<b>1.Prüfobjekte</b>
Drei Apo- Triplet Objektive 102/800 Kennzeichnung:
XC0001
XC0003
XC0005
Diese Objektive wurden mir freundlicherweise von APM Markus Ludes für die nachfolgend beschriebenen Tests zur Verfügung gestellt. Vielen Dank Markus!
Zur Beschreibung der Messmethoden mit Fehlerdiskussion siehe:
http://www.astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=91124
http://www.astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=84708
<b>Bild 1</b>
Das Objektiv lässt sich über jeweils 3 Druck- Zugschrauben an den Tubus anflanschen und insgesamt zentrieren. Weitere von außen zugängliche Schrauben zur Justierung der einzelnen Linsen zueinander sind (zum Glück) nicht vorhanden.
<b>2.Aufgabenstellung</b>
Messung und Beurteilung der nichtschromatischen Restfehler
Messung und Beurteilung des Rest- Farbfehlers
Vergleich der Farbfehler mit 2 anderen Apos
Alle nachfolgenden Messungen und Ergebnisse beziehen sich auf die Abbildungsqualität nahe der opt. Achse.
<b>3 Versuchsaufbau</b>
Interferometrie in Autokollimation gegen einen Planspiegel
<b>3.1 Halterung für Prüflinge und Planspiegel</b>
<b>Bild 2</b>
<b>Bild 3</b>
Der Dorn passt in eine Bohrung der Grundplatte 1. Die Verlängerung der Achse des geht mittig durch das zu prüfende Objektiv und bildet die vertikale Drehachse zwecks Kollimation.
Dieser Aufbau mit dem Planspiegel hat sich als derart standfest erwiesen, dass nach Wechsel der Prüflinge ohne weiteres zutun immer noch Interferenzstreifen im Interferometer sichtbar blieben.
<b>3.2 Interferometer und Lichtquelle</b>
Bath- Weißlichtinterferometer mit Monochromator Typ Oriel 77200
Details siehe
http://www.astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=95726
<b>3.3 Auswertesoftware</b> „openFringe“ Version 8.10
<b>3.4 Prüfraum</b>
Wohnraum mit Fußbodenheizung, die Temperatur in der Prüfstrecke betrug annähend 21°C und schwankte während er einzelnen Messserien um weniger als +/- 0,1°C. Die Prüflinge wurden bereits 2 Tage vor Beginn der Messungen im Prüfraum gelagert.
<b>4.Durchführung der Messungen und Ergeb</b>nisse
<b>4.1 Messung und Beurteilung der nichtchromatischen Restfehler</b>
Erfahrungsgemäß kann man sich bei der Messung von Koma, Asti etc. auf den Test mit grünem Licht beschränken. Da die werksseitigen Spezifikationen für grün = 546 nm vorliegen wurden die Messungen auch bei dieser Wellenlänge durchgeführt.
Bei der für dieses Objektiv vorgesehenen Montage im Tubus kann man Asti praktisch auf null justieren. Deshalb wurde die Prüflinge in der Prüfstrecke auf verschwindend geringen Asti kollimiert (Kontrolle durch Auswertung von Interferogrammen) und danach erst die Restfehler ermittelt. Zur Sicherung der Ergebnisse wurden jeweils 6 I-Gramme aufgenommen, davon wiederum jeweils 3 in um 180° gedrehter Position des Objektives. Nach Rückdrehung der in der 180° Position aufgenommen I- Gramme, Auswertung und Mittelung der Zernikes wird die durch den Messaufbau mögliche geringe Koma ausgeschaltet.
Im folgenden sind die mit „openFringe“ gewonnenen Contourplots mit den entsprechenden Zahlenwerten für die erkennbaren Wellenfrontfehler dargestellt. Zur besseren Vergleichbarkeit der Grafiken wurden alle Plots mit derselben Farbskala 0- 0,25 lambda Wellenfront versehen. Es gilt also die Regel: je bunter desto sicherer sind die div. Wellenfrontfehler messbar. Damit ist aber noch nicht über die Wahrnehmbarkeit messbarer Fehler in der Beobachtungspraxis entschieden.
