<b>1.Einleitung</b>
<b>Bild 1</b>
125 mm f/7,5 Apo ist heute eigentlich nichts ungewöhnliches. Aber ein derartiger Refraktor als Sechslinser in 3 Gruppen lässt aufhorchen. Besonders ungewöhnlich scheint dabei dass nur eine einzelne, die Öffnung bestimmende Frontlinse aus Kronglas verwendet wird. Das ist nicht grundsätzlich neu und wurde zu Anfang des 20. JH bereits von Schupmann mit seinen div. Medial- Teleskopen praktiziert.
Kronglas ist auch in größeren Stücken i. a. weitgehend frei von Schlieren und sonstigen Inhomogenitäten, hochtransparent über den gesamten vis. Bereich, lässt sich problemlos bearbeiten und ist dazu noch das preisagünstigste aller opt.- Gläser. Kurz gesagt, meine Neugier dieses Teleskop genauer prüfen zu können war geweckt. Wenige Tage später brachte mir Robert Lebek, Chef von von HoO ein Exemplar mit der Serien Nr. 0144010 ins Haus. Er räumte mir ausdrücklich genügend Zeit für eine gründliche Prüfung ein.
<b>2. Prüfung am Himmel</b>
<b>Bild 2</b>
Diese Option sollte man als Prüfer natürlich wenn irgend möglich nutzen. Dazu passend besitze ich einen zweifelsfrei hochwertigen APO mit einem Triplett- Objektiv von LZOS 130 mm f/9,2. Damit wurde der direkte Vergleich mit dem TAL- Neuling unausweichlich. Der LZOS wurde auf die Spezialmontierung meines 9“ Kutter geschnallt. Diese Kombination ist zwar nicht ganz ideal aber selten und hat im folgenden gut funktioniert.
<b>2.1 Handling</b>
Um den direkten Vergleich auch bequem durchziehen zu können hab ich das TAL auf meine HEQ5 gepackt. Diese Kombination hat sich für vis. Beobachtungen als gut passend erwiesen. Das wäre somit ein erstes Test<i><b>ergebnis</b></i>.
Hier weitere
<b><i>Ergebnisse</i></b>
<i>Weniger befriedigend ist dagegen die mechanische Anpassung zwischen 2“- Zenitspiegeln (ich hab keine anderen) mit 1 1/4“ Okularen. Mit der beigefügten Reduzierhülse kommt man nicht in den Fokus. Dazu müsste man den Okulartubus um ca. 4 mm weiter einziehen können. Ich hab mir mit speziell ausgedrehten Reduzierhülsen helfen können.
Ganz aussichtslos wird es aber wenn man ein Baader- Bino mit 2“ Anschluss an einen 2“ Zenitspiegel anschließen will. Dann kommt man auch bei Verwendung eines Glaswegkorrektors im Bino absolut nicht in den Fokus.</i>
Ich weiß nicht ob es für diesen Fall bereits eine fertige Lösung gibt.
Der ideale direkte Vergleich ohne Sitzplatzwechsel war zwar nicht möglich aber ansonsten gab es keine Probleme.
Schon in der zweiten Nacht nach Empfang des TAL war der Himmel klar und dazu auch das Seiing brauchbar. Es konnte also losgehen.
<b>]2.2 Sterntest (nur TAL)</b>
Hier beschränke ich mich allein auf das TAL, weil der Sterntest am nahezu perfekten LZOS eher langweilig ausfällt. Da das TAL zu der Zeit bereits einige meiner Multicolor- Interferometerprüfungen erduldet hatte war ich nicht mehr ganz unvorbelastet.
Um atmosphärische Diffrakion auszuschließen wurde die zenitnahe Wega als Teststern herangezogen. Hochvergrößert wurde mit div. Plössls in Verbindung mit einer 5x Televue-Powermate, maximal bis 313x.
