heißen.
Für immerhin beruhigend, daß sich an der Grundtechnik beim Lyot-Test über die letzten 68 Jahre nichts geändert hat und
ehemalige Kritiker sich plötzlich mit eigenen Bildern selbst im Ausland zu profilieren versuchen.
Orginal Beitrag von Bernard Lyot 01.04.1946 gallica.bnf.fr/ark:/12148/bpt6…endu%201946%20lyot.langEN -
Mein eigener Lyot-Test-Aufbau:
(Siehe dazu den MediaWiki-Eintrag u. Testaufbau von Herbert Highstone.)
Der GesamtTestaufbau funktioniert so ähnlich wie der Foucault-Test. Statt der Messerschneide/Klinge steht an derselben Stelle nun
der Filterstreifen/Linie. Das ist auch der Grund, warum dieser Aufbau auch als Foucault-Test verwendet werden kann mit besserer
Auflösung. Benutzt man die Filterlinie auf dem Filmnegativ am Rand als Messerschneide, dann entsteht ein Foucault-Bild, wie unten
zu sehen. Steht hingegen der Lichtspalt mittig vor dem Filterstreifen, zeigt der Testaufbau als Lyot-Test die Feinstruktur der Fläche,
Bild unten rechts.
So ähnlich müßte also auch bei anderen der Lyot-Testaufbau aussehen. Wichtigstes Hilfsmittel ist links a) der Lichtspalt möglichst
dünn zwischen 10µ und 30µ. Zu breit läßt die Bilder flau werden. Dahinter b) ein Diarahmen mit einem TP 2415 Negativ-Film mit
mehreren halbdurchlässigen Filterlinien etwa 2.xxx density und unscharfe Kanten bei 0.1 mm Breite. Hier variieren die einzelnen
Tester. Auch Filterlinien aus Ruß von einer Kerzenflamme funktionieren. Genauer zeigt es die Detailansicht Filterlinie und in ihrer
Vergrößerung rechts. (Verstellbarer Lichtspalt, groß, Filmnegativ TP2415 mit Filterlinien )
Mich würde nun interessieren, ob es von diesem Testaufbau auch ganz andere Varianten gibt.
Vom User Horia gibt es auf AstroTreff eine brauchbare Zusammenfassung:
Horia 10.01.2014 : 22:18:29 Uhr astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=159676&whichpage=28
Hallo allerseits, bezüglich der Messprozedur von David:
Er sucht sich mehrere Maximalwerte auf der Oberfläche und, mit Hilfe des Graukeils, rechnet den jeweiligen z-Wert.
Diese Werte werden dann gemittelt und ergeben den Peak-Wert. Das gleiche wird dann für mehrere Minimalwerte auf
der Oberfläche, um den Valey-Wert zu ermitteln. Die Differenz ergibt dann den Peak-To-Valey Wert als Mittelwert.
Ich finde die Methode optimal, für eine rein manuelle Auswertung.
Aus den PtV wird dann nach Gefühl ein rms-Wert deklariert. Das ist nicht mehr ganz richtig, das Ergebnis dürfte jedoch
akzeptabel sein. Ich kann eigentlich die Grundidee dieser Methode gut verstehen: David ist Spiegelhersteller und für ihm
ist wichtig sagen zu können "die Politur ist besser als so und so viel" und nicht den genauen Wert.
Es wäre eigentlich eine relativ einfache Programmieraufgabe, die Grauwerte aller Pixel mit dem Graukeil zu vergleichen
und so - für alle Pixel der Oberfläche - die Amplitude zu berechnen. Daraus lässt sich dann der RMS-Wert berechnen,
als Wurzel aus ((Mittelwert der Quadraten) - (Quadrat des Mittelwertes)).
Es gibt selbstverständlich einige Fehlerquellen bei der Ermittlung der PtV-Werte, so dass eine Vergleich-Messung mit
eine Industrielle Methode zu Kalibrierung sehr nützlich wäre.
GrauKeil Bild mit Dichte: astrosurf.com/ubb/Forum2/HTML/039889-27.html
Streulicht aus unterschiedlichen Quellen- -
Ich liebe die Franzosen. Die haben so eine leichtfüßige Ironie.
Eine Stellungnahme von David Vernet übersetzt von Rolf:
Quelle: astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=159676&whichpage=31
[TABLE='width: 100%']
<tbody>[TR]
[TD]Erstellt am: 11.01.2014 : 23:21:23 Uhr
[HR][/HR][/TD]
[/TR]
[TR]
[TD][INDENT]Zitat:[HR][/HR]"da du offensichtlich auch ganz lieb, nett und kommentarlos übersetzen kannst"[HR][/HR][/INDENT]
Vielen Dank für das Kompliment, Kurt.
Hier noch ein Versuch:
Vernet schreibt à propos den letzten Beiträgen von Kai und Kurt:
«Da haben wir es ja mit zwei wahrhaften Assen zu tun.
Der eine kritisiert unsere sicher etwas älteren Tests, die uns allerdings seit über 70 Jahren ermöglichen, eine bestimmte Klasse von Fehlern zu messen und zu verbessern und deren Existenz er bis vor kurzem noch ignorierte. Und der andere weiß nicht mehr, wie er sich da rausstehlen soll; wirklich sehr lustige Zeitgenossen.
Allerdings muss man Kai einen gewissen Vorsprung in seiner Arroganz zugestehen; in diesem Punkt herrscht Einigkeit.
Dem Kurt müsste man versuchen zu erklären (fast schon hoffnungslos …), dass ich ihn um nichts gebeten hatte; aber wenn man sich erlaubt, die Arbeiten, auch wenn diese schon 70 Jahre her sind, von einer solch eminenten auch von Zernike anerkannten Person wie Lyot, in Frage zu stellen, dann ist es so, als würde man die Arbeiten von Einstein von vor 100 Jahren in Frage stellen.
Es ist klar, niemand ist tabou. In diesem Fall muss man sich aber auf die Höhe der Herausforderung begeben, wenn man nicht das Risiko eingehen will, als Hanswurst dazustehen… .
In diesem Rahmen alle nur denkbaren Ausflüchte zu suchen, um sich da herauszuwinden, während man über die Mittel verfügt, die Messungen von Lyot experimental zu kreuzen, gehört nicht zur Option … .»
Gruß
[/TD]
[/TR]
</tbody>[/TABLE]
Sowohl von Texerau, als auch von David Vernet gibt es informative Bilder,
die den David als ganz entspannten Jüngling zeigen. Die sollte man vielleicht
mal auf sich wirken lassen. -
Nun haben offenbar unsere bundesdeutschen Optik-Experten den Lyot-Test für sich entdeckt,
mißt man dies an der Zahl der Threads und Beiträge darin von den bekannten Usern. Zielstrebig
haben sie sofort die Quantifizierung dieses Tests im Visier, ohne sich grundlegend mit dem
qualitativen LYOT-Test befasst zu haben, wie ich ihn beispielsweise seit 14 Jahren an solchen
Beispielen publiziert habe: [B]@ Vergleich von SC-Systemen über Foucault- und Lyot-Test
Hier haben wir es aber mit einem Summenbild von 9 Einzelflächen zu tun, bei dem man
bestimmte Flächenstrukturen durchaus bestimmten Flächen zuordnen kann. Da aber an
diesen Lyot-Testbildern bereits deutlich wird, wie differenziert die Rauhheits-Struktur der
Gesamtfläche ist, bringt eine Durchschnitts-Zahl in Nanometer keine wirkliche Information.
Nun wollen wir ja nicht Rauhheit in Nanometer messen, sondern den von den Flächen
erzeugten Streulichtanteil ermitteln, weil ja der den Kontrast "verschleiert". An eine solche
Frage würde ich deshalb empirisch herangehen, durch eine klar definierte Lichtquelle
(Laser-Licht ???, sowie exakte Breite und Länge des Lichtspaltes) und ebenso eine klar definierte
Breite und Density (zwischen 2-3) der Filter-Linie, in die man mittig die Lichtspalt-Abbildung
stellt.
Diese Abbildung kann man nun mit dem Auge oder Kamera fotografieren, dann bekommt man
ein dem Foucault-Test ähnlichen Bild. Oder man betrachtet die Lichtspalt-Abbildung und dahinter
die Filter-Linie mit einem Mikroskop, dann sieht man das Streulicht, links und rechts der Filterlinie.
Wenn das Ganze einigermaßen reproduzierbar ist, bekäme man allmählich ein Maß für das
Streulicht, das über "rauhe" oder "glatte" opt. Flächen entsteht.
Und erst dann wäre die Mathematik gefragt.
Insofern ist der Denkansatz von Alois für mich sehr plausibel mit seinen Streulicht-Messungen.
[/B] -
Streulicht-Anteil versus Lyot-Testbild
Während auf der "Konkurrenz-Veranstaltung" mit viel Text und eifersüchtig gehütetem Bildmaterial operiert
wird von einem, der laufend das Rad neu erfindet, sollte man, wie das Alois bereits vor 10 und mehr Jahren
untersucht hat, unter dem Lyot-Test in erster Linie einen Streulicht-Untersuchungs-Test sehen mit der
Möglichkeit, eine Art Maßstab zu finden, über den man den Streulicht-Anteil messen und damit vergleichen
kann. Die damaligen Beispiele von Alois waren recht anschaulich.
Vorschläge, wie man das lösen kann, gibt es zuhauf. Und besonders die Bilder sind Teil einer jetzt auch in
Deutschland virulenten Lyot-Test Diskussion, obwohl man kurz vorher den Lyot-Test mit seiner Rauhheits-
Diskussion noch vehement als bedeutungslos abgewertet hat auf der Suche, in den Strehlwert auch noch die
Flächenrauhheit integrieren zu können. Besonders einer, den David Vernet nicht gerade schmeichelhaft weiter
oben tituliert, ist gerade dabei, sich "weltweit" wieder einmal profilieren zu wollen. Soweit meine launige Skizze,
was derzeit zu diesem Thema in der deutschen Hobby-Astronomie geboten wird.
a) Blickt man, wie beim Foucault-Test auch, mit bloßem Auge hinter der Messer-Schneide auf den Spiegel (muß in diesem
Fall eine Sphäre sein), so sieht man die ganze Spiegelfläche, und beim Lyot-Test die Flächen-Feinstruktur unter Benutzung
der Filterlinie.
b) Blickt man hingegen mit einem Mikroskop auf die Filter-Linie selbst, so erkennt man je nach Flächenrauhheit einen
unterschiedlich großen Streulicht-Anteil links und rechts von der Filter-Linie.
So wäre also ein Zusammenhang herstellbar zwischen der Rauhhigkeit einer Fläche bzw. eines opt. Systems (z.B. SC-system)
und dem damit verbundenen mehr oder weniger großen Streulichtanteil. Das bedeutet aber, daß man über eine lange
Zeit viele Vergleichsmessungen unter möglichst gleichen Bedingungen macht, sich also empirisch der Sache nähert.
Eine Einzelmessung würde man sonst über-interpretieren.
.
Von den Theoretikern im Lande tauchte nun der Vorschlag auf, es doch mal mit Laser-Licht, möglichst im kurzwelligen Bereich, zu probieren.
Wer Versuche hinter sich hat, den Foucault-Test mit Laser-Licht durchzuführen, wird wissen, daß diese regelmäßig viel schlechter abbilden,
als mit Weißlicht. Weißlicht eignet sich also für den Lyot-Test sehr viel besser, und alle Fotos, die unsere französischen Sternfreunde veröffentlicht
haben sind mit Weißlicht gemacht, selbst der Foucault-Test am Himmel selbst, wie David Vernet das macht.
Unter Weißlicht Bedingungen entsteht also über meine Filterlinie oder der Stufen-Filterlinie von Alois der informative glatte Bildeindruck eines
Zambuto-Spiegels, während mit Laserlicht 532 nm wave kaum Strukturen zu erkennen sind und unerwünschte Artefakte auftreten. Mit
Laserlicht wird man also kaum weiterkommen, auch wenn man kürzere Wellenlängen um die 405 nm wave wählt. Hätten wir ja alles hier.
Die Density läßt sich variieren, ebenso die Breite des Filterstreifens, nur als Lichtquelle scheint Weißlicht unersetzbar zu sein.
.
Es geht ja, wie oben schon erwähnt, um die Darstellung/Messung des Streulicht-Anteils, verursacht durch unterschiedliche rauhe opt. Oberflächen oder
Systeme. Der Vergleich der Spalt-Abbildung unten zeigt bereits, wie ungeeignet Laserlicht ist, weil es jede Menge Artefakte in die Abbildung einführt.
Damit wird man deshalb nicht weiterkommen. Mit Weißlicht ausgeführt wäre das Streulicht links und rechts meiner 0.12 mm Lyot-Filterlinie immerhin
ein Anhaltspunkt, wenn man diesen immer-gleichen Test mit unterschiedlich rauhen System durchführt, und darüber dann ein unterschiedlich großer
Streulicht-Anteil erkennbar ist. Dazu habe ich ja immer wieder Gelegenheit. Eine andere Möglichkeit wäre eventuell, ein Ronchi-Gitter als Meßlatte
zu benutzen, da ja z.B. bei einer 13 lp/mm Gitter-Konstante der Maßstab gewissermaßen eingebaut wäre. Das Streulicht selbst ist in diesem Fall
nicht so eindrucksvoll zu sehen.
Denkbar wäre deshalb eine "ge-eichte" Test-Anordnung, die sowohl das Lyot-Bild in Beziehung setzt zum Streulicht-Anteil, sodaß man einen
Maßstab bekommt, wieviel Streulicht unterschiedlich glatte Newton-Spiegel durch ihre Mikro-Rauhheit erzeugen. Bei einem solchen Verfahren hat
man es immer mit der gesamten Flächen-Feinstruktur zu tun und man muß den Unterschied nicht unbedingt in Nanometer ausdrücken, weil man
sich auf den Streulicht-Anteil konzentriert. Und man wäre unabhängig davon, wieviel Einzelflächen optisch im Spiel sind. Das folgende Bild will
deshalb nur das Prinzip darstellen, wie man Streulicht-Anteil und Lyot-Testbild in Beziehung setzen könnte.
.
Man braucht also viel Zeit, um durch wiederholte Streulicht-Messungen genügend Erfahrung anzusammeln, damit man den Zusammenhang
zwischen Flächenrauhheit und Streulicht-Anteil in Beziehung setzen kann, um vielleicht dann zu einer Vergleichs-Indexzahl zu kommen, über
die man Glätte der opt. Fläche ausdrücken kann. Die Fixierung auf nur eine Spiegel-Oberfläche ist dabei viel zu einseitig. -
Streulicht quantitativ bestimmen
Der folgende Beitrag gilt als Anregung, es mit der quantitativen Bestimmung von Streulicht-erzeugenden
opt. Flächen doch auf diese Art mal zu probieren. Damit sei der quantitativen Lyot-Test-Diskussion gedient,
die in Wirklichkeit eine Suche ist, wie man für die Micromamelonnage einer Spiegeloberfläche oder eines
opt. Systems eine Vergleichsgröße bekommt: Die bisherigen Versuche beißen sich regelrecht fest an der
"Landschaft" der Mikrorauhheit und dem Versuch, ähnlich wie beim PV- und RMS-Wert dieser "Landschaft"
einen durchschnittlichen Nanometer-Wert aufzudrücken. Das entspricht dem Bedürfnis, alles in irgend-
einem Diagramm darstellen zu können und seitenweise die Foren "vollzupflastern".
In eine ganz andere Richtung ging vor Jahren schon Alois mit seinen Versuchen, die Wirkung von rauhen
Flächen, das Streulicht selbst zu untersuchen und darzustellen. Das findet man hier in einem Beitrag von
David Vernet, unter dieser Bildadresse: vernet.david.free.fr/08SpaltQuadratisch.jpg (Ob Alois für
sich Copyright reklamiert, ist eher unwahrscheinlich.) Wer sich auf die Darstellung und Berechnung der Ober-
flächen-Landschaft im Miniatur-Bereich stürzt, hat das Problem, wie er für die "Berge" und Täler" richtige
belastbare Werte bekommt, und braucht daher u.a. jede Menge an Formel, die er erstmal gar nicht versteht.
Betrachtet man die Lyot-Testbilder, so zeigen sie selten bis nie die gesamte opt. Fläche, sondern immer nur
einen gewählten Bildausschnitt. Das bedeutet aber, daß man immer nur zu diesem Teilbereich eine Aussage
trifft, aber nie die Streulicht-Situation der gesamten Fläche darstellt, und die kann ja höchst unterschiedlich
sein.
Es ist aber auch der umgekehrte Weg sinnvoll, sich damit zu befassen, was eine rauhe optische Oberfläche
eigentlich für eine Wirkung hat. Das beginnt dann bei den opt. Ober-Experten damit, daß sie die Bedeutung
von Flächenrauhheit erst einmal als marginal herunterspielen. Unter diesen Vertretern ist offenbar kein aus-
gewiesener Sonnenbeobachter. Anders als damals Bernard Lyot, der einen massiven Grund hatte, deshalb
nach besonders glatten Flächen zu suchen.
Rauhe Flächen, gleich welcher Struktur, erzeugen also Streulicht. Das kann man bereits in der Natur am
Mond beobachten, wenn Sonne oder Mond ein sog. Halo (Lichthof) bekommen. Bei rauhen Flächen legt
sich also eine Art Lichtschleier über das Bild und mindert den Kontrast, wie David Vernet unseren deutschen
"Optikern" zu erklären versucht. Es ist also sehr sinnvoll, einen Bezug herzustellen zwischen dem qualita-
tiven Lyot-Test einerseits, und dem Streulicht (Halo) bei der Abbildung der Optik andererseits und die
Größe des Streulicht-Anteils mit einer Index-Zahl anzugeben. Damit fällt sowohl die Mathematik weg,
und man bezieht sich auf ein opt. Gesamt-System, also nicht auf nur eine Fläche allein.
Dazu braucht man allerdings zunächst viele Serien-Messungen an vielen Beispielen und dazu "genormte"
Spaltgrößen etc. damit man zu vergleichbaren Ergebnissen kommt.
Bei der Abbildung des Lichtspaltes mit 0.02 mm Breite im Fokus eines Systems, kann man bei einer feinen Mattscheibe,
wie sie z.B. ein Negativ-Fim darstellt, mit einem Mikroskop nicht nur das Bild des Lichtspaltes sehen, sondern sogar
das Streulicht, das durch dieses System erzeugt wird. Dies wäre dann links und rechts der Spaltabbildung als schwaches
Halo zu sehen. Aus der Breite dieses Halos im Verhältnis zur Länge bzw. Breite des Lichtspaltes entsteht schließlich eine
Vergleichszahl, die dann eine Art Maßstab bildet. Nach meiner Erinnerung hat Alois vor vielen Jahren ebenfalls in diese
Richtung gedacht.
.
GSO Spiegel werden radial retouchiert, was man sehr gut am Lyot-Testbild sieht. Das ergibt eine deutliche Rauhheit, die den Kontrast bei visueller
Beobachtung mindert. Beim Fotografieren hat man, wie bei anderen Fotografien auch, das Problem, daß die Spalt-Abbildung überstrahlt ist,
während das Streulicht-"Halo" sehr viel weniger Licht enthält. Deshalb zunächst a) die Spalt-Abbildung auf der Mattscheibe mit weniger Licht, (die aber
bereits über die verwendete Mattscheibe "unscharf" wird), und dann b) mit mehr Licht dazu das "Halo" des Streulichtes, wobei dann allerdings die Abbildung
des Lichtspaltes überstrahlt wird. Setzt man nun die Breite der Spalt-Abbildung von 0.1 mm auf der Skala (1 Teilstrich) ins Verhältnis zur Halo-Breite
des Streuliches, dann bekommt man in diesem Fall die Zahl 10. Das Halo ist 10 x breiter als der Spalt. Damit hätte man endlich eine Vergleichszahl.
.
Bei diesem Verfahren setzt man sich mit dem Ergebnis von rauhen Flächen auseinander, dem Streulicht also, und kann auch rauhe
von glatten Oberflächen unterscheiden. Man bezieht sich also auf die Wirkung von optisch rauhen Flächen, die in ihrer Struktur sehr
vielfältig sein kann und deshalb eine Durchschnittszahl in Nanometer eher fragwürdig erscheint. Die Flächenform-Fehler beeinflussen
bei diesem Verfahren die Kantenschärfe der Spalt-Abbildung, während für das HALO die unterschiedliche Mikrorauhheit verantwortlich
ist. Ultimative Diagramme - wie sie auf der Konkurrenz-Veranstaltung so oft kultiviert werden - sind hierbei nicht nur unanschaulich,
sondern auch überflüssig: Stattdessen hat man eine einfache Zahl: Streulicht_Index = 10 . Je kleiner diese Indexzahl, umso besser
der Kontrast und umso glatter die Fläche bzw. das GesamtSystem - und das wäre dann die eigentliche Information für die Praxis.
Über eine Vielzahl von Rauhheits- bzw. Streulicht-Messungen kann man dann überprüfen, ob diese Methode zu aussagekräftigen
Ergebnissen führt und muß dann vor allem keine seitenlangen, abgehobenen Diskussionen führen. -
Dem Ingenör, iss nix zu schwör . . .
Lyotbild - Auswertung astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=161007&whichpage=7
siehe Beitrag [B]Rolf vom 30.01.2014 : 10:19:14 Uhr http://www.astrotreff.de/topic.asp?T...07&whichpage=9
[/B]Verstanden haben sie dort die Quantifizierung des Lyot-Testes nicht. Wie sagte Stathis an anderer Stelle so treffend:
"Aus leidenschaftlich geführten Diskussionen wissen wir ja, wie schwer es ist, Mikrorauheit quantitativ zu erfassen."
d'accord !
Ab der Seite 7 (Lyotbild-Auswertung) zeigen die bekennenden Zit. "Kneipen-Humoristen" dem David Vernet unaufgefordert,
was eine Deutsche Harke ist. Ein wertvoller Beitrag zur Vertiefung alter Feindbilder.
Zwischen Seite 7 bis 10 - mehr sind es augenblicklich noch nicht, tauchen mittlerweile die Copyright-bewerten Creationen
auf, ohne Rücksicht darauf, ob in den geklauten "Geistes-Blitzen" irgendeine Information steckt. Copyright zu beanspruchen
ist insofern Unfug, weil man seine Bilder ja deswegen präsentiert, um zur Diskussion einzuladen . . . !?
Beispiel:
Das hier ist ein GSO Parabol-Spiegel 300/1500. Es ist ein Autokollimations-Setup d.h. Der Parabolspiegel wird mit doppelter Genauigkeit
geprüft, sodaß auch die Rauhheit mit doppelter Genauigkeit erkennbar ist. Es sind aber 3 Flächen im Spiel: Parabel+Flat+Parabel. Nehmen
wir an, daß der Flat sehr glatt ist - Alois hat ihn vor ca. 15 Jahren geschliffen. Woran erkennt man nun den GSO-Spiegel? Es sind die radialen
länglichen Polier-Spuren mit geschätzen 20-30 mm Länge. Zusätzlich erkennt man Flächenform-Fehler (mehr auf dem linken Bild) und zur
Mitte hin konzentrische Ringe. Der qualitative Bildeindruck läßt zweifelsfrei den GSO-Spiegel erkennen: Besonders glatt ist er nicht. Zambuto,
Lockwood oder David Vernet kann das besser. Wie aussagekräftig ist nun ein Versuch, diese Situation zu quantifizieren, die sich im Quadrat-
Zentimeter-Bereich abspielt und damit nicht vergleichbar ist mit den Ergebnissen vom Weißlicht-Interferometer, der die Situation im
0.1 mm Quadrat darstellt. Selbst wenn man die Mathematik aus seinem Ingenieur-Studium hinauf und hinunter bemüht, kommt keine
plausible und vor allem vergleichbare Einheit heraus, mit der man nun diese Situation mit allen anderen Parabol-Spiegeln vergleichen könnte.
Es wird auch nicht genauer, wenn man - wie auf diesem Forum seit 20. 06. 2001 veröffentlicht - nun auch ein Kompensations-Setup benutzt,
damit man die gesamte Spiegelfläche nun aber mit einfacher Genauigkeit untersuchen kann. Auch hier sind es insgesamt 5 Flächen, die
die Wellenfront beeinflussen. Zwar dominiert die Spiegelfläche, was wir hoffen, aber eine exakte quantitative Definition wird es nicht werden.
Statt dessen erklärt man sich kurzerhand zum Lyot-Test-Experten - der es außerdem nötig hat, sich abfällig über den David Vernet zu
verbreiten. Man könnte dessen Leistung auch honorieren, auf der man ja aufbaut.
Im folgenden Bild wurde untersucht, ob sich bei zwei parallel zueinander ausgerichteten Kollimations-Spiegel das Rauhheits-Bild
wesentlich ändert, weil ja die Planspiegel unterschiedliche Glätte haben könnten. Offenbar ist der Einfluß des/der Planspiegel, der
im übrigen zu 1x benutzt wird, gering bis vernachlässigbar.
Der qualitative Lyottest ist weit informativer als der Foucault-Test, eine Quantifizierung des Lyottestes jedoch ist mehr als fragwürdig.
Zusammenfassend ergibt sich:
- Bereits am Ronchitest (13 lp/mm intrafokal, 3 Linien) läßt sich die Flächenrauhheit darstellen, ebenso am Artificial Sky Test.
- Die Rauhheits-Strukturen liegen im Bereich von cm^2 bis dm^2, hersteller-abhängig sehr verschieden, und nicht immer gut
- unterscheidbar zwischen Flächen-Formfehler und Rauhheits-Fehlern, wie im oberen Beispiel
- Beispiele am Kugelspiegel sind für den üblichen Parabolspiegel unbrauchbar, dort stört aber die mandelförmige Darstellung in RoC.
- wo verortet man die Rauhheit quantitativ bei einem Kompensations-Setup?
- nur bei einer homogenen RauhheitsStruktur ist ein quantitativer Wert überhaupt aussagekräftig, gilt auch für oberes Bild nicht.
--(siehe das Beispiel von Alois, der keine quantitativen Angaben macht, weil Lyot-Test nicht mit Weißlicht-IMeter vergleichbar)
- daß dieser Test auch für opt. Systeme anwendbar ist, ignoriert diese Truppe, dort ist er nicht mehr quantifizierbar
- besonders SC-Systeme haben eine hohe Systemrauhheit wegen Schmidtplatte und Sekundär-Spiegel-Retouche: Der Kontrast bricht ein.
- fremde Veröffentlichungen, auch von diesem Forum, werden unverdrossen abgekupfert und dann als eigene Bastel-Arbeit präsentiert!
Endlich haben wir einen in Deutschland, der der internationalen Fachwelt den Lyot-Test erklären kann. (Ob es allerdings erforderlich ist?)
Es hat schon seinen Grund, warum ausgewiesene Fachleute aus unserem Optik-Bereich derartige Threads meiden. -
Herstellung von Phasenfiltern für Lyot-Test
astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=161567&whichpage=6
Meine Versuche datieren in etwa aus dem Jahr 2000, als nämlich ein Dany Cardoen mir einen
Spiegel retouchierte, ihn in Wirklichkeit aber "schruppte", mir also tiefe Furchen in die Fläche
rammte. Man erkennt sehr gut die Polierstriche, wie sie nur der Lyot-Test zeigen kann.
Meine Anregung holte ich mir hier: astrosurf.com/tests/contrast/contrast.htm#haut
In diesen 14 Jahren habe ich diesen Test sehr, sehr oft gemacht, und eine Reihe von Berichten
dazu geschrieben - die Lyot-Test-Liebhaber haben also einiges nachzuholen, wie man nachlesen
kann. Ich habe also die Gelegenheit, mir die informativen Beiträge dazu heraus zu picken. Dabei
beschreibt Alois eine Erfahrung, die ich in den 14 Jahren ebenfalls gemacht habe:
Alois hier: http://www.astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=161567&whichpage=6
Aus meinen derzeitigen Übungen mit dem Phasenkeil, geht hervor das der Lyottest in erster Linie
sehr stark auf die Dichte und sehr sehr wenig, besser gesagt, sogar fast nicht mit Sicherheit erkenn-
bar auf die Phase reagiert. Somit ist die Dichte sehr wichtig, fast egal wie sie zustande kommt. Bei
der Messung aus dem Krümmungsmittepunkt wären die Dichten 2,00_ 2,25_2,50_ 2,75_ 3,00_3,25
interessant, wobei eher die höheren Dichten zu bevorzugen sind.
Viele Grüße Alois
Diese Erfahrung habe ich ebenfalls gemacht, der gute Herbert Highstone, USA, ebenfalls. Wobei
die Breite des Filterstreifens bei 0.1 mm sehr günstig ist und auch die Breite des Lichtspaltes noch
eine Rolle spielt: In meinem Fall von 10µ bis 25µ. (Damit regelt man die Helligkeit, was auch mit
einem Dimmer geht.)
Diesen Test kann man ab den Kanten wie einen Foucault-Test verwenden, und dann
ist er "schärfer" als der Foucault-Test selbst. Siehe hier: rohr.aiax.de/@AS-56764_04.jpg
Für die Wirkungsweise habe ich deshalb eine andere Erklärung:
Beim Lyot-Test wird die Lichtquelle eines Licht-Spaltes über irgendein optisches System in
Autokollimation, RoC oder Kompensation (geht vermutlich auch am Himmel) auf einen
halb-durchlässigen Filterstreifen abgebildet. Dieser Filter dämpft das direkte Licht etwa
auf die Helligkeit des Streulichtes, sodaß jetzt ein Vergleich mit dem Streulicht möglich ist,
oder beide Teilwellen miteinander interagieren. Aus diesem Grund ist die Dichte bzw.
DämpfungsWirkung der Filter-Linie das entscheidende Argument, wie das Alois ebenfalls
ausführt.
Sodaß es mit Filterlinien aus Ruß funktioniert, wie es Herbert Highstone angeregt hatte, mit
Filter-Linien auf einem Negativ-Filmstreifen des Technical Pan 2415 von Kodak ebenso und
schließlich auch auf Glasplättchen, die mit teildurchlässigen Linien aus Alu "bedampf" worden
waren, wie sie Alois, Vernet und ich verwenden. Man soll also nichts behaupten, was man
nicht sicher weiß.
Der einfachste Weg wäre eigentlich, auf vielen praktischen Erfahrungen ein "Theorie-Gebäude"
darauf aufzubauen, was selbst dann noch falsch sein kann. Nur den umgekehrten Weg gehen
zu wollen, ist schon mächtig viel Überheblichkeit. -
astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=161007&whichpage=11
Sie treten auf der Stelle - das Kompetenz-Team zum Lyot-Test. Wer also denkt, darüber bahnbrechende
Erkenntnisse zu erfahren, liest besser auf AstroSurf weiter:
Rolf auf Seite 11Anmerkung: Im Link war ein Übertragungsfehler, den ich beseitigt habe.
Hier ein Experimentalergebnis der Arbeit von Bernard brizhell, was die Bestimmung von Fehlerhöhen ohne Dichteinformation des Streifens betrifft: Seite 35 vom 16.2.2014 um 12Uhr40.
astrosurf.com/ubb/Forum2/HTML/039889-35.html
Die komplette Ableitung ist hier auf den Seiten 3 und 4
brizhell.org/superpoli_miroirs…_hors_densite_procede.pdf
Alle Berechnungen wurden mit Iris gemacht.
Die Originalbilder sind hier:
brizhell.org/superpoli_miroirs…ur_en_relatif/calcul3.zip (Die FIT-Dateien lassen sich nur mit einem entsprechenden Programm öffnen.)
Gruß Rolf
Der Link für die Ableitung funktioniert offenbar nicht auf diesem Forum; auf astrosurf gehts.
In der Astro-Szene findet man eine Reihe von äußerst kompetenten Experten. Für die wäre
es wesensfremd, ihre Zeit mit solchen Ergüssen zu verschwenden, wie sie auf Seite 11 - 14
"kommuniziert" werden. Es liegt vermutlich an den unterschiedlichen Charakteren, weshalb
die deutsch-französische Fach-Diskussion so gar nicht gelingen will: Den David Verneth
kenne ich als einen nachdenklichen jungen Mann, der gar kein Wesen um sein Fachwissen
macht, während das Deutsche Kompetenz-Team auf "wissenschaftlich höchster Stufe" zu
argumentieren meint. Der dortige Thread ist schon lange wieder schal und uninteressant.
Wer sich für die Deutsch-Französische "Freundschaft" interessiert, lese dies auf Seite 14 nach:
astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=161007&whichpage=14
Offenbar geht das nur noch auf neutralem Boden - auf Cloudy Nights :stupid:
Mit Herbert Highstone hatte ich damals Kontakt: Der ging die Sache ähnlich an wie ich:
Es muß ein Null-Test sein: entweder am Himmel selbst, was auch gehen müßte, oder
aber ein Setup in Autokollimation mit doppeltem Durchgang oder ein Setup in Kompensation
durch eine Linse als Dall-Null oder Ross-Null-Test. Ein verstellbarer Lichtspalt sollte es
sein (0.01 bis 1.0 mm), und eine ca. 0.1 mm Filterlinie mit einer Dichte so zwischen 2-3.
Das kann Ruß, oder ein Filmneagativ oder ein Glasplättchen mit einer teildurchlässigen
Alu-Schicht sein. Hilfreich für einen, der das ausprobieren möchte, wären Detailfotos und
exakte Erklärungen. Verstiegene theoretische Erklärungs-Versuche, die oftmals nicht stim-
men, braucht der Einsteiger nicht. Er leidet ja nicht unbedingt an einer Profil-Neurose.
Und wenn man den David Vernet niedermacht, der mindest 20 Jahre Erfahrung mit diesem
Test hat, dann muß man sich schon fragen lassen, ob das die "feine deutsche Art" ist, mit
seinem französischen Nachbarn so umzugehen.
F048 Ronchi-Nulltest am Stern
AstroSurf - französische ATM-Seiten
AstroSurf Spiegeltests Übersicht, astrosurf mirror 460 Cardoen, astrosurf Ronchi, astrosurf Foucault,
astrosurf Roddier , astrosurf Lyot-Rauhheit, Les tests visuels, Les défauts,
Der Null-Test am Stern
Bei aller Labor-Meßtechnik möchte man besonders bei großen Spiegeln wissen, ob diese Doppelpaß-Messungen
gegen Planspiegel, ob die Kompensations-Messungen durch eine Einzellinse (Dall-Null-Test) und ob schließlich
der RoC-Test jeweils am Himmel seinen Bestand hat. Für diese Fälle haben wir hier hochwertige ReferenzSpie-
gel, mit denen man das überprüfen kann.
Vor vielen Jahren lief ein Sternfreund auf dem ITT in Kärnten, mit einem Ronchi-Gitter 10 lp/mm bewaffnet, von Teleskop
zu Teleskop und testete ungefragt die Optiken. Nicht überall stieß er dabei auf helle Begeisterung. Aber diese Situation
hätte man in jedem Fall, wenn es um die Frage geht, ob der einzige wirklich zuverlässige Null-Test, nämlich der am
Himmel, auch im Labor sicher erreicht wird. Um also diese Frage eindeutig zu beantworten, empfiehlt sich in jedem Fall
als beweiskräftiger Gegentest der Ronchi-Gitter-Test am Himmel mit einer hohen Gitterkonstanten in der Gegend von
20 lp/mm und möglichst auch der Foucault-Test, wie er von einem mir bekannten französichen Spiegelschleifer sehr
überzeugend durchgeführt wird. Wer von dort einen Spiegel bekommt, darf sich glücklich schätzen.
Auf dem Weg zu aussage-kräftigen Ronchi-Grammen sind aber einige Hürden zu überspringen, wie der folgende Bericht
zeigen soll. Zunächst bekommt man einen f/5 Lichtkegel vom Newton-Spiegel gar nicht so einfach in die Camedia hin-
ein, sodaß man entweder ein spezielles KeplerFernrohr bemühen muß, oder eine Barlow-Linse, die aus dem f/5 Kegel
einen f/10 Kegel macht, wobei mit dieser Brennweiten-Verlängerung automatisch auch eine virtuelle Verdoppelung der
GitterKonstanten einhergeht, also die Genauigkeit etwas größer wird. Gegen einen Planspiegel gemessen wird aus dem
gleichen Grund die Genauigkeit um den Faktor 2 besser bei einer Gitterkonstanten von 13 lp/mm gegen einen Lichtspalt
gemessen. Einzig die Luftunruhe am Himmel wäre der Unterschied und die wesentlich längere Belichtungs-Zeit am
Polarstern, der freundlicherweise die geringste Eigenbewegung hat, dafür aber ziemlich lichtschwach ist, für derartige
Versuche:Quote:
Daten des Polarsterns
Daten astronomische Bezeichnungen α UMi
1 UMi
HD 8890
HR 424
Position (Äquinoktium 2000.0)RA 2h31m48.70s
Dekl. +89°1551.0"
scheinbare HelligkeitPolaris A: 2,02m (etw.variabel) / Polaris B: 8,6mabsolute Helligkeitca. -4,6M *Spektralklasse,
Leuchtkraftklasse
Polaris A: F7:Ib-II (fahlgelb) / Polaris B: F3VAbstand vom Sonnensystemca. 430 Lichtjahre
* berechnet aus scheinbarer Helligkeit und Abstand
Der Polarstern befindet sich derzeit nur etwa 0,7° vom nördlichen Himmelspol entfernt und ist daher auf der Nordhalbkugel der Erde ganzjährig sichtbar (zirkumpolar), auf der Südhalbkugel hingegen nie. Aufgrund seiner Polnähe wird er seit langem als freiäugige Orientierungs- und Navigationshilfe verwendet. Man kann mit seiner Hilfe einen Kompass überprüfen oder in der Schifffahrt den Kurs eines Schiffes (z.B.: Breitensegeln).