<b>Bild 4</b> 
<b>Bild 5</b>
<b>Bild 6</b>
Die eingeblendeten Strehlzahlen sind ohne „Defokus“ zu verstehen, da bei grün gemessen. Für sphär. Aberration, Koma und Asti wurden jeweils alle entsprechend verfügbaren Zernike- Ordnungen aktiviert. Die polygonale Deformation („Trefoil“, „Tetrafoil“ etc. ) wurde nicht näher untersucht da die entsprechenden Zernikes durchweg verschwindend gering sind. Sie blieben aber für die Erstellung der obigen Teilbilder „ohne Abzüge“ aktiviert.
<b>4.1.1. Dominante Restfehler</b>
Als solchen könnte man die ca. 1/7 lambda PtV Koma im Bild 4 annehmen. Es ist aber eher fraglich ob diese deutlich genug ist um bei der Beobachtung von Sternen oder Doppelsternen aufzufallen. Als Entscheidungshilfe kann man einen
<b>Labor- Sterntest </b>
durchführen. Ich bevorzuge dazu den
synthetischen Sterntest mittels „openFringe“.
Bei diesem Test werden alle mit den Interferogrammen erfasste Fehler über das Zernike- Rechenschema der Auswertesoftware in Sterntestfehler umgesetzt und wie in obigem Beispiel dargestellt. Dabei kann man die Anzahl der intra/extrafokalen Ringe, die Vergr. des fokalen Bildes sowie den Bildkontrast („Gama“) frei wählen. Für Vergleiche müssen diese Parameter selbstverständlich bei allen Prüflingen übereinstimmen. Diese Forderung ist mit „openFringe“ problemlos zu realisieren.
Alternativ kann man den
<b>Labor Sterntest mit einen künstlichen Stern in Autokollimation (AC)</b>
praktizieren. Damit hat man aber einige Problemchen mehr um annähernd brauchbare Sterntestbilder zu bekommen, man braucht nämlich:
1. einen künstlichen Stern <<Airydisk,
2. einen zusätzlichen Strahlenteilerwürfel zur Einkoppelung des künstlichen Sterns genau auf der opt. Achse. Der verursacht prinzipiell zusätzlich Farbfehler und sphärische Aberration, je größer der Teilerwürfel desto mehr.
3. ein Projektionsokular, welches bei geringer Fehlkollimation oder mangelhafter innern Zentrierung Koma und Asti vortäuschen oder die bestehende Koma des Prüflings ganz oder teilweise kompensieren kann.
4. „klinisch saubere“ opt. Oberflächen. Ohne dem ist es praktisch unmöglich saubere fokale Sterntestbilder zu erstellen. Dazu kommen
5. Unsicherheiten wg. der „Pixelei“, Dynamik und Empfindlichkeit des Kamerachips.
Bisher hab ich auch noch keine einzige Serie mit vergleichbaren fotografisch erstellten Laborsterntestbildern gefunden, selbst in Testreports zu annähernd gleichartigen Teleskopen nicht.
Generell hat man aber bei Sterntestbildern gleich welcher Art das Problem, dass man eben nicht einen echten Stern bei hoher Vergr. Und nahezu perfektem Seeing (entsprechend kleiner AP des Auges) durch ein Okular sieht , sondern man schaut in sich das Bild auf einem Bildschirm bei drastisch eingeschränkter Dynamik und mittelweiter AP des Auges an, dazu noch mit meist irrwitziger Übervergrößerung. Nach vielen eigenen Versuchen hab ich deshalb meine Zweifel ob man auf diese Weise die realistischen Sterntestbilder mit den mehr oder weniger deutlichen Indizien für opt. Fehler richtig vermitteln und auch beurteilen kann. Das scheint mir ähnlich schwierig zu sein wie schwimmen lernen ohne ausreichend tiefes Wasser.
