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Seite: von 4

Amateurastronom
Altmeister im Astrotreff


1387 Beiträge

Erstellt  am: 30.07.2004 :  02:27:28 Uhr  Profil anzeigen
Hallo Kurt!

Zitat:
Original erstellt von: Kurt


genau das hab ich auch schon gelesen. Spiegel sind wegen des i. a. vernachlässigbaren Streulichtanteils der Spiegelschicht nicht für Coronografen geeignet. Ob und wie stark das vielleicht bei Multi-Spieglern und Planetenbeobachtung eine Rolle spielt kann man vielleicht mit meiner Methode herausfinden.



Texereau gibt noch ein weiteres Beispiel an, für das eine
glatte Oberfläche einer Optik besonders wichtig ist: Die Beobachtung
dunkler Objekte direkt neben sehr hellen Planeten/Sternen
wie Sirius B. Die Beobachtung von z.B. Phobos/Deimos
neben Mars fällt wohl in die gleiche Kategorie.
Das haben Amateure mit Spiegelteleskopen und CCD-Kamera
schon geschafft (siehe etwa die Seite von Bernd Gährken
http://www.astrode.de/nampl03.htm#v2.htm
http://www.astrophoto.de/Grafik/Astrofotos/WebCam/Mars280803MoComp2.jpg ).

Bearbeitet von: Amateurastronom am: 30.07.2004 02:28:49 Uhr
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Roland
Altmeister im Astrotreff

Deutschland
3249 Beiträge

Erstellt  am: 30.07.2004 :  11:53:19 Uhr  Profil anzeigen
Hallo Amateuerastronom,
Zitat:
Die Beobachtung von z.B. Phobos/Deimos
neben Mars fällt wohl in die gleiche Kategorie.
Das haben Amateure mit Spiegelteleskopen und CCD-Kamera
schon geschafft
das ist auch visuell kein allzugroßes Problem, und ist mit mittlerer Öffnung zu bewältigen, Deimos war auf der Alm 2003 für meinen ehemaligen 15er Dob überhaupt kein Problem, Phobos dagegen ist schon etwas schwieriger, aber auch machbar. Spezies wollen Deimos sogar schon mit 6Zoll oder weniger gesehen haben. Der Helligkeitsunterschied zwischen Deimos und Mars beträgt übrigens eins zu einer halben Million!

Gruß

Bearbeitet von: Roland am: 30.07.2004 11:56:52 Uhr
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Kurt
Forenautor im Astrotreff

Germany
7088 Beiträge

Erstellt  am: 30.07.2004 :  12:51:12 Uhr  Profil anzeigen
Zitat:
Der Helligkeitsunterschied zwischen Deimos und Mars beträgt übrigens eins zu einer halben Million!



Hi Roland,
soeben habe ich gelernt, dass man die Marsmonde tatsächlich mit mittelgroßen Newtons sehen kann. Das hab ich erst gar nicht probiert in der Annahme, die seien nur unter super-seeig- Bedingungen sichtbar....
Gruß Kurt

Bearbeitet von: Kurt am: 30.07.2004 12:52:54 Uhr
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Amateurastronom
Altmeister im Astrotreff


1387 Beiträge

Erstellt  am: 30.07.2004 :  19:01:04 Uhr  Profil anzeigen
Hallo Roland!

Zitat:
Original erstellt von: Roland


das ist auch visuell kein allzugroßes Problem, und ist mit mittlerer Öffnung zu bewältigen, Deimos war auf der Alm 2003 für meinen ehemaligen 15er Dob überhaupt kein Problem, Phobos dagegen ist schon etwas schwieriger, aber auch machbar. Spezies wollen Deimos sogar schon mit 6Zoll oder weniger gesehen haben. Der Helligkeitsunterschied zwischen Deimos und Mars beträgt übrigens eins zu einer halben Million!



Das kann ich mir vorstellen. Ich hatte es 2003 auch mit einem
6" Newton und einer handelsüblichen ToUCam Pro probiert aber leider
keinen Erfolg. Bei 6" wäre 2003 vermutlich eine für Langzeitbelichtungen gebaute/modifizierte Kamera geeignet
gewesen. Damit haben schon einige Leute (siehe Bilder bei der
ALPO in Japan) bei geringer Öffnung Erfolg gehabt.

Ab 10-12" reichte dann 2003 scheinbar schon die handelsübliche
ToUCam (siehe etwa die ALPO-Fotos auf
http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk03/m2003Satellites.htm).

Im Grunde sind die auftretenden Probleme ähnlich.
Sirius B hat ca. 8.5 mag und dürfte momentan ca. 5-8 Bogensekunden neben Sirius zu sehen sein, Phobos und Deimos sind zwar mit 12.3-13.5 mag dunkler aber dafür z.T. etwas weiter entfernt.

Bearbeitet von: Amateurastronom am: 30.07.2004 19:04:53 Uhr
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Amateurastronom
Altmeister im Astrotreff


1387 Beiträge

Erstellt  am: 30.07.2004 :  19:11:56 Uhr  Profil anzeigen
Hallo Kurt!