Der Ronchi-Test
Das Ronchi-Gitter ist prinzipiell ein sehr kleiner Latten-Zaun:
, . . . . . . . . . . . .
Im Wettstreit mit einem Spiegelschleifer testen wir also derzeit verschiedene Newton-Spiegel am Himmel, weil dieses Test
Ergebnis jeder Diskussion standhält. In meinem Fall läßt die Olympus Camedia C 4040 Zoom bis zu 16 Sek. Belichtungs-
zeit zu, damit man das visuelle Ergebnis auch dokumentieren kann, sonst glaubt es ja keiner. Auch mit unterschiedlichem
Streifenabstand läßt sich wunderbar spielen bis hin zum Foucault-Test, aber der wird mit einer WebCam vermutlich bessere
Ergebnisse bringen. Als Nulltest wäre der Ronchi-Test aber bereits ausreichend.
Der fragliche Spiegel vor dem Autokollimations-Spiegel /Doppelpaß) bei 650 nm wave.
In gleicher Testanordnung der Foucault-Test, der einen derart glatten Spiegel zeigt, daß ich mir schwor, dieser Spiegel
bleibt hier. Er ist auch am Himmel saaaagenhaft.
Man kann verrückt werden beim Fotografieren eines Objektes, das man im Display der Camedia kaum sieht, noch am
ehesten, wenn man das Objekt nicht herauszoomt. Jedenfalls emspiehlt es sich, den Stern erst einmal exakt in die
Mitte des Okulars zu stellen und dann den Dobson gegen weitere Verdrehung zu arretieren, wie man auf dem letzten
Foto erkennt.
Die Kamera an das Fernrohr zu hängen vereinfacht die Sache nicht, weil die Justierbewegungen der Kamera sehr kleine
Beträge erfordert, die man mit dem Dobson ausführen müßte. Besser man koppelt die Camedia davon ab - eigenlich das
gleiche Verfahren, wie im Labor auch. Auf dem Bild erkennt man die 2 inch Barlow-Linse die den f/5 Lichtkegel vom
Newton auf f/10 "verschlankt".
Das von mir verwendete Ronchi-Gitter, dessen Linien man gut erkennen kann.
... und schließlich die Arretierung des Dobsons in beiden Achsen, damit die Einstellung sich nicht verändert:
hier auch der Dobson: http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=31024#post31024
F046 Rayleigh Funktions-Kurve
Zwischen der reinen Mathematik und Funktions-Gleichung des Rayleigh-Kriteriums und dem, was unser Auge tatsächlich sieht, sind noch einmal Unterschiede. Ab einer bestimmten Reizschwelle sieht unser Auge von der stetigen Energie-Verteilungskurve nichts mehr und interpretiert das als dunklen Ring. Die Diskussion, wie groß der Airy-Scheibchen Durchmesser sei, wird von der Bildverarbeitung unserer Augen relativiert. Als Airy-Scheibchen-Rand sehen wir bis zu der Stelle in der Funktion, die oberhalb der Reizschwelle liegt.
http://www.physik.fu-berlin.de/~wegnerd/diplomarbeit-www/node13.html
http://www.epsilon-lyrae.de/Seeing/Begriffe/Begriffe.html
http://astro.uni-tuebingen.de/~wilms/teach/prakt/ccd/manual.pdf
http://www.wmi.badw.de/E23/lehre/skript/Physik3/Gross_Physik_III_Kap_7.pdf
http://www.mikroskopie-mikrofotografie.de/makroskop/theorie/visuell.htm
F043B Auflösung bei Rayleigh - Dawes
Siehe auch auf astro-foren.de http://astro-foren.de/index.php/Thread/6587-Theoretische-Aufl%C3%B6sung/
Dawes Kriterium: http://de.academic.ru/dic.nsf/dewiki/308355
F043A Beispiele - Übersicht+Erläuterung
Artificial Sky Test
Den "Artificial Sky Test" oder auch künstlicher Sternhimmel verwende ich seit ca. fünf Jahren . Deshalb haben sich die unterschiedlichsten Ergebnisse
angesammelt. Er ist prinzipiell ein Stern-Test exakt im Fokus mit sehr kleinen Pinholes von 3-5 Mikrons, visuell sind sogar Pinholes von 1 Mikron zu sehen.
Der Test besteht aus einem fehlerhaft beschichteten kleinen Flat mit Durchmesser von 2 mm, dessen Rückseite mit einem Lichtleiterkabel beleuchtet
wird. Da auf der opt. Bank das Seeing keine Rolle spielt, kann man die Vergrößerung bis mindestens Fokus_mm/2 wählen. Die hohe Vergrößerung und
die sehr kleinen Pinholes - siehe Bild 01 auf der Übersicht - führen dazu, daß man nebem dem Kern (Maximum) auch den 1. Beugungsring sehr deutlich
erkennt, und deswegen in einer Art Übersicht die meisten opt. Fehler in einer Zusammenschau sehen und sogar quantifizieren kann. Also neben der
Coma, dem Astigmatismus, der Über- oder Unterkorrektur, den Farblängsfehler und vor allem auch das Streulicht beurteilen kann. Dieser Test ist für
visuelle Benutzung einer Optik ein hervorragendes Kriterium. Selbst bei der Abbildung im Feld liefert er wertvolle Informationen ab.
Ein weiteres Merkmal dieses Testes ist die Möglichkeit, die theoretische Auflösung (mit der Formel A = 1.22*Lambda*206265/Apertur) über das jeweilige
Test-Foto zu kontrollieren. Die Dreiergruppe in der Mitte, deren Abstände unter einem Mikroskop vermessen wurden, braucht nur durch die Brennweite
geteilt zu werden. Davon dann der INV Tan ergibt die Auflösung in arcsec. Man muß nur fragen, welchen Abstand dieser Dreiergruppe - in der Regel
gehe ich von 8 µ aus und weniger - kann noch sicher getrennt werden. Dabei muß man berücksichtigen, daß der Quotient bei langen Brennweiten sehr
klein wird und damit zwingend die Abbildung dieser Dreiergruppe bei langer Brennweite und kleiner Öffnung sehr "unscharf" wird. Diesen Unterschied
kann man besonders bei den langbrennweitigen Zeiss AS Objektiven beobachten im Vergleich zu heutigen APOs mit großem Öffnungsverhältnis.
Siehe auch:
Theoretische Auflösung von Fernrohren
Auflösung bei Rayleigh - Dawes
Auflösungsvermögen, MTF Funkt. in Praxis , Epsilon Lyrae Sterne.
Unterm Mikroskop lassen sich die Durchmesser der einzelnen Pinholes gegenüber den Abständen sehr gut abschätzen - wir haben es also wirklich mit sehr kleinen Durch-
messern zu tun, und das ist eine wesentliche Eigenschaft dieses Testes: Dadurch entstehen eher punktförmige Ergebnisse, wie flächige Abbildungen der normalen
Pinhole bei 15µ - 20 µ im Fokus.
Astigmatismus
Das Besondere bei diesem Test ist nur die Abbildung des 1. Beugungs-Ringes, an dessen Verformung nun die einzelnen Fehler erkennbar sind. Rest-Astigmatismus würde
man also immer dadurch erkennen, weil der 1. Beugungsring mehr oder weniger stark (meist kreuzförmig) unterteilt ist, wie bei Bild #14, #05, #07, #08, #10, #11,
und ganz besonders deutlich bei #12, ebenso bei #14, #15, auch #17. In allen diesen Beispielen erkennt man Rest-Astigmatismus, der nur verschieden groß ist. Bei
regelmäßiger Anwendung läßt sich sogar ungefähr abschätzen, wie groß dieser Astigmatismus ist und damit die Frage beantworten, ob das System für die visuelle
Benutzung oder die Fotografie taugt. Bei diesem Bild kann man ebenso die Eigenschaften der Abbildung im Feld mit diesem Test untersuchen: Refraktor-Systeme haben
im Feld eine mehr oder weniger große Mischung aus Astigmatismus und Koma.
Koma
Bei Koma werden die Punkte dezentriert abgebildet. Bild #06 enthält Koma, ebenso #11 noch ein ganz kleiner Betrag, in jedem Fall #13 in Richtung 10:00 Uhr, #17
ebenfalls ein geringer Betrag. Insgesamt werden aber die Systeme vor der Prüfung zentriert, weshalb die Beispiele für Koma eher selten sind, man möchte ja das
Optimum eines Teleskop zeigen.
Obstruktion und Sphärische Aberration
Obstruktion und Sphärische Aberration haben ähnliche Effekte: Ein Teil der Energie verlagert sich deutlich sichtbar im 1. Beugungsring. Hätte also ein APO beispiels-
weise einen deutlichen Beugungsring, so kann man von einer sphärischen Aberration ausgehen. Alle katadioptrischen, obstruierten Systeme haben deshalb mehr oder
weniger deutlich ausgeprägte 1. Beugungsringe, z.B.: #16, #11, #14, #15 und #17.
Farblängsfehler
Der Farblängsfehler läßt sich ebenfalls gut erkennen bei: #02, #05, #09. Dieser Fehler mischt sich aber mit dem Gaußfehler bzw. der Überkorrektur im
kurzen Spektrum und der Unterkorrektur im langen(roten) Spektrum.
Streulicht
Bei vielen SC-Systemen wäre die Abbildung so ähnlich wie bei #06, weshalb ich in diesen Fällen auf diesen Test verzichtet habe aus psychologischen Gründen.
Bei Streulicht entstehen bei diesem Test Speckle-artige "Verschmutzungen", wie man sie bei schlechtem Seeing auch vom Himmel her kennt.
Trotzdem sollte man keinen noch so signifikanten Test verabsolutieren, wie das bisweilen beim Sterntest geschieht. Auch dieser Test muß gegen-
geprüft werden um sicher zu sein, in welcher Größenordnung der jeweilige opt. Fehler tatsächlich das Ergebnis beeinflusst. Es ist ein überdurchschnitt-
lich "scharfer" Test, das darf man ganz besonders bei der Fotografie nicht vergessen.
Der Besitzer des C8 mit der #16 hat deshalb ein hervorragendes Gerät, das alles bietet, was ein solches System leisten kann.
Die meisten dieser Testbilder entstanden auf der opt. Achse und wären eine Aussage für visuelle Ansprüche. Der Strehlwert zu diesen Teleskopen
muß bei einem Refraktor nochmals differenziert werden nach der Prüfwellenlänge. Da spielt der farbabhängige Öffnungsfehler (Gaußfehler) eine
große Rolle.
Für die fotografische Anwendung spielt der Strehlwert, der grundsätzlich auf der opt. Achse ermittelt wird, eine untergeordnete Rolle, da es hier
ganz wesentlich um die punktförmige Abbildung bis in die Ecken des Bildfeldes geht. In der Praxis werden opt. Fehler durch das Seeing und einer
längeren Belichtungszeit regelrecht "verschmiert".
Siehe auch: Artificial Sky - Übersicht: Artificial SkyBildfeld Test über 20 mm opt. Target/Pinhole flat, kleine Zusammenstellung
F043 kleine Zusammenstellung ArtifSkyTest
Refraktor als Fotomaschine
siehe auch: Vixen Fluorite Apochromat 102/900
In der SuW-Ausgabe vom 16.07.2010 tituliert der Bericht von Stefan Seip, einem der renomiertesten Astrofotografen:
Quote:
Refraktor als Fotomaschine
Stefan Seip
Auf den Namen AX103S hört der neueste Refraktor des japanischen Teleskopherstellers Vixen. Aufhorchen sollten alle Astrofotografen, denn dieser Apochromat
mit 103 Millimeter Öffnung und einem Öffnungsverhältnis von 8,0 ist als Fotomaschine konzipiert.
Damit wird ganz deutlich gemacht, daß dieser äußerst farbreine Voll-APO eigentlich für die Astrofotografie konzipiert worden ist, obwohl die opt. Daten
ebenso die Kriterien eines sehr farbreinen Apochromaten erfüllen würden. Bis zu einem Bildwinkel von 2° , bzw. Verkippung von 1.0° bzw. 28.8 mm Bild-
feld-Durchmesser ist dieses System frei von Vignettierung. In den Händen eines Stefan Seip dürften damit brilliante Aufnahmen entstehen. Vielleicht finde
ich noch welche im WEB.
Große Unterschiede bestehen bei der Beurteilung von fotografischen gegenüber visuell genutzten Systemen. Bei den fotografischen Systemen sollte die Abbildung der
Sternpünktchen bis in die Ecken des Kamera-Chips möglichst klein und rund sein bis zu einer Größe von 4-3 Mikron. Dabei "verschmieren" sich während einer Aufnahme-
Zeit von 10 Minuten seeingbedingt z.B. ein eventuell vorhandener Astigmatismus, sodaß am Ende die eigentlich kreuzförmige Abbildung eines Sterns bei Astigmatismus
das Seeing dies zu einem runden Punkt werden läßt. Eine eventuell vorhandene Über- oder Unterkorrektur verlagert einen Teil der Lichtenergie in den ersten
Beugungsring (was im übrigen bei obstruierten RC-Systemen ohnehin passiert) und "bläst" lediglich den Durchmesser des Sternpünktchen etwas auf, nur wird das
in den seltensten Fällen von einem Astrofotografen nachgemessen. In der Summe kommen bei einer "Fotomaschine" selbst bei einem Strehl von ca. 0.50 immer noch
gute Bilder heraus, weil die Nachvergrößerung durch Okulare entfällt. Der Strehlwert als Kriterium für eine gute "Fotomaschine" verliert deshalb an Bedeutung, weil
dieser Wert immer nur auf der opt. Achse ermittelt wird und nie im Bild-Feld. Dort wird die Qualität allenfalls über Spot-Diagramme nachgewiesen, aber nie über
die ohnehin variablen Strehl-Werte, je nach Einfalls-Winkel. Zumindest wird unten der Versuch gemacht, die u.a. strehlmäßig zu erfassen.
Anders ist die Situation bei visuell genutzten Teleskopen: Dieser Refraktor liefert für den visuellen Beobachter sehr gute Strehl-Werte auf der Achse ab und verfügt
über die Farbreinheit eines Super-APOs. Ähnlich wie der TOA von Takahashi läßt sich dieses System über die erste Linse perfekt zentrieren. Dazu sind - aus gutem
Grund übrigens - die sechs Zentrierschrauben hinter einem Ring versteckt. Am Stern ist der Versuch einer Zentrierung zu ungenau. Hier wird folgende etwas
umständliche Zentrier-Möglichkeit erwähnt: Zit: "... mit Hilfe seines Interferometers zentrieren lassen müssen (vorher im grünen Licht nur um beugungsbegrenzt,
nun irgendwo bei 0.95 (genauere Zahlen folgen sicher noch in einem Bericht" Zit. Ende. Eine Zentrierung über einen Interferometer stelle ich mir nicht nur sehr
umständlich vor, sie müßte genaugenommen mit einem Twyman-Green Interferometer exakt auf der Achse erfolgen und verlangt die wiederkehrende Nachzentrierung
des Teleskopes vor dem Planspiegel. Mit einem künstlichen Stern auf der opt. Achse viel zeitsparender mit dem gleichen Ergebnis.
Über die Zentrierschrauben der ersten Linse lassen sich also tatsächlich Coma und sogar Astigmatismus beseitigen. Man wird bei einem fotografischen System also keine
ausufernde "Fachdiskussion" lostreten müssen. Es reicht völlig, wenn man ein paar beeindruckende Fotos abliefert. Dazu sind allerdings die wortgewaltigen "Strategen"
selten in der Lage.
Was die Spotdiagramme auf der linken Bildhälfte, das wären meine Artificial Sky Aufnahmen unter Höchstvergrößerung (f/2 in mm) der Gegenbeweis auf der rechten Bildhälfte. Und damit wird offenkundig, daß dieses System im Feld bis zu einem Durchmesser von 30 mm feine Sternpünktchen abliefern muß. Die Lichtquelle mit den
3-5 Mikron großen Pinholes wird aus der opt. Achse in Schritten von 10, 20, und 30 mm versetzt, ohne dabei das Teleskop selbst zu bewegen. Eine Lichtquelle mit
Abstand 15 mm wird auf der gegenüberliegenden Seite abgebildet. Die dadurch entstehenden Restfehler, Astigmatismus und Coma, sind fotografisch kaum wahrzu-
nehmen. Zu den Spotdiagrammen links hat dieser Test also eine gute Entsprechung. Nicht überprüft habe ich, ob es signifikante Auswirkungen gibt, wenn man die
Position der 4. Linse im Okular-Auszug bewegt. Möglicherweise läßt sich der Öffnungsfehler auch über den Abstand der 1. Linse beeinflussen. Für derartige Unter-
suchungen liegt hier noch ein drittes derartiges Teleskop. Im Falle des TS Flat 2, der eine sehr gute Bildqualität außerhalb der opt. Achse erzeugt bei vielen
Refraktoren, ist die richtige Position im Strahlengang erforderlich. Nach dieser Logik müßte es im Falle des AX 103 S auch eine optimale Position für die 4. Linse geben.
Spätestens beim Foucault-Test fällt auf, daß dieser APO die Farbreinheit eines Super-APOs hat und einen äußerst geringen Gaußfehler. Das ist der farbabhängige
Öffnungsfehler. Rot reagiert unterkorrigiert, Grün ist perfekt und Blau überkorrigiert. Bei diesem Refraktor liegt eine ganz schwache Unterkorrektur über dem System,
bei der ich noch nicht weiß, ob sie über den Linsenabstand der 1. oder 4. Linse beeinflußt werden kann. Wenn man die Systemdaten in ZEMAX einspielen könnte, wüßte
man das am schnellsten. Das Foucault-Bild des Vixen Fluorite Apochromat 102/900 - FL102S zum Vergleich.
Den Farblängsfehler dieses Refraktors habe ich auf zwei Arten ermittelt: Der obere RC_Indexwert entstand über eine Differenzmessung mit Hilfe einer digitalen Meßuhr
0.001, der untere RC_Indexwert über die Interferogramme, bei auf Grün fokussiertem System. Die Abweichung der farbigen Interferogramme (Power) läßt sich auf die Schnittweiten-Differenz der Spektralfarben zurückrechnen. In der Regel liefert das zweite Verfahren die "besseren" Ergebnisse ab, was diesmal nicht zutraf. Man darf
aber nicht vergessen, daß die "Unschärfe" im Mikron-Bereich zunimmt.
Auf der Basis dieser Farb-IGramme entstand also der obere zurückgerechnete RC_Index-Wert. Die APO-Definition von Thomas Back wäre für dieses Teleskop
erfüllt. Der Strehlwert ist selbst bei Rot sehr hoch. http://www.astro-foren.de/showthread.php?t=7720 Eine ideale Bedingung für die H-alpha Fotografie. Der
Gaußfehler spielt im Bereich von unter PV L/8, was man den Foucault-Bildern sofort ansehen kann.
Zwischen dem IST-Wert und dem Soll-Wert des Interferogrammes in der Hauptfarbe Grün bei 546.1 nm wave = e-Linie ist also kein großer Unterschied mehr.
Die Rest-Fehler sind also weder visuell und schon gar nicht fotografisch wahrnehmbar.
Die PSF-Darstellung (point spread function = Energieverteilung) liefert ein nahezu perfektes Bild ab.
ebenso die Kontrast-Übertragungs-Funktion.
Wer ein System optisch vermißt, tut dies vornehmlich auf der opt. Achse. Damit bleibt das für die Fotografie wichtige Bild-Feld zunächst unberücksichtigt.
Aus diesem Grund verkippe ich den Refraktor in 0.2°-Schritten vor dem Planspiegel, um die Auswirkung auf die Abbildung im Feld untersuchen zu können.
Diese zweite Methode liefert nicht ganz deckungsgleiche Ergebnisse ab, wie der Versatz der Lichtquelle im Fokus eines Systems. Trotzdem sind bei diesem
Test mehrere Aspekte interessant:
- An der Farbsituation beim Foucault-Test ändert sich nichts - ein Farbquerfehler kann also weitestgehend ausgeschlossen werden.
- die Vignettierung setzt spät bei einem Kippwinkel zwischen 1.0° bis 1.2° ein: Das ist die seitliche Abschattung rechts.
- wie bei allen Refraktor-Systemen nimmt Astigmatismus und Achskoma im Feld zu, wie man an den Interferogrammen sieht.
- die punktförmige Abbildung im Feld wird also überlagert von Astigmatismus und es entstehen kleine Kreuze.
- seeing-bedingt wird dieser Sachverhalt "verschmiert" über eine 10-minütige Aufnahmedauer und stört die prinzipiell runde Sternabbildung nicht.
- Dieser APO ist gleichermaßen eine Fotomaschine wie ein visuelles Highlight und preislich ansprechend.
Dieser Refraktor dürfte ca. 2 Jahre auf dem Markt sein, sodaß es vermutlich jede Menge anderer Berichte dazu gibt.
http://www.astrophotoclub.com/seiun/sankou.htm
http://imageshack.us/f/191/110507m101.jpg/
Vixen AX103S Optical Tube Assembly
http://www.skypoint.it/ddl/allegati/AP-4034.pdf
http://www.vixenoptics.com/refractors/ax103.html
http://www.teleskop-express.de/shop/product_info.php/info/p2827_Vixen-103-825mm-Triplet-Vollapo-mit-Bildfeld-Ebnung---dual-Auszu.html
http://www.cloudynights.com/ubbthreads/showflat.php/Cat/0/Number/3007617/Main/3003413
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Lieber Gerrit,
Wie lange ich auf bestimmte Teleskope warten muß, hängt manchmal von seltsamen Zufällen ab. In diesem Fall wurden mir gleich
drei dieser Teleskope in die Hand gespielt, an denen ich meinen "Forscherdrang" ausleben konnte. Nun bin ich bekanntermaßen
- leider - kein Astrofotograf, weshalb mir bestimmte Feinheiten, wie das Nyquist-Theorem nur aus dem WEB bekannt sind.
Vor ca. 30 Jahren war man mit einem Sternpünktchen-Durchmesser von 30 Mikron noch voll zufrieden. Die von mir gebaute
Newton+Korrektor Kamera mit hyperbolischen Flächen auf Hauptspiegel und letzter Korrektorfläche brachte einen Durchmesser
von 10 Mikron. Heutige Kameras haben noch kleinere Durchmesser der Sternscheibchen, aktuelle Beispiele fehlen mir derzeit.
Dem gegenüber stehen Astro-Aufnahmen gängiger RC-Systeme, die über eine deutliche Obstruktion verfügte. Als das folgende
Bild entstand, hatte das System noch eine deutliche Achskoma, mein typisches Bild beim Artificial Sky Test, siehe Bild weiter oben,
war noch überhaupt nicht zu erkennen, nach der Zentrierung aber schon. Der Lösung des Rätsels versuchte ich in dem folgenden
Beitrag näher zu kommen: http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=54906#post54906
Siehe besonders: http://rohr.aiax.de/@SV_D.png
Da ich weiß aus diesen Vergleichen, daß selbst ein Strehlwert auf der Achse von ca. 0.50 hauptsächlich wegen Überkorrektur
und Astigmatismus im Bereich PV L/3 noch zu ansprechenden Bildern führt, braucht man für die Beurteilung von "Foto-Maschinen"
offenbar andere Kriterien. Und die müßten nach meiner Vorstellung etwa so aussehen:
- Mich würde zuallererst der Sternscheiben-Durchmesser in den Ecken bei lichtschwachen Sternen interessieren,
eventuell in Zusammenhang mit Doppelsternen, deren Abstände man kennt, der Pixelgröße in Mikron etc.
- zweitens wüßte ich gerne den Unterschied zwischen obstruierten RC-Systemen und Refraktoren am konkreten Astro-Foto
hinsichtlich des Sternscheibchen-Durchmesser. Also die Frage, um wieviel "bläst" die Obstruktion das Sternscheibchen auf.
Theoretisch läßt sich das zwar berechnen, die Praxis ist mir aber lieber.
- drittens scheinen mir lediglich die systembedingte Koma eines Newtons oder ein Refraktor ohne Flattner einen größeren
Einfluss auf die Abbildung zu haben, nicht so ein Zentrierfehler, wie in der folgenden Aufnahme, oder ein Astigmatismus kleiner PV L/2
Viele der luftleeren Theorie-Diskussionen läßt sich nur sicher von den Astro-Fotografen selbst beantworten. Und die sind a) dünn gesäht
und haben b) nicht meine Interessen.
Astro-Fotografie
RC-Systeme: Zwischen den Stühlen - visuelle / fotografische Beurteilung
10 inch GSO RC Wieviel Strehl braucht ein Astro-Objektiv ? ATIK4000-techn.Daten
10" GSO RC - Auflösung im Feld perfekt
ATIK 4000-Auflösung und Artificial Sky Test
Wieviel Astigmatismus verträgt die Astrofotografie
LOMO APO + TS-Flattner , Refraktor: Coma+Astigm im Feld
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Lieber Gerrit,
hier eine kurze Antwort:
Die Astro-Fotos sind nie von mir, sie werden mir nur zur Beurteilung geschickt. Wenn ich Glück habe, erfahre ich die Aufnahmedaten und ganz selten den Kamera-Typ bzw. deren Chip mit Pixel-Größe etc.
Meine eigenen Testbilder entstehen seit Jahren mit einer Olympus Kamera. Seit mindetens 5 Jahren eine Olympus Camedia C5050, sowie deren techn. Möglichkeiten, die exakt für meine Bedürfnisse ausgelegt sind.
Aus meinem Artificial-Sky Test kann ich unter Höchstvergrößerung (Fokus/2) die Auflösung eines Teleskopes berechnen, was in den meisten Fällen mit der
Formel übereinstimmt. Das gilt für die Darstellung auf der opt. Achse. Interessant ist aber auch die Anwendung im Feld, weil damit die Fehler eines Systems
im Feld sichtbar gemacht werden können.
Dies aber unter den gleichen Vergrößerungs-Bedingungen wie auf der Achse, und das stimmt für die Fotografie natürlich nicht. Da hilft dann nur der Vergleich
weiter, meine Bilder zu vergleichen mit Feldaufnahmen, die man mit dem gleichen Teleskop unter gleichen Fehler-Einflüssen sowohl am Himmel wie auf der opt.
Bank gewinnt. Das wiederum ist sehr, sehr selten.
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Artificial Sky - Übersicht: Artificial SkyBildfeld Test über 20 mm opt. Target/Pinhole flat
Rayleigh Funktions-Kurve, Strehlwert und Obstruktion
. . . nochmals laut vor mich hingedacht:
Mein Künstlicher Sternhimmel besteht aus Pinholes mit Durchmesser von 3-5 Mikron, sogar welche mit nur 1 Mikron, also rein physikalisch weit unter der
Pixel-Größe heutiger Kamera-Chips. (Ich habe mir das unterm Mikroskop angeschaut und vermessen) Diese Art Lichtquelle schicke ich zweimal durch eine
Optik und schaue mir in der Gesamtsumme das davon erzeugte Bild unter Höchstvergrößerung an: Also Fokus/2-fach.
Es entsteht also anders als bei einer Kamera ein nachvergrößertes Bild, und wegen der Kleinheit der Pinholes nicht nur das Maximum sondern auch noch
wunderbare Beugungsringe, deren erster sich sehr gut zur Fehlerbeurteilung taugt - eben durch die hohe Vergrößerung.
Hat ein Refraktor sphärische Aberration in Form von Über- oder Unterkorrektur, so sieht man das über einen zu deutlich ausgeprägten 1. Beugungs-Ring.
Der gleiche Effekt entsteht bei obstruierten Systemen, auch da wird Energie in die Beugungeringe verschoben, je nach Größe der Obstruktion siehe unten.
Wenn dieser Beugungsring kreuzförmig durchbrochen ist, so liegt Astigmatismus in unterschiedlicher Größe vor, abhängig davon, wie deutlich dieser Effekt
zu sehen ist.
Ist dieser BeugungsRing nicht rotations-symmetrisch, so kann man Koma erkennen, und danach auch zentrieren, auch wenn man nicht exakt auf der Achse ist.
Bei katadioptrischen Systemen muß man hingegen vorsichtig sein in der Beurteilung von Koma, die müssen exakt auf der Achse zentriert werden.
Der große Vorteil dieser aus vielen Pinholes bestehenden Lichtquelle ist der Umstand, daß ich sowohl den Pinhole-Durchmesser, wie auch den Abstand genau
kenne, und damit aus dieser Fotografie, bzw. dem Bild auf der Fotografie, die Auflösung ausrechnen kann. Allerdings ist das die Abbildung durch das
Okular hindurch, wie es auch das Auge bekommen würde. Eine direkte Fotografie derart, daß der Kamera-Chip das Bild aufnehmen würde, gibt es also nicht.
Da würde jegliche Information genauso verschwinden, wie bei der Fokal-Fotografie bei Astro-Kameras.
Wenn also die Pixelgröße um den Betrag von 8 Mikron spielt, dann würde die untere Dreiergruppe (Mitte-rechts mit 8 Mikron) kaum aufgelöst, und Fehler,
die den Bereich von 8 Mikron nicht übersteigen, ebenfalls nicht. Der Chip einer Kamera sieht also aus physikalischen Gründen Fehler nicht, die erst über die
max. Nachvergrößerung gesehen werden können. Ich bin also weit unterhalb der Diskussion um die Sättigung von Pixeln etc. bei der aktuellen Astro-
fotografie.
Ich sehe also auf der opt. Bank beim Artificial Sky Test bei bestem Seeing über die Nachvergrößerung die opt. Fehler einer Kamera, die der
Kamera-Chip nie zu sehen kriegt.
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Artificial Sky - Übersicht: Artificial SkyBildfeld Test über 20 mm opt. Target/Pinhole flat
Rayleigh Funktions-Kurve, Strehlwert und Obstruktion
. . . nochmals laut vor mich hingedacht:
Mein Künstlicher Sternhimmel besteht aus Pinholes mit Durchmesser von 3-5 Mikron, sogar welche mit nur 1 Mikron, also rein physikalisch weit unter der
Pixel-Größe heutiger Kamera-Chips. (Ich habe mir das unterm Mikroskop angeschaut und vermessen) Diese Art Lichtquelle schicke ich zweimal durch eine
Optik und schaue mir in der Gesamtsumme das davon erzeugte Bild unter Höchstvergrößerung an: Also Fokus/2-fach.
Es entsteht also anders als bei einer Kamera ein nachvergrößertes Bild, und wegen der Kleinheit der Pinholes nicht nur das Maximum sondern auch noch
wunderbare Beugungsringe, deren erster sich sehr gut zur Fehlerbeurteilung taugt - eben durch die hohe Vergrößerung.
Hat ein Refraktor sphärische Aberration in Form von Über- oder Unterkorrektur, so sieht man das über einen zu deutlich ausgeprägten 1. Beugungs-Ring.
Der gleiche Effekt entsteht bei obstruierten Systemen, auch da wird Energie in die Beugungeringe verschoben, je nach Größe der Obstruktion siehe unten.
Wenn dieser Beugungsring kreuzförmig durchbrochen ist, so liegt Astigmatismus in unterschiedlicher Größe vor, abhängig davon, wie deutlich dieser Effekt
zu sehen ist.
Ist dieser BeugungsRing nicht rotations-symmetrisch, so kann man Koma erkennen, und danach auch zentrieren, auch wenn man nicht exakt auf der Achse ist.
Bei katadioptrischen Systemen muß man hingegen vorsichtig sein in der Beurteilung von Koma, die müssen exakt auf der Achse zentriert werden.
Der große Vorteil dieser aus vielen Pinholes bestehenden Lichtquelle ist der Umstand, daß ich sowohl den Pinhole-Durchmesser, wie auch den Abstand genau
kenne, und damit aus dieser Fotografie, bzw. dem Bild auf der Fotografie, die Auflösung ausrechnen kann. Allerdings ist das die Abbildung durch das
Okular hindurch, wie es auch das Auge bekommen würde. Eine direkte Fotografie derart, daß der Kamera-Chip das Bild aufnehmen würde, gibt es also nicht.
Da würde jegliche Information genauso verschwinden, wie bei der Fokal-Fotografie bei Astro-Kameras.
Wenn also die Pixelgröße um den Betrag von 8 Mikron spielt, dann würde die untere Dreiergruppe (Mitte-rechts mit 8 Mikron) kaum aufgelöst, und Fehler,
die den Bereich von 8 Mikron nicht übersteigen, ebenfalls nicht. Der Chip einer Kamera sieht also aus physikalischen Gründen Fehler nicht, die erst über die
max. Nachvergrößerung gesehen werden können. Ich bin also weit unterhalb der Diskussion um die Sättigung von Pixeln etc. bei der aktuellen Astro-
fotografie.
Ich sehe also auf der opt. Bank beim Artificial Sky Test bei bestem Seeing über die Nachvergrößerung die opt. Fehler einer Kamera, die der
Kamera-Chip nie zu sehen kriegt.
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Beim dritten Vixen AX103S interessierte mich, ob der Abstand der 4. Linse im Okularauszug eine entscheidende Rolle spielt. Zunächst ist der Abstand sehr gutmütig,
aber es gäbe nach meinen Versuchen trotzdem folgende optimale Abstände:
Bei diesen Abständen ergibt sich folgender Eindruck für die Vignettierung, obere Reihe, und die daraus resultierende Abbildung beim Artificial Sky Test untere Reihe.
Bei Durchmesser 30 mm nimmt der system-bedingte Astigmatismus zu, was man sieht, wenn man den Gamma-Wert "hochzieht". Die Aufnahmen sind bei 550 nm wave
gemacht, um andere störende Farbeffekte auszuschließen.
Die hier über den Artificial Sky Test gezeigte optimale Auflösung, wird von einem Kamera-Chip in der Regel gar nicht genutzt. Zumindest meine Bilder legen diesen
Schluß nahe.
F031 Glasweg-Diskussion Glasweg verändert Sekundäres Spektrum
Glasweg-Diskussion
Wie man aus einem farbreinen TMB 100/800 einen Achromaten mit deutlichen Farbeffekten machen kann, zeigt
folgender Bericht, der die Farbreinheits-Diskussion damit etwas relativieren möchte. Mit einem Baader Groß-
feldbino läßt sich ohne den 1.7-fach brennweiten-verlängernden negativen Achromat die anfängliche Farbreinheit
konterkarrieren. Nicht ganz so kritisch ist die Sache bei Verwendung eines Zenith-Prismas, aber auch da ist
dringend ein Zenith-Umlenkspiegel erforderlich, weil dieser Apochromat keine Glasweg-Bauelemente berück-
sichtigt, wie das z.B. das HCQ-Objektiv macht. Jedes Amici-Prisma führt einen Glasweg ein und zerstört damit
die Farbreinheit, wenn sie nicht bereits beim Design berücksichtigt worden ist.
Der Foucault-Test zeigt eindrucksvoll die Situation: Am stärksten bei der Lösung: Bino ohne Korrektor und beim Zenith-
Prisma. Relativ glimpflich kommt der TMB APO beim 1.75-fach brennweiten-verlängernden Glasweg-Korrektor weg, aber
eben deswegen, weil über die Brennweiten-Verlängerung zugleich aus dem f/8 Verhältnis ein f/14 Verhältnis wird, damit
die Schärfen-Tiefe von 0.0699mm (100/800) auf 0.2141 mm ansteigt, und damit die Farbe fast wieder verschwindet, also
auf eine Öffnungszahl zurückgeht, die bereits vor vielen Jahren sehr vernünftig war. Die Farbreinheits-Diskussion wird ja
geradezu forciert über die größen Öffnungen bei Refraktor-Systemen.
Ohne Glas-Wegkorrektur beim Baader Bino schaut dann der Sterntest so aus, wobei die eigentliche "Korrektur" über
die Brennweitenverlängerung entsteht, mehr ist es nicht. Auf diese Weise läßt sich auch mancher Halb-APO oder
Zweilinse opt. etwas "tunen".
Hier der Baader Großfeld-Bino einmal mit Brennweitenverlängerung von 800 auf 1400 mm und ein andermal ohne diese
kleine Linse
Hier das Zenith-Prisma, das ähnlich wie jedes andere Amici-Prisma die Farbreihheit des TMB reduziert.
Ein interessanter Effekt dieser Brennweitenverlängerung ist die Tatsache, daß die leichte Überkorrektur bei e-Linie Grün
reduziert wird, also ausgleichend wirkt, und immer noch eine Index-Zahl von 0.5466 herauskommt. Man wird also Mühe
haben, diesen Fehler am Himmel zu sehen. Durch das Zenith-Prisma geht ebenfalls viel von der Farbreinheit verloren,
trotzdem wäre es an der Grenze, bei der man noch von einem APO sprechen kann mit einer Index-Zahl von 1.0015
Ohne diese Brennweitenverlängerung hingegen schlägt der lange Glasweg eines Binos hart zu und die Farbreinheit landet
in der Gegend eines Scopos oder anderer sich APO-schimpfenden Systeme mit Index 2.3248.
HIer zum Vergleich die Messung des TMB-APOSs, wie auch oberes Foucault-Bild bereits deutlich macht
#########################################################################################
Hallo Markus,
das HCQ wurde nur in einer kleinen Serie gebaut und ist mittlerweile verkauft. Ob ein Nachfolger kommt, ist ungewiss. Bei Verwendung eines Zenit-Prismas muß ein Glasweg in das Design mit einbezogen werden. Deshalb gab und gibt es immer wieder Systeme, die nur mit Glasweg perfekt sind. Beim Zeiss APQ hatte ich hier aber schon beide Lösungen.