Trotz dieser Widrigkeiten zurück zum synthetischen Sterntest speziell mit den 3 LOMOs auf Basis der gemittelten Zernikes:
<b>Bild 7</b>
<b>Bild 8 </b>
Bei Betrachtung des Bildes aus ca. 50 cm Abstand entspricht das einer Vergrößerung von ca. 600x am Teleskop! Wenn man es auf 1/3 verkleinert dann gehen die Feinheiten in der Pixelei des Bildschirms unter. Man kann natürlich auch den Betrachtungsabstand auf 1,5 m vergrößern um realistische 200x Vergr. am Teleskop zu simulieren. Aber dann erkenne ich wegen meiner Augenfehler bei zu weit geöffneter Pupille keine Feinheiten mehr. Wenn ich das Auge dann auf ca. 0,5 mm AP (entsprechend 200x Vergr.. Am Teleskop) abblende wird das Bild zu dunkel um feine Details erkennen zu können. Also beurteile ich jetzt mal die obigen Kringel bei 50 cm Betrachtungsabstand und nehme die erkennbaren Fehler als den „worst case“ an :
<b>XC0001:</b>
a) Im fokalen Beugungsbild ist die Helligkeitsverteilung des 1. Beugungsrings nicht völlig gleichmäßig. Das korreliert auch von der Position her mit dem Befund Koma in Bild 4 links unten.
In den extra/intrafokalen Ringen ist aber kein Anzeichen von Koma erkennbar.
b) Die inneren extra/intrafokalen Ringe sind leicht unterschiedlich hell. Das wird durch die leichte zentrale Anhebung Mitte in Bild 4 bestätigt.
<b>XC0003:</b>
Die intra/extrafokalen Bilder erscheinen leicht unterschiedlich im Kontrast. Das
korreliert mit der geringen sphärischen Aberration von 0,085 lambda PtV in Bild 5.
<b>XC0005:</b>
Außer der schwachen Ungleichhelligkeit der extra/intrafokalen Ringe ist im Vergleich zur Darstellung „perfekt“ nichts an Fehlern zu erkennen.
Zusammenfassend kann man sagen: In der Beobachtungspraxis wird üblicherweise bestmöglich fokussiert. Von den schwachen rotatinsymmetrischen Fehlern wird man daher nichts merken. Einzig die geringe Koma von XC0001 könnte vielleicht auffallen. Um das abzuklären wurde das Objektiv zu einem provisorischen Teleskop erweitert. Damit funktioniert ein
Sterntest mit künstlichem Stern im freien
<b>Bild 9</b>
Dieser Test, selbstverständlich bei stockdunkler Nacht durchgeführt kommt dem Sterntest am Himmel am nächsten. Der künstliche Stern hat ca. 0,2 mm Durchmesser und er wurde in 80 m Entfernung vom Teleskop aufgestellt. Er erscheint damit dem Teleskop mit einem scheinbaren Durchmesser von 0,5“. Das ist deutlich weniger als das theoretische Auflösungsvermögen des Teleskops von ca 1.1“.
<b>4.1.2 Ergebnisse des Sterntests in Freien</b>
a) Bei 233x Vergr. war keine Koma zu erkennen. Dabei soll nicht verschwiegen werden dass bei 80m Distanz über grasbewachsenem Boden schon Seeingstörungen auftreten, und die Erkennbarkeit insbesondere der fokalen Beugungsfigur beeinträchtigen. Aber wie auch immer, die oben beschriebene Messung in Form der Wellenfrontanalyse sowie der synthetische Sterntest sind deutlich empfindlicher als die praktische Wahrnehmung. Der „größte“ gemessene Restfehler in obiger Messserie wird in der Praxis nicht als solcher erkannt. Das spricht einmal für die hohe Qualität der getesteten Optiken (bisher zumindest bei grün) sowie für die Tauglichkeit der auf Interferometrie basierenden Prüfmethode.
b) Die Kollimation des Objektives ist relativ problemlos ist. Bei Fehlkollimation sieht man in Sterntest Asti als dominanten Fehler. Das Sterntestbild bleibt dabei aber blütenweiß. Das wird wohl beim Einbau in einen ordentlichen Tubus nicht anders sein.
c)Das fokale Bild des relativ sehr hellen künstlichen Sterns zeigte keine Spur von Blausaum. Das wird auch bei der praktischen Beobachtung so sein.