Zitat:
Original erstellt von: Kurt


soeben habe ich gelernt, dass man die Marsmonde tatsächlich mit mittelgroßen Newtons sehen kann. Das hab ich erst gar nicht probiert in der Annahme, die seien nur unter super-seeig- Bedingungen sichtbar....



In Sky&Telescope wurde in einem längeren Artikel die Sache
2003 diskutiert und eine Beobachtung angeregt.

Ich hatte 2003 mit einem 6.1" Newton leider Pech :-( und werde es
bei der nächsten Opposition mit einem grösseren Fernrohr nochmal
probieren.

Sirius B soll lt. Burnham's Handbook mit einem 6-12" unter
mehr oder weniger günstigen Bedingungen zu sehen sein und
steht dann im Winter auch auf meiner Beobachtungsliste.

Bearbeitet von: Amateurastronom am: 30.07.2004 19:13:06 Uhr
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Kurt
Forenautor im Astrotreff

Germany
7088 Beiträge

Erstellt  am: 30.07.2004 :  20:09:00 Uhr  Profil anzeigen
Zitat:
Im Grunde sind die auftretenden Probleme ähnlich.
Sirius B hat ca. 8.5 mag und dürfte momentan ca. 5-8 Bogensekunden neben Sirius zu sehen sein, Phobos und Deimos sind zwar mit 12.3-13.5 mag dunkler aber dafür z.T. etwas weiter entfernt.



Hi Amateurastronom,
mir scheint, es gibt doch noch mehr Objekte als die Sonnencorona wo es auf extreme Streulichtarmut ankommt. In diesem Zusammenhang wäre es sicher nützlich, wenn man das durch die Optik erzeugte Streulicht in der Bildebene messen könnte. Ob dazu meine Versuchsanordnung ausreicht weiß ich noch nicht, stehe aber auch erst am Anfang der Versuche.

Gruß Kurt

Bearbeitet von: am:
Zum Anfang der Seite

Amateurastronom
Altmeister im Astrotreff


1387 Beiträge

Erstellt  am: 31.07.2004 :  02:11:39 Uhr  Profil anzeigen
Hallo Kurt!

Zitat:
Original erstellt von: Kurt


mir scheint, es gibt doch noch mehr Objekte als die Sonnencorona wo es auf extreme Streulichtarmut ankommt. In diesem Zusammenhang wäre es sicher nützlich, wenn man das durch die Optik erzeugte Streulicht in der Bildebene messen könnte. Ob dazu meine Versuchsanordnung ausreicht weiß ich noch nicht, stehe aber auch erst am Anfang der Versuche.



Ich hatte an solche Objekte auch erst gar nicht gedacht.
Daraufhin hatte ich nochmal nachgesehen, wieso Texereau in
seinem Buch dem Lyot-Test und der Glattheit von Poliermethoden
eigentlich so viel Platz einräumt und sah dann das Beispiel
Sirius B und musste an meine eigenen Experimente mit Phobos/Deimos
denken.

In der astronomischen Optik spielen solche Fälle scheinbar eine
grössere Rolle als bei anderen Anwendungen, wo Microripple
scheinbar eher nebensächlich ist.

Bearbeitet von: am:
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Alois
Altmeister im Astrotreff

Austria
1307 Beiträge

Erstellt  am: 03.08.2004 :  01:37:11 Uhr  Profil anzeigen
Hallo Kurt und Forenteilnehmer.

Sehr interessanter Beitrag
Ich finde es toll wie du mit einfachen Mitteln solche Messungen machen kannst.
Besonders gut sind dir die Beugungsbilder gelungen.
Die Trennung zwischen dem Beugungsscheibchen und dem ersten Beugungsmaximum ist sehr gut sichtbar
Man will ja die mathematischen Ergebnisse bestätigt haben.
deshalb habe ich auch einige Überlegungen gemacht.
Schwierig ist es den Begriff Strehl richtig zu beschreiben.
Er wird als Wert für die Auflösung ( Rayleigh Kriterium ) verwendet.
Er lässt sich näherungsweise über die Zernike - Koeffizienten aus dem Interferogramm errechnen und dient als Aussage ob der Spiegel genau genug ist oder sogar als Planetenkiller gebraucht werden kann.
Dabei geht es in erster Linie um die Flächengenauigkeit als Über oder Unterkorrektur,
Astigmatismus, Sphärische Aberration und Zonenfehler.
Also nur aus diesen Teilen die breit genug sind so das sie das Interferogramm noch aufzeigen kann.
Solche Abweichungen würde ich noch als Flächenunebenheiten bezeichnen und können nach meinen Verständnis noch nicht als Rauhigkeit bezeichnet werden.
Sie können gerade noch mit der Formel Strehl = e - (exp2*pi*RMS)^2 berechnet werden, für den Bereich Strehl 0,6 bis 1. Darunter ist sie nicht mehr gültig.
Unter Rauhigkeit verstehe ich Unebenheiten die zwar kleine PV Werte haben aber deren Breite so klein ist das sie auf der Fläche nicht nur zwei oder dreimal Platz haben, sondern mehr als huntertfach vorkommen.
Da ein kleiner PV Wert auf einer kleinen Flächenbreite eine stärkere Ablenkung und viel öfter hervorruft als der Selbe auf einer großen Flächenbreite glaube ich das man diese Strehlformel
so nicht mehr verwenden kann.
Diese Ablenkung ist 30 bis 40 mal stärker als der Radius des Beugungsscheibchens und geht weit über die Beugungsringe hinaus.
Wie das folgende Bild zeigt.
Hier wird das Bild vom Lichtspalt durch einen aufgedampften Aluminiumstreifen mit der Dichte 2,16 wie es beim Lyot - Test geschieht abgedeckt und lässt nur noch 0,7 % des Lichtes durch. Somit wird das Streulicht gut sichtbar man kann seine Helligkeit gut vergleichen.
Der Alustreifen hat noch den Vorteil das er die Abbildungsschärfe des Lichtspalts nicht wie der Technikal Pan durch seine Körnung zerstört, sondern sie bleibt erhalten und man kann die Schärfe und die breite des Streulichts gleichzeitig betrachten.