Zeiss APQ 130/1000 #97755 - Nur mit Glasweg ein Super-APO
Zeiss APQ 130/1000 # 97161 CaF2-Immersions-Optik: Nur mit Glasweg sehr farbrein
Carl Zeiss APQ 100/640 Fluorith APO # 97039 mit Glasweg verwenden
Zeiss APQ # 97003 100/640 mit Glasweg verwenden
Carl Zeiss APQ 100/640 Fluorith APO # 97039 mit Glasweg verwenden
Zeiss APQ # 97003 100/640 mit Glasweg verwenden
Sky-Watcher ED 80/600 Halb-APO besser mit 50 mm Glasweg
Gaußfehler gegen Farblängsfehler Zeiss APQ #011 mit/ohne Glasweg
Ich hatte unlängst noch einen anderen Hersteller, bei dem das Zenitprisma zur Verbesserung der Farbreinheit beitrug.
F029 Digitale Meßuhren und Sekundäres Spektrum
digitale Meßuhr und Sekundäres Spektrum
Die Frage nach der Meßgenauigkeit der von mir verwendeten Meßuhr wird hier sehr ausführlich beantwortet:
Alles weitere findet man in den einschlägigen Berichten in unserem Optik-Forum,
z.B. hier: F028 @ Farblängsfehler messen mit dem Bath-Interferometer
http://www.mahr.com/index.php?NodeID=6041
Die Meßgenauigkeit von 0.01 mm auf diesen Kurzstrecken von max. 1.5 mm bei einem schlechten Fraunhofer
übererfüllt diese Meßuhr bei weitem. Bei den von mir überlicherweise gemessenen Distanzen von bis zu
0.5 mm wäre die Genauigkeit der Uhr selbst bei 0.002, die Wiederholgenauigkeit über die Streifeneinstellung
bei mindestens 0.005 mm und besser. Das läßt sich sehr leicht aus den Serienmessungen erkennen, die bei
jeder Vermessung Pflicht ist. Das arithmetische Mittel weist dann logischerweise einen 3-stelligen Wert nach
dem Komma aus.
Bei gleichen Meßbedingungen wäre eine Genauigkeit von 0.005 mm völlig ausreichend. Da steckt neben
Temperatur-Effekten der Optik, der Luftschlieren auch die "Wiederholgenauigkeit" drin. Auch zusätzliche
Fehler wie Achskoma und Astigmatismus erschweren den Vergleich.
Für die Messung des Farblängsfehlers also völlig ausreichend. Bei allen Linsen- oder Spiegellinsen-Systemen
lassen sich Farbfehler in irgendeiner Weise nachweisen. Nur reine Spiegelsysteme haben diesen Effekt nicht.
F028A Berechnung über Pfeilhöhe
ein kleiner Nachtrag zur Vermessung des Farblängsfehlers über die Power:
Dieser Möglichkeit liegt diese Formel zugrunde: Sphärometer - Pfeilhöhe bestimmen bei Kugel & Parabel, Algorhythmus
Ausgehend von der Hauptfarbe Grün, fokussiert man auf diese Hauptfarbe - in der Regel Grün = e-Linie = 546.1 nm wave
nach der Fraunhoferschen Systematik. Bei einem Achromaten würde nun Blau und Rot eine längere Schnittweite haben,
und demzufolge kippen, bei unveränderter Testanordnung, die Streifen der blauen und roten Interferogramme nach unten,
wenn man die immer gleiche Einstellung des Bath-Interferometers benutzt, was zu einer systematischen Vermessung
unabdingbar ist. Fraunhofersche Spektral-Linien im sichtbaren Teil des Spektrums, Tafel A, Tafel B, Tafel C
Dieses Abkippen der Streifen kann man als Power auffassen, also als Abweichung von der absoluten Planität. (In diesem
Fall würden nämlich die Streifen absolut parallel und gerade im Interferogramm erscheinen.) Die Abweichung wird also
in Power und Nanometer dargestellt und wäre somit das "z" aus der oberen Pfeilhöhen-Formel. Über diese Differenz kann
in Abhängigkeit zum Durchmesser und Fokus des jeweiligen Refraktors, die Differenz der Schnittweite ermittelt werden.
F028 @ Farblängsfehler messen mit dem Bath-Interferometer
Farblängsfehler messen
Das ist wirklich ein APO !!!
Augenblicklich gibt es eine Foren-Diskussion, wie der von mir bei einem 80/560 Apo gemessene Farblängsfehler von 0.3
mm über drei Objektive zu würdigen sei. Da ich mich aus einer Würdigung meine Meßergebnisse grundsätzlich heraus-
halten muß (da sind Händler, Kunden und Designer gefragt - hoffentlich wird der einschlägige Artikel bald veröffentlicht,
auf dessen Formeln mein W-Wert beruht. Um aber die Entstehung meiner Daten transparenter zu machen, hier ein
Bericht, wie sie entstehen. Jeder kann diese Messungen nachvollziehen, und zwar bereits über den Sterntest, der
hier angefügt wurde im Vergleich zu diesem Teleskop.
Man erkennt es hoffentlich wieder, mein TMB Apo 100/800, Referenz-Optik für diese Art Diskussion, sehr farbrein, ähnlich
gut wie der Takahashi 102/820, nur die Lage der Spektral-Farben ist anders.
Eine der interessantesten Eigenschaften des Bath-Interferometers ist die Tatsache, daß er mit normalem Weißlicht
ebenfalls funktioniert, weil er nämlich keine Kohärenzlänge braucht, wie andere Interferometer. Damit hat man die
Möglichkeit, im gesamten Spektrum des sichtbaren Lichtes zu messen mit einer hohen Genauigkeit, wenn man sich
weiter unten die techn. Daten von Melles Griot einmal anschaut. Die Anordnung der Komponenten ist analog der
üblichen Anordnung: Als Lichtquelle dient ein 0.4 mm Pinhole im Fokus eines ca. 120 mm kleinen Achromaten, der
ein ziemlich genaues Parallel-Bündel draus macht mit einer Blende von ca. 4 mm, damit die kleine Bikonvex-Linse
gut ausgeleuchtet wird. Linse mit Blende sitzt im Klötzchen mit dem blauen Klebeband. Dahinter Platz für die
kleinen Interferenzfilter, die aus opt. Gründen im parallelen Strahlgang stehen müssen. Alles übrige entspricht der
üblichen Anordnung.
Damit auch die Toleranz der verwendeten Interferenzfilter eindeutig ist, das Datenblatt von Melles Griot. Der kleine
12 mm im Durchmesser Filter ist ungefaßt, weshalb man auf ihn sorgfältig aufpassen sollte.
Damit auch der Farbeindruck der verwendeten Filter erkennbar ist, sei dieses Foto angefügt.
Ein weiteres Detail ist die Mikrometerschraube des Koordinaten-Tisches mit den üblichen 0.01 mm Teilerstrichen und
einer Ablesegenauigkeit von mindestens 0.005 mm und besser. Bei der exakten Vermessung sollte man den "toten" Gang
der Gewindespindel in der Weise berücksichtigen, indem man mit der kürzestens Schnittweite beginnt, beim TMB diesmal
Rot, weil dann die Spindel niemals zurück, sondern immer nur in einer Richtung weitergedreht wird. Also in diesem Fall
nacheinander: Rot, Gelb, Grün und Blau. Der Meßbereich von 25 mm ist für diesen Fall ausreichend, (wenn man es über-
treiben will, könnte man auch eine 0.001 mm Meßuhr benutzen, was aber gar nicht erforderlich ist.)
Nun habe ich absichtsvoll vor einigen Tagen das mit ZEMAX gezeichnete Diagramm der chromatischen Aberration
unter dem Aspekt des Farblängsfehlers vermessen mit einem W_gesamt-Wert von 0.4578. Aus der Differenz zum
aktuell vermessenen besseren Wert von W_gesamt von 0.2976 und der anderen Lage der Farben, mag man
erkennen, daß die Diagramm-Darstellung die Wirklichkeit nicht gut reproduziert. Anders als im Diagramm fällt
nicht die F-Linie (blau) am kürzesten sondern bei der Messung die C-Linie (rot) Betrachtet man aber die Ergebnisse
dann ist das TMB Apo in der Praxis besser als im gerechneten Design, wobei man beachten muß, daß im Diagramm
von der Brennweiten-Differenz ausgegangen wird, während ich eine Schnittweiten-Differenz messe, und zwar nur
die Differenz bezogen auf den e-Linien-Fokus als Null-Punkt, das ist dann erreicht, wenn die Streifen mit allen Fehlern
möglichst gerade sind. Bei Unter- oder Überkorrektur auf die 0.7 Zone oder Rand-Mitte-Rand auf einer Linie, wie bei
der Parabel.
Zur Demonstration der unterschiedlichen Farb-Schnittweiten wäre natürlich der Scopos 80/560 mit einer Differenz
von ca. 0.3 mm geeigneter, weil sich für diesen Fall die Interferenz-Streifen erheblich stärker durchbiegen würden.
In diesem Fall führt das sehr weit nach "hinten herausfallende" Rot zu einer überdeutlichen Verformung der Inter-
ferenzstreifen mit der man auf andere Weise das sekundäre Spektrum kathegorisieren könnte. Bei einem hochwerti-
gen und farbreinen Apo läßt sich das deshalb nicht so gut zeigen. Man muß also sehr viel genauer
hinschauen, damit man die 0.01 mm Abweichung und weniger exakt vermißt. Deshalb auch die dünne grüne Linie
quer durch alle Interferogramme: Bei dieser Übersicht wurde exakt auf die e-Linie fokussiert, und lediglich die
anderen Filter ausgetauscht. Aus der geringen Durchbiegung der Interferenz-Streifen erkennt man aber doch, die
Längenabweichung von rot grün von 0.04 mm. Für die Vermessung empfiehlt es sich, nur noch 1 - 2 Streifen
einzustellen, und ganz sorgfältig - zu einem dünnen Lineal hin orientiert - zu fokussieren. Siehe erstes Bild.
Wer sich daraufhin die Systematisierung anschaut, erkennt erneut, daß das TMB in der Liga des Takahashi oder eines
HCQ oder eines Astreya Super Apos spielt. Wobei das HCQ mit Glasweg verwendet werden sollte, das TMB hingegen
ohne Glasweg.
Eine Anmerkung zum nächsten Bild: Orientiert an dem Lineal stellt man entweder die Streifen in gleicher Weise ein und
liest die Schnittweiten-Differenz an der Mikrometerschraube ab, oder aber man fokussiert exakt auf Grün und erkennt an
der Durchbiegung der Streifen die Schnittweiten-Abweichung: Nach oben gebogen bedeutet: Schnittweite fällt kürzer,
nach unten gebogen bedeutet, Schnittweite fällt länger. Im Vergleich zum TMB Apo bei 800 Fokus erleiden die Streifen
eine gewaltige Durchbiegung über den Farblängsfehler.
Wie sensibel bereits der Sterntest die aktuelle TMB Apo Farbverteilung ebenfalls darstellt, sieht man am gut sichtbaren
Rotsaum, den das Sternscheibchen extrafokal umgibt. Über die Vermessung der Farbschnittpunkte, Rot liegt gerade mal
0.04 mm vor grün als Bezugspunkt, läßt sich auch qualitativ sehr anschaulich der Farblängsfehler bzw. das sekundäre
Spektrum oder die chromatische Aberration von jedem eindruckvoll darstellen, nur halt nicht so exakt vermessen. Für die
Beurteilung wäre das noch nicht einmal so entscheidend.
Wer also bei der Neu-Einführung von Linsen-Teleskopen welcher Coleur auch immer, nach einer Systematisierung
sucht, der hat mit dem Sterntest beginnend im Vergleich zu anderen Apos hier:
bereits ein gutes Kriterium zur Beurteilung der Farbsituation. Wie man das dann erklärt oder würdigt, soll meine Sache
nun wirklich nicht sein. Meine Berichte dienen der Transparenz von Optiken, denn gerade über die Qualität von Optiken
wird viel erzählt. Ich publiziere hier immer nur meine Meßergebnisse, was ich mir vor allem nicht verbieten lasse.
Eine gewisse Ähnlichkeit besteht tatsächlich zum SkyWatcher ED 100/900 ebenfalls grün und blau dicht
beieinander, gelb um ca. 0.08 dahinter und rot mit einem "weiten" Abstand hierzu.
Noch ein paar andere Beispiele: siehe auch hier: http://www.astro-foren.de/showthread.php?t=6849
für den TAL FH ergeben sich folgende Werte:
e-Linie ...+ 0.000 mm kürzeste Schnittweite
d-Linie ...+ 0.125 mm RC-Wert: 1.145
F-Linie ...+ 0.345 mm RC-Wert: 3.159
C-Linie ...+ 0.645 mm RC-Wert: 5.910
..............................RC-Wert gesamt 4.532
F022 Gaußfehler gegen Farblängsfehler Zeiss APQ
Hallo Richard,
spinnen wir mal den Faden weiter: http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=39557#post39557
Hier ging es um ein überarbeitetes Zeiss APQ #011 und um den Einfluß des Glasweges, der aus einem
"schlechten" APO einen Super-APO macht, weil 50 mm Glasweg die Situation völlig verändern können.
Die Frage ist jedoch jeweils, wie man das sowohl grafisch anschaulich darstellt, als auch rechnerisch
zu einer Art IndexZahl führt, in der integrativ der Gaußfehler und der Farblängsfehler ausgedrückt wird.
Wobei der Kugelspiegel das Ideal darstellt, weil weder Farblängsfehler noch Gaußfehler vorhanden sind.
Man kann - so meine Überlegung - ein farbiges Weißlicht-Interferogramm in die RGB-Farben zerlegen
und bekommt somit die Information für Blau, Grün als Hauptfarbe und Rot mit der typischen Verformung
des jeweils mittleren Streifens: Grün nahezu linear und gerade, Blau mit Zeichen der Überkorrektur und
Rot jeweils unterkorrigiert. Das wäre der Gaußfehler selbst.
Dar Farblängsfehler als zweites Kriterium drückt sich hingegen im Abkippen der Streifen hin zum Rand aus:
Ein Abkippen nach oben steht für kürzere Schnittweite, nach unten für längere Schnittweite. Legt man
in beiden Fällen (mit und ohne Glasweg) die blau-grün-roten Streifen übereinander, wie sie ja im Farb-
IGramm übereinander-liegen, dann ergibt sich über den methodischen Umweg ein deutlich differenziertes
Bild zwischen beiden Zuständen ein und desselben Objektivs.
Damit hätte man ein recht anschauliches Unterscheidungs-Kriterium auch zwischen ähnlich farbreinen
APOs, das gleichermaßen Gauß- wie Farblängsfehler zeigt. Und daraus sollte sich aber dann auch eine
integrative Indexzahl für die beiden Fehler errechnen lassen. Bislang stützt sich meine Unterscheidung nur
auf den Farblängsfehler. Damit hätte man auch den Gauß-Fehler noch dabei und vor allem auch noch die
Forderung der gleichen Fokus-Lage- in der Regel für Grün.
Während bei der Glasweg-Variante der Gaußfehler stärker dominiert, besonders bei Rot die Unter-
korrektur stünde ohne Glasweg die farbliche Längsaberration mehr im Vordergrund, was eigentlich
für die interferometrischen Vermessung des Farblängsfehlers spricht. Rechnet man die größere
Streifen-Anzahl beim unteren IGramm mit ein, wird der Unterschied noch augenfälliger.
Der Grund für die Überarbeitung bzw. Korrekur der Linsen-Abstände ist eine Überkorrektur, die sich im Laufe
von ca. 70 Jahren infolge von Schrumpfung der Abstandsplättchen einstellte (wenige Micron). Daher ist den
Interferogrammen ein flaches "M" überlagert. Wenn dieser Fehler behoben ist, erkennt man eine Farbreihheit,
die dem Kugelspiegel sehr nahe kommt. Hier stößt man auch an die Nachweis-Grenze.
Als vorläufiges Fazit läßt sich festhalten, daß man mit dem Farb-Interferogramm eine sehr schnelle
Zuordnung zum Thema Farbreinheit bekommt - immer im Vergleich zum Kugelspiegel.
Apochromate der neuen Generation , - Daten zum Interstellarum-Bericht
Takahashi Super APO TSA 102/816 - TMB Design APO 115/805 - William Optics Fluoro Star APO Triplett
APO-Vergleich Teil II, Daten zum Interstellarum-Bericht
Auch dieser APO-Test erscheint nachträglich noch einmal in einem ganz anderen Licht:
Beim Tak wäre der Gaußfehler am kleinsten, der Farblängsfehler jedoch nicht. Und das ist der Grund
für die RC_Indexzahl, die sich am Farblängsfehler orientiert, nicht am Gaußfehler. Zurückgerechnet
um den Faktor 0.83 wurde hier der größere Streifenabstand auf den kleineren Abstand der unteren.
Der RC_Index-Wert beim zweiten TMB design APO #283 ist deswegen so klein, weil die Gaußfehler-
Abweichung zwar in etwa dem vom ersten Takahashi entspricht. Die Schnittweiten für die Spektralfarben
ist jedoch sehr klein ist, was zu dieser sehr kleinen RC_Indexzahl von 0.1121 führt. Hier hat der Gauß-
fehler die stärkere Abweichung.
Der William fällt in mehrerlei Hinsicht aus dem Schema heraus: Der immer wiederkehrende Schönheits-
fehler bei diesem Hersteller ist die Überkorrektur, mal mehr mal weniger. Wäre dieser Fehler behoben,
würde diese Optik als äußerst farbrein abschneiden und man käme für dieses Objektiv auf Zeiss-B-Werte.
Nicht zu vergessen, daß TMB und William TMB eigens für diesen Test vom Versender herausgesucht waren,
besonders wenn man im Nachhinein diese Erfahrungen mit William Optiken macht:
William FluoroStar FLT 132 Vergleich mit Equinox Nr. 1
Three William FLT 132 strongly overcorrected Nr. 2 und Nr. 3
William Fluoro Star FLT 110 / 770 überkorrigiert
Zum Vergleich nochmals die Situation am Kugelspiegel:
und zur Darstellung der spherochromatischen Aberration am APQ # 011
folgende Übersicht:
Chromatische Aberration: APQ 105/800 ohne Glasweg
Chromatische Aberration: APQ 105/800 mit Glasweg
Und zur Ergänzung:
F020 RGB-Farben, Simulation der Farbsäume
Diese Beiträge gehen der Frage nach, wie bei Achromaten und ED-APO's der Farbsaum über die unterschiedlichen Farb-Schnitt-
weiten entsteht bzw. Rückschlüsse auf die Farbschnittweiten zuläßt.
Ruft man diesen Link auf, dann kann man mit dieser additiven Farbmischung, bzw. den RGB-Schiebern, spielen. Prinzipiell
hat man es ja beim Sternscheibchen-Bild mit einer additiven Farbmischung zu tun. Extrafokal - dort läßt es sich am leichtesten
verstehen. In der Wirklichkeit sind es nicht drei isolierte Rot-Grün-Blau-Farbkanäle, sondern das gesamte sichtbare Spektrum,
aber mit dieser Simulation funktioniert es auch schon sehr schön.
Das Farbspiel am extrafokalen Sternscheibchen kommt dadurch zustande, (wenn man mal den Gaußfehler vernachlässigt bei ED-
APO's oder bei Achromaten), daß die Schnittweiten der RGB-Farben in irgendeiner Anordnung hintereinander liegen. Das führt
hinter dem Fokus auf dem Auffang-Schirm, Chip oder der Netzhaut dazu, daß dort die extrafokalen Scheibchen dieser
RGB-Farbauszüge unterschiedlichen Durchmesser haben. (siehe hier)
Dadurch entstehen zwei Situationen: Überall dort, wo wegen des Durchmessers sich alle drei RGB-Farben überlagern, bleibt das
Scheibchen-Bild weiß oder weißlich, und überall dort, wo wegen des größeren Durchmessers sich die Restfarben mischen, entsteht
die Komplementär-Farbe. In meiner Simulation habe ich 7 Standard-Größen miteinander kombiniert. Mit der Zahl 680 wäre der
Scheibchen-Durchmesser am kleinsten und liegt auf der Farb-Achse am weitesten hinter den anderen Farben (erstes Beispiel).
Vor Blau(680) als letzter Schnittweite kommt Rot und davor liegt Grün mit dem größten Durchmesser (860). Rot variiert durch-
messermäßig zwischen Blau (680) und Grün (860)
Wenn nun Rot dicht vor Grün mit jeweils größerem Durchmesser liegt, und Blau sozusagen über seinen kleineren Durchmesser
hinter diesen beiden Farben "verschwindet", dann mischt sich am Rand dieses Rot mit Grün zu Gelb, wobei Grün noch ein bißchen
dominiert. Liegt Rot und Grün exakt auf gleicher Schnittweite, dann haben sie gleichgroßen Durchmesser, und mischen sich zu
einem reinen Gelb. Der Durchmesser von Blau ist dann kleiner, und bis zu diesem Durchmesser mischen sich diese drei Farben
zu weiß.
Umgekehrt kann Rot in der Nähe von Blau liegen und ähnlich kleinen oder gleich großen Durchmesser haben, dann mischen sich
bis zum gemeinsam kleinen Durchmesser von Blau, Rot und auch Grün wieder die Scheibchen auf Weiß, aber Grün überstrahlt
am Rande als einzige Farbe alle anderen, und wir hätten nun einen grünen Rand.
Jedes der Beispiele enthält also diese beiden Möglichkeiten, je nachdem ob die mittlere Farbe mehr zur Farbe nach links, oder
zur Farbe nach rechts orientiert ist. Trotzdem wurde natürlich die Reihenfolge R+G+B eingehalten, weil Corel Photo-Paint es
so verlangt. Aus dieser Systematik läßt sich dann verstehen, warum die Achromaten, ED-APO's einen deutlicheren Farb-Rand
haben, und warum bei hochwertigen APO's der Farbsaum am Rande mehr oder weniger verschwindet.
Auf ähnliche Weise funktioniert der Foucault-Test, weil sich auch hier über die Messerschneide die Farben additiv mischen.
Zusätzlich wird in diesem Zusammenhang auch noch der Gaußfehler sichtbar, wie ich vor einiger Zeit ebenfalls simuliert habe:
Gaußfehler: ZEMAX-Simulation von APO-Foucault-Bildern
Oberes Bild zerlegt in die RGB-Farben. Über die Schatten, die beim Foucault-Test über den Farblängsfehler und Gaußfehler ent-
stehen, mischen sich die verbleibenden Farben zur entsprechenden Komplementär-Farbe: Beim Vixen-ED erkennt man bei Rot
eine deutliche Unterkorrektur: Die Mitte scheint als flache Kuppe auf den Betrachter zuzugehen. Erzeugt wird dieser Eindruck
über den Schatten rechts auf dem roten Farbauszug.
Bei Blau erzeugt eine "Mulde" den Eindruck einer Überkorrektur: Der Schatten zeigt sich auf der linken Seite. Dadurch addieren
sich die Restfarben Grün und Blau rechts zu Türkis, und Rot und Blau links zu einem schwachen Violett.
Der Takahashi TOA hat nahezu keinen Gaußfehler und deswegen ist nur der Farblängsfehler im Foucault-Schatten erkennbar.
Grün-Rot müssen näher beieinader liegen und erzeugen links einen gelblichen Bereich. Grün wäre der Fokus-Punkt, auf den
war die Messerschneide eingestellt, so wäre Rot dahinter und der Schatten kommt von rechts, Blau liegt davon, und so
kommt der Schatten von links. Takahashi - TOA 130 / 1000 Gat 07.Febr. 2010
Eine sichel-förmige Farbverteilung wie beim Vixen ED fehlt und wäre ein Hinweis auf einen geringen bis fehlenden Gaußfehler.
So läßt sich auch über den Stern- und Foucault-Test der Farblängsfehler + Gaußfehler abschätzen und als qualitativer Vergleich
für die Farbreinheit eines Refraktors nutzen.
F011 Systematik bei der Vermessung des Farblängsfehlers
Vorwort: Bei der Ermittlung des Farblängfehlers über farbige Interferogramme (F-, e-, C-Linie) hat man es immer mit dem Gaußfehler
bzw. dem farbabhängigen Öffnungsfehler zu tun. Dieser verformt die mittleren Interferenz-Streifen bei Überkorrektur "M"-förmig, bei
Unterkorrektur "W"-förmig. Deshalb ist die Behauptung sachlich falsch, man würde bei der Ermittlung des Farblängsfehlers den
Gaußfehler nicht berücksichtigen. Bei der Suche nach dem Fokus-Punkt des jeweiligen Farb-Interferogrammes beginn man deshalb
wie beim 1. Diagramm weiter unten in der 0.707 Zone des IGrammes und mißt von dort aus den Abstand zur Hauptfarbe Grün = e-Linie.
Insofern ist die Forderung nach einem "meßtechnischen Poly-Strehl" ein sinnloses Störfeuer, arbeitsintensiv und wenig informativ. Die
Diskussion darüber wird in Foren besserwesserisch und penetrant geführt.
01. Systematik beim Vermessen des Farblängsfehlers
Systematik bei der Vermessung des Farblängsfehlers 02. Beitrag
Bei der Vermessung des Farblängsfehlers kann man auch Fehler machen, besonders wenn man
sie über den Foucault-Test vermißt. Siehe deswegen auch unterste Überesicht.
Deswegen in einer Art Zusammenfassung ein paar Überlegungen zum Sachverhalt:
Betrachtet man sich zunächst eines der Diagramme, wie es beispielsweise von ZEMAX zur Darstellung des
Farblängsfehlers erstellt wird und auf den Seiten eines Händlers publiziert worden war. Dann hat man in der
senkrechten Y-Achse den Abstand von der opt. Achse in Einheiten von 1 - 10 bzw. 0 - 100% und dazu
die X-Achse mit Millimeter-Einheit, was den Bezug herstellt für den Abstand der jeweiligen Farbe von der
letzten Linsen-Fläche, Schnittweite genannt. Für die Farbe Grün e-Linie genannt mit546.2 nm wave sollte
die dazugehörige grüne Linie im Diagramm möglichst mit der Y-Achse zusammenfallen. Das bedeutet, (1) Grün
hat keinen Öffnungsfehler, und Grün ist als Hauptfarbe der Bezugspunkt für die Messungen. Da wir es aber
grundsätzlich mit einer Kreisfläche zu tun haben, ist die 0.707 Zone bzw. 70.7% Zone der Bereich, der
optisch die größte Fläche hergibt, weshalb sich das Augenmerk genau auf diese Zone richten muß. Das
erkennt man im Diagramm schon dadurch, daß sich im Diagramm in diesem Bereich die Linien möglichst
annähern oder schneiden und sich der Gaußfehler möglichst gleichmäßig ins kürzere/längere Spektrum
verteilt.
In der folgenden Übersicht wäre also das kurze Spektrum (Blau) überkorrigiert, das lange Spektrum unterkorrigiert.
Wäre das ZEMAX-Diagramm identisch mit der gemessenen Praxis, und das kann aus vielerlei Gründen variieren,
u.a. wenn die Linsenabstände nicht exakt eingehalten wurden, oder die Glasschmelzen variieren, also nur
wenn die Rechnung mit der gemessenen Wirklichkeit übereinstimmen würde, dann läßt sich bereits aus
dem Diagramm die Farbreinheit bzw. RC-Indexzahl ermitteln, ohne Vermessung. Jedenfalls immer in der
70.7% Zone und nirgendwo anders, denn dort ist bei größtem FlächenAnteil der Farblängsfehler
im Zusammenhang mit der Tiefenschärfe für diesen Durchmesser am kleinsten. Unterhalb ist eher
uninteressant, die Frage ist nur, welche Zone für die Praxis später am günstigsten ist. Weiter
außerhalb wechseln nämlich im Diagramm auch die Farbschnittweiten.
Nun hat man aber ganz bestimmt bei einer Foucault-Messung immer die Ungewissheit, ob man sich tatsächlich
in der 70.7% Zone befindet, weil es unter Foucault kein exaktes Kriterium gibt, wie man tatsächlich diese
Zone wiederholbar findet. Man ist übrigens in einem Genauigkeitsbereich, wo SerienMessungen unabdingbar
sind. Das nächste Bild wäre ein Beispiel dafür, wie stimmig in einem sehr günstigen Beispiel die ZEMAX-
Ergebnisse mit den Meßergebnissen sein können - nicht müssen.
Das Problem, die 70.7% Zone exakt zu vermessen wird nämlich über den Gaußfehler massiv erschwert, sodaß
man entweder bei Blau eine "M"-förmige Verzeichnung der Streifen bekommt wegen Überkorrigiert, oder bei
Rot eine "W"-förmige Verzeichnung der Streifen bekommt, wegen Unterkorrektur und bei der Hauptfarbe Grün
im Idealfall der Streifen schnurgerade ist und damit exakt parallel zu einer Hilfs-Linie, die man als dünnen
Faden in den Strahlengang bringen kann - die Bezugslinie. Bei Blau bzw. Rot gilt dann: In der 70.7% Zone
ist man, wenn Rand-Mitte-Rand des mittleren Streifens auf dieser BezugsLinie liegt, für Grün erübrigt sich
diese Überlegung (im Ideal-Fall). Um also die jeweilige Farb-Schnittweite zu ermitteln, muß man nach diesem
Verfahren auf jede einzelne Farbe gesondert fokussieren, dann hätte man für die Zone 70.7% die Farb-
schnittweite zur nachfolgenden Ermittlung der RC-Indexzahl. Damit läßt sich aber die Frage nach dem
Gesamtstrehl nicht beantworten (das arithmetische Mittel aus den Einzelstrehls)
Man hat nämlich beim Fokussieren die Situation, daß man im Ideal-Fall auf die Hauptfarbe Grün fokussiert
bzw. dort, wo der schärfste Bildeindruck vermittelt wird. Für die Hauptfarbe Grün würde das passen. nur
die anderen Farben spielen aus mindestens zwei Gründen nicht mit: a) der Farbschnittpunkt liegt woanders,
b) die andere Farbe hat zusätzlich noch einen Öffnungsfehler, Gaußfehler genannt. Erkennen läßt sich der
Sachverhalt, weil bei kürzerer Schnittweite die Streifen nach oben abkippen am Rand, bei längerer Schnittweite
nach unten abkippen, wie man an den farbigen Interferogrammen gut erkennen kann.
Genaugenommen wäre auch das eine Möglichkeit, den Farblängsfehler auszumessen.
Aus der Fokussier-Situation ergibt sich nur für die Blau- und Rot-Abweichung eine je eigene Situation:
Das Optimum dieses Pentax liegt im gelben Bereich. Grün wäre bereits etwas überkorrigiert, Blau noch
ein bißchen stärker ükorrigiert, liegt aber mit + 10 µ noch nahe genug hinter Grün. Rot ist aber mit
+ 168 µ bereits kräftig defokussiert und damit unscharf und "versaut" in diesem Spektrum die scharfe
Abbildung und wird sogar als störende Unschärfe visuell wahrgenommen - wie mir von versierten Beobachtern
bestätigt wird. Es ist nicht die Unterkorrektur bei Rot, sondern die Defokussierung des roten Spektrums,
das sich als rotes Streulicht über das Bild legt und intrafokal für den Rot-Saum verantwortlich wäre.
Meßtechnisch zeigt das nächste Beispiel, was passiert, wenn Koma das Meßergebniss erschwert. Eine
Möglichkeit wäre, die Koma durch Drehung der Optik senkrecht zu den Streifen zu legen, dann verformen
sich die Streifen zwar bauchig, sind aber besser zu beurteilen. Vom Öffnungsfehler (Strehl-Wert) beurteilt,
wäre das Optimum in der Gegend von Gelb-Rot. Das Auge sich sich vermutlich einen Bereich im Grün-Gelb
heraus. In diesem Fall wäre Blau überkorrigiert und leicht unscharf hinter dem grünen Schnittpunkt,
Rot wäre bereits leicht unterkorrigiert aber stärker unscharf, was in der Strehlauswertung als PV-Wert
abweichung den Strehl drücken würde, sodaß der Gesamtstrehl entsprechend gedrückt würde.
Die Vergleichbarkeit hinsichtlich der chromatischen Definitions-Helligkeit läßt sich nur über einen festen
Fokus ermitteln, die Rest-Chromasie-Indexzahl aber nur über die Fokussierung auf die jeweilige 70.7%
Zone durch Einzel-Fokussierung.
Kehrt man also nach diesen Überlegungen zur Vermessung des Skywatcher Equinox zurück, dann muß der
Farblängsfehler aus diesen Überlegungen ziemlich klein sein und das System ziemlich farbrein.
Hier nochmals eine simulierte Übersicht (ZEMAX) die sich in der oberen Reihe auf die 70.7 % Zone bezieht und
auf den kleinsten SpotRadius, untere Reihe, wie es beim Fokussieren passiert. In diesem Fall ist der Fokus
auf einen bestimmten Abstand "eingefroren" was in der Folge den chromatischen GesamtStrehl sehr viel
stärker beeinflusst.
F009 Berechnung der Tiefenschärfe
Herleitung der RC-Index-Zahl aus Farblängsfehler und Schärfentiefe
Die Berechnung der Schärfen-Tiefe geht von folgender, ganz einfachen Überlegung aus:
Im Fokus einer Optik gibt es nie eine absolute geometrische Spitze, sondern immer nur
eine engste Einschnürung mit dem Durchmesser des Airy-Scheibchen, dem sich der Licht-
kegel des ÖffnungsVerhältnisses assymptodisch annähert.
Dadurch entsteht ein verkleinertes rechtwinkliges Dreieck, das dem Öffnungsverhältnis
entspricht und dessen kurze Seite dem halben Airy-Scheibchen-Durchmesser entspricht.
Die lange Seite dieses kleinen Dreieckes entspricht der Schärfen-Tiefe. Damit entsteht
die Einheit der Schärfen-Tiefe. Das ist der Bereich, innerhalb dessen die Abbildung eines
Fernrohrs nicht schärfer fokussiert werden kann.
Mit dieser Schärfentiefe wird der Farblängsfehler verglichen. Im Falle eines Refraktors
wählte man den Punkt auf der opt. Achse, bei dem alle Farben von blau, grün und rot die
engste Einschnürung haben. Liegt eine der Farben - mit Grün als Hauptfarbe- zu weit
von dieser Einschnürung entfernt, dann taucht sie als Farbsaum in Okular oder auf dem
Foto auf. (Dabei bildet der Schnittpunkt der Haupt-Farbe Grün mit e-Linie 546.1 nm wave,
den Nullpunkt. Die Fokus-Differenz von rot und blau kann man sehr genau mit einem
Bath-Interferometer und Interferenzfiltern ermitteln).
Dabei muß aber in der Zone mit der größten Fläche (die 0.707 Zone, die innere von
äußere Fläche teilt, gemessen und verglichen werden. Für die Messung erschwerend
sind außerdem Koma, weil sie die mittleren Streifen "S"-förmig verformt, ebenso Über-
wie Unterkorrektur, die ebenfalls zu einer "M" oder "W"-förmigen Verformung führen.
Hier gilt die Regel, Rand-Mitte-Rand müssen auf einer Geraden durch die Mitte liegen.
Die Einführung eines Teilerwürfels würde zu einer Änderung des sekundären Spektrums
führen, die Verwendung einer 0.001 Meßuhr dringend erforderlich, ebenso die Durch-
führung von Reihenmessungen, da die Einzelergebnisse sehr stark auch in Abhängigkeit
zur Luftunruhe schwanken können.
Siehe auch:
Systematik bei der Vermessung des Farblängsfehlers 01. Beitrag
Systematik bei der Vermessung des Farblängsfehlers 02. Beitrag
Systematik bei der Vermessung des Farblängsfehlers 03. Beitrag am Beispiel TSA 102
RC-Wert bei Lichtenknecker, A , B , C , FH150/2300
Im Falle des Borg ED fällt rot mit dem 5-fachen der Schärfen-Tiefe heraus. Hätte es die
Schnittweite von gelb/d-Linie mit 587.6 nm wave, dann wäre es ein APO mit einer Index-
Zahl von ca. 0.9 und man hätte keinen Rotsaum.
Beitrag #03
1. has minimally 95% Strehl ratio at 546nm wavelength
2. has minimally 80% Strehl ratios in red (656nm) and blue (486nm)
3. has good control of violet color (436nm), above (say) 40% Strehl ratio
4. it is corrected for comaIf we analize the above set of conditions, we can see that they take care of our actual expectations. And this definition is better in the mathematical meaning, because it does not contain "empty" statements, i.e. statements that are direct results of the others.And at the same time, it contains ONLY conditions that can be DIRECTLY MEASURED, so, it is not only a theoretical definition, but also it can be well used in practice.I believe using this definition would be advantageous in many respects.Mr. Rohr, I am really interested in your opinion!Kind Regards,Pal Gyulai
Hungary
thanks a lot for your very stimulating posting for measuring the spherochromatism. Indeed there are two ways to
distinguish, what an achromatic, a half apochromatic and what a normal or what a super apochromatic system is.
My method is based on that report: //rohr.aiax.de/@pud1.jpg" class="externalURL" rel="nofollow" target="_blank" style="margin: 0px; padding: 0px; border: 0px; font-size: 13px; color: rgb(51, 102, 153); cursor: pointer; text-decoration: none; font-family: 'Trebuchet MS', Arial, sans-serif; line-height: 19.5px; background-color: rgb(252, 253, 254);">SeiteA, //rohr.aiax.de/@pud2.jpg" class="externalURL" rel="nofollow" target="_blank" style="margin: 0px; padding: 0px; border: 0px; font-size: 13px; color: rgb(51, 102, 153); cursor: pointer; text-decoration: none; font-family: 'Trebuchet MS', Arial, sans-serif; line-height: 19.5px; background-color: rgb(252, 253, 254);">SeiteB, //rohr.aiax.de/@pud3.jpg" class="externalURL" rel="nofollow" target="_blank" style="margin: 0px; padding: 0px; border: 0px; font-size: 13px; color: rgb(51, 102, 153); cursor: pointer; text-decoration: none; font-family: 'Trebuchet MS', Arial, sans-serif; line-height: 19.5px; background-color: rgb(252, 253, 254);">SeiteC and on the calculation of the sharpness of depth in the
focus. The formula is T= 2.44*Lambda*K^2 ; (K = f/D) ; I get the focus differences with a micron dial gauge as my
upper foto shows. And I get the results in the 0.707 zone, if blue is overcorreted and red is undercorrected. Green
with 546.1 nm wave should be perfect oder better than Strehl = 0.95.
