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.             
 

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.

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
               



....................

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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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.   


-
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.      


- 
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.         


-
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.       


-

Restchromasie-Test - optische Qualitätsprüfung - Wolfgang Rohr

Interferometer-Test - optische Qualitätsprüfung - Wolfgang Rohr

Spalt-Test - optische Qualitätsprüfung - Wolfgang Rohr

Lyot-Test - optische Qualitätsprüfung - Wolfgang Rohr

Foucault-Test - optische Qualitätsprüfung - Wolfgang Rohr

Ronchigitter-Test - optische Qualitätsprüfung - Wolfgang Rohr

Artificial Sky - optische Qualitätsprüfung - Wolfgang Rohr

Stern-Test - optische Qualitätsprüfung - Wolfgang Rohr

http://r2.astro-foren.com/index.php/de/14-beitraege/06-messtechnik-teil-2-aufbau-diverser-interferometer/484-f110b-praesentation-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

Anfang

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.

.
Quattro F4 + SkyWatcher KomaKorrektor
.

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.

.
GPU Aplanatic Newton Koma Korrektor für Newton Teleskope ab F4
.

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 

 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.               

-
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.)


-
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.       


-
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".   


-
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.       


-
Die Wellenfront-Darstellung zeigt beide Fehler: Unterkorrektur und Astigmatismus .


-
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.   
-
Zurück zum Anfang

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

-
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.


-
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.


-
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.

-
Auch hier wieder die gleiche Reihenfolge: Der Artificial Sky Test ohne Flattner,


-
und rechts im Bild der gleiche Test mit TSFlat2 bei 396-facher Vergrößerung.


-
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.


-

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.

-
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.

-
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.

-

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

TS

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

F142-01 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

Optional ein Kipp-Tisch

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

 Email13Jun15

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 

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 dokumentieren

Dauer 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

Zurück zum Inhalt

.

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.

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.

-
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. 


-
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.


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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.

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.

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.

leer

Pinhole auf der Achse                 19. Mai 2007

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

Hallo ma_schl,                    17. Juli 2005

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.

Lieber Uwe Quanten,              16. Juli 2005          3. April 2014

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

17. Juni 2007     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 . . .

http://www.astro-foren.de/showthread.php?5818-Lichtquellen-beim-Vermessen-von-AstroOptik

Verstellbarer Lichtspalt         28. September 2013

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.
.

.
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

.
.
.

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.
.

.
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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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

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.

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                 10. August 2012

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:

. . . . . . . . . . .

Point Diffraction Interferometer                    23. August 2012

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.

. . . . . . . . . . . . . . .

Point Diffraction Interferometer - not usefull in all cases             10. Februar 2007

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;

Point Diffraction Interferometer                    6. Februar 2007

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!

24. Januar 2007
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.

TwymanGreen Justier- und Zentrieranleitung                          12. April 2010

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

Massimos Twyman-Green Interferometer                                           12. Juni 2008

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.

#########################################################################################################

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
.
.

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

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          

http://tech.groups.yahoo.com/group/interferometry/                       20. Juli 2009

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

Fortsetzung Teil 2 , zu (Teil1)            27. April 2005

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

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.

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"

Fortsetzung Teil 2 hier:

Hallo Uwe,       7. Dezember 2006

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 !

Aufbau/Funktion des Bath-Interferometers von links:                25. Januar 2004


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.

Dear aneves,               

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.

Bath Interferometer

From Starry Ridge

 

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Bath Interferometer by Julien Vandermarlière

 

Contents [hide] 1 Introduction 2 Principle of Operation 3 Measurement Astigmatism 4 Examples 5 Bath FAQ 6 External Links

[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

By Frederic

The optic core of Dale Eason's Bath interferometer. Igrams are imaged with a modified web cam partialy seen in the lower left corner.

Vesta with 25mm lens.

DSLR at the output of the Right angle Bath. Front of interferometer is facing the photographer.

Steve Koehler

Kurt Schreckling using an LED source

Wolfgang Rohr

Robert Horton

Robert Horton

Julien Vandermarlière

---

[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.  :
  

  Bath Original config Port A
  However the right angle version must use a 50/50 beam splitter for highest contrast fringes.

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--

1. 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.
2. 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.
3. 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 ROC

Move 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).

If you are using a laser diode below the lasing threshold then you can look into the output. It is much easier to see the fringes that way than through any camera. When not using a laser diode and not below lasing threshold be cautious here--it is strongly advised to view the fringes on a computer monitor or the output of a digital device, camera, etc. Camera positioning does play a factor in viewing the two return beams so that they seem to overlap and produce fringes. The digital device can use its own positioning stage at times in some setups to correctly view the overlapping beams. Tilt in the image, caused by misaligned camera position, can produce an elliptical mirror shape instead of the ideal circular one; that will influence the results in subsequent software analysis. The highest return intensity results for the 50/50 beamsplitter: The intensity will be half the maximum intensity of the laser * the reflection coefficient of the mirror.

• 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.

The images below show the results of uneven illumination.

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.gif

Galilean 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:

German, high res 1988KB, German, low res 1285KB

English, high res 1047KB, English, low res 408KB

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

Charles Rydel site about Bath Interferometer

Fringe Analysis Software :

OpenFringe

RFringe

FringeXP

Atmos fringe

Interferometric simulator :

Finesse

16. Januar 2007         This is the Report in

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

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.

21. Juni 2011         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:

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.