Und so sieht der Lichtspalt ohne Abdeckung aus.
Die obere Kante ist von der Rasierklinge abgedeckt, wie es bei der Schattenprobe geschieht.
Das Streulicht sieht man nicht mehr, weil es überblendet wird.
Aber ein überbelichteter Stern würde das wieder sichtbar machen.








Die Mikrorauheit ist ein noch sehr umfassendes Gebiet.
Daher hier noch ein paar Oberflächen Bilder die ich mit dem Nomarski Mikroskop gemacht habe.
Mit ihm war ich in der Lage, Rauheiten bis auf 8 nm Wellenfront zu sehen.

Die Rauhigkeit dieser Fläche ist im Bereich von 25 nm Wellenfront.
Die Breite der der Höhen Tiefen ist hier im Mittelwert 0,015 mm.
Diese habe ich extra grob gemacht. So wird sie wenn man kurz hintereinander
frisches Poliermittel dick aufträgt und nicht auspoliert.









Diese Fläche entspricht einer Rauhtiefe von 10 nm Wellenfront




Und diese Fläche entspricht einer Rauhtiefe von 8 nm Wellenfront.





Die Rauhigkeiten der von den Hobbyschleifer gemachten Spiegeln schätze ich sind
zwischen 15 und 10 nm Wellenfront.
Habe aber auch schon solche Flächen gesehen.
Aber zum Vergleich, ein Spiegel mit 40 nm Wellenfront Formgenauigkeit ist wiederum
schon ein sehr sehr guter Spiegel.
Nur damit man sieht in welchen Verhältnis die Mikrorauheit zur Oberflächenform
zu einander stehen.






Erst
Erst wenn es noch genauer sein muss wird mit dem Weislichtinterferometer gemessen
und das sieht dann bei 3,006 nm Wellenfrontfehler so aus.




Nun liest man des öfteren über mögliche Genauigkeiten von Lambda / 600 in der Schattenprobe messbar und Fehler von 0,01 nm mit dem Lyottest.
Leider ohne Angabe von PV oder RMS, Oberfäche oder Wellenfront.

Versuche ich diese Werte mit denen aus der Erfahrung zu vergleichen ist es mir nicht
möglich und sie wirken wie wilde Zahlen.
Meine Englischkenntnisse sind nicht ausreichend, aber vielleicht findet aus diesen Büchern doch jemand heraus, wie man Messen muss und was alles berücksichtigt werden muss das diese Zahlen gültig werden.
Es wird ja soo vieles mit Sicherheit behauptet aber ich bin noch am Zweifeln wo mir die Erklärung fehlt.

Deshalb habe ich beim Lyot-Test Versuche gemacht um ihn Quantifizieren zu können.
Dabei habe ich bemerkt das der ein und derselbe Spiegel bei einer anderen Streifenbreite
auch eine andere Struktur zeigt.
Warum, das muss noch gefunden werden.
Dazu habe ich einen gestaffelten Teststreifen gemacht.








Und hier ein Bild bei 0,10 mm Streifenbreite gemacht.





Und
Und hier bei 0,30 mm Streifenbreite.





Dazu
Dazu kommt noch, das im Streulicht nicht nur das Licht von der Mikrorauheit ist,
sondern auch das Beugungslicht der Kanten.
Da das Beugunslicht durch eine kleinere Blende nicht weggemacht werden kann,
kam ich auf die Idee es im Photoshop zu entfernen und dann im Diamodus wo der ganze Bildschirm
dunkel ist den Lichtmengenunterschied zu messen.
Leider macht meine Kamera nur ganze Lichtwertschritte.
Kurt, da möchte ich dich bitten, ob vielleicht du mit deiner Anlage diesen Unterschied messen könntest.