After calculating the sharpness of depth you compare the color focus differences with this unit and you'll get the
index number for { 0 < Apo < 1}, {1 < half Apo< 2 }, {2 < achromat < 15 } In this way you can devide very exactly
the apochromatic lenses from the half one or at last from the achromatic one.
But there is one more method, based on your suggestion, and the report of Thomas Back: astro-foren.de/showthread.php?t=7720 as my comparison shows:
the upper interferograms are measured by the micron dial gauge in the 0.707 zone.
with the interferograms under them you can calculate the Strehl-differences, and you must not move the table,
you just insert another interference filter and calculate the Strehl, as your report shows.
Normally you fix the focus for the green color.
But with the second way I have a problem:
An apochromat is a lens matching these paramters:
1. has minimally 95% Strehl ratio at 546nm wavelength
2. has minimally 80% Strehl ratios in red (656nm) and blue (486nm)
3. has good control of violet color (436nm), above (say) 40% Strehl ratio
4. it is corrected for coma
#4 is OK
#1 is OK, too
but how do you handle #2 if in the case of Borg ED the blue color has a Strehl better than 0.80
but red in this case a worst Strehl of perhaps 0.20 ?
With my method I take the arithmetic middle of red and blue and compare it with the main color green.
How do you calculate it, if red with 656.3 nm wave is the longest focus? And//rohr.aiax.de/@BorgAPO01.jpg" class="externalURL" rel="nofollow" target="_blank" style="margin: 0px; padding: 0px; border: 0px; font-size: 13px; color: rgb(51, 102, 153); cursor: pointer; text-decoration: none; font-family: 'Trebuchet MS', Arial, sans-serif; line-height: 19.5px; background-color: rgb(252, 253, 254);"> on the Borg ED is written
ED Apochromat. Is it an apochromatic system or not? //rohr.aiax.de/@BorgAPO08.jpg" class="externalURL" rel="nofollow" target="_blank" style="margin: 0px; padding: 0px; border: 0px; font-size: 13px; color: rgb(51, 102, 153); cursor: pointer; text-decoration: none; font-family: 'Trebuchet MS', Arial, sans-serif; line-height: 19.5px; background-color: rgb(252, 253, 254);">With my index number the situation is clear: The
index number shows a very perfect achromatic lens, but no more. And the reason is the red color
spectrum. If the focus blue = red, then yellow has the longest focus and it would be an apochromatic lens.
Until now I get the focus differences by measuring with the micron dial gauge, but the other method
would be possible, too.
By the way: If you decrease the aperture from 101 mm to 65 mm, then you'll get just an apochromatic
lens. But nobody do so.
Beitrag #05
Dear Mr Rohr,
thank you very much for your comments!
Yes, you are absolutely right! The method I recommend is NOT a general method, while your method IS generial. Your method CAN be used to categorize ALL lens types (APOs, semi-APOs and Achromats) and it is IDEAL for this task. My method can be used ONLY to COMPARE REAL APOCHROMATS, because it will reliably indicate "how good APOs" they are, but it CAN NOT BE USED for achromats or semiAPOs.
But hopefully, the future will bring more and more real APOs to your laboratory (and I hope less scopes that are only sold as "APO" but perform only as a semiAPO), and this way, measuring and comparing those real apochromats is expected to be a most regular activity in the future. In my opinion this makes it necessary to re-think whether or not the method used in the past can or can not (?) be used to COMPARE real apochromats?
Theoretically, maybe we should look back and see why both Abbe, and Mr. Thomas Back required 3 intersections of the color curves (i.e. "3 widely spaced wavelenghts with identical focal lengths") in their APO definitions? The reason is simple: if a lens system has 3 widely spaced wavelengths with identical focal lengths, then this system can have only NEGLIGIBLE amount of longitudinal false color (because there is no glass that would change its refaction index suddenly e.g. from 550nm to 560nm). So, their criteria of "3 wavelengths with identical focal length" is practically EQUIVALENT to the criteria "system with very small longitudinal false color". As today we can use special dispersion glasses in the lenses, we can easily fulfill this criteria but this comes at a price: the Abbe numbers of the glasses used in the APO lenses will have LESS differences than the typical ratio of 2:1 in standard achromats, so, the internal curves will be MUCH stronger and this will increase spherochromatism. So, removing the longitudinal false color brings spherochromatism in the picture, and the best method to decrease it (and keep other parameters constant) if we distribute the stronger curves on the two surfaces of the special dispersion glass member. So, today we drop the good old doublet APO lenses and design triplet lenses instead, with the fluorite in the middle. This decreases spherochromatism, and a well designed triplet lenses will in fact deliver images with better color correction than similar doublets.
But unfortunately, if you use your current method to compare apochromats based on their false colour index (that you calculate from the focal position measurements), it will show ZERO DIFFERENCE between a doublet and a triplet APO built using similar glasses. The reason is simple: replacing a doublet with a triplet significantly decreases spherochromatism, but it DOES NOT decrease the longitudinal false color (this is why achromatic triplets are NOT commonly produced). So even if triplets ARE BETTER lenses under the sky, but they WILL NOT GIVE BETTER RESULTS in your current measuring method (we have just proved this theoretically :-).
This is why measuring the longitudinal false color of the Takahashi FS 102 gave better false color index than measuring a 100/800 TMB, while I believe the TMB has MUCH less false color under the sky. I used to own several TMB triplets and ALL of them was free of any visible false color, while owners of Takahashi FS series telescopes usually see some false color in focus when they observe e.g. Vega at high magnifications. It is still possible that you measured exceptionally good Takahashis and exceptionally bad TMBs, but I do not believe this would be realistic. The obvious reason is that you used a method that can NOT detect the improvement of a triplet APO compared to a doublet APO.
I believe the ideal method to compare apochromats MUST reflect the improved color correction of triplets (i.e. their decreased spherochromatism) compared to doublets, because under the sky, this IS a significant difference. And measuring the Strehl ratos of the blue and red colors in the green focus is the method that will measure the final ability of the lens to focus different colors into the Airy disk.
So, I recommend using your current method as the FIRST test when doing the CLASSIFICATION of a lens (APO <-> SemiAP <-> achromat), and it is correct to use the calculated false color index for comparing achromats and semiAPOs. But, if your classification proves that the lens is a REAL APO, then you should do the direct measuring of the Strehl ratios at the second step, and compare APOs based on THIS PARAMETER. This will reliably tell "how good" is an apochromat, and the results will match the actual observations (i.e. amount of observed false color in the eyepiece).
Regarding your specific questions and comments:
> but how do you handle #2 if in the case of Borg ED the blue color has a Strehl better than 0.80
> but red in this case a worst Strehl of perhaps 0.20 ? ... And on the Borg ED is written
> ED Apochromat. Is it an apochromatic system or not?
We totally agree in this: the Borg is clearly NOT an apochromatic system, so, you MUST use your current method when measuring this lens and it will give correct results (because the main aberration of the Borg is the longitudinal false color, i.e. the focal length in red is different, so, at BEST we can classify it as a semiAPO). We can NOT use my method with this lens, as this is not an APO.
I was happy to see that in some cases you did make interferograms of different colors in the common (green) focus, I believe this was the case for the Zeiss APQ 100/640 too. I did calculate the Strehl ratios for that scope based on your interference images, and the results were around 90% Strehl for both blue and red, so, THAT lens is a really excellent apochromat. But you are right, you can NOT do this for either the Scopos 80/560 or the Borg, because these are not even near to being a real apochromats. Sorry, this method can be used ONLY for real APOs, where the lens is at least near to match the APO definition. For all other lenses, your current method is the correct one.
I believe is that the key is to use these two measuring methods TOGETHER, because NONE OF THEM can measure and compare all types of lenses correctly. Your method is excellent for classification and for comparing achromats and semiAPOs, while the other method is best suited for comparing real APOs.
> By the way: If you decrease the aperture from 101 mm to 65 mm, then you'll get just an apochromatic
> lens. But nobody do so.
This is true. But a 65mm real APO will show less of the sky than a 101mm, so, masking it down will not help much.
But this is a MUCH more interesting question than it seems to be! I hope I do not bore you if I write a few words about it...
First, about comparing the measurement methods with the masked down Borg: with the mask, the false color will decrease, and the lens might be able to fulfill the APO definition. But your measurements will also give better numbers for the Borg with decreased aperture, because the angle of the light cone will decrease, this will increase the depth sharpness, and your calculations will give better color index results for the lens, even if the focal length positions of blue and red do NOT change actually. My method will also give better results, so, BOTH methods will measure the improved color correction of the Borg with smaller aperture, there is no difference in this respect!
But this would not be when masking down a real APO!!!
Achromats (and semiAPOs) have significant longitudinal false color, so, their false color is produced mainly by the edge area of the lens. So, for these lenses, decreasing aperture will increase the measured Strehl ratio in blue and red, and also your method will give better results after masking them down (and in reality, masking improves the color fidelity for them).
But real APOs will work differently (and this is a direct result of their spherochromatism): if a real APO is well designed and well built, then masking it down to smaller aperture will actually DECREASE the Strehl in blue and red (because their edge area gives the best image in blue and red). So, even if this is really surprising, but masking down a real APO will actually INCREASE the amount of false color slightly. So, this masking trick works with the Borg (because it is a semi-APO), but will NOT work with a TMB (or another real APO).
But, your method will always measure a real apo as BETTER with the mask appied, because in your calculation, the depth sharpness depends on the focal ratio, and that always changes with masking. But my measurement will show the DECREASED Strehl ratio in blue and red, so, this method will correctly show that the color correction became worse with the mask. If you are interested, I can make computer simulations to show you why this will happen. Or we can calculate the Strehl ratios for the Zeiss APQ you tested, with e.g. 80% masking, and they will be slightly lower Strehl in blue and red then they do with full aperture. This is really interesting in my opinion...
Kind Regards,
Pal Gyulai
Beitrag #06
Beitrag #11
Der Hintergrund zu diesem Thread ist eine wahre Geschichte.
Ein kleiner AstroHändler - seinen Namen werde ich natürlich nicht nennen, verkauft einem Sternfreund besagtes Gerät, das zwei gravierende Merkmale hat:
01. Es ist so justieranfällig, daß zunächst eine Achskoma und ein Fassungs-bedingter Astigmatismus zu beseitigen ist, was ich stillschweigend erledige
02. Es firmiert zwar mit dem Aufdruck Apochromat, obwohl aber über Sternfeldaufnahmen, über Vermessungen und über den Hinweis hier:
Moderne Linsenteleskope kleinerer Öffnung werden zwar als sog. APO's betitelt, sind aber in der Regel nur sehr gute Halbapochromaten. Dass heisst, Sie haben einen, wenn auch sehr geringen Farbfehler.
... dieser Refraktor keinesfalls ein Voll-Apochromat ist, nach meinen Messungen noch nicht einmal ein Halb-Apochromat.
Apochromaten Begriff1, Begriff2 , Thomas Back: Apochromasie;
Das Hauptproblem dabei ist, daß es zwar exakte Definitionen gibt, welche Merkmale ein Voll-APO haben muß. Und ich habe sie auch hier im Forum veröffentlicht, aber die rauhe Wirklichkeit verläuft bekanntermaßen anders:
Der Sternfreund gibt das Teleskop zurück. Wegen der von mir festgestellten Mängel, die der Händler in einem Email auch noch bestätigt. Mit gleichen Atmenzug verlangt er aber zugleich, daß ich meinen Bericht zurückziehen soll, damit er das Teleskop weiter veräußern kann und durch meine Berichte nicht gestört wird.
In der Folge wird mir von mehreren Seiten, z.B. von BinoTom, bestätigt, wie der Borg ED einzuschätzen ist, siehe weiter oben. Es gäbe noch noch viel zu erzählen, aber die Sache wird vermutlich über Anwalt weiterlaufen. Dabei ließe sich das ganz geräuschlos und kundenfreundlich lösen. Der Händler jedenfalls hat sich einen BärenDienst erwiesen.
Beitrag #13
reproduzierbare Angelegenheit. Die Werte dann anschließend in Beziehung zur Schärfentiefe zusetzen ist ebenfalls gut
nachvollziehbar.Ich kenne derzeit keine Methode, mit der man so eindeutig eine Unterscheidung von Refraktoren vornehmen kann, wie
auf diese Art:
Bei einem Super-Apo würde man in der Gegend liegen von {0.5 > Index > 0.1}
Bei einem "normalen" Apo wäre die 1 die Grenze, auch das läßt sich über Beispiele gut zeigen, wenn Du Dir meine Liste
anschaust: astro-foren.de/showthread.php?t=6084
Der gerade erst vermessene Megrez II repräsentiert sehr gut den Halb-Apo - die Grenze wäre bei 2
Eine Reihe der als Apochromat deklarierten Teleskope liegen jenseits der 2-er Schranke und der Farbsaum bei
Feldaufnahmen beweist diesen Sachverhalt.
Zeiss AS-Objektive haben die Index-Zahl so um die 4: Je kleiner die Öffnungszahl, umso farbreiner erscheint ein
Objektiv. Der Grund für die Apo-Diskussion liegt nicht zuletzt in der großen Öffnungszahl dieser kleinen Refraktoren,
womit die Schärfen-Tiefe kleiner wird und der Farblängsfehler sehr viel besser zu erkennen ist. bzw. das Verhältnis
dadurch ungünstiger wird.ein "normaler" Fraunhofer liegt in der //rohr.aiax.de/@SSLohn20a.jpg" class="externalURL" rel="nofollow" target="_blank" style="margin: 0px; padding: 0px; border: 0px; color: rgb(51, 102, 153); cursor: pointer; text-decoration: none;">Gegend von Index = 12 - 15Was die individuelle Wahrnehmung bei der Beobachtung betrifft, ist ein völlig anderer Bereich. Das ist ein ganz
anderes Faß, was Du da aufmachst. Auch die Foucault-Farb-Bilder müssen deswegen ganz verschieden sein,
weil sich sowohl die Lage der Spektral-Farben wie der Gaußfehler mischen bei einer konkreten Foucault-
Einstellung. Und die nochmals mit einer 0.001 mm Meßuhr "abzufahren" wäre den Foucault-Test überstrapaziert,
das löst der Interferometer besser. Trotzdem kann man aber über die Foucault-Bilder bereits einen deutlichen
Farblängsfehler von einem geringen unterscheiden, und nur darin liegt ihr Wert. Den Farbeindruck direkt in
Beziehung zum Farblängsfehler zu setzen, halte ich deswegen meßtechnisch für falsch.Also noch einmal, die interferometrische Messung ist ganz eindeutig, die Index-Zahl aus der Schärfentiefe
ebenso. Solange nämlich die Kriterien für Refraktor-Objektive nicht eindeutig sind, werden immer irgendwelche
Refraktor-Optiken teuer als hochwertige Apochromaten an ahnungslose Sternfreunde verkauft, und das stört
mich schon sehr.
weil sich sowohl die Lage der Spektral-Farben wie der Gaußfehler mischen bei einer konkreten Foucault-
Einstellung."" ....Den Farbeindruck direkt in Beziehung zum Farblängsfehler zu setzen, halte ich deswegen meßtechnisch für falsch."
Hmmm, wenn ich mir jetzt mal beide Meßverfahren vor Augen halte,
also die "Schnittweitendifferenzmessung", bei der ich jede Farbe einzeln
fokussiere und die Wege dazwischen messe um damit die Schnittweitendifferenz zu erhalten und die "P/V-Wert-Differenzmessung" ,
bei der ich auf Grün fokussiert lasse und mit dem Interferometer die
P/V-Werte in den anderen Spektralbereichen analysiere, dann ergibt sich
aber immernoch ein gewisser Widerspruch, der nicht NUR auf das subjektive
bzw. komplexe Betrachten von Sternscheibchen am Nachthimmel zu schieben ist.Will versuchen, zu erklären, was ich meine: wenn man folgende
Apos nimmt, die bisher vermessen wurden: Televue TV102, Takahashi FS-102,TMB 100/800 und Zeiss APQ 100/640, dann hat beispielsweise der Televue einen Index-Wert von 1,2 der Tak 0,2 der TMB 0,3, der APQ ebenfalls ca. 0,3.Meine Beobachtungen durch alle vier Apochromaten am Nachthimmel decken
sich ziemlich gut mit deinen hervorragenden Abbildungen am künstlichen Stern: der Televue zeigt EINDEUTIG qualitativ mehr Farbsäume als der FS102, der intrafokal einen ganz leichten Blausaum, extrafokal einen leichten orangefarbenen Saum zeigt. Dieser wiederum zeigt geringfügig MEHR Farbsäume als der TMB oder der APQ.Gleichzeitig hat der Televue aber keinen so ausgeprägten Sphärochromatismus wie die anderen drei Refraktoren, wunderbar
zu sehen an den Ronchis, an denen der TMB beispielsweise im Blauen
schon ziemlich überkorrigiert erscheint, während beim Televue kaum ein Unterschied zwischen der F,e,d, und C- Linie zu sehen ist. Die in diesem Fall logische Schlußfolgerung wäre also, daß die erhöhte Farbwahrnehmung zum größten Teil auf dem longitudinalen Farblängsfehler basiert, was sich auch mit dem hohen Index-Wert von 1,2 wunderbar deckt.
Soweit alles ok.JETZT wirds aber spannend: wenn ich am Nachthimmel durch den TMB
oder den APQ gucke, dann sehe ich, genauso wie an deinen Kunststernaufnahmen kaum noch Farbsäume. Ich sehen sie jedoch
am FS-102 etwas stärker. Der hervorragende W-Index von 0,2 des FS-102 bezieht sich ja NUR auf die Schnittweitendifferenzmessung, die im Verhältnis zur Tiefenschärfe gesetzt wird, das Thomas Back Kriterium bleibt hier ja total aussen vor, sprich, der Sphärochromatismus spielt bei diesem W-Wert (noch
keine Rolle.Tatsache ist jedoch, daß, zwar nur qualitativ und nicht quantitativ, aber immerhin GANZ OBJEKTIV, keinesfalls SUBJEKTIV, das Auge mehr Falschfarben am FS102 wahrnimmt als am TMB. Wir haben also reinvisuell einen "farbenfroheren" APO! Soooooooo :beta: , und woher kommt
jetzt diese "Zusatzfarbe", wenn nicht aus der Schnittweitendifferenz, die ja dem W-Index nach zu urteilen BESSER ist??? Sie kann doch NUR und AUSSCHLIESSLICH aus dem farbabhängigen Öffnungsfehler, sprich Sphärochromatismus herrühren, oder sehe ich das falsch? (Bin mir da selbst nicht sicher, vielleicht gibt es da noch andere Faktoren, an die ich gerade nicht denke?)D.h. aber auch, daß der W-Index ALLEINE, NICHT ausreichend sein kann, um
jemandem einen zuverlässigen Anhaltswert darüber zu geben, wieviel
Farbe ein Superapo am Nachthimmel zeigt. Sonst müßte -rein farblich gesehen (!) der TMB oder APQ W-Index BESSER sein als der des TAK.Ich will nicht mißverstanden werden. Die Klassifizierung über den W-Wert
halte ich für ein hartes Faktum, und keinesfalls subjektiv. Selbst den von
dir errechneten Wert für den BORG halte ich für absolut konsequent - habe durch diesen mal beobachten können und für den visuellen Gebrauch deckt
sich das mit meinem Eindruck. Aber ein INDEX-WERT, ganz generell,
ist doch nicht sehr viel Wert, wenn er auch bei Superapos untereinander nicht möglichst genau VERSUCHT das widerszuspiegeln, was unser AUGE tatsächlich an Farben sieht! Und zwar die komplette Summe ALLER
Farbfehler! Dem Auge ist der Begriff "Tiefenschärfe" doch total
egal. Man fokussiert in der Praxis doch beispielsweise auf den empfindlichen Grünbereich und nimmt alle nicht genau auf diese grüne Schnittweite landenden Wellenlängen als "Unschärfe", "kontrastmindernden Schleier" oder "farbigen Saum" wahr. DAS "versteht" unser Auge nämlich, es sieht
schlicht und einfach das Objekt der Begierde nicht so knackscharf und farbrandlos, wie es ihn ohne die Summe aller chromatischen Aberration sehen KÖNNTE. Verstehst du nun, was ich meine? Lange Rede, kurzer Sinn:Ist es nicht möglich, eine Synthese aus beiden Klassifizierungsverfahren
zu erarbeiten, die diesen reellen Farbeindruck möglichst praxisnah
widerspiegelt und ebenfalls in nur EINEM Indexwert zum Ausdruck
bringt? Dann hättest du das Ei des Kolumbus wohl gefunden...Wahrscheinlich leichter gesagt als getan, oder? :happy:
Guats Nächtle,
Alfredo
Beitrag #15
Bei Interferogrammen bitte immer auch die Wellenlänge angeben. Ich vermute, daß dieses IG bei 532 nm entstanden ist. Vielleicht kannst Du mir das IG zuschicken. Bei einem Refraktor interessiert mich sehr, in welchem Spektralbereich er sein Optimum hat und wie er im Blauen und Roten Spektrum aussieht.Mittwoch, 23. Mai, 15:15 Uhrvielleicht gehn wir mal systematisch zurück:Beim Sterntest am Himmel mit einfachem Durchgang, wie
beim Sterntest im Labor mit doppeltem Durchgang, wie
beim Foucault-Test im Labor mit doppeltem Durchgang,
haben wir es beim Okular mit einer fixen Position zu tun:Beim Okular wählen wir nach unseren Augen sowohl das optimale Farbspektrum, wie die optimale Schärfe, wenn es um die
exakte Scharfstellung geht, wenn es um das defokussierte Sternscheibchen geht, haben wir auch eine fest-eingestellte
Position. Auch beim Foucault-Test haben wir es mit einer festeingestellten Position der Schneide zu tun. Das ist der
Grund, warum meine intra/extrafokalen Sternaufnahnem gut mit der Wirklichkeit (sogar mit doppelter Genauigkeit) über-
einstimmen. Beim Foucault-Test kann man das mit der Wirklichkeit sehr viel schlechter kontrollieren.Die Messung des sekundären Spektrums funktioniert prinzipiell anders:
Ich messe über ein Interferogramm ausgehend von Grün = 546.1 nm wave als Nullpunkt. Dabei achte ich aber darauf, daß
ich exakt in der 0.707 Zone mit dem größten Flächenanteil messe. Ist die Optik dort perfekt, habe ich exakt gerade und
parallele Linien, die ich an einem Lineal ausrichte, das durch die opt. Achse mittig verläuft. Das entspricht für Grün dieser
Situation an zwei Beispielen:
Im Falle des TSA-102 entspricht diese Zone einer Höhe von 36 mm Halbmesser/Radius und die Schnittweiten-Differenz
wurde für diese Zone von Takahashi eingetragen, was einen guten Vergleich hergibt zu meinen Messungen, wie man
nebendran sieht.
Mein TMB-APO 100/800 weist diese Situation leider nicht so deutlich aus. (Derartige Diagramme sind ein Schnittbild
durch eine Ebene, die auf der optischen Achse das Bildfeld bei Bildwinkel Null repräsentieren. Also exakt auf der Achse
selbst und nicht im Feld. Aus diesem Diagramm könnte man nun für jede Zone/Einfallshöhe/Achsabstand die jeweilige
Schnittweite bestimmen, und in Achsnähe kämen größere Abstände heraus, was aber weniger ins Gewicht fällt, weil
der Flächenanteil kleiner ist. Deshalb konzentrieren sich diese Diagramme auf die 0.707 Zone mit dem höchsten Flächen
anteil, in dem ich auch messe. 546.1 nm und 555 nm verlaufen als Optimum ziemlich exakt entlang der Y-Achse, sind
nach dem Design perfekt und sollten dort den größten Strehl-Wert haben. Das ab Grün kürzere Spektrum ist per
Diagramm überkorrigiert und erreicht die Achse erst bei Zone 0.85 - 0.90, während das rote Spektrum unterkorrigiert
ist und die Achse bei 0.70 schneidet, also der Bereicht, dessen Differenz ich im Micron-Bereich ausmesse. Ich könnte
als meßtechnisch diese Diagramme nachvollziehen.
Tatsächlich hatte ich bei meinem TMB 100/800 diese Ergebnisse: Für Rot ist das plausibel, weil es nach der 0.70 Zone
in den negativen Bereich "zieht" und eine leichte Unterkorrektur sichtbar wird (alle Interferogramm sind zusätzlich über
einen Öffnungsfehler überlagert, der die IGramme zusätzlich als Überkorrektur beeinflusst.) Bei meinen Messungen kommt
die F-Linie (blau) besser weg als im Diagramm. Hätte ich die aktuellen Daten aus der 0.707 Zone, könnte man daraus
den Index-Wert berechnen. Für exakte Untersuchungen ist dieses Diagramm zu ungenau. Sowohl beim Okular- wie beim
Foucault-Test befindet man sich in einer konkreten Position auf der Achse oder im Diagramm. Die Ermittlung meiner
Index-Zahl verläuft also analog eines solchen Diagrammes im Bereich der 0.707 Zone, überlagert von Koma, Astigmatism.
und tendentielle über- bzw. Unterkorrektur. Deswegen also die Back'sche L/4-Definition für die bessere APO-
Definition zu halten, wie man am nächsten Bild gut nachvollziehen kann, wäre ein exaktes Verfahren gegen
ein unschärferes einzutauschen: Natürlich erfüllt dieser 100/800 TMB APO die Back'schen Kriterien, aber
zum Nachteil einer genaueren Ermittlung, die eben genau noch innerhalb des APO-Bereiches feine Abstufungen
zuläßt. Dazu paßt wunderbar mein Drei-APO-Vergleichsbericht: astro-foren.de/showthread.php?p=32941#post32941
Nimmt man auch noch diese Foucault-Bilder, dann passen die analog sehr gut zu meinen Schnittweiten-Messungen.
rohr.aiax.de/AIV-Oculum-Foucault.JPG
rohr.aiax.de/AIV3-02.jpg
Beitrag #19
GPU Optical
Hungary
Beitrag #20
dary/tertiary spectrum (the amount of longitudinal false color) and the amount of the Gauss error (the effect of sphero-
chromatism). My method is an integrale method. I test in that zone with the most color effects. The Gauss error is not
important at 10% or 20% zone, but it becomes more color effects in the higher zones. The following f/16.8 two lens
achromat example shows that.On optical axis the Gauss error can be high, you will not see it, because the sharp
deepness gets a long value as an f-ratio of about f/20. The higher the zone the better you'll see the color influence.
And this is the problem off all refractors with large aperture. We have two general problems: one problem is the
testing method in praxis to distinguish different refractor systems and their color effects, this is my part. I use a
quantitativ integral method and express the Gauss error with PV and Strehl values of over/under corrected.If you take the Thomas Back definition, you have both, but unfortunately you just can decide this is one APO or not,
and you cannot show the value of the Gauss error by PV- and Strehl values. In short form:
e-line: minimum Strehl = 0.95
F-line: PV L/4 wavefront and better
C-line: PV L/4 wavefront and better
g-line: PV L/2with this method you have no scale for all other types of refractors.Now normally the main color green 546.1 nm wave should be the optimum, the shorter spectrum should be overcorrected,
the longer spectrum undercorrected and the optimum should be in the 0.707 zone. This would be the theorie.But if I test the different refractor telescopes, you can find all. Some refractors are optimized at the d-line, some for the
C-line, others for the F-line. And in additional the order of the colors are different. It may be caused by the correction
at the 0.800 or higher zones, because they are calculating a prism between the objectiv and eyepiece. Without a glas
prism the HCQ APO 115/1000 has the order F,e,d,C and and Index number of 0.6055. With a glas prism it changes the
order in C, e, d, F and the index number of 0.1514 color free: astro-foren.de/showthread.php?t=7606If a TMB refractor is optimzied at d-line, so the Gauss error is small at red and large at blue,
and you can compare the PV- and the Strehl-value with one another. That is, what I do. And, if you use an Amicy prism
or a Zenith prisma or a binocular, you have insert 50 mm BK7 glas and so you get another color correction with every
refractor. See also here: Look this example: astro-foren.de/showthread.php?p=33134#post33134You can focuse the refractor at the main color green and fix it there. Then you just exchange the interferenc filters and
this introduces the power of defocused color (blue and red with different values) and you have the spherical aberration
of the Gauss error, including all other errors coma, astigmatism ... You can calculate the PV value and Strehl, and this
shows, this is not a Apochromat, but it shows no more.
In the second case, you get the differences of the color focus and if you calculate the fringes map, you get the Gauss
error with PV- and Strehl -Value. In this case, the Gauss error is unimportant as the fringes maps show. Until now I have
no idea to express both in one term or index number, sorry. But in praxis it is very different and I'm looking for a theorie
of that.
Unfortunately, measuring these aberrations one by one is not a good way, because in some lens designs, the longitudinal
false color can partially correct ), so, even if a lens have some amount of both aberrations, the final image can be
extremely color free.
Could you show me the diagramm of that case? I would like to test it in praxis, I never had tested this, may be you have
one of these optics and this would be very interesting. So you are invited to come with one example for testing here in
my laboratory. I'm sure it would be very intersted for all.
By the way: My Synta achromat 150/1200 has a secondary spectrum of e = 0, d + 0.075, C + 0.640, F + 1.040.
For this f/8 system I calculatet the index of 12.0176. If you decrease the aperture f/12 to 100 you'll get the
index of 5.3412, with 50 mm f/24 aperture you get Index of 1.3353 and with an aperture of 40 mm f/30 the
Index is 0.8546 and this would be an APO.
Fortsetzung und Auslassungen hier
F010 Erläuterung der RC-Index-Zahl
Lieber Andreas und Uwe,
die APO-Schwemme aus Fernost war vor einigen Jahren der Auslöser, sich auf ein altes Verfahren zu besinnen, das
schon vor 30 Jahren Dieter Lichtenknecker benutzte, zur Restchromasie eines Refraktors Aussagen zu machen über
eine Indexzahl. Auf meiner Index-Seite gibt es eine Reihe von Berichten:
Quote:
Apochromaten: Begriffe, Definition, Quellen
Begriff1, Begriff2 , Thomas Back: Apochromasie; saved Link: Roger Ceragiolo/Chapter 4b
Historische Entwicklung und Merkmale eines Apochromaten
RC-Wert bei Lichtenknecker; Algorhythmus zur Berechnung,A, B, C, FH150/2300
Farblängsfehler messen mit dem Bath-Interferometer
Index-Vergleichstabelle; P1, P2, P3
Sekundäres Spektrum an Beispielen: Übersicht, Beispiel-Tafeln
Berechnung der Schärfen-Tiefe
Glasweg-Diskussion am Beispiel Zenith-Prisma und Baader Großfeld Bino
Abbildungsfehler - Wikipedia
Um es hier nochmals zu wiederholen: Im Fokus einer jeden Optik gibt es keinen absolut kleinsten Punkt,
sondern eine Art "Lichtschlauch" dessen engste Einschnürung das Airyscheibchen mit einem berechenbaren
Durchmesser = 2.44*Lambda*Fokus/Apertur bildet. Das bedeutet, daß es in Fokusnähe einen Bereich in mm
gibt, innerhalb dessen ein Fernrohr nicht "schärfer" eingestellt werden kann. Das wäre die Tiefe der Schärfe
oder "Schärfen-Tiefe". Sie ist umso länger in mm ist, je kleiner das Öffnungsverhältnis und je kleiner die
Teleskop-Öffung ist. Aus diesem Grund habe alle kurzbrennweitigen "APO"s mit großer Öffnung Farbprobleme.
http://rohr.aiax.de/farbsaum1.jpg
Farblängsfehler bei ED-Objektiv (Zweilinser)
Farblängsfehler bei Synta FH 150/1200 an Bildern + Baader Filtertest
Und damit sind wir beim Sekundären Spektrum, das alle Linsen-Teleskope haben. Das heißt, die Spektral-
Farben Blau, Grün, Gelb und Rot haben nicht ein und denselben Fokus, sondern liegen hintereinander in
folgender üblichen Anordnung: Bei FH-Optiken Grün+Gelb danach Blau+Rot. Bei APOs GRün+Gelb+Blau
danach Rot, bei Takahashis das Blau manchmal zuerst. Die Anordnung findet man aber immer in meinen
Berichten. Daß Rot nach hinten gelegt wird hat den Grund, weil man es nachts am wenigsten gut wahrnimmt,
was bei Blau schon wieder anders ist. Wenn eine einzelne Farbe, meist Rot oder Blau, zu weit weg von den
übrigen Farben liegt, wird sie ebenfalls gut wahrgenommen, auch bei sehr guten APOs.
Nun kann man also diese Schärfentiefe genau ermitteln aus Öffnungszahl und Airy-Scheibchen-Durchmesser
und hat damit den Maßstab, mit dem nun verglichen wird.
Dazu braucht man die Differenz der Farbschnittweiten zur Hauptfarbe Grün, und zwar die Extrem-Werte: Also
den Abstand Blau-Grün und den Abstand Rot-Grün. Gelb liegt in allen Fällen dicht bei Grün. Aus diesen beiden
Werten bildet man das arithmetische Mittel als Absolut-Zahl und dividiert diesen Wert durch unserem oberen
Maßstab der Schärfentiefe. Liegt die FarbschnittweitenDifferenz innerhalb des Betrages der Schärfentiefe, dann
hat man es mit einem APO zu tun. Bei einem Faktor bis zum Zweifachen der Schärfentiefe hat man es mit einem
Halb-APO oder ED-Glas zu tun. Größer als Indexzahl 2 wären die AS-Objektive von Zeiss oder viele ED-Optiken.
Gute FH-Objektive liegen bei Indexzahl 4-5, schlechte bis zu einer Indexzahl von bis zum 15-fachen der
Schärfentiefe.
Leichter haben es Refraktoren mit kleinem Öffnungsverhältnis, weil sie eine lange Schärfentiefe haben.
Anders herum verbessert ein Verkleinern der Öffnung zugleich die Farbreinheit rechnerisch und praktisch.
Dieser Betrachtung überlagert ist der farbabhängige Öffnungsfehler (Gaußfehler) der in der Regel das Rote
Spektrum unterkorrigiert läßt, das Blaue Spektrum hingegen überkorrigiert, damit die Hauptfarbe Grün
möglichst perfekt ist. Wenn aber ein Objektiv prinzipiell überkorrigiert ist, dann verschiebt sich das Optimum
mehr in den roten Bereich, wie hier: http://www.astro-foren.de/showthread.php?t=9585
Quote:
Beschreibung des Geräts wird der Farbfehler mit < 0,07% Fokusdifferenz von 706nm-405nm angegeben.
Ich habe das Beispiel mal rechnerisch untersucht. Es ist aus mehreren Gründen völlig desinformativ (wie es Hersteller
und Händler so gerne mögen)
Fraunhofer Linien am Sonnenspektrum und relevante Standardfarben für Entwurf und Testen von Refraktoren:
Gebräuchlich sind die F-linie (486.1 nm wave), e-linie (546.1 nm wave), d-linie (587.6 nm wave), und C-linie
(656.3 nm wave), weit weniger wahrnehmbar vom Auge ist die G-Linie (430.8 nm wave), als violett und die h-
linie (404.7 nm wave), als sehr dunkles violett, diese Interferenz-Filter hätte ich hier. Ähnlich ununterscheidbar
ist das rote Spektrum also zwischen der a-linie (718.6 nm wave), und der B-Linie (686.7 nm wave) .
Die genannten Schnittweitendifferenzen der h-linie und a-linie liegen außerhalb der visuellen Wahrnehmung
und sind deshalb wenig beweiskräftig für visuelle Vergleiche und stammen ausschließlich vom Designer, sind
also keine gemessenen Werte - da gibt es bereits große Abweichungen vom Soll-Wert.
Fokus-shift für Achromat - schematisch
Fokus-shift für Apochromat - schematisch
unterschiedliches sekundäres/tertiäres Farbspektrum bzw. der Farbschnittweiten je nach Objektiv-Typ. Am
gebräuchlichsten sind Achromat und Apochromat, Super-APO höchst selten. Siehe auch hier.
01. Die Angabe des Farblängsfehlers bezieht sich beim 120/1016 Objektivs auf die h-Linie mit 404.7 nm wave im tiefen
Violett und mit dem Auge kaum wahrnehmbar bis hin zum fast-infrarot-Bereich zwischen der a- und B-Linie der
Fraunhofer-Skala. Für den visuellen Bereich also ohne konkrete Aussage. Würde man diese Werte als Basis nehmen, dann
käme zwar der richtige Wert für Schärfentiefe = 0.0783 mm heraus, aber die Indexzahl
ist . . .
02. erneut zweifelhaft. Eine Fokus-Differenz von 0.07% von 1016 mm wäre ein Wert von
0.7112 mm Fokus-Differenz dieser beiden Spektral-Farben. Das ist schon deswegen Unsinn, weil sowohl Violett wie Rot
eine längere Schnittweite haben dürften, als das grüne Spektrum. Also müßte man eigentlich davon ausgehen, daß die
Differenz dieser beiden Farben zu Grün max. die 0.07% von 1016 mm betragen also 0.7112 mm, wenn es sich um einen
Zweilinser handelt. In diesem Fall bekäme ich
eine Indexzahl für Restchromasie von 9.0842, das wäre gerade mal ein FH Objektiv. Wobei das Violett sehr weit hinter
Grün/Gelb liegen dürfte, ebenso das das langwellige Rot. Selbst wenn ich diesen 0.7112 Wert als geometrisches Mittel
durch zwei teile, weil die eine Farbe vor, die andere hinter dem Hauptfokus liegt, (Dreilinser) käme ein Index-Wert
von 4.5421 heraus.