<b>4.2 Messung und Beurteilung der Farbfehler</b>
Da ich noch immer die Leihgabe Monochromator von von Michael Koch nutzen kann bot es sich an eine ausführliche Interferometriemessorgie in „Multicolor“ an diesen 3 LOMOs zu praktizieren. Zur Beurteilung der Farbkorrektur eines „super Apos“ finde ich es durchaus vertretbar etwas mehr messtechnischen Aufwand zu treiben.
Nach den bereits vorgestellten Messungen scheint mir der Wellenlängenbereich von 435nm bis 675nm in Intervallen von 30 nm angemessen. Die in der Mitte liegende mit 555 nm wurde genau auf die höchste Augenempfindlichkeit für Tagessehen gelegt. Die Randbereiche bis 435 nm bzw. 675 nm erlauben die Beurteilung der Farbkorrektur auch für fotografische Anwendung.
Um nichts anbrennen zu lassen wurde mit jedem Prüfling jeweils 3 Messserien durchgezogen. Das macht also insgesamt 81 Farb- Interferogramme. Diese wurden auch alle ausgewertet und messtechnisch berücksichtigt, d. h., jeder einzelne Messpunkt basiert auf der Mittelung der Zernikes aus 3 Interferogrammen. Hier folgen einige Muster in verkleinerter Darstellung.
<b>Bild 10</b>
<b>Bild 11</b>
<b>Bild 12</b>
Jede Serie wurde näherungsweise auf 555 nm fokussiert. Bei perfekter Optik ohne Farbfehler wären die Streifen dann für alle Wellenlängen bolzgerade und parallel zueinander. Das ist offensichtlich bei 435 nm und 675 nm nicht perfekt. Die Krümmungen signalisieren Farblängsfehler und sphär Aberration (Gaußfehler) Die Quantifizierung dieser Fehler überlässt man aber sinnvollerweise der Auswwetesoftware.
<b>4.2.1 Farblängsfehler</b>
Dieser wurde nach Auswertung der I- Gramme an Hand der Zernikes Z3 berechnet. Die Ergebnisse sehen so aus:
<b>Bild 13</b>
Zum „Nachspielen“ die zugehörige Wertetafel:
<b>Bild 14</b>
Diese Tafel enthält auch die Daten zu dem mit <b>Bild 19</b> dargestellten Vergleich.
SWDs allein liefern noch keine Aussage zur optischen Qualität. Man kann sich daraus zwar RC- Indizes berechnen. Diese sind aber auch kein allgemein brauchbarer Maßstab für die optische Qualität, insbesondere nicht für moderne (echt)- “Super- Apos“. Es ist auch nicht möglich ein gegebenes Fernrohr so einzustellen dass nur die SWD allein fehlerwirksam wird. Deshalb folgen die wellenlängenabhängigen Strehlkurven unter Berücksichtigung aller gemessenen Restfehler, also inclusive Farblängsfehler. Das ist genau das was der Nutzer an opt. Qualität geboten bekommt, wenn er wie bei vis. Beobachtung üblich auf grün fokussiert.
<b>4.2.2 Wellenlängenabhängikeit der Strehlzahl</b>
<b>Bild 15</b>
Die die hier und in einem noch folgenden Diagrammen eingeblendete Kurve für das “Tagessehen“ wurden unter Nutzung der Wertetafel gemäß
http://de.wikipedia.org/w/inde…etimestamp=20040927192500
erstellt.
Offensichtlich erreichen alle 3 Objektive im Bereich der höchsten Augenempfindlichkeit Strehlzahlen >0,9. Differenzen gibt es erst im Bereich ca. <500 nm. Visuell werden diese Unterschiede aber kaum auffallen, da die Empfindlichkeit des Auges hier bereits erheblich reduziert ist. Bei Dunkeladaption verschiebt sich zwar die Empfindlichkeitskurve zum blauen Bereich hin (Maximum bei 505 nm), aber gleichzeitig ist dann das Auflösungsvermögen des Auges drastisch reduziert. Hohe Vergrößerungen werden eben wegen der geringen Helligkeit (sonst keine Dunkeladaption) sinnlos. Insgesamt wird damit die Wahrnehmung von Strehlzahlunterscheiden oder physikalisch anschaulicher von Kontrastunterschieden erheblich eingeschränkt.