Hier das volle Bild





Und hier das Bild ohne Beugungslicht der Kanten.





Wie weit man mit der Rasierklinge hinein fahren muss das dieses Licht verschwindet
habe ich schon gemessen.
Seine Helligkeit sinkt bis zu einer Breite von 0,05 mm sehr schnell ab, ist aber bis 0,4 mm
Abdeckung noch ganz schwach sichtbar.

So jetzt glaube ich, ist genug geschrieben.

Viele Grüße
Alois

Bearbeitet von: Alois am: 03.08.2004 02:04:53 Uhr
Zum Anfang der Seite

Amateurastronom
Altmeister im Astrotreff


1387 Beiträge

Erstellt  am: 03.08.2004 :  03:36:13 Uhr  Profil anzeigen
Hallo Alois!

Zitat:
Original erstellt von: Alois


Nun liest man des öfteren über mögliche Genauigkeiten von Lambda / 600 in der Schattenprobe messbar und Fehler von 0,01 nm mit dem Lyottest.
Leider ohne Angabe von PV oder RMS, Oberfäche oder Wellenfront.



Das sind schon Angaben von PV für sehr stark lokalisierte Fehler.

Zitat:

Versuche ich diese Werte mit denen aus der Erfahrung zu vergleichen ist es mir nicht
möglich und sie wirken wie wilde Zahlen.



Ich kann gerne nochmal die Quellen angeben. Malacara schreibt
in seinem Buch "Optical Shop Testing" (immerhin ein Standardwerk),
1. Auflage, S. 253 zur Empfindlichkeitsgrenze, dass ausgehend
davon, dass das Auge 2% Kontrastunterschied erkennen kann,
und man daraus anhand von Gleichung 8.40 ein Limit für
die erkennbaren Aberrationen ableiten kann,
da nach seiner Gleichung 8.43 der Intensitäts-Kontrast
gamma von solchen Abweichungen W'_i(x2,y2) im Foucaultgramm nach
gamma=4*Pi/Lambda *W'_i(x2,y2) abhängt.
Er löst das nach W' auf und erhält W'_i(x2,y2)=Lambda/(200*Pi)
für gamma=0.02, was in guter Übereinstimmung mit der von Texereau angegebenen Empfindlichkeit von Lambda/600 für eng lokalisierte Fehler
sei. Das ist also eine theoretische Vorhersage.

Texereau schreibt auf S. 75 seines Buches in
der englischen Auflage (S. 65 der französischen), dass er Oberflächendefekte von weniger als 1 mm Breite, deren Steigung aus geometrischen Überlegungen 10^-6 gewesen sei und deren Höhe daher
10 Angstrom bzw. Lambda/600 gewesen sei. Diese
Werte seien durch Vergleich mit dem Lyot-Phasenkontrast Test
bestätigt worden.

Nachlesen kann man es in der französischen Auflage
hier (Kapitel 2 Teil 2):
http://www.astrosurf.com/texereau/chapitre2suite.pdf
bzw.
http://www.astrosurf.com/texereau/chapitre.htm

Die Angabe von 1 Angstrom Empfindlichkeit für den Lyot-Test
bei 15% Kontrast findet man im Buch von Malacara auf
S. 270.

Zitat:

Meine Englischkenntnisse sind nicht ausreichend, aber vielleicht findet aus diesen Büchern doch jemand heraus, wie man Messen muss und was alles berücksichtigt werden muss das diese Zahlen gültig werden.



Wenn es meine Zeit erlauben sollte, schreibe ich mal ein Programm,
was aus vorgegebenen Aberrationen ein theoretisches Foucaultgramm
errechnet. Damit sollte sich hoffentlich verifizieren lassen,
ob eine Empfindlichkeit von bis zu Lambda/600, wie sie die
Fachliteratur nennt, realistisch ist.

Bearbeitet von: Amateurastronom am: 03.08.2004 04:02:39 Uhr
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RobertS
Senior im Astrotreff

Österreich
174 Beiträge

Erstellt  am: 03.08.2004 :  14:41:57 Uhr  Profil anzeigen
Hallo Alois!
Danke für Deine ausgezeichnete Zusammenstellung zum Thema
Rauhigkeitsmessung.

Als Laie hätte ich noch einige Fragen zum Lyot-Test:
*) Welche Form und Größe hat die Lichtquelle bei Deiner
Messanordnung?
*) Wie stellt man einen Teststreifen mit definierte Dichte
her?
*) Mich wundert, dass die Teststreifen ein Vielfaches des
Beugungsscheibchen breit sind. Oder hat der Testspiegel
ein extremes Öffnungsverhältnis? Generell scheint hier zu gelten:
Je breiter der Streifen, umso größer wird der Anteil des stark
gebeugten (weit vom Beugungsscheibschen entfernten) Lichts und
umso feiner (hochfrequenter) werden die sichtbaren Rauhigkeits-
strukturen. (analog zur Beugung am Gitter)