Solange also kein vergleichbarer Maßstab vorliegt durch nachvollziehbare Messergebnisse, wäre diese Angabe eine
optische Irreführung. Und damit werden jeden Tag die Kunden verarscht - leider.
Und was Uwe hier sagt, stimmt für die Praxis sehr gut:Quote:
Du kannst die Farbkorrektur deines Astro Physics eigentlich
auch leicht selbst nachprüfen, in dem du dir einen hellen weißlichen Stern im Zenit suchst und diesen hoch vergrößerst,
um AP 0.5 und höher.
Ein Apochromat zeigt dir keine Farbsäume, dass Bild bleibt weiß.
Ein Halbapochromat zeigt dir einen leichten Farb- oder Blausaum mit einer evtl. leichten gelblichen Einfärbung des Bildes.
Ein Achromat zeigt dir einen deutlicheren Farbsaum mit einer deutlicheren gelblichen Einfärbung.
Das geht auch an Testtafeln, oder irgend welchen Kontrastkanten, oder am Mondrand, wen dieser recht hoch kulminiert.
Zum Vergleich ist es auch immer gut ein Newtonteleskop zu haben, was ja bekanntlich sehr farbrein sein soll.
Schlußendlich kannst Du den Farblängsfehler und damit die Indexzahl hier vermessen lassen.
F006 Streuung bei Power-Umrechnung in Farblängsfehler über Pfeilhöhen-Differenz
In diesem Zusammenhang ist auch die Frage interessant, wie exakt eine Umrechnung des Farblängsfehlers über die
Power-> Pfeilhöhen-Formel tatsächlich ist. Es spielt im Bereich 3-5 Mikron.
Zunächst kann man über eine ZEMAX-Simulation bei einem 130/1000 mm Objektiv (TOA von Takahashi) einen Gaußfehler von ca. PV L/4 einführen,
erzeugt ein Fokus-Shift von hier 35 Mikron für Blau = 486.1 nm wave und läßt sich für diese Farbe das dazu passende Interferogramm zeichnen.
Alternativ dazu ein Fokus-Shift in die andere Richtung, also für Rot von 45 Mikron Fokus-Shift von der Hauptfarbe Grün entfernt. Wie exakt läßt
eine sich anschließende Auswertung über AtmosFringe die urspüringlich von ZEMAX eingesetzten Fokus-Shift-Werte über die Power-Werte wieder
auf die ursprünglichen Farblängsfehler-Werte von - 35µ bzw. + 45µ treffen.
(Dabei ist die Annahme, daß sowohl ZEMAX wie AtmosFringe richtig rechnen, ebenso ungesichert, wie das Problem, daß man beim Einlesen des
Interferogrammes in Atmosfringe exakt den richtigen Umkreis findet und daß bereits ein Punkt-Versatz von nur einem Pixel bereits Abweichungen
im Bereich bis 2 Mikron erzeugen kann) Das wurde in der zweiten Übersicht untersucht.
Mit Gauß- und Farblängsfehler entsteht in diesem Beispiel bei Blau eine Differenz von - 3.14 µ zwischen ZEMAX und Atmosfringe, bei Rot wäre die
Differenz 1.29 µ. Beide Ergebnisse haben eine Streuuung. Selbst bei der Hauptfarbe Grün entsteht eine Streuung im Bereich des Nullpunktes. Die
Power-Abweichung nach oben bzw. unten ist durch "Bögen" gekennzeichnet.
Diesmal wird nur der Farblängsfehler simuliert, also ohne Gaußfehler, was die Auswertung eventuell sicherer machen könnte. Nun wären es bei Blau - 20µ Differenz, laut ZEMAX,
und für Rot + 40 µ Differenz, wieder nach ZEMAX. Nun kann man sich allein auf die Streuung konzentrieren bei Blau von 2.32 µ und bei Rot eine Streuung von 3.15µ,
während selbst beim Nullpunkt = Grün noch eine Streuung feststellbar ist.
Zumindest diese Beispiele zeigen, daß
01. der über die Power ermittelte Farblängsfehler bei diesen ZEMAX-generierten Beispielen immer kleiner ist, als der ZEMAX-Wert selbst,
02. auch über den Weg ZEAMX->AtmosFringe eine Unschärfe von ca. 5µ nicht zu vermeiden ist.
03. Diese Unschärfe hängt vermutlich mit der schlechten Reproduzierbarkeit beim Einlesen von Interferogrammen zusammen, da Umkreis und
Punktlinien variieren können, also nicht immer an die gleiche Position gesetzt werden.
04. diese Unschärfe auch für die "normale" Auswertung von Interferogrammen allein durch AtmosFringe oder einem anderen Auswert-Programm angenommen werden kann.
05. deshalb auch der daraus ermittelte RC_Index eine Streubreite haben muß.
Im Berechnungs-Algorhytmus wird die Pfeilhöhenformel der Parabel benutzt. Nimmt man die Pfeilhöhen-Formel für die Kugel, so bleibt die
Differenz weit unter einem Mikron, wie ebenfalls untersucht wurde.
F005 Schnittweiten-Differenz-Messung und Power
F004 Sekundäres Spektrum: Darstellung und Systematik
Optischer Grundkurs:
Sekundäres Spektrum - Darstellung und Systematik der Spektralfarben:
Quelle: König - Köhler "Die Fernrohre und Entfernungsmesser" dritte Auflage, Springer-Verlag 1959, Seite 62
______Das Sekundäre Spektrum bei verschiedenen Arten der Farbkorrektion: G, F, e, D, C, A (Linie)
Quelle: Harrie Rutten "Telescope Optics" Willman-Bell Inc, Richmond Virginia USA, erste Ausgabe 1988 Seite 56
______Spherochromatism in the Achromatic Doublet F, e, C (Linie)
Quelle: G. Schröder "Technische Optic" VogelVerlag Würzburg 1977, zweite Auflage Seite 51
______Farblängsfehler für Achromat (f) und Apochromat (g) F, e, C (Linie)
Quelle: Uwe Laux "AstroOptik" Sterne und Weltraum, zweite Auflage 1999 Seite 48
______Farblängsfehler für VAF/FK3 und FK4 404.66(h), 435.83(g), 546.07(e), 643.85, 706.52 jeweils nm
Quelle: Heinz Pforte "Der Optiker Band 2 Theoretische Optik, 1993 Verlag Gehlen, Bad Homburg, Seite 148
______Verlauf der chromatischen Aberration der Schnittweite F, d, C (Linie)
Quelle: ZEMAX Optical Design Program Stand 2003
______Wavelength Data (visual) F, d, C (Linie)
In der Optik-Rechnung/Darstellung ist die Lichtrichtung von links nach rechts, was
unserer abendländischen Schreibrichtung entspricht.
läßt sich beliebig ergänzen
Man geht in jedem Fall von der Hauptfarbe Grün aus und untersucht an den Rändern des visuellen Spektrums die
spherochromatische Aberration. Es gibt also keinen Grund, diese Systematik anzuzweifeln oder neu erfinden zu
wollen, unabhängig von der spektralen Empfindlichkeit des menschl. Auges bei Tag- und Nachtsehen. In dem
Zusammenhang wäre auch dies sehr hilfreich: Thomas Back: Apochromasie;
F003 Wie funktioniert ein Achromat Grundlagen
Wie funktionieren Achromat und Apochromat?
VON VOLKER WITT
Teil 1: Von der Einzellinse zum Achromat
Ein Refraktor stellt für viele Amateure die erste Wahl unter den Teleskopen dar. Welche optischen Gegebenheiten zu den besonderen Leistungsmerkmalen eines Achromaten, Halbapochromaten oder Apochromaten führen, soll in diesem zweiteiligen Bericht dargestellt werden.
(Fortsetzung siehe Link)
http://rohr.aiax.de/SUW_2005_10_S072.pdf
http://rohr.aiax.de/SUW_2005_12_S076.pdf
HAB-Objektiv von Wolfgang Busch ; Sonderdruck: SuW10/77-I, SuW10/77-II, SuW10/77-III
Roger Ceragioli; Kap2, Kap3a, Kap3b, Kap4a, Kap4b, Kap5, Kap6, Bild Ceragioli und andere
Roger Ceragioli Kap4b - ältere Version
http://www.atmsite.org/contrib/Ceragioli/newrefractor/
HAB WBusch Immersions-Dreilinser / Roger Ceragioli
Home-Page Wolfgang Busch
http://www.wissenschaft-schulen.de/sixcms/media.php/767/farbfehler.pdf
F001 Historische Entwicklung und Kriterien eines Apochromaten
Übersicht: Daten W:/I_gramme/Pent16/RogerCeragioli , http://alice.as.arizona.edu/~rogerc/ ,
Von Roger Cergioli gibt es hier einen sehr umfassenden Beitrag, der sich in Chapter 4a/4b mit der geschichtlichen Entwicklung von optischen Gläsern, von farbreinen Teleskop-Optiken, mit dem Busch Halb-Apochromaten und mit den strengen Merkmalen eines Apochromaten ausgehend von Abbe, König-Köhler und anderen Autoren auseinandersetzt. Die für mich wichtigsten Zitate will ich im Laufe der Zeit hier darstellen.
Chapter 4a: http://rohr.aiax.de/chapter 4a.htm, http://rohr.aiax.de/chapter 4b.htm ;
Quote:
Yet apochromats continued to be made, particulary by Carl Zeiss in Germany (Abbes employer), which developed four styles: an early doublet "half-apochromat" built down to a speed of about f/18, called the "A" objective (designed by A König) with very good color correction; a later revision of this, also a doublet built down to a more manageable f/10, called the "AS" objective (designed by A. Sonnefeld) with reduced secondary spectrum; a triplet full apochromat built down to f/15 and modelled on Taylors lens, called the "B" objective (also designed by A. König) with excellent color correction; and a later triplet built down to f/11, employing dense flint glasses and called the "F" objective (designed by H. Köhler & R. Conradi), which fell between the B and the AS in color correction, but whose radii of curvature were much weaker than those in either of the other types, making this lens easier to build and mount [cf. Riekher, pp. 212-216; A. Sonnefeld, Der Königsche Apochromat B, Zeitschrift für Instrumentenkunde 61 (1941), pp. 261-264; A. König and H. Köhler, Die Fernrohre und Entfernungsmesser, 3rd ed. (Springer Verlag, 1959), pp. 61-62, & 128-139; J.G. Baker, "Planetary Telescopes," Applied Optics 2.2 (1963), pp. 111-129, especially pp. 117-118; G. Mann & A. Sonnefeld, "70 Years Astronomical Instruments Department [sic], Part I: 1897-1946," in Jenaer Rundschau 12.3 (1967), pp. 159-170; and U. Laux, Astrooptik, 2nd. ed. (1999), pp. 26-34].
Because of their expense, small apertures, and delicacy, for many years apochromats made no large impression in the amateur telescope market. But during the 1980s that changed when improved glasses and the use of index-matching oils and special tapes made it possible to construct simpler, cheaper oil-spaced triplets. At the same time, more affluent buyers could choose fluorite doublet objectives with nearly perfect color correction. This occurred because of the commercial industry to grow artificial fluorite crystals. Not only that, but Schott Glass Technologies and the Japanese glass manufacturer Ohara, building on Otto Schotts early work with abnormal dispersion crowns and his attempts to introduce fluoride compounds into the glass melts, began to market crown glasses that approached fluorite in their optical properties. These are called the "fluor-crowns" and are often designated "ED" or "extra-low dispersion" glasses, because their total dispersion is much lower than ordinary glasses and in the extreme cases approaches the extent and quality of fluorite itself.
Once ED glasses became readily available and a lucrative market was found to exist for high-end "apos," manufacturers dropped the use of short flints and redesigned their products using the more expensive fluor-crowns instead. This also occurred because the fluor-crowns chemical stability was superior to that of short-flint glasses, and their low, abnormal dispersions made even better color correction possible, using longer radii of curvature. They thus opened the door to the shorter focal ratios which amateurs demanded. Moreover, since fluor-crowns are true glasses, not crystals, they are more shock-resistent than fluorite and capable of being fabricated with conventional glass working technologies.
Ohara is at present a major supplier of ED glasses (although other firms also melt them). They produce three varieties, called "S-FPL 51," "S-FPL 52," and "S-FPL 53." S-FPL51 is the least abnormal and delicate, while S-FPL53 (the latest to be marketed) is softer and can be broken rather easily, though it is less fragile than fluorite. Its optical properties, however, come closest to fluorite of any true glass. Thus it is widely used in triplet apochromats today. Doublet apochromats employing ED glasses are also marketed, though not as extensively.
Over the years there has been a trend toward faster apochromatic telescopes. The earliest examples had focal ratios of about f/15-f/20, just as slow as the largest visual achromats of the 19th century. H. Dennis Taylors triplet came in at f/18. Zeisss A-objective was built at about f/20, and the B-objective at f/15. The 1980s short-flint triplets were faster, about f/12-f/10. By the 1990s with the arrival of the ED triplets, focal ratios declined to f/9. Presently, f/6-f/8 seem common speeds for 100-125mm lenses, and f/7-f/9 for 150mm and larger glasses. Field flatteners and correctors can be employed to turn these instruments into medium field astro-cameras [cf. U. Laux, Astrooptik, 2nd. ed. (Sterne und Weltraum, 1999), pp. 54-55 for an example] for general purpose imaging.
F001 Historische Entwicklung und Merkmale eines Apochromaten
http://alice.as.arizona.edu/~rogerc/
Von Roger Cergioli gibt es hier einen sehr umfassenden Beitrag, der sich in Chapter 4a/4b mit der geschichtlichen Entwicklung von optischen Gläsern, von farbreinen Teleskop-Optiken, mit dem Busch Halb-Apochromaten und mit den strengen Merkmalen eines Apochromaten ausgehend von Abbe, König-Köhler und anderen Autoren auseinandersetzt. Die für mich wichtigsten Zitate will ich im Laufe der Zeit hier darstellen.
Chapter 4a: http://alice.as.arizona.edu/~rogerc/chapters/Chapter 4a.html
Quote:
Yet apochromats continued to be made, particulary by Carl Zeiss in Germany (Abbes employer), which developed four styles: an early doublet "half-apochromat" built down to a speed of about f/18, called the "A" objective (designed by A König) with very good color correction; a later revision of this, also a doublet built down to a more manageable f/10, called the "AS" objective (designed by A. Sonnefeld) with reduced secondary spectrum; a triplet full apochromat built down to f/15 and modelled on Taylors lens, called the "B" objective (also designed by A. König) with excellent color correction; and a later triplet built down to f/11, employing dense flint glasses and called the "F" objective (designed by H. Köhler & R. Conradi), which fell between the B and the AS in color correction, but whose radii of curvature were much weaker than those in either of the other types, making this lens easier to build and mount [cf. Riekher, pp. 212-216; A. Sonnefeld, Der Königsche Apochromat B, Zeitschrift für Instrumentenkunde 61 (1941), pp. 261-264; A. König and H. Köhler, Die Fernrohre und Entfernungsmesser, 3rd ed. (Springer Verlag, 1959), pp. 61-62, & 128-139; J.G. Baker, "Planetary Telescopes," Applied Optics 2.2 (1963), pp. 111-129, especially pp. 117-118; G. Mann & A. Sonnefeld, "70 Years Astronomical Instruments Department [sic], Part I: 1897-1946," in Jenaer Rundschau 12.3 (1967), pp. 159-170; and U. Laux, Astrooptik, 2nd. ed. (1999), pp. 26-34].
Because of their expense, small apertures, and delicacy, for many years apochromats made no large impression in the amateur telescope market. But during the 1980s that changed when improved glasses and the use of index-matching oils and special tapes made it possible to construct simpler, cheaper oil-spaced triplets. At the same time, more affluent buyers could choose fluorite doublet objectives with nearly perfect color correction. This occurred because of the commercial industry to grow artificial fluorite crystals. Not only that, but Schott Glass Technologies and the Japanese glass manufacturer Ohara, building on Otto Schotts early work with abnormal dispersion crowns and his attempts to introduce fluoride compounds into the glass melts, began to market crown glasses that approached fluorite in their optical properties. These are called the "fluor-crowns" and are often designated "ED" or "extra-low dispersion" glasses, because their total dispersion is much lower than ordinary glasses and in the extreme cases approaches the extent and quality of fluorite itself.
Once ED glasses became readily available and a lucrative market was found to exist for high-end "apos," manufacturers dropped the use of short flints and redesigned their products using the more expensive fluor-crowns instead. This also occurred because the fluor-crowns chemical stability was superior to that of short-flint glasses, and their low, abnormal dispersions made even better color correction possible, using longer radii of curvature. They thus opened the door to the shorter focal ratios which amateurs demanded. Moreover, since fluor-crowns are true glasses, not crystals, they are more shock-resistent than fluorite and capable of being fabricated with conventional glass working technologies.
Ohara is at present a major supplier of ED glasses (although other firms also melt them). They produce three varieties, called "S-FPL 51," "S-FPL 52," and "S-FPL 53." S-FPL51 is the least abnormal and delicate, while S-FPL53 (the latest to be marketed) is softer and can be broken rather easily, though it is less fragile than fluorite. Its optical properties, however, come closest to fluorite of any true glass. Thus it is widely used in triplet apochromats today. Doublet apochromats employing ED glasses are also marketed, though not as extensively.
Over the years there has been a trend toward faster apochromatic telescopes. The earliest examples had focal ratios of about f/15-f/20, just as slow as the largest visual achromats of the 19th century. H. Dennis Taylors triplet came in at f/18. Zeisss A-objective was built at about f/20, and the B-objective at f/15. The 1980s short-flint triplets were faster, about f/12-f/10. By the 1990s with the arrival of the ED triplets, focal ratios declined to f/9. Presently, f/6-f/8 seem common speeds for 100-125mm lenses, and f/7-f/9 for 150mm and larger glasses. Field flatteners and correctors can be employed to turn these instruments into medium field astro-cameras [cf. U. Laux, Astrooptik, 2nd. ed. (Sterne und Weltraum, 1999), pp. 54-55 for an example] for general purpose imaging.
F099A gesammelte Beiträge zur Thematik Astigmatismus
gesammelte Beiträge zur Thematik Astigmatismus
Astigmatismus erkennen, mit dem Sterntest, mit Ronchi? Astigmatismus vs Interferogramm
BeobachtungsPraxis: Astigmatismus - wie groß darf er sein? (Übersichts-Tafel L/2 - L/20 PV Astigmatismus Newton 250/1000)
Astrofotografie: Wieviel Astigmatismus verträgt die Astrofotografie? TAL 250 K F = 2130 mm
http://rohr.aiax.de/@Astigm_Zemax.jpg, AstigmSim f/8 System, AstigmSim1 f/8 System
Astigmatismus-Simulation am Kugelspiegel mit Interferogramm
Ursachen für Setup-Astigmatismus, Einflüsse beim Testen
astigmatisch oder nicht ? Vergleich Feldaufnahmen mit Simulation
Knick-Astigmatismus/Alois
Astigmatismus beim RoC-Test ermitteln
Astigmatismus: R.F. Royce: Testing Telescope Mirrors and Statement of Standards
Präsentation -AstroForen, Test induced Astigmatismus ; dazu Dave Rowe
Astigmatismus R.F. Royce: Testing Telescope Mirrors and Standards
F037 Certifikate im Vergleich Etwas für Perfektionisten
Eine Vorschrift, wie ein Testreport aussehen muß, kenne ich nicht. Die folgende Sammlung zeigt nur, wie vielfältig die Certifikate
sein können. Viele dieser Papiere halten bewußt wesentliche Informationen zurück, Bestimmte Zeitgenossen auf einschlägigen
Foren warten nur darauf, solche Certifikate als selbsternannte "Sachverständige" zerpflücken zu können. Dieser negative Verriss
kommt immer von Leuten, die wenig bis gar keine Erfahrung in der Optikherstellung und ganz besonders aus der Meßpraxis haben,
dafür aber ungeniert die Gemeinde mit ihren Traktaten "verschrecken". Sie schreiben also schlicht nur die Foren voll. Ein Informations-
Gewinn ist es jedenfalls nicht. Diese als "Strehlis" titulierten User fokussieren sich hauptsächlich auf diesen einen Wert, der auf der
opt. Achse entstanden ist. Sie interessieren sich weder für die
- Spektralfarbe, in der der Strehlwert entstanden ist, noch für die
- Situation im Bildfeld einer Optik, noch für die
- Kontrast-Übertragung noch für die
- Farbsituation noch für
- viele andere Merkmale eines opt. Systems
Eine differenzierte Fehler-Diskussion ist ihnen fremd.
Selbst die renommiertesten Hersteller machen keinerlei Angaben zur "Meßgenauigkeit" wie es dieser branchenfremde Einwand immer
wieder fordert. Ich kenne keinen Beitrag, wo sich jemand ernsthaft mit den Anforderungen von Certifikaten auseinandergesetzt hätte.
Stattdessen wird das Thema auf diesem Niveau "abgehandelt"
01. Spiegel-Vermessung:
Hauptsächlich Newton-Spiegel werden auf zwei grundsätzlich verschiedene Weise vermessen:
A: Die Linien-Messung auf einer horizontalen Linie durch den opt. Mittelpunkt
B: Die Flächen-Messung der Gesamtfläche
Bei der Linien-Messung (A) verschwindet der Astigmatismus als Fehler,
der PV- und Strehl-Wert fällt sehr hoch aus.
( Nur wenn der Astigmatismus nachweislich sehr klein ist, ist diese Testmethode vertretbar )
Zur qualitativen Messung der Gesamtfläche gehören u.a. der Foucault-, der Ronchi-Gitter, der Sterntest
zur quantitativen Messung der Gesamtfläche u.a. der Interferometer-, der Roddier-Test, weil aus ihnen
die zahlenmäßige Abweichung der Wellenfront ermittelt werden kann.
Knackpunkt dieser Messungen ist der Astigmatismus, der bei einer Flächenmessung in das Ergebnis
eingeht, bei einer Linien-Messung quantitativ nicht erfaßt werden kann. Aus diesem Grund unterscheiden
sich Strehl- und PV-Ergebnisse gravierend, wenn sie durch eine Linienmessung, wie beim Caustik- oder beim
quantitativen Foucault-Test ermittelt worden sind.
Man muß also sehr darauf achten, auf welche Weise die quantitativen Werte ermittelt worden sind.
Weil die Amateur-Szene oft eine bodenständige Diskussion vor lauter Theorie fast völlig vermissen läßt, habe
ich einmal eine kleine Sammlung, der mir zugänglichen Certifikate zusammengestellt. Also alles Dokumente, die
Auskunft geben sollen zur Qualität einer Optik. Entweder verfranst sich die Diskussion am Strehl, oder besser
noch an der Fehler-Quote dieser bekannt streuenden Meßtechnik, oder man hat die Diskussion, wie weit man
dem Lyot-Test glauben darf, oder man propagiert den quantitativen Foucault-Test, der statt die Fläche zu
messen, nur über eine Linie mißt und damit den Astigmatismus nicht erfaßt, jedenfalls sind es oft die immer
gleichen Meinungsführer, die es natürlich immer ganz genau wissen. Eine Übersicht über die opt. Fehler
findet man hier: F099 der Zernike Zoo
02. Vermessung von Linsen-Systemen
Bei Linsen-Systemen bzw. einem Refraktor spielt das Lichtspektrum, in dem gemessen wird, eine wesentliche Rolle.
Für gewöhnlich wird in der Hauptfarbe = e-Linie = 546.1 nm wave gemessen, bei Rot wäre ein Refraktor unter-, bei
Blau überkorrigiert. Ein SC fällt bei Grün wegen der Überkorrektur häufig schlechter aus, als bei Rot. Da alle Strehl-
Angaben aus Interferogrammen resultieren, die auf der opt. Achse entstanden sind, lassen sich zur Tauglichkeit von
fotografischen Systemen fast keine Aussagen treffen: Hier ist die Untersuchung im Bildfeld das Wesentliche. Eine
differenzierte Betrachtung bezogen auf den Verwendungs-Zweck oder das opt. System unterbleibt nahezu immer.
Verstanden wird offenbar auch nicht, ein System fehlerspezifisch zu untersuchen, auch im Hinblick darauf,
welche Auswirkung sie bei der praktischen Anwendung haben.
03. Meßgenauigkeit und Testbedingungen
Und weil bestimmte "Experten" im Metall-Bereich beruflich zu tun hatten, glauben sie allen Ernstes, die dortigen
Kriterien auch auf den Optik-Bereich anwenden zu können. Unermüdlich wiederholen diese Geister dann das
Argument der "Meßgenauigkeit" und möchten allzugerne die Testbedingungen diskutieren. Durchleuchtet man
im Gegenzug dann deren Test-Bedingungen und was davon veröffentlicht wird, dann bleibt von dieser Forderung
nichts mehr übrig.
04. opt. Achse versus Bildfeld
Die meisten Test-Verfahren liefern eine Qualitäts-Angabe ab, die auf der opt. Achse entstanden ist. Ein Astro-Fotograf
möchte aber die Abbildungs-Qualität in den Ecken seines Bildfeldes wissen. Da hilft meistens nur ein überzeugendes
Rohbild als Nachweis bzw. der Artificial Sky Test im Bildfeld.
05. Horizontaler Testaufbau
Fast alle Test-Anordnungen sind horizontal aufgebaut. Demzufolge entstehen bereits opt. Fehler, die nur aus dem Test-
Aufbau selbst erklärt werden müssen. Das ist einmal Koma, wenn der Aufbau nicht exakt zentriert wurde, und Astigmatismus,
wie er unter anderem aus der Lagerung der opt. Komponenten und deren Anordnung entsteht.
Die nun folgende Bilderserie muß ich nicht groß kommentieren. Es sind allesamt Certifikate, wie sie beim Verkauf
von Teleskop-Optiken im deutschen Sprachraum eine Rolle spielen, und offenbar akzeptiert werden, vom Hersteller,
der sie für ausreichend hält, und vom Händler bzw. Kunden, der sie dann bekommt. Wenn man sich also im Rahmen
dieser Certifikate bewegt, sollte doch eine "Besserwisser"-Diskussion eigentlich überflüssig sein.
Flächen-Messung: Angabe: PV, RMS / keine Angabe: Strehl, Wellenfront, Streubreite bzw. Meßgenauigkeit
Man beachte vor allem die RMS-Angabe bei diesem Certificate, dies muß deshalb erst in einenStrehl-Wert
umgerechnet werden !
Strehl 0.947 PV L/6.36
Ein Certifikat vom gleichen Hersteller, offenbar "getürkt" !
Strehl 0.981 PV L/9.17
Flächen-Messung mit ZYGO
Flächen-Messung: Angabe: PV, RMS, Strehl, Wellenfront / keine Angabe: Streubreite bzw. Meßgenauigkeit
Strehl 0.976 PV L/7.04
Strehl 0.952 PV L/5.74
Flächen-Messung: Angabe: PV, RMS, Strehl(Beiblatt) / keine Angabe: Streubreite
Strehl 0.971 PV L/5.88
Flächen-Messung: Angabe: PV, RMS, Wellenfront / keine Angabe: Streubreite bzw. Meßgenauigkeit
Flächen-Messung: Unübliches Interferogramm, die Ergebnisse stimmen nicht mit dem Interferogramm überein. Datum, Firma und Prüfer
fehlen, ebenso die Identifikations-Nummer mit der Optik.
Linien-Messung: Angabe: PV / keine Angabe Wellenfront, Streubreite bzw. Meßgenauigkeit, selbst als qualitativer Test wertlos
Linien-Messung: Zemax gerechnetes Interferogramm u. Werte / keine Angabe: Streubreite
Linien-Messung: gehört zum vorherigen Certifikat
Flächen-Messung: Angabe: PV, RMS, Strehl, Wellenfront /
Astigmatismus u. Coma differenziert / keine Angabe: Streubreite bzw. Meßgenauigkeit
Eine eindeutige Zuordnung zum indidivuellen Objektiv fehlt. Überlicherweise wird im grünen Spektrum gemessen,
nicht im roten bei 633 nm wave. Der RMS-Wert muß leider erst in Strehl umgerechnet werden. Die Zernike-Polynome
sind nur für den Experten eine Information. Sehr unüblich ist das Interferogramm, damit ist nichts bewiesen.
Siehe auch:
http://www.teleskop-spezialisten.de/shop/Astro-Blog-Erfahrungsberichte-Testaufnahmen/Testaufnahmen
Flächen-Messung: Angabe: PV, RMS, Strehl / keine Angabe: Wellenfront, Streubreite bzw. Meßgenauigkeit
Strehl 0.966 PV L/6.09
Flächen-Messung: Angabe: PV, RMS, Strehl, Wellenfront / keine Angabe: Streubreite
Strehl 0.970 PV: keine Angabe
Strehl 0.987 PV: keine Angabe
Strehl 0.972 PV L/6.25
Strehl 0.963 PV L/4.95
Strehl 0.983 PV L/4.68
Strehl 0.978 PV L/4.34
Strehl 0.967 PV L/4.71
Strehl 0.980 PV L/6.06
Vor einigen Jahren stellte James Mulherin noch die Orginal-Interferogramme ins Netz. Bei diesen IGrammen war der Randbereich schwach belichtet, sodaß
man bestimmte Fehler schlechter erkennen konnte. Diese Zertifikat enthält alle wichtigen Daten, um die Messung nachvollziehen zu können. Das IGramm
selbst ist computer-erstellt, womit die Artefakte und kleiner Strukturen nicht mehr wahrnehmbar sind.
Das folgende Zertifikat ist wertlos: Es fehlen eine Reihe von Angaben, die unbedingt in ein Meßprotokoll gehören:
- das optische System, - die Meßwellenlänge (besonders bei einem Refraktor), der Name des Meßtechnikers, und schließlich - der Strehlwert, nachdem der RMS-Wert
ja angegeben worden ist.
Flächen-Messung: Angabe: PV, RMS, Strehl, Wellenfront / keine Angabe: Streubreite bzw. Meßgenauigkeit
Strehl 0.903 PV L/2.8
Flächen-Messung: Angabe: PV, RMS, Strehl, Wellenfront / keine Angabe: Streubreite
Strehl 0.981 PV L/6.83
Flächen-Messung: Angabe: PV, RMS, Strehl, Wellenfront
Linien-Messung: Angabe: PV, RMS, Strehl, Wellenfront / keine Angabe: Streubreite bzw. Meßgenauigkeit
Linien-Messung:
Flächen-Messung: Angabe: PV, RMS, Strehl, Wellenfront / keine Angabe: Streubreite
Linien-Messung: Angabe: PV, Wellenfront / keine Angabe RMS, Strehl, Streubreite bzw. Meßgenauigkeit
Völlig untaugliche Behauptungen
William FLuoroStar FLT-132 deutlich überkorrigiert
Unbewiesene Behauptungen Siehe deswegen hier:
Gladius CF 315/7875 HS_R = 2392 mmGladius - Diskussion Teil II mit Paolo Lazzarrotti
Nur über Zygo- oder Wyko-Certifikate gibt es eine gewisse Vereinheitlichung, alle
übrigen Certifikate spielen in einem größeren Bereich und keines dieser Beispiele
gibt eine Streubreite bzw. Meßgenauigkeit an, wie einiger der Hobby-Optiker es gerne möchten.
http://www.nova-optical.com/shoptour.htm
Die zuletzt gezeigten "Certifikate" sind das Papier nicht wert, auf dem sie stehen!
Auch ein Certificate: als Vergleich zum Thema Strehlwert, -Streuung, Testaufbau, Wiederholgenauigkeit etc.
_______________________ als Gegenbeispiel aus der Praxis der Profi-Astronomie
##################################################################
Profi-Astronomie versus Amateur-"Philosophie"
Ein Glück, daß die Profi-Astronomie nicht durch die folgenden Zitate von sich reden machen muß. Vor dem Hintergrund der unteren zwei
Bilder, die das Zertifikat und den Meßaufbau eines der 8 Meter ESO-Spiegel zeigt, wirken die Äußerungen des in der Quelle genannten Users
schon sehr verstiegen und anmaßend. Dieser gesamte Thread soll einerseits die Vielfalt möglicher Zertifikate zeigen. Dem steht aus dem
Amateur-Lager eine Anspruchshaltung gegenüber, die an der wesentlichen Frage der Qualitäts-Merkmale völlig vorbeizielt. Der ultimative
Test ist immer der Himmel selbst und den besteht Alluna-Optics jedes Mal hervorragend.
Quote:
http://www.astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=120469&whichpage=2
Hallo Stefan, liebe Mitleser,
ich möchte den Spiegel nicht madig machen. Allerdings ist der vorgelegte „Analysis Report“ für mich kein schlagender Beweis für Strehl =0,99, denn:
1. Es fehlt jedwede Angabe zur Messgenaugkeit .
2. Bei der Messung in ROC und Kompensation wie hier ausgeführt kann man durch geringfügige Änderung des Abstandes Kompensationslinse – Interferometer, beabsichtigt oder nicht die sphärische Aberration merklich beeinflussen und somit einen unter/ überkorrigierten Spiegel „idealisieren“.
3. Das Interferogamm scheint die die starke Vergrößerung einer verkleinerten Vorlage zu sein. Damit ist nicht zu erkennen ob es sich um ein echtes oder irgendwie synthetisiertes I-gramm handelt. In letzten Fall könnte man die zur Darstellung des I-gramms notwendigen Zernikes beliebig manipuliert haben. Bei Vorlage eines oder besser von mehreren Original- I-Grammen, aufgenommen im ROC- oder AC -Modus wäre dagegen durch einfache Nachprüfung mittels Auswertesoftware festzustellen ob der angegebene Messwert tatsächlich zumindest annähernd stimmt.
4. Ein einziges I-gramm reicht beileibe nicht aus um einen derartigen Spiegel sicher quantifizieren zu können.
5. Was mich am meisten stört das ist die Tatsache dass der Ronchitest auf einmal in AC gegen einen gelochten Planspiegel ausgeführt worden ist. Wenn man einen derartigen Spiegel besitzt dann wäre sehr naheliegend die I-Gramme im AC Modus aufzunehmen, vorausgesetzt der Durchmesser des Planspiegels ist >= dem des Prüflings.
6. Bei Strehl = 0,99 sollten die 16 Ronchilinien in AC bolzgerade sein. Sie sind aber sichtbar gebogen, ein Zeichen für sphärische Aberration des Spiegels . Das ist gleichbedeutend mit unvollständiger Parabolisierung. Bei Darstellung von 16 Linien eines Ronchigitters mit 8 lp/mm ist der Ronchitest auch im AC- Modus nicht mehr sonderlich empfindlich. D.h., wg. der sphärischen Aberration ist der Spiegel mit hoher Wahrscheinlichkeit merklich weniger supergut als Strehl 0,99.
Zunächst fehlen beim 1. Bild der ESO irgendwelche Streifenbilder, egal ob als reales Foto oder im Computer synthetisiert. Stattdessen bekommt man die
Wellenfront-Deformation als farbige 2D-Darstellung. Die Strehlangabe mit 0.872 ist der einzige quantitative Wert. Den Fachleuten reicht offenbar diese Information.
Es fehlt also die in Punkt 1. geforderte Zit."Angabe zur Messgenauigkeit."
In Punkt 2. hat der Verfasser meine Beiträge offenbar gut gelesen und eventuell noch das Hubble-Space-Teleskop im Hinterkopf. Ob diese als reine Vermutung
geäußerte Bemerkung auf das konkrete Alluna-Zertifikat tatsächlich zutrifft, verschweigt diese böswillige Anmerkung.
Punkt 3. wäre nur eine Sammlung weiterer Unterstellung, die mit der Anleitung endet, wie man nach Auffassung des obigen Users zu messen und natürlich zu
überprüfen hätte. Wie argumentiert denn dieser User bei dem unteren Bild, wo er gar keine Anhaltspunkte hat?
Punkt 4. ist ein Allgemeinplatz der unterstellt, daß der Hersteller nur dieses eine Interferogramm erstellt hätte.
In Punkt 5. fehlen dem User des oberersten Link schlichtweg die einschlägigen Erfahrungen in der Vermessung großer Newtonspiegel: Jede der drei interferometrischen
Setups haben spezifische Fehler-Einflüsse und man tut gut daran, mindestens über die Setups RoC, Kompensation und Autokollimation einen großen Spiegel zu vermessen.
Neben der Luftunruhe bei der Messung hat man es bei der RoC-Methode mindestens mit dem Teststand-Astigmatismus zu tun. Das betrifft den gesamten Testaufbau.
Bei der Kompensation kommen weitere Einflüsse über die Kompensationseinheit dazu, das kann auch ein sphärischer Spiegel sein. Bei der Autokollimation mit einem
gleichgroßen Spiegel verteilt sich der Teststand-Astigmatismus auch noch auf den Kollimations-Flat mit Bohrung. Der Ronchi-Test läßt sich bei allen drei Verfahren
anwenden, nur bei RoC müßte er umgerechnet werden. Ob das also den zitierten User nun persönlich stört oder nicht, ist der Profi-Astronomie eigentlich egal.
Bei Punkt 6. würde mich interessieren, was der umgangssprachliche Begriff von "bolzengerade" eigentlich sagen soll. Auch, und das ist der wesentliche Einwand,
muß ein Newtonspiegel immer leicht unterkorrigiert sein. Und genau das zeigt das Ronchi-Gramm im Alluna-Certifikat und insofern ist die 0.99 Strehl-
angabe auch plausibel, die sich nämlich aus exakt diesem Meßaufbau ergibt.
In der Summe steht der obere Beitrag auf einer Stufe mit der Hofberichterstattung, wie sie die investigative Journalie jeden Tag abliefert: Niederschreiben um jeden Preis
ohne profunde Kenntnis aus der Praxis selbst. Schrecklich !
Das folgende Zitat vom gleichen "Autor" kommentiert sich selbst.