Zum Vergleich mit anderen bekannten Optiken und/oder Tauglichkeit für RGB- Farbfilterfotografie ist die Darstellung der Strehlkurven bei Fokussierung auf die jeweilige Wellenlänge interessant. Dazu braucht man keine neuen Messserien sondern man muss nur in den vorhandenen Zernike- Datensätzen den Term Z3 „Defokus“ für alle Wellenlängen desaktivieren. Zur Verdeutlichung der messtechnisch gesichert nachweisbaren Unterschiede wurde die Strehlskala gespreizt.
<b>Bild 16</b>
<b>Bild 17</b>
<b>Bild 18</b>
Für Fotografie im blauen Bereich wäre beim XC0001 sowie XC0005 eine geringe Nachfokussierung als Folge des jeweiligen Farblängsfehlers vorteilhaft. Für vis. Beobachtung bei Tagessehen ist das dagegen bedeutungslos. Man kann auch folgern, dass bei allen 3 Objektiven der Farblängsfehler und ebenso der wellenlängenabhängige Öffnungsfehler (Gaußfehler) vergleichsweise sehr gering ist. Für den Anwender ist es sehr wahrscheinlich weniger wichtig ob denn der Restfehler namens Schnittweitendifferenz, Öffnungsfehler oder sonst wer oder alle zusammen die Strehlzahl und damit auch die Kontrastübertragung beeinflussen. So lange die unfrisierte Strehlzahl unter Berücksichtigung des Farbfehlers im Bereich von 0,95 oder gar höher liegt kann man zwar immer noch messtechnisch differenzieren aber wohl kaum sehen.
<b>4.3 Vergleich des Farbfehlers mit anderen Refraktoren
4.3.1 Farblängsfehler</b>
<b>Bild 19</b>
Ganz offensichtlich sind die SWDs der modernen echt- Apo-Triplets von LOMO und LZOS drastisch geringer als bei den ED Zweilinsern. Die LOMO- Kurven sind die gleichen wie im obigen Bild 13, aber nur in einem anderen Maßstab.
Da ich als Besitzer des ED 127 damit noch niemals so etwas wie Farbfehler bei der Himmelsbeobachtung wahrnehmen konnte weiß ich mit diesen Kurven nicht allzuviel anzufangen. Das vielleicht können andere Experten daraus etwas machen. Die Wertetafel ist ja bereits weiter oben abgebildet.
Um niemanden zu benachteiligen hab ich auch die Lage und Bezeichnung der „alleingültigen“ Fraunhoferlinien mit der hoffentlich richtigen, hocheinprägsamen Buchstabenkennzeichnung unter Beachtung von Groß- und Kleinschreibung eingetragen: F – e - d – C[:o)].
Jetzt aber wieder ernsthaft weiter.
<b>4.3.2 Vergleich der wellenlängenabhängigen Strehlzahlen mit denselben Optiken</b>
<b>Bild 20</b>
Die Kurven XC 0001, XC0003 sowie XC0005 sind die bereits bekannten aus in Bild 15 . S ie sind im Vergleich zu den beiden EDs offensichtlich wesentlich besser farbkorrigiert. Das kann man auch sehr einprägsam durch Vergleich der polychromatischen Strehlzahlen belegen.
Wer sich gründlicher mit den Daten vergnügen möchte:
<b>Bild 21</b>
Die Polystrehlzahlen für das LZOS 130/1200 bzw. ED 127/1140 wurde aus früheren Berichten entnommen.
<b>Bild 22</b>
<b>Hinweis zu Messfehlern</b>
Aus den eingangs zitierten Berichten kann man abschätzen dass die Abweichungen der gemittelten Strehlzahlen von wahren Wert mit hoher Wahrscheinlichkeit nicht größer als +/- 1% sind. Für die SWDs gilt entsprechend eine Abweichung von +/- 0,01mm.
Gruß Kurt