M.f.G.,
Robert

Bearbeitet von: am:
Zum Anfang der Seite

Amateurastronom
Altmeister im Astrotreff


1387 Beiträge

Erstellt  am: 03.08.2004 :  16:54:30 Uhr  Profil anzeigen
Zitat:
Original erstellt von: Amateurastronom


Ich kann gerne nochmal die Quellen angeben. Malacara schreibt
in seinem Buch "Optical Shop Testing" (immerhin ein Standardwerk),
1. Auflage, S. 253 zur Empfindlichkeitsgrenze, dass ausgehend
davon, dass das Auge 2% Kontrastunterschied erkennen kann,
und man daraus anhand von Gleichung 8.40 ein Limit für
die erkennbaren Aberrationen ableiten kann,...
Er löst das nach W' auf und erhält W'_i(x2,y2)=Lambda/(200*Pi)
für gamma=0.02, was in guter Übereinstimmung mit der von Texereau angegebenen Empfindlichkeit von Lambda/600 für eng lokalisierte Fehler
sei. Das ist also eine theoretische Vorhersage.



Dazu noch ein Nachtrag:
Die obige Passage habe ich aus einem längeren Abschnitt über
die Theorie des Foucault-Tests zitiert und ist in dem genannten
Buch am angegebenen Ort zu finden. Aber auch in der sonstigen
Literatur kann man Hinweise darauf finden, dass diese
Empfindlichkeitsschätzung nicht ganz abwegig ist.

Barakat berechnet in seinem per Fernleihe beschaffbaren Artikel
im Journal of the Optical Society of America Vol. 59 Number 11,
S. 1432 (November 1969) für diverse Aberrationen (u.a.
0.125 Wellenlängen Koma) Foucaultgramme. In diesen Foucaultgrammen
ändert sich die Intensität gegenüber einer fehlerfreien Optik
erheblich. Bei einem Foucaulttest mit einer Phasenplatte verdoppelt
sich die Empfindlichkeit sogar und er zeigt dementsprechend
Foucaultgramme für Aberrationen von 0.0625 Lambda.

Wenn nun Fehler von Lambda/8 (oder Lambda/16), die langsam
über die ganze Optik zunehmen, noch deutlich und problemlos
erkennbar sind, dann sollten derartige Fehler auch noch erkennbar sein, wenn sie noch etwas geringer sind. Und es sollten ebenfalls
viel geringere Fehler erkennbar sein, wenn diese stärker
an einer bestimmten Stelle lokalisiert und deshalb eine
abruptere Intensitätsänderung gegenüber der restlichen Fläche im Foucaultgramm zeigen.

Zitat:

Texereau schreibt auf S. 75 seines Buches in
der englischen Auflage (S. 65 der französischen), dass er Oberflächendefekte von weniger als 1 mm Breite, deren Steigung aus geometrischen Überlegungen 10^-6 gewesen sei und deren Höhe daher
10 Angstrom bzw. Lambda/600 gewesen sei.



Auch diese Passage stammt aus einem längeren Abschnitt.
Texereau gibt darin an, dass er nach eigenen Experimenten
und kohärenter Ausleuchtung der Optik (im Falle seiner
Spiegel mit einem 10 Mikrometer Spalt) und zugehörigen
geometrischen Rechnungen zum Foucault-Test noch Steigungsfehler
bezogen auf die Wellenfront dW/dy der von 10^-6 bis 2x10^-7
erkennen konnte.
Er geht ferner wie Malacara davon aus, dass der minimal erkennbare Kontrast die Grenze des Tests bestimmt.

Er schätzt daraus einfach ab, dass ein Fehler Delta W=dW/dy *Delta y
noch erkennbar sei und setzt dabei Ausdehnungen von Fehlern von
(2.5 inch =>Lambda/60) und (1 mm => Lambda/600) ab, die er
mit ähnlichem Kontrast schon photographiert haben will.

Sieht man sich das mal an, so erscheint dies nicht unplausibel.
Lambda/2 bis Lambda/10 sphärische Aberration eines 300 mm Spiegels wäre dann z.B. noch erkennbar.
Wäre der Test unempfindlicher, müsste jeder Spiegelschleifer,
der grössere Spiegel herstellt, unbedingt einen Hartmann-Test
usw. durchführen. Das machen jedoch nur wenige hier, weil
der Foucault-Test dafür noch hinreichend empfindlich ist.
Wenn der Defekt nur 10 cm gross ist, wäre er noch mit Lambda/6 bis Lambda/30 erkennbar.
Und wenn der Fehler auf einer Ausdehnung von 1 cm lokalisiert wäre,
so wären noch Abweichungen von Lambda/60 bis Lambda/300 bei
gleichem Kontrast erkennbar.
Insofern erscheinen diese Werte keineswegs von vorneherein abwegig.