Quote:
http://www.astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=120469&whichpage=2
wie man Strehl richtig misst das wissen AH, Andi, Deneb, Horia, Kai, PeJoerg, Plössel und ich tatsächlich besser als hier von der hochgelobten Firma ALLUNA Optics vorgeführt. Sonst würden wir nämlich keine ordenlichen Selbsschliff-Spiegel zustande bringen. Warum also sollen wir denn nicht auf die Schwächen des hier gezeigten Messprotokolls eingehen?
Außerdem hat Stefan noch keine Frage nach Art: "Wie macht man was?" gestellt. Ich sehe seinen Beitrag eher als Werbesendung für den potenziellen Verkauf des fertigen Teleskops.
Bild 1 http://www.eso.org/sci/facilities/paranal/telescopes/ut/m1unit.html
Bild 2, Meßaufbau http://www.eso.org/sci/facilities/paranal/telescopes/ut/images/fig-8.gif
Bild 3
Hier handelt es sich um ein synthetisches Interferogramm, das seinen Ursprung in einem Kompensation-Setup hat.
Mit welchem Setup es identisch ist wird nicht mitgeteilt. Bei Kompensation wäre der Scale = 1. Aber auch da wäre der Strehl
sehr hoch und der obere "Experte" könnte wieder Zweifel anmelden, ob bei diesem Testaufbau die richtigen Abstände eingehalten
worden seien. Der Strehlwert eines konkreten Interferogrammes sagt nichts über den Testaufbau aus. Da die ESO-acht-
Meter Spiegel offensichtlich alle in Kompensation gemessen werden mußten - geht nicht anders - muß man diesen
Testaufbau als Null-Test gelten lassen. Einen acht Meter großen Autokollimations-Planspiegel gibt es nicht !
http://www.eso.org/sci/facilities/paranal/telescopes/ut/images/fig-11.gif
Quote:
The accuracy of the full pupil measurements is in the range of 15 nm wavefront RMS for the first mirror and 13 nm RMS for the second one. It was found that the accuracy of the measurements was primarily affected by persistent turbulence patterns in the test tower, and by drifts of the support force settings during measurements. Improvements were made with the second mirror to speed up the meticulous step-by-step test procedure and to reduce the effect of turbulence by adding series of measurements.
Table of Content
- The VLT 8.2-m Unit Telescope
- VLT Environmental Specifications
- The VLT primary mirrors
- The VLT Primary Mirror Cooling System
- The Secondary Mirror, M2 Unit
- The M1 Cell and M3 Tower
- The VLT Active Optics System
- The VLT Adapter-Rotators
- VLT Cassegrain Adapter-Rotators
- VLT Nasmyth Adapter-Rotator
- Very Large Telescope Enclosure
- VLT Technical CCD System
- Coating Unit
X_Kap06
Grundsätzliches/Meßtechnik - Teil 02 Sekundäres Spektrum, Farblängsfehler, Gaußfehler
-F001 Historische Entwicklung und Merkmale eines Apochromaten
-F002 Wie funktioniert ein ED-Objektiv?
-F003 Wie funktioniert ein Achromat? Grundlagen , Prinzip, Fraunhofer/Steinheil
-F004 Sekundäres Spektrum: Darstellung und Systematik
-F005 Schnittweiten-Differenz-Messung und Power, ZEMAX-Simulation Power-Test gemessen/gerechnet
-F006 Streuung bei Power-Umrechnung in Farblängsfehler über Pfeilhöhen-Differenz
-F007 RC-Wert bei Lichtenknecker ; Algorhythmus zur Berechnung, http://rohr.aiax.de/@RC-IndexNumber.jpg
-F008 http://rohr.aiax.de/@RC-IndexNumberHCQ.jpg, http://rohr.aiax.de/@RC-IndexNumberAlgorhytmus.jpg, FH150/2300
-F009 Berechnung der Tiefenschärfe RC Index Zahl Herleitung allgemeine Beschreibung
-F010 Erläuterung der RC-Index-Zahl : Die Rohr´sche APO-Index Zahlen
-F011 Systematik bei der Vermessung des Farblängsfehlers
-F012 Gaußfehler, sphärochromatische Aberration (Begriff) . . . http://rohr.aiax.de/@EquinoxB_04.jpg
-F013 http://rohr.aiax.de/@SkyWatch_ED120-06.jpg
-F014 http://rohr.aiax.de/@SkyWatch_ED120-07.jpg
-F015 http://rohr.aiax.de/@ZeissC25401-05.jpg Tafel5
-F016 @ Farbzerlegung über RGB-Kanäle bei Ronchi, Foucault, IGrammen, Darstellung Gaußfehler,
-F017 Gaußfehler u. Farblängsfehler bei Weißlicht-IGrammen
-F018 Gaußfehler: ZEMAX-Simulation von APO-Foucault-Bildern , 2.Link
-F019 @ Gaußfehler Darstellung an der Farbverteilung beim Foucault-Test , TS Triplet APO- RGB-Farben Foucault-Bild
-F020 RGB-Farben, Simulation der Farbsäume extrafokal bei Achromaten und ED-APO's Farbrand, Farbreinheit,
Sekundäres Spektrum
-F021 Einfache opt. Systeme: , TU-Ilmenau: Geometrische Bildfehler
-F022 Gaußfehler gegen Farblängsfehler Zeiss APQ #011 mit/ohne Glasweg
-F023 Kugelspiegel als IdealForm eines Super-APO's, 2. Übersicht, RGB-Farben aus WeißLichtIgramm, Bericht
-F024 Thema FarblängsfehlerTafel1:Prinzip, Tafel 2:Foucaultbilder
-F025 Chromatisches Strehl-Ergebnis ? Problematik
-F026 Farblängsfehler bei ED-Objektiv (Zweilinser)
-F027 Farblängsfehler bei Synta FH 150/1200 an Bildern + Baader Filtertest
-F028 @ Farblängsfehler messen mit dem Bath-Interferometer - Das ist ein APO , Berechnung über Pfeilhöhe, Algorhythmus
-F029 Digitale Meßuhren und Sekundäres Spektrum
-F030 Systematisierung über Rest-Chromasie-Indexzahl
-F031 Glasweg-Diskussion Glasweg verändert Sekundäres Spektrum
-F03 Anregung an GRZY - Sek. Spektrum mittel Prsimensatz messen ?
-F032 Zonen-Messungen mit dem Interferometer
-F033 Zonen-Messung mit dem Bath-IMeter
-F034 Radius messen mit dem Bath-IMeter
-F035 Der optisch wichtige Rand
-F036 Wie erkennt man Hilux-Beschichtungen?
-F037 Certifikate im Vergleich: Etwas für Perfektionisten , Zertifikate, ESO 8 Meter Spiegel Paranal
-F038 Anmerkung zu einem Test Report, Zertifikat
-F039 APM-Info: Hoher Strehl(0.989) niedriger PV-Wert (L/5,714) bei LZOS Certifikat
-F040 JAMES C. WYANT: Basic Wavefront Aberration Theory for Optical Metrology, Begriffe SPHERICAL, COMA, Astigmatismus
(zur Frage der Interpretation von PV, RMS, Strehl - versus Astig, Coma, Spherical in Wave) Begriffe Astigm, Coma, Spherical
F041* @ Artificial Sky bei perfektem Seeing : Prinzip -
F041A * Übersicht: Artificial Sky Bildfeld Test über 20 mm opt. Target/Pinhole flat,
-F042 Das Test-Module, Umbau->opt.Achse //rohr.aiax.de/@Umbau.png; http://rohr.aiax.de/@Umbau.png
-F043 kleine Zusammenstellung und Beispiele/Übersicht+Erläuterung
F044 * Artificial Sky Test im Bildfeld, field, Verkippung des Tubus
-F045 //rohr.aiax.de/@C14_Vergleich.png Celestron C14 Artificial Sky Test im Vergleich
-F046 Rayleigh Funktions-Kurve
-F047 Deutung von Ronchi-GRammen
-F048 Ronchi-Nulltest am Stern
-F049 Foucault-Test am Stern [COLOR=white]------ Beispiele[/COLOR]
-F050 AstroSurf - französische ATM-Seiten
-F051 AstroSurf Spiegeltests Übersicht , astrosurf mirror 460 Cardoen, astrosurf Ronchi, astrosurf Foucault,
-F052 astrosurf Roddier , astrosurf Lyot-Rauhheit , Les tests visuels,Les défauts,
-F053 micromamelonnage - vergebliche dtsch-französische Rauhheits-Diskussion auf A.de & AstroTreff.de , Mikrorauhheit,
-F054 Lyot-Test: Lyot Orginal Text übersetzt von Rolf M.Bernard Lyot 01.April 1946
F055 * Sphärometer - Pfeilhöhe bestimmen bei Kugel & Parabel
-F056 Die Power bei Kollimation und ellipt. Sekundär Spiegel
-F057 Pinhole auf der Achse - künstlicher Stern für Okularhülse Sterntest, für Maksutovs, Bauanleitung
-F058 Abstand künstlicher Stern: Link1, Link 2,
-F059 Auflösung bei Rayleigh - Dawes
-F060 Abstand künstlicher Stern für den Startest? http://www.otterstedt.de/atm/faq/abstand_kuenstlicher_stern.html Bei ZEMAX anders!
-F061 Poisson-Fleck/Punkt, Link1, Link2, Link3
-F062 Justage über den Poisson Punkt
-F063 Die Ronchi-Igramm Verwechslung bei FringeXP / kein "X" für ein "U"
-F064 Radius-Vermessen mit Endmaßstäben aus Silberstahl
-F065 Coma-Test Stern-Ronchi ..... Astigmatismus Stern-Ronchi ... Gitterlinien 45°Winkel
-F066 Superglatte Quarz-Spiegel
-F067 Auflösung von traditionellen Interferogrammen/Streifenbildern; Rauhheitsdiskussion
-F068 OpenFringe V 8.8, Fourier-Transformation, Streifenbilder auswerten
F069 * Astigmatismus erkennen, mit dem Sterntest, mit Ronchi? Astigmatismus vs Interferogramm
F069A * Astigmatisch oder nicht 21 08 2007 vertikale Prüfung im Treppenhaus: 20"Newton
-F070 BeobachtungsPraxis: Astigmatismus - wie groß darf er sein? (Übersichts-Tafel L/2 - L/20 PV Astigmatismus Newton 250/1000)
-F071 Astrofotografie: Wieviel Astigmatismus verträgt die Astrofotografie? TAL 250 K F = 2130 mm
-F072 http://rohr.aiax.de/@Astigm_Zemax.jpg
-F073 Astigmatismus - Zemax-Simulation, AstigmSim f/8 System, AstigmSim1 f/8 System
-F074 Astigmatismus-Simulation am Kugelspiegel mit Interferogramm
-F075 Ursachen für Setup-Astigmatismus, Einflüsse beim Testen
-F076 Differenzierte Fehler-Prüfung bei Newton-Spiegel Rest-Astigmatismus in RoC, Spherical in Autokollimation[/B]
-F077 astigmatisch oder nicht ? Vergleich Feldaufnahmen mit Simulation
-F078 Newton: Fangspiegelgröße und -Genauigkeit
-F079 Kompensations-Linsen für Ross-Null-Test, Anwendung beim Secondary eines RC-Systems Fangspiegeltest von der Rückseite
-F080 Virtuelle Couder Zonenmaske von HH. Wenk
-F081 Ronchi-Linien interpretieren - ZEMAX-Simulation
Kurzbeschreibung von Standardtests
F082 * 01. Der Sterntest.................... http://rohr.aiax.de/sterntest.htm ...... 01a. Der quantitative Roddier Sterntest ... Roddier
F083 * 02. Der Ronchigitter-Test....... http://rohr.aiax.de/ronchitest.htm
F084 * 03. Der Foucault-Test............ http://rohr.aiax.de/foucaulttest.htm
F085 * 04. Der Lyot-Test.................... http://rohr.aiax.de/lyottest.htm
F086 * 05. Der Spalt-Test.................. http://rohr.aiax.de/spalttest.htm
F087 * 06. Der Interferometer-Test.. http://rohr.aiax.de/iferotest.htm
F088 * 07. AtmosFringe-Auswertung - Erster Bericht
F089 * 08. AtmosFringe-Update 2.7 - Bericht nach Update
Feinheiten der Meßtechnik
-F090 Scratch/Dig Reference Chart
-F091 Knick-Astigmatismus/Alois
-F092 Astigmatismus beim RoC-Test ermitteln
-F093 Astigmatismus, Umgang mit . . . sich gegenseitig kontrollierende Testverfahren 08New f/6 Abzug von Astigm, Artificial Sky Test
-F094 Astigmatismus: R.F. Royce: Testing Telescope Mirrors and Statement of Standards
-F095 TelescopeOptics, Link A, Link B, Link C; ! ! !
-F096 Interferogramme auswerten /Atmosfringe
F097 @ Kleine Interferogramm-Typologie, F097-01 Sammlung und Erklärung unterschiedlicher Interferogramme
-F098 Strehl und Temperatur - wenn sich Spiegel durchbiegen
F099 Der Zernike Zoo
-F100 Mirror round robin Projekt - Bericht
-F101 Das Phasenschiebe-Verfahren
-F102 Okular-Typen, Übersicht , Webseite dazu
-F103 Okularkonstruktionen-und-ihre-Anwendung Uwe Pilz
-F104 ZYGO-Meßtechnik
-F105 @ RMS-Wert in Strehl-Wert umrechnen
F106 * Optikprüfung mit Laserinterferometrie, Peter Rucks
-F107 Bath-Interferometer
-F108 Der Orginal-Artikel in SuW Juni 1973
-F109 The ATM-Report Volume 1 Optics
-F110 short report; Aufbau und Funktion ; Präsentation Dave Rowe ;
-F111 Präsentation -AstroForen; //rohr.aiax.de/@forendis07.jpg Test induced Astigmatismus ; dazu Dave Rowe
-F112 Report/Ries ; AtmosFringe+30.VDS WÜ2005 ; AtmosFringe engl report
-F113 Bath-Interferometer mit Weißlicht , Bewegungs-Achsen und Auswirkung auf IGramme
F114 * ein Interferometer entsteht für Stoffie; Kollimations-Zylinder ~.de Link
-F115 Meine persönlichen InterferometerVersuche-ForenDiskussion
-F116 Bath-Wiki der interferometer Yahoo Group
F117 * Weißlicht-Bath-Interferometer für Massimo
-F118 Gates Interferometer Malacara Optical Shop Testing 3th Edition
weitere Interferometer
-F119 Universität Potsdam 31.05.05 Kapitel 5: Interferometrie, WeißlichtInterferometrie, Interferometer-Prinzip.png
-F120 Ceravolo-Interferometer
-F121 Shack Cube Interferometer
-F122 Twyman-Green Interferometer
-F123 Twyman-Green Interferometer für Massimo
-F124 TwymanGreen Justier- und Zentrieranleitung
-F125 Point Diffraction Interferometer , second report, experiences with the PDI
-F126 Point Diffraction Interferometer 24. Aug. 2012
-F127 Scatter Plate Interferometer , http://rohr.aiax.de/@SP-IM_10.png
Zubehör für Interferometer - Laser-Module - Lichtquellen
-F128 Picotronic Laser-Module
-F129 Link2, Link3, Link4, Link5,
-F130 Laser Pointer Blau , http://www.efox-shop.com
-F131 Biconvex lens Surplusshed, Lens finder, 5 mm DCX-Lens L5236
-F132 Teilerwürfel: Quelle Surplusshed, Link1, Link2, Email: Diese E-Mail-Adresse ist vor Spambots geschützt! Zur Anzeige muss JavaScript eingeschaltet sein!
-F133 Teilerwürfel: KnightOptical:
-F134 http://rohr.aiax.de/@AO-Ch01-K.jpg Pinholes: Link1, Link2, Link3, Link4, 1 mm Pinhole für Zweispiegel-Zentrierung Align
-F135 http://www.poerschke.de/index.php?lang=DE
-F136 Lichtquellen, Bau von Pinholes LichtSpalt , KeplerFernrohr, Pinhole auf der Achse, Hub-Tisch, Lift table, elevator[/COLOR]
-F137 einstellbarer Lichtspalt für Massimo
-F138 Software: Image Analyzer siehe hier in Beitrag #9
-F139 OptoOffice - und Preise Johann Fulda Oer-Erkenschwick
-F140 http://rohr.aiax.de/@RMAsch_01.jpg (Drehbank)
-F141 http://rohr.aiax.de/@RMAsch_02.jpg
-F142 Sternfreunde Volkach
-F143 Immersions-Öle, Silicon-Spezial-Öle
-F144 DRAWING/WackerChemie , Bezugsquellen , DRAWING Silicon-Öl (Spezial Öl) Datenblatt
-F145 Herstellung von Distanz-Plättchen für Doublets und Triplets: A, _B, _C, _D, _E, _F;
-F146 http://rohr.aiax.de/@TMB_FH12.jpg Rohlinge , Zentrieranleitung: http://rohr.aiax.de/@TMB_FH05.jpg
F089 08 AtmosFringe-Update 2-7 Bericht nach Update
Meanwhile we analyze fringsmap with the version 3.3 of AtmosFringe. First you have to create a fringesmap like this one, then you
load the image file to AtmosFringe, draw a circle round this and put a dot-line on every fringe, in this case from 1 till 11 .
At last you can get this kind of ANALYSIS REPORT. It's very important, that you insert the correct parameters and think about, what kind you
can subtract or not. Normally INPUT and OUTPUT Wave Lenght is the same value. Green with 532 nm wave. An autokollimation Setup "Wave
per Fringes" = 0.5 . In Radius of curvature setup the Wave per Fringes = 1 . If you analyse an Newton, you can remove Coma. Normally is's
not allowed to remove Astigmatism, Coma or Spherical. This Program AtmonsFringe gives you the Strehl-Value, calculated by a fringes map. 
History
The author of this program, Massimo Ricardi, Italy spent a lot of hours on the source, and
step by step, and the advices of some users of that extraordinary Fringes Analysing
Software this is the result now to solve some of the problems in analysis all kind of fringes
map. Especially for those astronomers, who want analyse Radius of Center fringes, as the
following fotos show. By the way this kind of analysing fringes is not the matter of a
Zygo, but most of the astronomers couldn't buy a new modern Zygo with all the very
expensive essentials round it. In a second step, I will show some of the calculation
problems, you have.
01. AtmosFringe - Version 2.7
The first Edition Version 1.4 was allready a very comfortable analysing programm and
Massimo startet this project more than two years ago. On Chrismas 2004 we got in
contact and so I've got every new updates for controlling and working with this - meanwhile
the best program an astronomer can get. So I will not repeat my report about V 1.4. I'll
just report of the interesting new features and implementations.
The AutoTracing of the fringes runs with great exactness, when you have a good
contrast of the fringes map and you select short dots distances. Very tricky is to put just
one point on every fringe and the program is drawing fringe by fringe in a short time. Very
important in this case is a sharp edge of the fringes map.
Now in this Version 2.7 it's possible to average several kind of fringes maps. So I had
to analyse a Newton mirorr 403/1803.5 in different setups, on at RoC(Radius of
Curvature) as a Zygo does, and in autokollimation or double pass setup. The four
exposures with the Bath-Interferometer and 532 nm wave show differents results, you
can't imagine them correct at the next foto.
But if you calculate the four RoC fringes maps, there are very different values, of course.
Now this version 2.7 calculates the averaged results on basic of the Zernike coeffitiens,
the correct way of this. An arithmetic calculation with the PV- and Strehl-value is wrong,
as some astronomers did and shows different results, as you can see.
This is the fringes map of the best result, number 4. For analysing this fringes map you
have to know the exact optical diameter and the exact radius, and the edge on the foto
must be sharp. It makes a big difference if the sourrounding circle is not correct and if
the radius is not correct. The longer the radius in this example the smaller the
undercorrection of this mirror. So with 3660 mm radius instead fo 3607 mm the results
become better and better.
One big problem of the RoC analysing is the astigmatism. At first you have to look for a
significant astigmatism, because the air movement shows artificial astigmatism. So there
is the discussion, are you allowed to deactivate astigmatism or not. Coma you can
deactivate of course. So I use this test, that shows the actual situation. I guess there is
no significant astigmatism. But the new Version 2.7 allowes you subtracting values from
each of the Zernike coeffitients, in this case a definite amount of astigmatism. But then
we have to discuss the different orders of astigmatism: Low oder high order one as this
"Zernike Zoo" shows.
If you have a short focus mirror f/4.5 so you get a lot of fringes on your map. For this it's
better to draw the fringes as this foto shows and you insert 2 instead of 1 at
Waves/Fringes.
The next feature of this program calculate a RoC fringes map to a null-test as the Zygo
does. So it shows in a RoC map all the errors: Coma, astigmatism, undercorrection, that
you wouldn't see with your eyes and so you can imagine much better the errors of a
mirror.
This shows the Certification Report of the actual version 2.7. In this case the best of the
4 maps.
This foto shows the situation with Foucault or Lyot-Test, but in double pass.
There were a lot of questions we could check with a Zygo in my neighbourhood. And so
we noticed how important the correct supporting of a mirror is by testing it. Meanwhile I
can test with the Zygo, too. But most of the normal astronomers wouldn't pay for that.
But it would be possible.
The next is following later.
F088 07. AtmosFringe-Auswertung Erster Bericht
21. Januar 2005
Vorbemerkung: Die Entwicklung zu diesem Programm ist fast ausschließlich in
Englisch abgelaufen, sowohl mit dem Programmierer Massimo Ricardi selbst,
wie mit vielen Freunden in Europa oder USA u.a. bei der interferometry
News Group. Mit Rücksicht auf diesen Personenkreis schrieb ich diesen Text
in Englisch. Gruß Wolfgang Rohr
Fringes map and the calculation software
Long time ago Karl-Ludwig Bath an amateur astronomer published
his Bath-Interferometer in "Sterne und Weltraum 6/1973"
http://www.astro-foren.de/index.php?showtopic=1166
This was one of the most important tool for getting quantitativ results
of an optical systems by testing with interferometry in all spectral
colors. The Laser was invented but not payable for a poor astronomer.
So I developed that basic version of that tool and tested many different
optical systems, but at this time, we all missed a professional calculation
software for that fringes pattern. In 2000 Phillipp Keller, Regensburg,
programmed the first calculation software and I was very appreciate to
have one. But it was a basic program, too and some of our amateur
astronomers weren't satisfied and tried to compare our equippement with
a ZYGO phase shift interferometer and the accuracy of that industrial
tool. Nevertheless I compared our testing results with results of a ZYGO.
Our_results were not far from ZYGO's. End of 2003 the shareware FringeXP was
distributed and lots of the experts started to check the former results,
better than a ZYGO can do, they claimed. They waste much time in
sophisticated discussions. The serious astronomers started to work
with fringes map and with this FringesXP, an interesting fringe
calcualting software. But some features in this program were missing
and a user needed additial tools, programmed from any interested
persons in USA, but not Germany. In June 2004 Massimo Ricardi, Italy,
started for his powerfull and high professional software for calculate
fringes pattern. He is a great expert in developing usefull programms
and my part was helping him with my practical experiences. Now he has
finished his first basic version with lots of important features for
checking an optical system by an interferogram. So let me introduce
in that first edition version 1.4.
The first edition works with fringes map produced in autokollimation
or with a compensation system. It works correct with the obstruction
of the fringes map - this is a problem witch the shareware program
fringeXP doesn't solve. The AtmosFringe basic version doesn't support
the calculation auf of the curvature center (COC), but this FringeXP feature
doesn't fulfil the high exspactations, I've had. The results in autocollimations
setup are more exact than in CoC setup by a difference of 1-15 % Strehl points.
The inventor of the Bath-Interferometer Karl-Ludwig Bath, Freiburg
The interferometer tool
The first system: Zeiss APO AS 80/840
fringes map: Zeiss AS 80/840 546.1 nm wave, setup in autokollimation
AtmosFringe - Report / Certificate
AtmosFringe - Image
AtmosFringe - artificial fringes map calculated by Zernike koeffitients
AtmosFringe - date sheet and aberrations
AtmosFringe - Zernike koeffitients
AtmosFringe - wave front
AtmosFringe - wave surface
AtmosFringe - point spread function PSF
AtmosFringe - PSF surface
AtmosFringe - modulations transfer function MTF
AtmosFringe - artificial Foucault
AtmosFringe - user date for the report
The second system:
Newton 256/1242 650 nm wave in autocollimation setup
The fringes map
AtmosFringe - report / Certificate
AtmosFringe - image
AtmosFringe - artificial fringes map
AtmosFringe - wave front
AtmosFringe - PSF
AtmosFringe - MTF
AtmosFringe - artificial Foucault
This program will be distributed by an USA trader and I'm sure,
Massimo Ricardi will inform us about the details.
F069A Vertikaler Test: Astigmatisch oder nicht
Forum am 21.08.2007, 18:57
http://de.wikipedia.org/wiki/Astigmatismus_(Optik)
http://rohr.aiax.de/astigmatismus07.jpg
http://rohr.aiax.de/AKA03.jpg,
http://rohr.aiax.de/@zern004.jpg,
http://rohr.aiax.de/@zern005.jpg
http://rohr.aiax.de/@asti03.jpg,
http://rohr.aiax.de/@ATest03.jpg
kleiner Test auf astigmatische Augen
(http://rohr.aiax.de/astigm06.jpg)
Der Astigmatismus als opt. Zweischalen-Fehler kann den Strehlwert ganz schnell minimieren. Bei Linsen-
Objektiven kann dieser Fehler durch die Fassung aber auch durch die Lage des Objektivs verursacht sein.
Seltener steckt er direkt im opt. System selbst. Bei SC-Systemen vermute ich ihn in der Schmidtplatte, wenn
sie beim Schleif-Prozeß nicht exakt aufgespannt worden ist. Bei kleineren Spiegeln ist er "eingebaut", bei
größeren Spiegeln oft ein Problem der Lagerung und vor allem auch ein Problem, aus welchem Material der
Spiegelträger selbst ist. Oft werden aus Plattenglas runde Scheiben ausgeschnitten, und für diesen Fall spielt
dann auch die Fließrichtung des Glases eine Rolle - entsprechend unterschiedlich biegt sich dann der Spiegel
bei senkrechter Lagerung in einer Schlinge bzw. ein einer 120° Wippen-Lagerung durch.
In diesem speziellen Fall geht es um die Frage, wieviel spiegeleigener Astigmatismus verbleiben denn dann
wirklich am Stern selbst, und nur dann stimmt die Beurteilung des Spiegels. Und selbst dann macht es noch
einen Unterschied, ob man den Spiegel in Zenit-Nähe oder am Polar-Stern prüft.
Auch der Fangspiegel sollte keine weiteren Fehler einführen, also perfekt sein. Der Offset-Punkt sollte eben-
falls stimmen, damit nicht über Vignettierungs-Effekte ein falsches Ergebnis vorgetäuscht wird. Bei f/4
Newton-Systemen spielt bei mittleren Okularbrennweiten noch die exakte Stern-Position auf der Achse (in der
Feldmitte des Okulars) eine Rolle, weil man sonst Koma-Bilder zu sehen bekommt und das Ergebnis erneut
verfälschen. Es bleibt also nichts anderes übrig, am Stern in Zenit-Nähe mit einem ganz kurzbrennweitigen
Okular einen Newton-Spiegel an nicht zu hellen Sternen zu prüfen, ob Astigmatismus vorhanden ist oder nicht.
"Vakuumkamera" von LZOS Lytkarino (http://www.lzos.ru/en/index.php?option=com_content&task=view&id=137)
Das ist ein 72 m hoher Turm, in dem die Spiegel der russischen Spionagesatelliten horizontal liegend im Strahlengang vertikal gemessen werden.
Es begann damit, daß dieser Spiegel in gleicher Weise (wie beim Hersteller auf dessen Webseite zu studieren (http://rohr.aiax.de/@VertTest21.jpg))
im 180° Band im Gleichgewicht frei schwingend hängt. In Position Null beim Sterntest im Krümmungsmittel-
punkt von R = 4047 mm extrafokal mit einem 2 mm Nagler Zoom ein sehr gutes Bild, um 90° clockwise ge-
dreht eine elliptische Verformung zeigte. Bereits die Position Null kann eigentlich so nicht stimmen, weil der
500 mm Spiegel eigentlich in sich zusammen fallen muß und dies bei strenger Prüfung auch zeigt. (Der
Spiegelrand = 50 mm breit, das Gurtband hingegen nur 35 mm, damit man nicht in der Nähe der Spiegelkante,
diese wiederum verformt.)
Wolf-Peter Hartmann erzählte auf dem Bayerischen Teleskop Meeting die mir eigentlich bekannte Tatsache, daß groß-
dimensionierte Newton-Spiegel senkrecht geprüft werden in einem Prüfturm (http://www.lzos.ru:80/en/about.htm). Im vorliegenden Fall zeigte ein 20 Zoll f/4
Newton-Spiegel je nach Lagerung die unterschiedlichsten Formen von Astigmatismus, also auch drei-eckigen, sodaß
selbst die Philosophie, daß man über eine 90° Drehung des Spiegels selbst den spiegel-eigenen Astigmatismus ermitteln
könne, höchst fragwürdig wurde. Diesen sogenannten Lagerungs-Astigmatismus kann man dann beruhigt herausrechnen
und abziehen, wenn der Sachverhalt eindeutig ist. Aber das kann ein langer Weg sein, und auch die noch so genaue
Band-Lagerung im Gleichgewicht, wie man sie auf den Webseiten einiger Hersteller findet hilft nichtbei der Lösung des
Problems. Um einen größeren Newton-Spiegel mit einfacher Genauigkeit prüfen zu können, muß man tatsächlich über
ein Kompensations-System in einen Prüfturm, den ein normaler Amateur-Prüfer nicht hat - aber er hat ein comfortables
Treppenhaus, und dort läßt sich die Meßstrecke von 4047 mm problemlos in der Vertikalen realisieren. Am Ende muß
aber auch ein Sterntest - möglichst mit Dokumentation - endgültige Klarheit bringen.
Nachts um 02:00 Uhr, wenn die Gattin schläft, wird ihr heiliges, ziemlich teures Treppenhaus in einen Prüfturm umfunk-
tioniert. Nur das Vakuum würde man als Prüfer nicht überleben, also hat man es auch hier mit der üblichen Luftbewe-
gung zu tun. Die gedrechselten Verbindungs-Stäbe dienen zweckentfremdet als Halter für den Prüftisch, natürlich so,
daß man keine Blessuren hinterläßt, wenn einem der Familien-Frieden etwas wert ist.
Mit einem Laserpointer von oben läßt sich problemlos der einen Stock tiefer gelagerte Hauptspiegel in die richtige Lage
bringen. Danach schaut man sich einen künstlichen Stern, 20µ Durchmesser mit einem 2 mm Okular, Nagler Zoom, an.
Im ersten Durchgang lag der Spiegel auf einer Blasenfolie, 2 cm Blasengröße, wie sie zur Isolation es eigenen Gewächs-
hauses hervorragende Dienste leistet. Aber auch hier ist noch nicht restlos garantiert, ob der Spiegel absolut verfor-
mungsfrei gelagert ist.
Bei ganz kritischer Beobachtung könnte man noch einen Astigmatismus in Richtung 07:00 - 13:00 Uhr ausmachen, was
aber in der Luftbewegung unterzugehen scheint.
Deswegen ein zweiter Versuch über die Lagerung auf den Luftkammern einer Luftmatraze. Hier sollte der Spiegel
gleichmäßig von unten gleichmäßg gelagert sein. Diese Lagerung wurde zweimal wiederholt mit immer gleichen
Ergebnissen.
Aber auch hier erkennt man noch eine Veränderung des Sternscheibchens, wobei die Vergrößerung mit dem 2 mm Okular
bei ca. 1000-fach liegt und damit hinreichend genau sein sollte. Ein letzter Test wird hoffentlich am Himmel selbst Klar-
heit bringen, wenn der Spiegel auf einer 18-Punkt Lagerung auf der Achse zeigen soll, ob er frei von Astigmatismus ist
oder nicht. Und dann läßt sich ein Astigmatismus eindeutig als Lagerungs-Astigmatismus abziehen, und einigen fiele
ein großer Stein vom Herzen.
F069 Astigmatismus erkennen mit dem Sterntest mit Ronchi
siehe auch Beispiele des Artificial Sky Testes Weitere Berichte: F065 - F077
Astigmatismus der Grundordnung Zernike Koeffizient Nr. 4 und 5 ist der optische Fehler, der über
den PV-Wert den Strehl am "ungnädigsten" herunterzieht. Bei Spiegeln - besonders wenn sie nicht
so gemessen werden, wie sie dann am Himmel in ihrer Lagerung liegen - setzt sich dieser Astig-
matismus zusammen aus dem
-Lagerungs-Astigmatismus bei vertikaler Lagerung des Hauptspiegel selbst
- Kollimations-Planspiegeln oder Kollimations-Linsen incl. Dekollimierung eines SC- o. RC-Systems, vom
- Astigmatismus, der über den Bündelabstand des Bath-Interferometer eingeführt wird Test induced Astigmatismus ; dazu Dave Rowe
- Astigmatismus über die Luftbewegung Seeing Probleme bei Interferogrammen: Kugelspiegel 250 R 2400 bei 532 nm wave und
- Astigmatismus, der "fest" in den Spiegel eingebaut ist.
Das einigermaßen sicher auseinanderzuhalten, ist nicht ganz einfach. Da es ein fotografischer Nachweis ist, kommen
die Besonderheiten der individuellen Augen+Verarbeitung im Gehirn nicht in Betrachtung.
Dazu kommt, daß am Himmel im Zenit erst ab ca. Lambda/3 PV der Wellenfront ein Astigma-
tismus wahrnehmbar ist. Bei der Fotografie verschmiert er sich teilweise, ganz besonders dann,
wenn der Astigmatismus dreieckig ist.
Die sicherste Messung eines Hauptspiegels im Labor bei senkrechter Lagerung des Hauptspiegels wäre der
Sterntest mit einem kurzbrennweitigen Okular. Mit einem Ronchi-Gitter Astigmatismus nachzuweisen, ist
eher Augenwischerei. Wenn nämlich die Gitterlinien (10-20 lp/mm sollten unbedingt sein) analog zum
Astigmatismus liegen, in unserem Beispiel nahezu senkrecht oder waagrecht, würde man diesen Fehler
wiederum nicht wahrnehmen. Erst über einen Winkel von ca. 45° zur Orientierung des Astigmatismus
erkennt man diesen.
Aber auch nur in Fokusnähe, weil sich in diesem Fall die Ronchi-Linien regelrecht um 180° drehen um kurz
darauf wieder in der alten Orientierung zu stehen. Die 3. Übersicht zeigt diesen Sachverhalt.
Um den Fehler zu simulieren, habe ich einen ca. L/10 PV Kugelspiegel astigmatisch verspannt, als bei 09:00
und 03:00 nach hinten gedrückt. Das bedeutet, daß intrafokal das zunächst runde Sternscheibchen
elliptisch in die Breite gezogen wird und so die Glasfläche bei 12:00 und 06:00 nach vorne "springt". Da
es ein Kugelspiegel ist, läßt sich der Test intra- und extrafokal darstellen, was bei einer Parabel nur am
Himmel geht, im Labor könnte man sich diesen Fehler nur extrafokal anschauen, da in diesem Fall die Rand-
strahlen länger fallen als die kürzeren Mittelpunktsstrahlen. Dadurch hätte man dann hauptsächlich die
wichtigen Randzonen.
In diesem Fall ein ziemlich heftiger Astigmatismus in der Gegend von mindestens 2xLambda der Wellenfront,
die Orientierung ist nahezu senkrecht/waagrecht und sehr gut erkennbar.
Wesentlich unempfindlicher reagiert der Ronchi-Test, obwohl die Linien bereits im Winkel von 45° zu dieser
Orientierung stehen. Eindeutig wird der Test erst, wenn man sich mit dem Gitter durch den Fokus bewegt,
dann fangen die Linien an, sich regelrecht zu drehen, was ohne Astigmatismus nicht passiert.
Fazit: Astigmatismus mit Ronchi oder dem damit verwandten Draht-Test messen zu wollen, geht nur, wenn
man zur Orientierung dieses Fehlers ca. 45° Winkel einhält. Auch der Drahttest würde bei gleicher Orien-
tierung diesen Fehler nicht zeigen. Im Jahre 1999 versuchte ein franz. Spiegelschleifer mir ein X für ein U
vorzumachen, auch da ging es um einen erheblichen Astigmatismus.
GEOPTIK Newton 406/2025 astigmatisch
Zur Beurteilung von Astigmatismus soll folgende Übersicht dienen: Siehe auch das erste Bild mit dem Kugelspiegel.
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Eigentlich ein hochwertiges Objektiv, aber deutlich zu erkennen der Astigmatismus:
F114 ein Interferometer entsteht für Stoffie
Ein Interferometer entsteht.
Für unser Foren-Mitglied Ronny sollte ich schon seit längerem einen Bath-Interferometer herstellen. Und weil er seinen Spiegel bereits poliert, was es höchste Zeit, das Prüfgerät fertig zu stellen. Dazu sind aber sowohl einige Teile zu besorgen oder in einer Drehmaschine bzw. Fräsmaschine vorzubereiten.