Nun kann man durchaus skeptisch sein und das selbst genauer
überprüfen. Skepsis ist durchaus sinnvoll, denn auch berühmte
Wissenschaftler bis einschließlich Albert Einstein haben schon mal
allgemein unbekannte Fehler in Publikationen begangen
und gelegentlich wird ein von berühmten Wissenschaftlern begangener
unbemerkter Fehler ca. 150 Jahre lang unverändert übernommen und taucht dann selbst in Publikationen von 2001 noch auf, obwohl
ihn eigentlich längst jemand hätte bemerken müssen, da es sich
sogar um technisch relevante Fakten handelt, die aber selbst von
Weltfirmen in Publikationen falsch übernommen wurden, obwohl
man es in der Praxis sicherlich anders gemacht haben wird.

Alles kann man jedoch leider nicht kontrollieren. Sonst wäre
das eine Daueraufgabe, die sämtliche Zeit verschlingen würde.
Insofern muss man in erheblichem Umfang meist allgemein
akzeptierte Forschungsergebnisse glauben.

Mir erschienen die Empfindlichkeitsangaben für den Foucault-Test
keineswegs so abwegig, dass man dies zwingend anzweifeln muss
zumal diese Frage eher von theoretischem Interesse ist.
Trotzdem wollte ich die genannten Literaturwerte mal
nennen, nachdem in manchen Diskussionen die Erkennbarkeit
von weit grösseren Fehlern schon angezweifelt wurde
oder strittig war.

Ich selbst bin bei Texereau's Abschätzung nach der
geometrischen Deutung bei Fehlern mit 1 mm Grösse
etwas skeptisch, da ich annehme, dass bei
Fehlern mit einer Ausdehnung <15 mm auf einem Spiegel
durch Beugungseffekte der Kontrast zu sehr verschlechtert
werden wird, so dass nur grössere Abweichungen erkennbar
sein dürften. Aber geht man mal davon aus, dass Lambda/10 sphärische Aberration (Peak-To-Valley in der Wellenfront) bei einem 300 mm
Spiegel gerade noch erkennbar sind, würde die Abschätzung bei
einem Defekt von 15 mm Durchmesser einen erkennbaren Fehler
von ca. Lambda/200 ergeben. Insofern würde ich davon
ausgehen, dass Fehler von Lambda/100 sicherlich noch erkennbar
sein sollten. Genau wird man die Auswirkungen so eines
Fehlers auf ein Foucaultgramm allerdings erst durch
eine Computersimulation anhand der Beziehungen in obigem
Artikel errechnen können.

Bearbeitet von: Amateurastronom am: 03.08.2004 17:08:27 Uhr
Zum Anfang der Seite

RobertS
Senior im Astrotreff

Österreich
174 Beiträge

Erstellt  am: 03.08.2004 :  21:03:49 Uhr  Profil anzeigen
Hallo!
Hier wird dauernd von Mikrorauhigkeit und Rauhtiefen von
wenigen nm gesprochen. Im "Sinne der Ausgewogenheit" möchte
ich mal was zur "Makrorauhigkeit" sagen. Ich weiß, Kurt und
Alois haben dafür keine geeigneten Messobjekte, ich aber
schon: Ein kleiner Spiegel an dem ich vor mehr als 20 Jahren
herumdilettiert habe. Hauptfehler (neben vielen anderen):
ungenügender Feinschliff! Beim Polieren zeigte sich
bald das Problem, welches ich "löste" indem ich den unkorrigierten
Spiegel in ein Eck legte und gut abliegen ließ. Als ich
ihn nun hervorholte musste ich feststellen: Es hat sich nichts
verändert. Mit freiem Auge sieht er in der Mitte gar nicht
so übel aus. Das mit Lupe bewaffnete Auge erkennt aber
im Gegenschein einer Lampe sofort das dramatische Ausmaß
dieser schleiftechnischen Katastrophe: Tausende kleinere
und größere Pits und Kratzer. Kurzum, der ideale Kandidat
für eine Testmessung zum Thema "Auswirkung von Makrorauhigkeit".

Als Lichtquelle diente ein ausgeborgter Laser mit Raumfilter
(Blendendurchmesser etwa 16um). Vor dem Raumfilter habe ich
noch ein dunkles Blaufilter in den Strahlengang gegeben um
den Laser entsprechend zu dimmen. Vor dem Spiegel kam eine
Kartonblende mit etwa 3cm Durchmesser um ein Öffnungsverhältnis
von 1:80 (aus dem Krümmungsmittelpunkt gesehen) zu erreichen.
Die von Kurt verwendete Okularprojektion habe ich weggelassen,
stattdessen setzte ich eine ToUcam ohne Linse ein. Der Durchmesser
des zu erwartenden Beugungsscheibchen ist 123.5um, bei einem
Pixelabstand von 5.6um sollte das gehen. Nachteilig ist hier
natürlich die weiter oben von Martin erwähnte Tatsache, dass
der Abstand der rotempfindlichen Pixel, und nur die sind hier
brauchbar, leider doppelt so groß ist. Ein weiterer Nachteil
ist die geringe Dynamik von 8bit (0...255) eines Rotbildes. Der
Helligkeitsunterschied zwischen dem zentralen Beugungsscheibchen
und den Beugungsringen ist ja recht groß:

relatives Intensitätsmaximum (ideal):
zentral: 1.0000
1. Ring: 0.0175
2. Ring: 0.0042
3. Ring: 0.0016

Es werden also mindestens 2 Aufnahmen mit verschieden
Belichtungszeiten für die Erfassung des zentralen
Scheibchens und der Ringe nötig sein.

relatives Intensitätsintegral (ideal):
zentral: 1.00 (84% des Gesamtint.)
1. Ring: 0.08 ( 7% des Gesamtint.)
2. Ring: 0.04 ( 3% des Gesamtint.)

Die Durchmesser der Minima sollten folgende Werte aufweisen:
1. Minimum: 123.5um
2. Minimum: 226.5um
3. Minimum: 327.9um

Hier die Bilder:



Nun zur Auswertung:
Der Durchmesser des 1.Minimums beträgt 22pixel. Mal 5.6um macht
123.2um. Das passt noch ganz gut.

Das relative Intensitätsmaximum des 1.Rings liegt bei 0.061.
Fast 4 mal zu hoch, das sieht schlimm aus. Das relative
Intensitätsintegral des 1.Rings liegt bei 0.26 wenn ich das
Integral des zentralen Scheibchen auf 1 normiere. Wirklich schlimm!

Systematische Fehler beim Auswerten der Bilder, Berücksichtigung
der Belichtungszeit (ich hoffe, dass zwischen 1/500s und 1/10000s
Belichtungszeit auch wirklich ein Faktor 20 gerechnet werden kann)
und beim Fokussieren kann ich nicht ganz ausschließen. Grob sollte
es aber stimmen.

Das Urteil: Weitere 10 Jahre Dunkelhaft danach zurück zum gemeinen
Karbo. (Schluck!)
(fragt sich nur, für wen??)

M.f.G.,
Robert



Bearbeitet von: am:
Zum Anfang der Seite

Alois
Altmeister im Astrotreff

Austria
1307 Beiträge

Erstellt  am: 03.08.2004 :  23:19:19 Uhr  Profil anzeigen
Hallo Amateurastronom .

Genau an dich habe ich gedacht, der mir helfen könnte,
weil du sehr belesen bist und schon oft gute Hinweise gebracht hast.
Viele vielen Dank für die Mühe, da hast du viel Zeit für mich verwendet.
Aber du hast mir auch sehr geholfen.
Jetzt ist auch vieles klarer.
Diese Angaben gelten nur für die Empfindlichkeit des Voukoult-Tests und des Phasenkontrast-Test, bei der Annahme, wenn jemand vermag 2% Kontrastunterschied zu erkennen und das nur für einen lokalen Teil der Spiegelfläche.
Da hier das Thema Strehl und seine Berechnung war, welches ja die ganze Spiegelfläche mit einbezieht, habe ich diese Werte auch auf die ganze Fläche bezogen gesehen.
Zwar nicht beim Phasenkontrast-Test, aber beim Voukoult-Test.
Aber ich glaube da war ich nicht der einzige. Denn bei einigen Umfragen bekam ich die Antwort, ja das sind RMS Werte und dann wird das schon realistischer. Damit war ich nicht zufrieden, weil es kein Beweis war.
Deshalb ist dein Satz von großer Bedeutung .
--------------------------------
Zitat:

Wenn der Defekt nur 10 cm gross ist, wäre er noch mit Lambda/6 bis Lambda/30 erkennbar.
Und wenn der Fehler auf einer Ausdehnung von 1 cm lokalisiert wäre,
so wären noch Abweichungen von Lambda/60 bis Lambda/300 bei
gleichem Kontrast erkennbar.
Insofern erscheinen diese Werte keineswegs von vorneherein abwegig.
-------------------------------
Da kann ich auch zustimmen und auch das der erkennbare minimale Kontrast die Grenze
des Tests bestimmt.

Natürlich kann man nicht alles überprüfen, es gibt auch vieles das verständlich ist.
Für mich steht etwas nur so lange in Frage bis die Erklärung gefunden ist.
Das dient auch dem laufenden Lernen.

Jetzt steht nur noch die Frage, wie viel % Kontrast erkennt jemand mit dem freien Auge, der seinen ersten Spiegel schleift, damit man ihm auch brauchbare Antworten geben kann.
Da muss ich selbst bei mir einmal anfangen und auch Erfahrungen in dieser Hinsicht machen.
Ich verwendete früher die Stifte für die Messbereiche und kontrollierte die Position vom Schattenübergang. Da ist eine gute Kontrasterkennbarkeit schon notwendig.
Heute mache ich am liebsten den Draht-Test weil die Mitte der Ringstärke viel treffsicherer ist.
Habe auch schon mit der Maske gearbeitet und da hat mich schon die Beugung der
Ausschnitte unsicher gemacht, weil sie bei viel Zonen schmal sind und daher nicht mehr
so gut geeignet.
Deshalb bin ich auch der Meinung wie du in deinen Letzten Absatz schreibst.
-------------------------
Zitat:
Ich selbst bin bei Texereau's Abschätzung nach der
geometrischen Deutung bei Fehlern mit 1 mm Grösse
etwas skeptisch, da ich annehme, dass bei
Fehlern mit einer Ausdehnung <15 mm auf einem Spiegel
durch Beugungseffekte der Kontrast zu sehr verschlechtert
werden wird, so dass nur grössere Abweichungen erkennbar
sein dürften.
---------------------------
Natürlich lässt sich mit Komputerunterstützung vieles machen,
aber ich suche nach realistischen Möglicheikeiten für jene, die noch nicht
so gut ausgerüstet sind.