Optische Komponenten:
Laserdiode, 3 mW, Durchmesser 11.3 mm, 4.5 Volt, Conrad Elektronics
Teilerwürfel 17.8 mm Kantenlänge, Teilerfläche 50% / 50%, nicht polarisiert, normale Qualität
Bikonvex Einzel-Linse, 10 mm Brennweite, Durchmesser 5,5 mm, SurPlus
Prisma mit verspiegelter Hypothenuse, 16 mm hoch, Quelle unbekannt
Nach diesen Abmessungen richtet sich nun der Aufbau der Anlage:
Die Optische Achse liegt in der Mitte des Teilerwürfels, und damit 18/2 = 9 mm über der "Basis"-Fläche eines 40x40 mm Alu-Rechteck-Rohres mit 2 mm Wand und dunkler Beschichtung. Zwischen der Lichtquelle, und dem eigentlichen Interferometer-Aufbau läßt man für Filter bzw. Strahlaufweitungs-Optik etwas Spielraum, das man nachträglich dort einfügen kann bei Bedarf. Da das Laserbündel ca. 2 mm im Durchmesser ist, entsteht über die 5.5 mm Linse ein Lichtkegel von nur f/5 und das begrenzt die Verwendung dieses Interferometers auf f/5 und kleiner. Erst bei voller Ausleuchtung des 5 mm Linsen-Durchmessers entsteht ein genügend großer f/2 Lichtkegel, was beim Prüfen von f/4 Öffnungen ganz wichtig ist. F/4 Newton-Spiegel in Autokollimation geprüft wären so ein Fall.
Mechanischer Aufbau
Dieses ca. 200 mm lange 40x40 mm im Querschnitt große Alu-Rechteck-Rohr bekommt nun ganz links je einen Schlitz, damit man später die Laserdiode mit Halter justieren kann, wie nachfolgende Bilder zeigen. Daran schließt sich ein Befestigungs-Schlitz an, der nach oben offen ist, damit man den Halter von oben einschieben kann. Im rechten Bereich erkennt man die M4-Gewinde für die Halteschrauben eine Stahlplättchen von 0.4 mm Dicke, (Abreißlineal für Tapeten), auf dem der spätere Teilerwürfel aufgesetzt und vor allem justiert werden kann. Ganz rechts wieder ein Befestigungs-Schlitz für den Halter der Bikonvex-Linse, der ebenfalls eingeschoben wird.
Der Halter der Laserdiode wurde aus einer 30 mm gezogenen Alu-Stange (Dreh- und Bohrqualität) hergestellt, ca. 30 mm lang.. Die Laserdiode steckt am rechten Ende, wo das Licht-Bündel austritt so in einer paßgenauen Bohrung von 11.3 mm und 2mm Tiefe. Nach hinten zu, also links wird mit einer Bohrung von ca. 15 mm genügend Spiel zur Justage der Laserdiode erzielt. Die Justage-Madenschrauben M4 sind im Winkel von 120 Grad angeordnet. Der Durchmesser des Halters wurde auf 24.3 mm plan abgefräst, wobei gleichzeitig noch die Dicke des Teilerwürfel-Plättchens mit eingerechnet wurde. Mit diesem Maß wird die Höhe des Laserbündels von 9 mm über Grund eingehalten. Erfreulicherweise entstanden alle Teile mit einer Genauigkeit von 0.1 mm.
Zunächst paßt man das 0.4 mm Federstahl-Plättchen auf die Position des Teilerwürfels und der Basis an, versieht es mit zwei Langlöchern für M4 Inbus-Schrauben und schraubt das Plättchen mittig fest, damit man es später in beide Richtungen verschieben kann und noch leicht drehen kann. Nach dem gleichen Prinzip funktioniert die Befestigung des Halters der Laserdiode. Nun hat man zwei Dinge zu prüfen: Ist das Laser-Bündel parallel zur Basis, was man daran untersucht, ob das Bündel mittig durch die Linse im Linsenhalter fällt. Das justiert man an den drei Justierschrauben Laserseitig. Die nächste Prüfung geht dahin, festzustellen, in welcher Position der Teilerwürfel sowie die Laserdiode stehen müssen, damit aus dem Teilerwürfel zwei Lichtbündel im Abstand von ca. 5-10 mm austreten und an einer ca. 4 m entfernten Wand möglichst dicht nebeneinander zu sehen sind. Dabei ist von besonderer Wichtigkeit, daß das vom Laser kommende Ursprungs-Bündel oberhalb der Teilerfläche in den Würfel eintritt. Sonst entstünde ein spiegelverkehrter Aufbau, der natürlich ebenso möglich wäre. Auch in Verbindung mit einer Bikonkav-Linse würde das System funktionieren. Unter den gerade beschriebenen Bedingungen markiert man nun die Orientierung des Teilerwürfels auch auf der Unterlage des Stahlplättchens mit einem dünnen Folienstift. In dieser Position und Orientierung wird nun über ein Doppelklebe-Textil-Band aus dem Teppichhandel der Würfel schonend auf der Unterlage befestigt. (Aus diesem Grund sollte man den Bath-Interferometer nie waagrecht lagern, weil sich sonst der Würfel verschiebt und ablöst.
Besonderes Augenmerk liegt nochmals auf dem Halter der kleinen Bikonvexlinse mit einem Durchmesser von 5,5 mm und einer Randdicke von 1.2 mm, dünner ist besser als zu dick. Dieser Linsen-Halter ist aus dem gleichen 30 mm Alu-Stangen-Material hergestellt mit einer Dicke von ca. 8 mm. Die Linse sitzt in einer Bohrung von 5.6 mm und wird vorne gestoppt durch einen Ansatz von nur 5 mm. Von unten ist diese Alu-Scheibe wieder auf die 24.3 mm abgefräst, um die Höhe der opt. Achse einzuhalten und zum Betrachter zu wird soviel Material rechtwinklig abgefräst, daß der LinsenRand bündig zur abgefrästen Fläche ist, damit beide Bündel ungehindert dran vorbeilaufen können. Eine sehr sichere Linsenhalterung ist ein kleiner Hohl-Stöpsel, mit Durchmesser 5.6 außen und 5 mm innen und natürlich einem Anschlag-Flansch am Anfang. Auch muß man die Länge ausmessen, bis zur Linsen-Position. Ineinandergesteckt fräst man den überstehenden Teil ebenfalls bündig ab und arbeitet den Schlitz mit einem 3 mm Fingerfräser nach. Bei hinreichender Sorgfalt bleiben die Teile zusammen, ohne daß man sie verkleben muß und so kann man alle Verbindungen später bei Bedarf auch wieder lösen.
Zusammengefügt schaut dann der Aufbau so aus. Links die Lichtquelle mit Zwischenraum für Filter, Aufweitungs-Optik, danach der Auslenkspiegel in Form eines Prismas. Das Bündel kommt aus dem unteren Prisma des Teilerwürfels, weswegen die Kante des Prismas ein klein wenig über die Diagonale des Teilerwürfels hineinragen kann. Rechts die Linse in ihrem Halter mit entsprechender Sicherung.
Noch etwas größer der eigentliche Interferometer-Teil, der prinzipiell nur diese drei Teile braucht. Die Lichtquelle hingegen ist ein ganz eigener, gesonderter Punkt, doch davon später.
Das Funktions-Prinzip
Wegen der Unterscheidbarkeit wurde die Informations-Welle, die den Prüfling ausleuchtet, hier grün dargestellt, während das Referenzbündel und die spätere Referenz-Welle nachfolgend rot dargestellt wurde. Entscheidend für das Interferieren ist, daß beide Lichtpunkte räumlich zusammenfallen müssen, weswegen beim Aufbau der Prüfanordnung nur dann ein Interferogramm entsteht, wenn diese Bedingung erfüllt ist. Das Funktions-Prinzip ist denkbar einfach, wenn man es mal verstanden hat. Lichtquelle ist in jedem Falle ein paralleles Lichtbündel, das oberhalb der Teilerfläche eines Teilerwürfels in zwei 50% / 50% Teilbündel zerlegt wird. Die grüneTeilwelle nach der Spiegelung wird von der 5 mm kleinen Linse zu einem Lichtpunkt fokussiert und bildet die Informations-Welle. Während die anderen 50% durch die Teilerfläche hindurch die Referenz-Welle bilden, rotes Lichtbündel.
Bei der Justage des Bath-Interferometers sollte der Bündel-Abstand etwa 5-6 mm betragen, streng parallel zu einer Wand im Abstand von ca. 3-4 Meter verlaufen und nach dem Einfügen der kleinen Bikonvex-Linse sollte das unfokussierte Referenz-Bündel zentrisch zum als Lichtkegel aufgeweitete Informations-Bündel liegen, wie das folgende Bild zeigt. Das ist die große rote Kreisfläche, wie man sie im Abstand von ca. 40 cm auf einem Projektionsschirm sehen kann. Etwa im Zentrum erkennt man das kleine helle Referenz-Bündel, das erst auf dem Rückweg zur Referenz-Welle fokussiert wird, allerdings hinter der kleinen Linse, wie oben im Schemabild dargestellt.
Anmerkungen zur Lichtquelle
Der große Vorteil des Bath-Interferometeres ist, daß keine Kohärenz-Länge erforderlich ist. Bei Laserlicht mit einer langen Kohärenz-Länge interferieren oft bei Planplatten die beiden manchmal 30 mm und mehr Abstand entfernten Planflächen, was sich sehr störend bemerkbar macht, wenn man eine der Flächen prüfen will. Bereits mit Weißlicht, wie es von einer Autolicht-HalogenLampe erzeugt wird, kann man mit Hilfe des Bath-Interferometers über den gesamten Spektralbereich prüfen, wenn man enge Interferenzfilter dazu benutzt. Für diesen Zweck habe ich mir einen eigenen Interferometer für Weißlicht gebaut, dessen Parallel-Bündel über einen ca. 120 mm Fokus kleinen Achromaten erzeugt wird, um die nötige Genauigkeit zu bekommen. In den parallelen Strahlengang muß man dann die Interferenz-Filter stellen, wenn man z.B. den Farblängsfehler von Refraktoren ausmessen will. Die Laserdioden haben mehrere Probleme.
Meist ist das Bündel im Durchmesser zu klein mit 1-2 mm, weshalb man eine Optik zu Strahlausweitung bräuchte. Eine kleine Minuslinse mit ca. 500 mm Minus-Brennweite schafft bereits ein wenig Abhilfe und vergrößert das Referenzbündel nur geringfügig, sorgt aber für eines bessere Ausleuchtung der Bikonvex Linse. Die Laserdioden haben in der Regel relativ schlechte kleine Achromaten als Kollimations-Optiken. Bei Laserdioden wird ein heller Lichtpunkt über einen kleinen Achromaten in ein Parallel-Lichtbündel verwandelt. Das gibt es auch justierbar. Auch so könnte man das Bündel etwas variieren. Alles in allem sind die bezahlbaren Laserdioden eigentlich unbrauchbar, weil sie sehr viel Artefakte ins spätere Interferogramm einführen. Lediglich bei Weißlicht entstehen sehr saubere Interferogramme, die sich dann über das von uns entwickelte Auswertprogramm AtmosFringe sehr schnell auswerten läßt. Mittlerweile gibt es Lieferanten, deren Laser-Lichtbündel bis 7 mm Durchmesser aufgeweitet ist, leider aber ebenfalls noch Artefakte einführt.
Bei jedem neuen Interferometer muß ja geprüft werden, ob er auch die an ihn gestellten Anforderungen erfüllt. Deshalb ein Prüfspiegel 300/1500 mit einer hohen Qualität, die Strehl = 0.96 bekannt ist.
Da das Laserlicht nicht nur für die Augen schädlich ist, braucht man einen Graufilter oder zwei gegeneinander verdrehbare Polarisations-Filter, womit man das Licht stufenlos "dimmen" kann. Mittlerweile sitzt das Interferometer bereits auf einem Kreuztisch, den Ronny mitgebracht hat. Rechts im Bild sieht man die Auflage des KeplerFernrohres, das deswegen notwenig ist, weil der Fokus der DigitalKameras in der Regel so kurz ist, daß man an den Fokus des Interferometers nicht herankommt. wozu allerdings noch ein wichtiges Hilfsmittel hergesetllt werden muß: Ein verkleinerndes KepplerFernrohr von minus 0.8 fach. Auch für die Kontrolle mit dem Auge ist dieses verkleinernde Fernrohr sehr sinnvoll.
Zum Bau dieses Fernrohres nutzten wir zwei kleine 200 mm Achromaten vorne, die man mit der konvexen Seite zueinander stellt wie bei einem DialSight-Okular, siehe Übersicht. http://rohr.aiax.de/eyevar27.jpg Das wäre das Objektiv dieses verkleinernden Fernrohres. Im entsprechenden Abstand sitzt das "Okular", das aus zwei Achromaten besteht mit 250 mm Brennweite, die in gleicher Anordnung eingesetzt werden. Den richtigen Abstand bekommt man, wenn man auf den ca. 4 m entfernten Abstand des Prüflings fokussiert, und im übrigen soviel Spielraum einbaut, daß man alle diese Abstände realisieren kann. Um randscharfe Interferogramm zu bekommen, ist der richtige Abstand dieser beiden Teile, Objektiv und Okular, sehr wichtig. Jeweils vorne ist die Halterung des "Objektivs" zu sehen, am anderen Ende sitzt das Okular. Beide Teile werden von einem dünnwandigen Carbon-Rohr gehalten, was sich unlängst bei mir verirrt hatte. Im Normalfall reicht ein Kunststoff-Rohr aus, wie es bei der Installation verwendet wird. Man kann es innen mit Velour-Folie auskleiden. Hier ist also jetzt auch noch das verkleinernde Kepler-Fernrohr zu sehen, auf gleicher Bauhöhe von 9 mm zur Basis
Wie bekomme ich ein Interferogramm ?
Vorausgesetzt, das Interferometer wurde richtig zusammengestellt und justiert und sitzt auf einem Koordinaten-Tisch, der in drei Achsen (X-, Y- und Z-Achse) aussteuerbar ist. Zusätzlich sollte man den Tisch noch drehen können. DAnn richtet man das Laserbündel zunächst auf das Zentrum einer Optik, meist ein Newton-Spiegel, der beide Bündel in unterschiedlicher Weise zurückwirft. Das helle Referenz-Bündel kommt unverändert wieder zurück und kann zur Kontrolle auf die Fläche des Linsen-Halters projiziert werden. Das entspricht dem kleinen hellen Licht-Kreis in der rechten Bild-Hälfte. Dicht daneben links wird das Informations-Bündel etwas schwächer abgebildet. Das hängt damit zusammen, daß die Optik aus dem gesamten ursprünglichen Lichtkegel zu Beginn einen schlankeren Kegel ausschneidet. Je nach Abstand des Interferometers vom Prüfling liegt diese kleine Projektions-Fläche des Linsen-Halters außerhalb, ganz exakt oder innerhalb des Fokus, dieses Informations-Kegels bzw. der Informations-Welle. Da aber beide Teilwellen räumlich zusammengesetzt werden müssen, um zu interferieren, muß diese Projektionsfläche zwingend innerhalb dieses Fokus gelegen sein. Das bedeutet, man sucht sich genau den Fokus und schiebt anschließend das Interferometer noch ein paar Millimeter zum Prüfling, bis beide "Lichtscheibchen" etwa die gleiche Größe haben.
Da nun der Abstand Interferometer-Prüfling einigermaßen stimmt, und da auch das Licht-"Echo" vom Prüfling etwa in der richtigen Höhe liegt, also wieder ca. 9 mm zur Basis, schiebt man das Interferometer soweit quer zur X-Achse, bis das helle Referenz-Bündel exakt durch die Einzellinse fällt, damit es zum Lichtkegel hinter der Linse bzw. zur Referenz-Welle fokussiert werden kann. Das kann man nun beobachten im Auslenkspiegel, weil zwei kleine Lichtpunkte erkennbar sind. Dafür ist nun das Kepler-Fernrohr gut. Richtig ausgerichtet erkennt man den einen Lichtpunkt als den ausgeleuchteten Prüfling wieder, und drum herum die Referenz-Welle. Genau dort, wo man Licht von beiden Wellen bekommt, interferiert das Bild und man sieht ein erstes Interferogramm. In der Regel sind das erst einmal konzentrische Kreise, woran man erkennt, daß der Fokus noch nicht stimmt. Bei richtiger Fokussierung nimmt die Zahl der Ringe ab, oder die Ringe werden flacher, bzw. der Radius des Kreises größer, bis aus den Kreisen gerade Linien geworden sind.
Ein erstes Interferogramm mit dem neuen Bath-Interferometer an einem Newton-Spiegel ausprobiert. Bei einem Kugelspiegel sollten die Streifen parallel und schnurgerade sein. Links des Spiegels erkennt man Teile der Referenz-Welle, weshalb unten links klein eine Abbildung eingefügt ist: Die hellgrüne größere Kreisscheibe bildet die Referenz-Welle mit dem größeren Kegel, während das eigentliche Interferogramm gemeinsam aus Referenzwelle und Informations-Welle gebildet, deswegen auch heller sein muß und natürlich interferiert.
Um es nochmals zu wiederholen: Die Achse zum Spiegel ist die Fokussier-Achse, die QuerAchse dazu dreht die Interferogramme,während die Höhen-Achse die Anzahl der Streifen regelt. Fallen beide Lichtpunkte exakt zusammen, ist die Anzahl der Streifen sehr niedrig, liegt die Referenz-Welle über oder unter der Informations-Welle, erhöht sich sich Anzahl der Streifen wieder. Sinnvoll ist es aber, sich an eine Orientierung zu gewöhnen, z.B. grundsätzlich von oben, also mit einer großen Streifenanzahl zu beginnen und dann den Tisch langsam in der Z-Achse nach unten zu bewegen. Das ist bei der Beurteilung von Über- oder Unterkorrektur äußerst wichtig, aber auch bei Koma und Astigmatismus. Alle diese optischen Fehler haben typische Entsprechungen beim Interferogramm. Bei oberen Interferogramm hat man prinzipiell eine völlig überkorrigierten Kugelspiegel vor sich, der immer entsteht, wenn man eine Sphäre parabolisiert und dies vom Kürmmungsmittelpunkt aus beurteilt. Man hat es in diesem Falle mit einem divergent/konvergenten Lichtbündel zu tun und nicht wie am Himmel mit einem parallelen Lichtbündel. Mit der Strahlenoptik kann man sich diesen Sachverhalt leicht verdeutlichen.
schlußendlich der stolze Besitzer Ronny, der nun eine funktionsfähige Einrichtung zum Prüfen von Hohlspiegeln aller Art hat. Bis er mit den Feinheiten vertraut ist, wird noch einige Zeit vergehen.
F055 Sphärometer - Pfeilhöhe bestimmen bei Kugel & Parabel
17.07.2005 Sphärometer - Pfeilhöhe bestimmen (Siehe auch http://rohr.aiax.de/Power1.jpg)
Bei manchen Beiträgen, die man auf bestimmten Astronomie-Foren trifft, hat man
den Eindruck, daß manches Wissen in Vergessenheit geraten ist, zumal das
kleine Buch von Kurt Wenske SuW Taschenbuch Nr. 7 Spiegeloptik, so gut wie
nie in den Beiträgen zitiert wird. Die Lektüre kann ich nur empfehlen.
Im vorliegenden Fall werden naßforsch Bilder von einem "Spherometer" (http://makeashorterlink.com/?N2225327B) veröf-
fentlicht, die überhaupt nicht mehr nachvollziehen lassen, ob der Autor dieses
geistigen Gedankengutes überhaupt weiß, wie er damit richtig umgeht.
Zur Unterstützung derartiger Schmalspur-Veröffentlichungen die Formeln und
anschließend ein paar Bilder, wobei die in der Industrie verwendete Meß-
technik zur Radien-Messung hier nicht beschrieben werden soll - weil eine
Anwendung aus dem Amateur-Bereich.
In oberer Darstellung ist in der allgemeinen Darstellung die Pfeilhöhe mit z bezeichnet, siehe
bei Wenske, SpiegelOptik SuW, Taschenbuch Nr. 7, Vehrenberg-Verlag 1978, 2. Auflage, und
die Einfallshöhe mit H, während wir intern unten für die Pfeilhöhe "h" und "a" verwendeten.
Das ist nur eine andere Form der Darstellung, von der man sich nicht verwirren lassen möge.
Um Radien exakt messen zu können, muß entweder über eine scharfe Kante
der Durchmesser des Meß-Auflage-Ringes bekannt sein, oder man geht gleich
auf die 3-Punkt-Kugelmethode über, die eine exakte Auflage garantieren. Auch
bei diesem Meßverfahren ist eine Differenzmessung über einen exakt bekannten
Radius genauer, als über die Ermittlung der Pfeilhöhe, auch noch bei Verwendung
einer tausendstel Meßuhr nicht exakt genug. Man merkt es spätestens, wenn
man mit Foucault einen Radius ausmißt. Auf dem Bild sieht man die 2mm Stahl-
Kugeln, die in eine exakt definierte Ring-Nut eingeklebt sind.
Eine tausendstel Meßuhr liefert etwas genauere Meßwerte ab, in diesem Fall
spielen aber bereits die richtige Temperatur und zuviel/zuwenig Auflagedruck
eine Rolle.
Beispiel 16 inch Zeiss Cassegrain 04.Nov.2018
Bei mir wurde ein 16 inch Zeiss Cassegrain angeliefert, leider ohne irgendwelche optische Daten. Während der Radius des
parabolischen Hauptspiegel noch relativ einfach in RoC oder in Autokollimation ermittelt werden kann, braucht man für einen
hyperbolischen Konvexpiegel (beim klassischen Cassegrain) einen Spherometer - leider muß man hier mit einer gestimmten
Toleranz rechnen, Selbst bei Verwendung einer 0.001 Digitalen Meßuhr. Die Arbeitsschritte sind also:
- Radius des Sekundär-Spiegels ermitteln
- Radius des Hauptspiegels ermitteln
- Berechnung des wahrscheinlichen Cassegrain-Systems mittels ZEMAX oder ein Strahlendurchrechnungs-Programmes
- System aufstellen, zentrieren, richtige Abstände ermitteln
- Testergebnisse erstellen
Für den ALU-Spherometer (rechts im Bild) gilt a = 50.32 mm, für den blauen Sphärometer (im Bild links) gilt a = 63.2 mm.
Die Messungen haben trotz einer Reihenmessung eine Toleranz so um die 10 mm des zu messenden Radius des Konvex-
Spiegels. Für die spätere Berechnung aber zunächst ausreichend.
ThomasWest
28.12.2005, 10:48
Bescheidene Zwischenfrage.
Was wird in der Formel für b eingesetzt? Das findet sich nicht in der grafischen darstellung?
Rohr
28.12.2005, 16:18
Hallo Thomas,
In der Formel b = 1, ist also der Radius der 2 mm Durchmesser Kugel gemeint.
Bei einem größeren Durchmesser den entsprechenden Radius eingeben. Weil
bei derartigen Messungen bereits ein hundertstel Millimeter eine große Rolle
spielt, ist das nur eine Möglichkeit, den Radius von Kugelflächen zu messen.
Bei Newton-Spiegeln ist das nicht so kritisch. Bei opt. Systemen natürlich zu
ungenau. Da wird man bei Hohlflächen eine Schnittweitenmessung machen,
bei Konvex-Flächen gegen ein Probeglas prüfen etc.
Solche Fragen stellen sich immer dann, wenn man versucht, ein opt. System
wie z.B. ein Maksutov-System auszumessen.
F117 Massimos Bath-Interferometer mit Weißlicht
Siehe auch:
Bath-Interferometer , einer meiner ersten Berichte
Der Orginal-Artikel in SuW Juni 1973
The ATM-Report Volume 1 Optics
Präsentation -AstroForen; Test induced Astigmatismus ; dazu Dave Rowe
Test included Astigmatismus
dazu Dave Rowe
ein Interferometer entsteht; fotografisches Protokoll, ~.de Link
Bath-Wiki der interferometer Yahoo Group
Bilder von Dale Eason
Gut Ding will Weile haben. Es dauert also einige Zeit, bis man die richtigen Componenten gekauft
und nochmals eine Zeit, bis man mit feinmechanischen Geschick die Teile so zusammenfügt, daß
man sie gut justieren kann, und das Gerät dann auch auf Anhieb funktioniert. Und trotzdem sind es
noch einige Klippen, auf die es ankommt. Wenn beispielsweise der Teilerwürfel nicht exakt 50/50 %
Teilung hat, dann fehlt es etwas am Kontrast. Mit einem Polarisations-Filter kann man das wieder
ziemlich wettmachen.
Der Funktions-Beweis steht an erster Stelle. Es klappt also auf Anhieb und 3 Tage Arbeit sind damit beendet.
Als Träger eignet sich dieses Alu-Rechteckrohr vorzüglich, weil leicht zu bohren und fräsen und überaus
funktional. In diesem Fall die Basis mit 280 mm und als Verkleidung der Lichtquelle ein Querteil mit 120 mm.
Auf den letzten beiden Bildern erkennt man die Lichtquelle, und wie sie montiert wurde. Weil man zum
Einrichten bei einem Interferogramm viel Licht braucht, hat man zunächst eine Pinhole von 1.5 mm, die
man nach erfolgter Einrichtung auf 0.4 mm abblendet. Dadurch wird das Bild kontrastreicher.
Die "optische Achse" des Weißlicht Bath-Interferometers liegt 10.5 mm über der Rechteckrohr-Fläche.
Mit der Lichtquelle beginnend fällt ein divergentes Bündel auf den 18/125 Achromaten, der auf 6 mm
abgeblendet ist, womit man f/21 bekommt und der Farblängsfehler vernachlässigt werden kann. (Der
weiße Kunststoffhalter dient als Halter) Zwischen der eigentlichen Interferometer-Einheit ist genug Platz
vorgesehen, um enge Interferenz-Filter einfügen zu können. Teilerwürfel 20x20x20 und Dachkant-Prisma
20x20 sind auf die opt. Achse abgestimmt, das Dachkantprisma fungiert lediglich mit seiner verspiegelten
Hypothenuse als Auslenkspiegel und ist damit leicht zu montieren. Der Teilerwürfel selbst sitzt auf einem
0.5 mm Federstahlplättchen (von einem Anreißlineal) und wurde senkrecht zu Achse verschiebbar aus-
geführt und abschließend mit zwei M4 Schrauben fixiert. Die Bikonvexlinse sitzt ebenfalls auf gleicher
Höhe in einem Halter. Seitlich wurde die ursprüngliche AluScheibe (11mm dick) so angefräst, daß der
Linsenrand herausragt, was sich günstig auf den Bündelabstand auswirkt, der so klein wie möglich sein
soll. Damit die Linsen nicht herausfallen, aber andererseits nicht gedrückt werden, jeweils noch eine
sichere Befestigung.
Im Koordinaten-Meßtisch zeigt das Bild den neuen Interferometer bei der "Arbeit"
Hier noch einmal die eigentlich Bath-Interferometer-Einheit, dahinter das parallele 6 mm Lichtbündel mit
einem gelben Interferenzfilter von Edmund Scientific oder Melles Griot.
Die auswechselbar Pinhol: Je kleiner der Durchmesser, umso besser der Kontrast, aber umso dunkler das
Bild. 0.4 - 0.5 mm bilden die besten Ergebnisse in diesem Fall.
Wenn das Teilerverhältnis des Würfels etwas zu ungenau ist, dann wird das Streifenbild etwas flau. Abhilfe
kann man schaffen mit einen Polarizations-Filter, wie das erste Bild oben zeigt.
Die Möglichkeits, die Bikonvex-Linse flexibel zu verschieben, ebenso ...
.... der Halter für den Achromaten kann seitlich verschoben werden.
Als einfachste Lösung bot sich an, die Halogen-Lampe auf das 280 mm lange Trägerrohr zu setzen und sie
mit einem weiteren Querrohr zu verblenden. Das ergibt die geringsten Schraubverbindungen.
Die richtige Höhe des Glühwendels ( 10.5 mm) über der Grundfläche läßt sich mit einer Alu-Beilagscheibe
realisieren. Seitlich wird dann die Stromleitung herausgeführt. Bei der Herstellung beginnt man sinnvoller-
weise mit der Lichtquelle, und arbeitet sich dann über Achromat, Bikonvex-Linse bis zum Teilerwürfel vor.
Erst ganz zu letzt, wenn das System selbst kollimiert wurde, wird der Auslenkspiegel in Form eines Dach-
kantprismas eingesetzt. Now, the second interferometer is finished and I hope, Massimo will enjoy it for
a long time. I guess he will measure the secondary spectrum of different refractors. And you'll get better
fringes maps as with laser modules.
Zur Justage der Bauteile hier lese man bitte diesen Link: Bath-Interferometer
Die Bewegungs-Achsen und ihre Auswirkung: Bewegungs-Achsen und Auswirkung auf IGramme
Kurzform:
Die X-Achse wäre die optische Achse und dient der Fokussierung eines Interferogrammes.
Die Y-Achse dreht die Streifen eines Interferogrammes.
Die Z-Achse entscheidet über die Anzahl der Streifen nach oben oder nach unten hin.
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Zur Ergänzung die von Massimo gewünschten Interferenzfilter auf Tauglichkeit:
Dear Massimo,
these are the three interferenzfilters in their holder and the fringes map with them. I used the 0.3 mm
pinhole without any contrast filter.
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Bei den Interferenz-Filtern für die g-Linie wie auch für die h-Linie wird es ziemlich "dunkel" bei der Erzeugung von
Interferogrammen. Zunächst muß der Interferometer "lichtdicht" gemacht werden, damit das Ergebnis nicht derart
überstrahlt wird, daß man nichts mehr sieht. Der Raum sollte auch stockdunkel sein, und mit der üblichen 0.4 mm
Pinhole kommt man bei der h-Linie = 404.7 nm wave auch nicht mehr sehr weit. Bei einer Pinhole-Öffnung von 1 mm
reichen dann ca. 10 Sekunden Belichtung, um zu einem Interferogramm zu gelangen. Die g-Linie (violett) mit
435.8 nm wave ist mit 1 Sekunde bei 0.5 mm Pinhole etwas leichter zu realisieren. (Alle Aufnahmen entstanden
mit einem Kugelspiegel 250 R 2400)
Im Vergleich zu einem Streifenbild mit einem HeNe-Laser wären hier weniger Artefakte.
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How to align the Bath-Interferometer
At first you need a light source. This could be a laser modul with a parallel light beam or it is a bright
halogen bulb of a car and you have to produce a parallel light beam with a long fokus achromat lens (125-
150 mm).
In case of a bulb use a 0.3 mm pinhole. This gives you fringe with a high kontrast. The optical axis over
the ground should be the half amount of the cube in my case 10 mm (the 50/50 procent cube is 20x20x20)
If you have the parallel light beam of about 6 mm in diameter, you insert the cube in that way, that the
beam passes the upper prisma. The orginal beam is parallel to the diagonal surface of that cube. By moving
that cube you will get two light beams at the other end. The distance of these beams should be about 6
mm of their middle axis and parallel. You can controll this at a wall 3 meter in distance. Then fix the cube
in any way.
At the end you insert the biconvex holder. Make sure that the lower reference beam, what do not pass the
lens at first is concentric to the upper light cone. So the interferometer leaves two beams:
the upper light cone what create by the bikonvex lens and
the lower reference beam, what did not pass that lens at first.
The upper light cone gets the information from your optic system. The lower reference beam is send back
as a parallel beam and then it passes the biconvex lens. Now it becomes a light cone on the way back and
it is the reference wave. At last you insert a 90° prism with a overcoated hyperthenus as a small mirror.
This is a easy way to watch the fringes map what is created by the cube.
You watch both beams on your biconvex holder. They must be intrafocal and about with the same
diameter. If you move the interferometer that the reference beam passes the biconvex lens, you can
watch two bright light points and they shows you interferograms.
F044 -ArtSkyTest im Bildfeld, TeleskopVerkippung
07.12.2011 Für Triplet APO's : 0.75 Ricardi Reducer
Siehe auch: Interferogramme im Bildfeld:
http://r2.astro-foren.com/index.php/de/9-beitraege/01-aeltere-berichte-auf-rohr-aiax-de-alles-ueber-apos/428-a024a-refraktor-beispiele-fuer-koma-astigmatismus-im-bildfeld
Vorbemerkung:
Optische Qualitäts-Aussagen beziehen sich meist auf die Situation auf der opt. Achse, was aber für die Abbildung am Rande eines Bildfeldes ungenügend ist. Für diesen Fall rechnet man eine Anzahl von Lichtstrahlen aus einem einfallenden parallelen Lichtbündel, das in einem definierten Winkel zur opt. Achse verkippt ist. Die Summe der Durchstoßpunkte dieser einzelnen Lichtstrahlen durch die Fokal-Ebene wird als Spot-Diagramm bezeichnet und zeigt die Abbildungs-Situation eines optischen Systems z.B. am Rande des Bildfeldes. Eine große Fülle dieser Spot-Diagramme findet man bei Harrie Rutten in "Telescope Optics" 5. Auflage, Willmann-Bell Inc.
Dies läßt sich aber auch meßtechnisch über den Artificial Sky Test unter hoher Vergrößerung darstellen, indem man ein ursprünglich vor einem Planspiegel kollimiertes System (Autokollimation) kontrolliert verkippt, und dadurch eine Abbildung der 3-5 Mikron großen Stern-Pünktchen über das Bildfeld erzeugt. Wie der Testaufbau aussieht, ist weiter unten beschrieben.
Bei einem Flattner bzw. Reducer muß man einen bestimmten Abstand zum Grund-System einhalten, besonders für die Abbildung im Bildfeld. Diesen Abstand findet man dadurch, daß man nach erfolgter Teleskop-Verkippung zunächst den optimalen Abstand des Flattners sucht, bei dem die Sternpünktchen am Bildfeld-Rand am besten abgebildet werden. Für die opt. Achse stimmt es dann in jedem Fall. Das Verfahren läßt sich auch dadurch realisieren, daß man statt das opt. System zu verkippen, die Lichtquelle quer zur opt. Achse um einen gewünschten Betrag versetzt, und auf der gegenüberliegenden Seite zur opt. Achse die Abbildung untersucht. Der Aufbau von unten:
- großer Hubtisch
- Kipp-Vorrichtung mit Skala, Stricheinteilung und Digital-Meßuhr, weiterer Bericht
- Teleskop-Wiege
Die Kipp-Einheit ohne Aufbau
Siehe auch Beitrag #02
Für Triplet APO's : 0.75 Ricardi Reducer RIRED-M63,RIRED-M82, Ricardi Reducer klein, Ricardi Reducer groß,
Massimo Ricardi aus Ferrara wird auch in der Deutschen Astro-Szene zunehmend bekannter. Siehe auch hier Von ihm stammt das
Streifen-Auswert-Programm Astro-Fringe, ein eigenes Optical Design Programm nammens ATMOS und neben vieler Optik-Entwürfe
ein sehr, sehr interessanter 0.75 Reducer Flat, der für alle gängigen APO-Refraktoren ein Bildfeld von mindestens 42 mm Diagonale
ausleuchtet. Ob nun Markus Ludes die Initiative ergriffen hat, oder Wolfi Ransburg, ist mir derzeit nicht bekannt. Im Vorfeld dieser
Untersuchung entstand zunächst mal ein Disput mit Markus über die Ergebnisse der ersten Untersuchungen. Es hat sich aber geklärt.
Weil wir am Anfang Mühe hatten, wie denn nun dieser 0.75 Ricardi Reducer eingebaut werden muß, und im Lieferumfang vielleicht eine
Einbau-Anleitung noch ergänzt werden sollte zur Vermeidung von Einbau-Fehlern, hier eine kurze Darstellung, wie man dabei vorgeht.
01. Den Adapter-Ring, ganz rechts auf dem Bild, schraubt man in das M63x1 Innen-Gewinde des Reducers, das unbedingt zum Fokus zeigen muß.
02. Diese Einheit wird nun durch den Zwischen-Schraubring geschoben und dort festgeschraubt. (mechanisch nicht ganz glücklich gelöst, aber es funktioniert.)
03. Die so erhaltene Einheit wird nun an das Tubus-Ende eingeschraubt.
04. Wenn die hintere Tubus-Skala auf 75 Einheiten steht, dann wäre in meinem Fall der Backfokus bei 80.9 mm, ein Betrag den man am konkreten Gerät jeweils überprüfen sollte.
Ohne Reducer schraubt man statt dessen die 2" Reduzier-Hülse (Bild unten) an den Zwischenschraubring,
Der Vorgang nochmals. a) Reducer, b) Reducer+AdapterRing+Zwischenschraubring in den Tubus schieben . . .
Die Einheit wäre nun eingeschraubt und fokus-seitig wäre noch eine 1 1/4 Reduzier-Hülse aufgeschraubt, sodaß man entweder bei 800 mm Brennweite ohne Reducer beobachten könnte, oder mit 0.75-facher verkürzter Brennweite von 600 mm ebenfalls visuell beobachten könnte. Dabei sollte auch hier die Skala bei 75 Einheiten stehen. Eine andere Einstellung erzeugt opt. Fehler auf der Achse und im Feld, wie sich später noch zeigen wird.
Im Unterschied vom TS Flat 2, ein Zweilinser, hat der 0.75 Ricardi Reducer einen vergleichsweise kurzen Backfokus, also der Abstand der letzten Linsenfläche zum Fokus. Ein Wert, der bei allen Reducern bzw. Flattnern je nach Refraktor und ÖffnungsZahl variiert.
Artificial Sky - Übersicht: Artificial SkyBildfeld Test über 20 mm opt. Target/Pinhole flat, kleine Zusammenstellung und Beispiele/Übersicht+ErläuterungBeim Artiificial Sky Test im Zusammenhang mit dem RicReducers ist es wichtig, daß ein kurzbrennweitiges Okular möglichst nahe an die Lichtquelle und dessen Ebene gerückt wird. Dazu "opferte" ich ein 3.6 mm RK Okular. Der Linsenhalter hat gerade mal 12 mm Durchmesser, läßt sich in die Bildebene schieben und hat dort einen Abstand von ca. 8-10 mm. Mit diesem Okular war dann der Spuk der wilden "Komafiguren" verschwunden, was zunächst die Aufregung verursacht hatte. Das "Testbild" besteht aus einem fehlerhaft beschichteten kleinen Planspiegel mit winzigen Pinholes von 1-5µ und entsprechenden Doppel- Sternen, die ich unterm Mikroskop auf Durchmesser und Distanz vermessen hatte.