Viele Grüße
Alois

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Alois
Altmeister im Astrotreff

Austria
1307 Beiträge

Erstellt  am: 04.08.2004 :  02:05:10 Uhr  Profil anzeigen

Hallo Robert.

Die Lichtquelle ist der Lichtspalt der hier vergrößert abgebildet ist.
Ich habe ihn für viele Zwecke verstellbar gemacht und er hat hier 0,3 mm
Länge wie unten im Bild angeschrieben ist.
Die Bemaßung ist wichtig, weil dann kann man das Bild zur Untersuchung beliebig
stark vergrößern und man hat den Maßstab immer dabei.
Ich verwende dieses Bild auch zur Qualitativen Auswertung der Schärfe in dem ich es
am Bildschirm so stark vergrößere das ich die breite der Unschärfe bequem abmessen kann und dann durch den Vergrößerungsfaktor dividiere und dann mit dem Radius des Beugungsscheibchens vergleiche.
Auch so kann man den Strehl bestimmen.






Zitat :
Wie stellt man einen Teststreifen mit definierte Dichte
her?
----------------------------------------
Der Aluminiumstreifen ist aufgedampft und die Dichte hat man an einer beigelegten
Testscheibe gemessen.

Den gestaffelten Teststreifen habe mit einen Technikal Pan Film gemacht, in dem ich verschieden stark belichtet habe und dann das best geeignete Bild verwende.
Die Dichte muss ich erst mit einen Photometer messen lassen.
Deshalb habe ich ganz unten diesen breiten Sockel gemacht.
Die Form habe ich in schwarzen Papier ausgeschnitten an ein Fenster geklebt und dann
auf den richtigen Maßstab fotografiert.




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Zitat :
*) Mich wundert, dass die Teststreifen ein Vielfaches des
Beugungsscheibchen breit sind. Oder hat der Testspiegel
ein extremes Öffnungsverhältnis? Generell scheint hier zu gelten:
Je breiter der Streifen, umso größer wird der Anteil des stark
gebeugten (weit vom Beugungsscheibschen entfernten) Lichts und
umso feiner (hochfrequenter) werden die sichtbaren Rauhigkeits-
strukturen. (analog zur Beugung am Gitter)
------------------------------------------------------------------------

Der Phasenkontrast wird nicht mittels der Beugung erzeugt,
sondern durch die Phasenverschiebung des Hauptstrahls gegenüber
der vorbeiziehenden Strahlen des Streulichts.

http://www.astrosurf.com/tests/contrast/contrast.htm#haut

Warum beim breiteren Streifen die Strukturen kleiner werden, kann ich
noch nicht sagen.
Aber eine Untersuchung ob es mit der Beugung einen Zusammenhang hat,
muss auch gemacht werden.

Vielleicht kann da der Amateurastronom noch mehr dazu sagen.

Viele Grüße
Alois


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RobertS
Senior im Astrotreff

Österreich
174 Beiträge

Erstellt  am: 04.08.2004 :  10:54:57 Uhr  Profil anzeigen
Hallo Alois!

Zitat:
Der Aluminiumstreifen ist aufgedampft und die Dichte hat man an einer beigelegten Testscheibe gemessen.


Weißt Du vielleicht ob es (mit Hilfe von Lithographie) auf
Objektträgern aufgedampfte Al-Strukturen wie Kreisblenden und
Scheiben sowie Spaltblenden und Streifen mit Durchmessern bzw.
Breiten von 5um bis 50um im Handel gibt, welche man für Lyot-,
Zernike- und Schlierentest verwenden könnte?

Zitat:
Der Phasenkontrast wird nicht mittels der Beugung erzeugt,
sondern durch die Phasenverschiebung des Hauptstrahls gegenüber
der vorbeiziehenden Strahlen des Streulichts.


Was die 2. Hälfte des Satzes anbelangt, bin ich ganz Deiner Meinung.
Nach meiner Vorstellung ist aber Steulicht nichts anderes als an
der Struktur (uns interessiert hier vor allem die Rauhigkeit) eines
Streuers gebeugtes Licht. Auch das gebeugte Licht bei einem optischen
Gitter könnte man durchaus als "Streulicht" bezeichnen, auch wenn
es in diesem Fall absichtlich hervorgerufen wird. In beiden Fällen
sind das Huygens-Fresnelsche Prinzip und Interferenz am Werk.

M.f.G.,
Robert

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