Da bei einem "AstroGraph" die Abbildungs-Qualität im Feld eine entscheidende Rolle spiel, geht es um die Frage, wie man die Abbildung im Feld untersuchen kann.
Dabei bieten sich zwei Methoden an:
Methode 1: Das Teleskop wird vor dem Autokollimations-Planspiegel exakt zentriert. Danach versetzt man die Lichtquelle über Mikrometerschrauben beispielsweise nach rechts, wodurch die Abbildung dieser Lichtquelle nach links wandert, und dort jeweils von einem Okular untersucht untersucht werden kann.
Methode 2: Man baut sich eine Kipp-Vorrichtung bzw. "Drehteller", und verkippt/dreht das Fernrohr aus der Null-Position um entsprechende Verkippungs-Winkel, bis die Vignettierung kein Licht mehr durchläßt. Über die zweite Methode lassen sich fast alle Standard-Tests durchführen, wie Foucault, Ronchi, Interferometer, Lyot etc.
Nochmals zum Verständnis: Der Drehpunkt ist am oberen Ende der Platte markiert. Darüber sollte in der Regel das Objektiv angeordnet werden. Mit Skala und 0.001 Meßuhr, läßt sich die Drehung/Verkippung hinreichend genau durchführen.
Auf Basis dieser Vorrichtung entstanden also die folgenden Ergebnisse von TS APO 115/800 + 0.75 RicReducer, sodaß damit erstaunlicherweise ein äußerst großer Felddurchmesser bezogen auf die Abbildung zu erzielen ist. Lediglich bei 2.0° Verkippung oder 4.0° Bildwinkel oder 42.0 mm Diagonale machen sich Abbildungsfehler bemerkbar. Auch die Vignettierung macht sich ab 1.5° Verkippung bemerkbar. Interessant in diesem Zusammenhang ist der Umstand, daß das mit dem Kodak KAF 8300 aufgenommene Rohbild mit 17.6x13.52 mm^2 lediglich 1° Verkippung bzw. 2° Bildwinkel vom Reducer braucht. Und da ist das Bild frei von Vignettierung, wie weiter unten zu sehen ist. Die entstandenen Figuren sind abhängig von der Fokussierung.
Das Rohbild findet man u.a. hier oder hier. Besonderes Augenmerk legt man für gewöhnlich auf die Ecken des Bildformates, also links oben und unten, sowie rechts oben und unten. In diesem Zusammenhang spielen mehrere Überlegungen eine Rolle: Die theoretische Auflösung ist beim opt. System TS APO 115 + Reducer 1.2" arcsec. Das wären als Längen-Maß ca. 0.0035 mm, also erst einmal kleiner als die Größe eines Chip-Pixels von 5.4x5.4µ. Mit 4 Pixel wird auf dem Rohbild ein schwacher Stern dargestellt, mit 9 Pixel ein etwas hellerer Stern - jeweils vom rechten unteren Bildeck. Das wäre also ein Quadrat mit ca. 10x10µ (2x2 Pixel) oder ein Quadrat von ca. 16x16µ (3x3 Pixel). Diese Werte werden also bei 2° Bildwinkel über den Artificial Sky Test eindeutig erreicht, sodaß dieser Reducer die vom Kodak KAF 8300 Chip geforderte Genauigkeit sogar übererfüllt, und damit ist klar, daß mit dem Rohbild vom Wolfi der Ricardi Reducer noch lange nicht "ausgereizt" ist.
Über die Verkipp-Methode lassen die sich Standard-Tests sehr gut darstellen und sie taugen sogar zur richtigen Einstellung des optimalen Abstand von Reducer zum Refraktor-Objektiv. Da bei diesem TS APO das rote Spektrum etwas weiter von den anderen Farben entfernt ist, entsteht über den Focualt-Test die bekannte Farbigkeit. Dieser Test zeigt aber auch, daß erst ab 1.5° Verkippung oder 3° Bildwinkel mit Vignettierung zu rechnen ist, die beim M63x1 Reducer bei 4° Bildwinkel schon über 50% liegt. In gleicher Weise zeigt sich das beim Ronchi-Test, der darüber hinaus Auskunft über den Öffnungsfehler gibt. Bei einem Backfokus von knapp 81.0 mm wäre der Öffnungsfehler bei Null.
Während der Untersuchung hatte ich einen anderen Backfokus eingestellt mit deutlichen Auswirkungen auf Astigmatismus als Bildfehler. Das ist also der Grund, warum auch bei visueller Nutzung der Reducer an der optimalen Position sein muß. In meinem Fall auf der Skala-Einstellung von 75 Einheiten.
Vignettierung 0.75 Ricardi Reducer bei 2° Verkippung oder 4° Bildwinkel
Die bildliche Darstellung der Vignettierung über den Foucault-Test hängt auch vom Abstand Lichtspalt-Messerschneide ab. Nach einer Optimierung
des Abstandes ergibt sich diese Situation:
"was die Vignettierung anbelangt, so dürfte die selbst bei 4° Bildwinkel nur einen Abzug von ca. 40% von der Gesamtfläche betragen. Das haben neuerliche Messungen mit meiner leicht optimierten Foucault.Einrichtung ergeben. Im Feld spielt offenbar eine Rolle, wie eng Lichtspalt und Messerschneide räumlich zusammenrücken. Derzeit ist die Messerschneide exakt über dem Lichtspalt mit einem Abstand von 3 mm, sodaß seitliche Vignettierung nicht mehr möglich ist. (Teilerwürfel versuche ich in diesem Zusammenhang wegen opt. Einflüsse zu vermeiden.)
Da die Astrofotografen gewöhnlich die Fokus-Kontrolle am Laptop in Echtzeit durchführen, sollte auch sehr schnell eine mögliche Verkippung geklärt werden können, indem man zunächst die Bildecken selbst überprüft. Nachdem es in dieser Kombination TS APO 115/800 + RicReducer M63x1 die schöne Rohbild-Aufnahme von Ransburg gibt, stünden in der nächsten Zeit erst einmal die Praxis-Tests am Himmel im Vordergrund. Schön wäre, wenn die dann hier veröffentlicht würden.
Die nächste Diskussion gilt dem TS APO selbst, also ohne den 0.75 Reducer. Hier spielt der Umstand eine Rolle, daß zur Hauptfarbe Grün sowohl Blau wie Gelb mit max. 50µ noch sehr nahe liegen, Rot hingegen fast den doppelten Abstand zur Hauptfarbe hat. Man sieht dies beim Sterntest am Rotsaum. Unter dem Blickwinkel der Astrofotografie wäre dies unerheblich, visuell wäre die Wahrnehmbarkeit in der Nacht für Rot nahezu unsichtbar, sagt die Luminosity-Kurve. D.h. die H_alpha-Fotografie würde in jedem Fall funktionieren, und visuell wäre es kaum wahrnehmbar. Man könnte aus dieser Situation zu einer RC-Indexzahl von 0.7947 kommen, in der Systematik zu anderen APO's wäre man jedoch an der Grenze eines Voll-APO's. Und davon lebt dann die Diskussion, bzw. die Verkaufs-Gespräche !
Das Optimum hat dieser Refraktor bei Gelb bzw. 587.6 nm wave, weshalb in diesem Bereich der TS-APO hinsichtlich Strehlwert untersucht wurde. Im roten Spektrum reagiert der APO leicht unterkorrigiert, im Blauen entsprechend weniger überkorrigiert. Dieser Umstand ist als Gaußfehler bekannt und betrifft viele APO's.
Die Wellenfront-Deformation
Die 3D-Energieverteilung.
Und schließlich das eindeutige Ergebnis.
Ohne Reducer schaut der Artificial Sky Test auf der opt. Achse so aus.
Bei 3° Bildwinkel, also noch weit über Wolfi's Rohbild, bei ca. 31 mm wäre die Auflösung immer noch hervorragend. Diese Aufnahme entstand mit einem 5 mm Kellner Okular.
Für die Astro-Fotografie als Schwerpunkt ist diese Kombination eine sehr preisgünstige Lösung, an der sich oftmals die Geister scheiden. An dieser Diskussion mag ich mich allerdings nicht beteiligen. Hier als Zusammenfassung nochmals die Merkmale des Reducers, wie ihn Markus Ludes und Wolfi anbieten. Dabei entsprechen sogar die Spot-Diagramme den Ergebnissen meines Artificial Sky Testes: http://rohr.aiax.de/RicRed_07.jpg Bei Diagonale 42 mm entstehen in beiden Fällen längliche Figuren.
===================================== Beitrag #02 ========================================
Some notes to the Artificial Sky test in the field of an astro foto. Test-Setups
Everybody knows, that a miscollimated Newton-system creates coma. This coma shows this system out of the optical axis. If you tild a
refractor objectiv, so you get a mixture of astigmatism and coma, therefore you also have to collimate the objektiv in the tube. For
testing that systems, you have to collimate them at first. But if you will test them in the field of the focus plane - you are an astrofotograf -
you can use this method, to check the reproduction of stars in the field of the image.
There are two methods for exploring the situation in the field:
Method 1
A star image would be in focus on optical axis, if the beam is closed and parallel to that axis. The autocollimation setup starts with a pinhole
star in the focus plane, passes through the system, and comes back as image in the focus on optical axis. If I move the pinhole horizontally in a right
angle to the axis, so the image of the pinhole is moving contrary. I move the pinhole star to the right by 10 mm, and the image of that moves
to the left 10 mm , too. This means that I check the field of a teleskope. In this case I cannot do most of the standard tests. So I prefer the method 2.
Method 2
Normally all the tests are on the optical axis, this means the parallel beam from a star is parallel to the optical axis. If you will test that in
an autocollimation setup, the refraktor is collimated with a flat, the otical axis is at right angle to the flat.
Sometimes this axis is tilted to the flat, and then you get wrong results. Now this would be the situation in the field of an optic.
(May be astigmatism with a refraktor or coma with a Newton System.)
So this can be used, to get information about a field of any refractor system. For this case, the flat and the light source in focus are fixed,
and just the optical tube is tilted by small degrees. See the links. I get them with method 2, with method 1 it's not possible.
http://rohr.aiax.de/V_AX103_13.jpg
http://rohr.aiax.de/TS_Quad_06.jpg
http://rohr.aiax.de/PF_GSO10RC_02.png
http://rohr.aiax.de/LOMO_SAPO_10.png
http://rohr.aiax.de/GMStory06.png
http://rohr.aiax.de/@Pentax75SDHS_TT05.jpg
http://rohr.aiax.de/FernrohrA.jpg[/img]
This situation can be used, to analyse the image out of the axis of any optic by tilting
a) the teleskop in front of the flat without the light source or
b) by tilting the flat in calculated degrees and moving the light source or
c) just moving the light source, the image will move in contrary.
And this the unit for tilting the tube !
===================================== Beitrag #08 ========================================
Hallo,
Jochen und ich hatten ein internes Telefon-Gespräch, mit der Frage, was den TS Flat 2 vom Ricardi Reducer unterscheidet. Meine Antwort bezog ich auf den TS Flat 2, der in jedem Fall die Ansprüche des derzeitigen Kamera-Chips von Jochen erfüllen würde bei einem Backfokus von 108 mm, immer bezogen auf den TS Flat 2. (Den Ricardi Reducer mußte ich selbst erst kennen-lernen, da sich dieser beim Artificial Sky Test anders benimmt - interessanterweise) Beim Ricardi Reducer ermittelte ich einen Backfokus von 80.9 mm zwischen letzter Linsenfläche und Fokus-Ebene. Zieht man den rechts folgenden Adapterring incl. ca. 1 mm Luft zwischen Reducer und Ring mit 20.9 mm ab, so wäre das die "Anschlagfläche" zwischen Fokus und Adapterring mit 60 mm. Damit würde Jochens Kamera gerade so dahinter passen, wenn seine Angabe von 55 mm stimmt.
=========================================================================================
Bedauerlicherweise ist die Sache sogar noch komplizierter: Den Reducer selbst gibt es in zwei Größen-Ausführungen. Meine Untersuchungen befassten sich mit dem kleineren Reducer, der ein Anschluß-Gewinde von M63x1 hat. Im Web findet man aber auch eine Version mit M82x1 Anschluß-Gewinde. Da sollte sich mal Markus Ludes dazu äußern.
Da der Reducer für eine ganze Batterie von APO's möglich ist, gibt es im Web eine weitere Liste, wie die Backfokus-Abstände zu sein hätten. Das würde man z.B. auch hier ganz unten finden: http://rohr.aiax.de/RicRed_18.jpg (Bei der Schnittzeichung indes muß ein Übertragungs-Fehler passiert sein) Als dritter Einflußfaktor bildet die Streuung den Grund, die jeweilige Kombination entweder auszumessen, oder am Himmel selbst zu optimieren. Meine Ergebnisse beruhen nur auf einem Exemplar Reducer mit M63x1 mm Anschluß-Gewinde. Vielleicht sollte man die Präsentation zunächst einmal vereinheitlichen. Für diesen Fall würde ich mit einem 0.01 mm Meßschieber tatsächlich nachmessen, ob die in den jeweiligen Zeichnungen angegebenen Distanz-Werte auch mit dem aktuellen Reducer zusammen-fallen: Weil das für die Abstände des Kamera-Chips eigentlich schon wichtig wäre.
===================================== Beitrag #21 ========================================
Hallo Jochen,
was die Vignettierung anbelangt, so dürfte die selbst bei 4° Bildwinkel nur einen Abzug von ca. 40% von der Gesamtfläche betragen. Das haben neuerliche Messungen mit meiner leicht optimierten Foucault.Einrichtung ergeben. Im Feld spielt offenbar eine Rolle, wie eng Lichtspalt und Messerschneide räumlich zusammenrücken. Derzeit ist die Messerschneide exakt über dem Lichtspalt mit einem Abstand von 3 mm, sodaß seitliche Vignettierung nicht mehr möglich ist. (Teilerwürfel versuche ich in diesem Zusammenhang wegen opt. Einflüsse zu vermeiden.) Da die Astrofotografen gewöhnlich die Fokus-Kontrolle am Laptop in Echtzeit durchführen, sollte auch sehr schnell eine mögliche Verkippung geklärt werden können, indem man zunächst die Bildecken selbst überprüft. Nachdem es in dieser Kombination TS APO 115/800 + RicReducer M63x1 die schöne Rohbild-Aufnahme von Ransburg gibt, stünden in der nächsten Zeit erst einmal die Praxis-Tests am Himmel im Vordergrund. Schön wäre, wenn die dann hier veröffentlicht würden.
===================================== Beitrag #29 ========================================
Bild von Markus Ludes
F041A Einzel-Beispiele zum Artificial Sky Test
Test Artificial Sky: http://www.astro-foren.de/showthread.php?t=7874
Zur Einschätzung der Abbildungs-Qualität hier eine Auswahl-Übersicht:
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=38042#post38042
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=39697#post39697
Hinweis auf 3-eckigen Rest-Astigmatismus
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=34639#post34639
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=38089#post38089
Hinweis auf Restkoma/Zentrierfehler
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=37385#post37385
Hinweis auf Restkoma/Zentrierfehler
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=37510#post37510
Hinweis auf Unterkorrektur bei Gelb - Rot, Störungen in der Fläche
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=31645#post31645
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=30150#post30150
http://www.astro-foren.de/showthread.php?t=7610
Hinweis auf Obstruktion
http://www.astro-foren.de/showthread.php?t=10588
Hinweis auf Obsrtuktion und Restastigmatismus
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=40680#post40680
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=37218#post37218
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=39090#post39090
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=38212#post38212
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=38242#post38242
Deutlicher Hinweis auf Astigmatismus
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=31687#post31687
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=35217#post35217
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=38098#post38098
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=38525#post38525
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=38525#post38525
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=39234#post39234
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=40809#post40809
http://www.astro-foren.de/showthread.php?t=10206
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=29726#post29726
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=30147#post30147
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=32993#post32993
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=32941#post32941
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=34861#post34861
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=34861#post34861
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=31631#post31631
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=32102#post32102
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=34665#post34665
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=36651#post36651
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=30106#post30106
http://www.astro-foren.de/showthread.php?t=8168
http://www.astro-foren.de/showthread.php?p=33134#post33134
http://www.astro-foren.de/showpost.php?p=34661&postcount=2
F097 - InterferogrammSuWTeil 02 Kap 06
Aus Interferogrammen kann man einige der optischen Fehler einer Optik "herauslesen".
Mit jedem guten Optical Design Program lassen sich derartige Streifenbilder simulieren.
In meinem Fall ist es ZEMAX. mit dem man die Standard-Fälle darstellen kann.
Mit den Streifenbildern hat man zu tun, wenn man täglich mit einem Interferometer ar-
beitet - in meinem Fall ist es der Bath-Interferometer mit einem Interferogramm bei
532 nm (grüne Laserdiode in Autokollimation erstellt)
Bei hochwertigen Industrie-Spiegel
kann man dann derartige Übersichten erstellen:
Nahezu alle Spiegel dieser Übersicht kann man als perfekte Parabol-Spiegel bezeich-
nen, zumal alle Bilder bei 532 nm erstellt worden sind und nicht bei der längeren
632.8 nm HeNe Wellenlänge.
Der Bath-Interferometer
wurde in der SuW-Ausgabe 6/73 vorgestellt und von mir
über viele Jahre weiterentwickelt und optimiert. Damit lassen sich für Astro-Optiken
ab einer Öffnung von F/4 sehr zuverlässige quantitative Messungen durchführen.
Entwickelt wurde dieser I_Meter zunächst als Weißlicht-Interferometer, sodaß im
gesamten Spektrum mit entsprechenden Interferenz-Filtern eine Optik untersucht
werden kann. Der Aufbau ist höchst einfach: Ein paralleles Laser-Lichtbündel wird
im Teilerwürfel in zwei Teil-Bündel zerlegt. Bündel (1) geht durch eine Bikonvex
Linse und wird zum Licht-Kegel der anschließend die gesamte Optik ausleuchtet.
Bündel (2), das spätere Referenz-Bündel, passiert das gesamte System weitest-
gehend unbeeinflußt und bildet erst auf dem Rückweg durch die Bikonve-Linse hin-
durch die Vergleichswelle, die auf dem Rückweg mit Bündel (1) wieder zusammen
gesetzt wird. Eine genaue Anleitung findet sich auf meiner Homepage.
Auf der SuW-Titelseite zeigen die ersten vier Bilder die sogenannte sphärische
Aberration (Bild 1-4), die zweite Reihe Formen von Astigmatismus (Bild 5-8)
Bild (9 und 10) Formen der Koma und die weiteren Bilder Mischformen zwischen
Koma und Astigmatismus, jedoch in sehr starker Form, die ganz selten vorkommen.
Eine genauere Typologisierung findet man auf den nachfolgenden Tafeln:
Als Grundschema mag folgende allgemeine Übersicht dienen: Wobei typische Fehler fast immer in Kombination mit anderen Fehlern
auftauchen.
Etwas ausführlicher findet man den Sachverhalt auch auf den folgenden Tafeln:
Wie sieht die Unterkorrektur im Interferogramm aus? Überkorrektur entsprechend umgekehrt.
Bei Newton-Spiegeln interessiert besonders, wie exakt die Parabel ausgeführt
worden ist, entweder exakt bei 100% oder leicht unter- bzw. überkorrigiert.
Selbst bei Pyrex-Spiegel empfiehlt eine leichte ca. L/5 PV wave Unterkorrektur,
weil bereits eine Temperatur-Differenz von 1-3 Grad Celsius zwischen Vorder-
und Rückseite eines Spiegels einen unterkorrigierten Spiegel in die Überkorrektur
"ziehen" kann. Einschlägige Versuche habe ich veröffentlicht.
Weitere Informationen findet man sowohl in damaligen SuW Ausgabe und auch
auf der homepage von Raphael Bugiel.
Koma-Interferogramme von Alois Ortner erstellt:
Alois Ortner hat den beim Newton im Feld auftretenden Koma-Effekt dargestellt:
Links die Koma bei der Abbildung seines Lichtspaltes, rechts das dazu passende
Interferogramm. Bei der Messung wird die Koma entweder herausgerechnet oder
herausjustiert.
F097-01 - Kleine Interferogramm-Typologie
In der täglichen Praxis entstehen eine Vielzahl von ganz unterschiedlichen Interferogrammen, die es richtig zu interpretieren gilt. Die hier gezeigte Sammlung stellt einen derartigen Versuch dar.
Die SuW-Ausgabe von 1973 zeigt eine Sammlung unterschiedlicher Interferogramme. Siehe auch: Bath-Interferometer ___
A) Newton-Spiegel: drei Varianten beim Testaufbau (Setup) AstroSib
Beim RoC-Test (Radius of Curvature bzw. Krümmungsmittelpunkt) muß das Interferogramm randscharf sein, der opt. wirksamer Durchmesser sowie der Krümmungsradius muß auf Millimeter genau eingeben werden. Er ist deshalb kein wirklich exakter Nulltest und kann zu Fehlern führen. Streifenabstand ist 1* Lambda. Die richtige Eingabe der Meßwellenlänge ist unabdingbar, weil hier auf Null zurückgerechnet wird. Lagerungs-Astigmatismus und Luftturbulenzen beeinflussen auch hier das Ergebnis. Vorteil: keine Hilfs-Optik erforderlich, Nachteil: fehleranfällig Der Test in Kompensation ist ebenfalls kein exakter Null-Test, weil die opt. Daten der Kompensations-Linse exakt bekannt sein müssen damit die Abstände ebenfalls exakt berechnet werden können. Streifenabstand ist ebenfalls 1* Lambda. Ein exakter Rand ist nicht so entscheidend. Koma und Astigmatismus kann über die Kompensations-Linse eingeführt werden, ebenso Astigmatismus über die Lagerung und die Luftturbulenzen. Vorteil: gesamte Fläche im Blick auch bei kleinen Newton-Spiegeln. Nachteil: fehleranfällig Der Test in Autokollimation ist ein echter Null-Test im doppelten Durchgang. Der Streifenabstand ist Lambda/2 der Wellenfront. Auch hier müssen die Fehler von Lagerung und Zusatz-Optik vom Ergebnis abgezogen werden. Vorteil: doppelte Meßgenauigkeit und echter Null-Test. Nachteil: exakter Flat enorm wichtig.
In der opt. Meßtechnik ist folgende Formulierung üblich: Mindest-Strehl und besser . . . Der Strehlwert ist jedoch nur ein wichtiger Teilaspekt zur quantitativen Beschreibung eines opt. Systems auf der opt. Achse. Dieser Wert kann keine Aussage für das Bildfeld treffen, weder über den Bildfeldradius noch die Fehler im Bildfeld. Auch die Qualität der Politur kann nicht über den Strehl ausgedrückt werden. Ein System mit rauhen Flächen kann trotzdem einen sehr hohen Strehl haben. Eine wichtige Unterscheidung für die Eignung eines opt. Systems wären die unterschiedlichen Anwendungen. Die bekanntesten wären visuelle versus fotografische Nutzung. siehe auch: Test-Anordnungen,
The Dall-Null-Test, der Ross-Null-Test, (Spiegel-Test-Verfahren+Ross-0- Test)
B) Ausschluß-Test auf möglichen Astigmatismus bei Newton-Spiegeln
___kein signifikanter Astigmatismus
Bei Newton-Spiegel reduziert ein vorhandener Astigmatismus den Strehlwert besonders deutlich. Deshalb sollte vorher geklärt werden, ob ein Astigmatismus vorliegt, und wieviel davon dem Spiegel selbst zugerechnet werden muß. Astigmatismus aus Lagerung und Luftturbulenzen sind abzugsfähig. Wenn kein signifikanter Astigmatismus vorliegt, so kann dieser in einem anderen Meßaufbau nicht plötzlich dem Newton-Spiegel zugerodnet werden. Eine andere Möglichkeit ist der Sternttest mit einer 3-5µ großen Pinhole unter höchster Vergrößerung bei Radius/2-facher Vergrößerung. In meinem Fall der Artificial Sky Test.
Vier Interferogramme mit unterschiedlicher Fokuslage als AStigm-Ausschluß-Test an denen man die Luftturbulenzen erkennen kann.
Gladius, Dall-Kirham-System: Beispiel für signifikanten Astigmatismus
12" f5 Newton, signifikanter Astigmatismus durch konisches Auseinanderlaufen der Streifen von links nach rechts.
Astigmatismus zeigt sich a) durch zu- oder abnehmende Streifenabstände, oder durch b) konisch verlaufende Streifen wie im folgenden
Beispiel. Bei falscher
Lagerung kann z.B. Astigmatismus entstehen.
Astigmatismus Figuren an einem Kugelspiegel durch Verspannung erzeugt. Beim Durchgang durch den Fokus ändern sich die einzelnen
Figuren.
C) Fehler-Typen an Beispielen:
___Meßaufbau: Autokollimation
___Fehler-Typen:
___IG-Rand = abfallende Kante, Rille im Randbereich, "M"-förmige Überlagerung = Überkorrektur, konischer
Streifenverhauf = Astigmatismus
Bei Interferogrammen hat man in der Regel eine Mischung aus unterschiedlichen Fehler-Typen, wie sie bereits hier Kleine Interferogramm-Typologie
dargestellt sind.
IGramm Zambuto-Spiegel = fast perfekt: a)Streifenabstand gleichmäßig, b) keine "M" oder "W" Verformung der mittleren Streifen c) keine
"S"-Verformung der
mittleren Streifen.
16" GSO Newton, Lyot-Test zeigt rauhe, radiale Politur
Zusammenschau von Foucault-Test und Interferogramm: "M"-förmige Streifenverformung zeigt Überkorrektur an. An diesem Beispiel
erkennt man einen
deutlichen Zusammenhang zwischen der Foucault-Darstellung und dem nachfolgenden Streifenbild, dessen Streifen man als die
Höhenlinien der Wellen-
front auffassen kann.
Die gelben Hilfslinien markieren den Ideal-Verlauf des Interferogrammes
Der Strehl-Wert wird überwiegend über die Überkorrektur reduziert
D) Zonen und Unterkorrektur
Zusammenhang zwischen Fehler beim Feinschliff bzw. Retouchieren und nachfolgendem Interferogramm an unbekanntem Newtonspiegel.
Bereits durch eine
entsprechend helle Beleuchtung der Spiegeloberfläche läßt sich der signifikkante Zonenfehler erkennen, wie er im nächsten Bild eindeutig
gezeigt wird.
Die "W"-förmige Verzeichnung der Streifen zeigt zusätzlich eine deutliche Unterkorrektur an.
Den Gegenbeweis liefert das Ronchibild intrafokal, indem es ebenfalls eine deutliche Unterkorrektur zeigt.
E) Zonenfehler in der Mitte eines Newton-Spiegels Peak in der Mitte = Merkmal eines ganz bestimmten Herstellers.
F) Überkorrektur, Beispiel eines 10" f4.5 Newtonspiegels
G) Tubus-Seeing und Auswirkung auf unterschiedliche Tests Intes Alter M715
Das Tubus-Seeing ist bei katadioptrischen Systemen von großer Bedeutung. Nicht ausgekühlte Systeme können Fehler zeigen, die nach
entsprechender Auskühlung
völlig verschwinden können. Besonders auffällig bei SC-Systemen.
Bei allen Tests läßt sich das Tubus-Seeing erkennen.
H) Refraktor-Systeme - Darstellung der Power (Zemax-Simulation)
Mit Ausnahme von Planoptik spielt die POWER bzw. Defokussierung von Interferogrammen keine Rolle. Bei Refraktoren kann DEFOKUS
jedoch zur Berechnung
des Farblängsfehlers benutzt werden, daher die folgende Simulation, wie die Fokuslage die Interferenzstreifen beeinflusst.
Wie in der oberen Simulation bereits gezeigt, verändert die Fokuslage die Form des Streifenbildes: Bei einem kürzeren Fokus, kippen die
Streifen nach oben,
bei einem längeren Fokus entsprechend nach unten. Zusätzlich zur Fokus-Lage läßt sich am Streifenbild auch noch der farbabhängige
Öffnungsfehler erkennen,
in der Regel die Überkorrektur im kurzen Spektral-Bereich, die Unterkorrektur im längeren -Bereich, wobei das Optimum bei Grün = 550
nm wave liegen sollte,
dort der farbabhängige Öffnungsfehler Null sein sollte. Im folgenden Beispiel hätte Grün und Blau den gleichen Fokus, Blau wäre etwas
mehr überkorrigiert.
Gelb und Rot liegt hinter Grün, der farbabhängige Öffnungsfehler nimmt hingegen ab.
Drei ED-APO's im Vergleich: Das Sekundäre Spektrum kann hinsichtlich der Farbschnittweiten und deren Anordnung sowie des
Gaußfehlers unterschiedlich
ausfallen.
Meade APO, zusätzliche Flächenfehler erschweren die exakte Vermessung des Farblängsfehlers
Meade ED 127/1140, ebenfalls ein Beispiel, wie Coma, Astigmatismus und ein zusätzlicher Öffnungsfehler die exakte Ermittlung der
Schnittweite erschweren kann.
Auf Grün fokussiert: der bei einem Zweilinser ausgeprägte Frablängsfehler, bei dem das Abkippen der Streifen besonders deutlich
erkennbar ist.
Fokussiert man hingegen auf jede einzelne Farbe, so tritt der Gaußfehler umso deutlicher hervor. In diesem Fall dominiert aber der
Farblängsfehler den Gaußfehler.
Koma und Astigmatismus stören ein Streifenbild erheblich, sodaß man zunächst die Ursachen beseitigen sollte. Koma als Achskoma
deutet auf eine Linsenverkippung hin,
während Astigmatismus in der Regel ein Fassungsproblem ist.
Nach einer solchen Optimierung spielt Achskoma fast keine Rolle mehr. Im nächsten Bild dominiert der Gaußfehler den Farblängsfehler.
Auch dieses Beispiel zeigt den Unterschied über die Art der Fokussierung: Auf Grün fokussiert zeigt Gauß- und Farblängsfehler
zusammen, auf jede Farbe fokussiert
hingegen die Größe des Gaußfehlers.
Im nächsten Bild kann man die Energieverteilung (Point Spread Function) verfolgen, wenn auf das Optimum Gelb = 587.6 nm wave
fokussiert worden ist. Für Rot
verschiebt sich die Lichtenergie in die Beugungsringe, für Blau gilt das noch stärker.
LOMO Super APO
I) Interferogramme im Bildfeld an Petzval-System Pentax 75 SDHF Astigmatismus und Vignettierung erkennbar.
Bei einem fotografischen System, bei dem ein ebenes Bildfeld erwünscht ist, bleibt im Feld in der Regel Koma+Astigmatismus zurück.
Koma fällt aber
stärker auf als Astigmatismus, weshalb hier hauptsächlich Astigmatismus als Restfehler erkennbar ist. In diesem Fall hätte man sogar ein
Feld mit
ca. 50mm Durchmesser zur Verfügung.
F105 - Kap 06 RMS in Strehl umrechnen
Siehe auch: Strehlsche Definitionshelligkeit Quelle: www.tu-ilmenau.de/
Zunächst eine Tabelle, die in ZEMAX über die conische Konstante bzw. Unterkorrektur einer Parabel simuliert
wurde. Sie enthält also Strehl, PV und RMS gleichermaßen - und gilt für Wellenfront (!), nicht für Oberfläche.
RMS-Wert in Strehl-Wert umrechnen
Dem Günter sei Dank, daß er mich wieder einmal auf folgendes Thema gestoßen hat, das man locker mit dem
Taschenrechner lösen kann.
Nämlich die Umrechnung eines RMS-Wertes in den Strehl-Wert:
Beispiel: Ein RMS-Wert von 0.022 soll umgerechnet werden.
1. Schritt: (2*3.141592654*0.022)^2 = 0.019107554
2. Schritt: Vorzeichen wechseln ......... - 0.019107554
3. Schritt: 2nd e hoch x drücken ........ 0.981073838
Und weil bei diesem hohen Strehl-Wert der PTV-Wert der Wellenfront von 0.095 unter Lambda/10 liegt, ist das
Ergebnis
sehr plausibel. Der Blick durch das Teleskop dürfte ein übriges verraten. Bei einem Refraktor nützt aber ein hoher Strehl-
wert im grünen Spektrum gemessen noch nicht allzu viel. Erst wenn das sekundäre Spektrum dieses kleinen TMB APO's
80/600 in der Gegend von 0.02 mm zwischen Blau und Rot liegt, hat man einen sehr wertvollen kleinen Apochromaten
vor sich. Über das sekundäre Spektrum wird nämlich Unschärfe eingeführt, was man ganz deutlich bei Fraunhofer-
Teleskopen nachweisen kann. Mit einem Synta 150/1200 z.B. schaut das im Vergleich zu einem APO grausam aus.
Strehl-Berechnung bzw. Definitions-Helligkeit nach Zeiss
F099 -Der Zernike Zoo 5. April 2006
Zernike Polynom .................http://de.wikipedia.org/wiki/Zernike-Polynom
Frits Zernike ......................http://de.wikipedia.org/wiki/Frits_Zernike
Frits Zernike (* 16. Juli 1888 in Amsterdam; † 10. März 1966 in Naarden) war ein niederländischer Physiker und Nobelpreisträger.
findet man hier: http://wyant.optics.arizona.edu/zernikes/zernikes.htm
http://www.hfak.de/download/03-2005_Wesemann- Mathe.pdf
http://www.oculus.de/de/downloads/dyn /prod_sonstige/easygraph/easygraph_buerki_3.pdf
Der Zernike Zoo 
Mit dieser Übersicht wollte ich unseren Spiegelschleifern und der RoC-Streifenauswertung eine Freude machen. Besonders was die Beurteilung astigmatischer Figuren anbelangt, die lagerungsbedingt oder seeing-bedingt vom eigentlichen Strehl-Ergebnis abgezogen werden müssen.
F041 - @Artificial Sky bei perfektem Seeing
Einzel-Beispiele zum Artificial Sky Test
Das Test-Module bis f/6 Lichtkegel
Refraktor als Foto-Maschine
Der Uwe gab den Anstoß, doch mal zu zeigen, wie sowas aussieht.
Jeder kennt das Problem: Da hat man hochwertigste Optiken im Keller, und es ist ein Jammer, das Wetter spielt nicht mit
oder der Standort, oder beides. Und im Keller wäre ein total gutes Seeing, bei stehender Luft, konstanten 20° Raum-
temperatur durch entsprechende Isolation, und zusätzlich einen "APO" in Form einer Lambda/8 PV Wellenfront Sphäre mit
den Daten: 250/2363 mm. Also absolut farbrein - welcher APO erfüllt diese hohen Ansprüche. Und ein solches Ver-
gleichsmittel zeigt mindestens vier Dinge sehr schön: Das Streulicht, die Farbe, die Zentrierung und die Auflösung.
Diese erste "Aufnahme" entstand über das HCQ 115/1000, die Beugungs-Ringe wurden ein wenig retouchiert und die
Farben umgekehrt, beim Ausdruck hätte ich sonst ein schwarzes Blatt.
Objekt A hat zum einen ein leicht erkennbares Dreier-System mit 10µ und 8µ Abstand. Die Scheibchengrößen variieren
von 1µ bis 4µ. Streulicht erkennt man sofort, Farbsäume wie bei Achromaten, und Zentrierfehler dadurch, daß die
Farben coma-artig nach einer Richtung abdriften. Vier Bilder weiter ein paar Beispiele. Die Abstände sind mit dem
Mikroskop vermessen: bitte fünf Bilder weiter.
Bei diesem Bild geht es um einen ganz engen Doppelstern, ganze 3µ Distanz, und nur unter dem Mikroskop als Doppel-
Stern erkennbar und vielleicht unter erstklassigen 500 mm Newton-Spiegeln.
Dei Objekt C ist der Abstand mit 5µ mit den gängigen Systemen zu trennen und stimmt mit der theoretisch möglichen
Auflösung überein, was ebenfalls dadurch errechenbar ist. Auch diese dritte Aufnahme entstand unterm Mikroskop.
So lege ich also für die nächste Zeit eine Sammlung dieser unterschiedlichen Ergebnisse an, wie ganz unten auch der
GSO-Spiegel zeigt.
Der ArtSky-Test an einem der neuen GSO-Spiegel 400/1800
Die theoretische Auflösung wäre rein rechnerisch erreicht: 5µ trennt der Spiegel noch ohne Probleme, bei 3µ erscheint
der "Doppelstern" als längliches Band, das aber in Wirklichkeit zwei Einzelsterne sind. Über einen hochgezogenen Rand
bringt dieser Spiegel etwas Streulicht ins Spiel, Astigmatismus hat er wirklich nur marginal. Die Politur entspricht der
übrlichen GSO-Technik.
Sinn und Zweck dieses Artificial Sky's ist auch die Überprüfung der theoretisch möglichen Auflösung und die Definition
von 0.5 µ großem künstlichen Sternen (Pinholes) als weiteres Testobjekt.
Ein Beweis, daß die fotografische Abbildung des ArtifSkyTestes N I C H T als Merkmal guter Optik benutzt werden kann, zeigt das folgende Bild:
Die fotografische Auflösung errechnet sich aus den Abständen der mittleren Dreiergruppe. Dieser Wert in Mikron (µ) wird durch die Brennweite
geteilt, also der Quotient aus beiden. Nun ergibt die Logik, daß bei gleicher Auflösung (im Beispiel 0.5 arcsec): Je länger die Brennweite ist, umso
größer muß auch der Abstand in Mikron sein, jeweils bei gleicher Öffnung. Der Quotient bleibt also jeweils gleich. Über eine längere Brennweite
wird also auch die mögliche Vergrößerung erhöht, was aber optisch zu einer "leeren Vergrößerung" führt. 