<i><b> Ergebnisse:</b></i>
<i>a)merkliche sphärische Überkorrektur</i>
<i>b)leichte Koma und Asti </i>
<i>c)Andeutungsweise blaue bzw. rote Färbung an den Enden des leicht elongierten Beugungsscheibchens. Diesen Fehler hab ich aber wahrscheinlich nur wg. entsprechender Vorwissen erkannt. Durch Einsatz eines UHC – Filters wurde die Sachlage aber zweifelsfrei deutlich. Wega erschien dann in den Phasen mit gutem Seeing als sehr eng stehendes blaugrün- rotes Pärchens. Dieses Filter hat nämlich außer im blaugrünen Bereich auch ein ausgeprägtes Maximum bei rot. Mehr zu diesem Farbfehler siehe Kap. 3. Test am künstlichen Stern.</i>
<i>d)Ungewöhnliche Elongation des fokalen Beugungsscheibchens, die sich so nicht als Koma erklären lässt. Als SW- Fotografie sieht das wesentlich deutlicher aus.</i>
<b>Bild 3</b>
Das Luminanzfilter (auch „UV- IR- Cut“ genannt) beschneidet das Spektrum unterhalb ca. 420 nm bzw. oberhalb von 680 nm. Die Kamera registriert aber das durchgelassene blaue und rote Licht empfindlicher als das Auge. Daher erscheint der definitiv vorhandene Lateralfehler des fokalen Sternbildes auf dem Foto deutlicher als bei vis. Beobachtung:
<b>2.3 Testobjekt Jupiter TAL vs. LZOS</b>
max. Vergrößerung 188x
<b><i>Ergebnis: </i></b>
<i>Klares Unentschieden. In beiden Teleskopen sah man selbst zur Zeit der Kulmination andeutungsweise Randverfärbungen des Planeten wg. atmosphärischer Diffraktion.</i>
<b>2.4 Sonne im Weißlicht TAL vs. LZOS</b>
Lichtdämpfung mit Herschel- Prisma, Neutralfikter ND3 und drehbarem Polfilter
Max. Vergrößerung: 156x bzw. 171x
<i><b>Ergebnis:</b></i>
<i>Kein merklicher Unterschied. Blickweise waren mit beiden Teleskopen Strukturen in den Penumbrae der Sonnenflecke zu erkennen. Die Granulation war permanent und bei allen Vergrößerungen zu erkennen.</i>
<b>2.5 Mond im letzten Viertel TAL vs. LZOS</b>
Max. Vergrößerung 188x. Seeing schlechter als bei 2.2
<i><b>Ergebnis:</b>
Kein merklicher Unterschied.</i>
<b>2.6 Tauanfälligkeit TAL vs. LZOS</b>
<i><b>Ergebnis</b>
In 2 Beobachtungsnächten blieben beide Objektive trocken. In 3 weiteren Nächten kam es zu Taubildung auf beiden Objektiven. Diese setzte beim TAL 1 bis 2h früher ein als beim LZOS. Das wird durch die wesentlich größere Masse des Tripletts verständlich. Durch ca. 20 sec. Anblasen mittels Warmlufön und kurzer Pause konnte die volle Einsatzfähigkeit wieder hergestellt werden</i>.
<b>3. Test am künstlichen Stern
3.1 Test am künstl. Stern in 50 m Abstand
Bild 4</b>
Hier wird der künstl. Stern durch die verkleinerte Abbildung der Bohrung 1 mm D. mittels Okular dargestellt. Man kann nun das Bild des künstl Stern bei hoher Vergröérung beobachten und mittels Spiegelreflex- oder Webcam dokumentieren
<b>3.2 Labor- Sternstest in Autokollimation
Bild 5</b>
Die Linse bildet die Bohrung 0,5 extrem verkleinert als künstl. Stern im Fokus des TAL ab. Der Strahlenteiler lenkt einen Teil des Lichtes durch den Prüfling der Planspiegel und schickt es wieder auf demselben Weg zurück. Der Strahlenteiler lässt aber einen Teil davon über die 5x „Powermate“ zur Kamera gelangen.
Mit der Zusatzoptik in Form der Linse, Planspiegels, Strahlenteilers sowie der „Powermate“ sind merkliche Verfälschungen des Sternbildes denkbar. Außerdem sind nur sehr wenigen Amateure mit obigem Prüfzubehör ausgestattet. Deshalb ist ein zumindest qualitativer Vergleich mit dem Sterntest im Freien ratsam.
<i><b>Ergebnisse aus 3.1 und 3.2</b></i>
<b>Bild 6</b>
<i>Diese Fotos konnten bei ausnahmsweise gutem Bodenseeing aufgenommen werden. Die Einzelaufnahmen sind in wesentlichen jeweils gleich. Man erkennt:
a) intra/extravokal deutlich sphärische Aberration Form von Überkorrektur sowie Asti und leichte Koma. Das bestätigt den Befund nach 2.2.a) und b).
b) Mit den fokalen Bildern wird die Elongation als lateraler Farblfehler bestätigt. Darüber hinaus wird auch deutlich dass die Orientierung dieses Fehlers bei Drehung des Teleskops um seine Achse in gleichen Sinne mitdreht.
c) Um Seeingeinflüsse beim Test am künstl. Stern im Freien zu unterdrücken wurden weitere Aufnahmen mit einer Philips- Webcam gewonnen. Es wurden jeweils Avis mit 400 Frames gespeichert und mit Giotto bearbeitet</i>
<b>Bild 7</b>
Die vorgenannten Ergebnisse werden damit bestätigt.
<b>3.3 Vergleich Sterntest AC vs. künstl. Stern im Freien</b>
<b>Bild 8</b>
Auch diese Aufnahmen wurden mit der Webcam und aufgenommen und mit Giotto ausgewertet.
<i><b>Ergebnis</b>
Durch Einsatz des UHC Filters lässt sich der laterale Farbfehler nach beiden Verfahren zweifelsfrei dokumentieren. Da im AC- Aufbau das Licht zweimal durch den Prüfling läuft verdoppelt sich die Wirkung seiner opt. Fehler. Daher ist die Separation der Farben in AC schärfer.</i>
<b>3.4 Versuch zur Quantifizierung des lateralen Farbfehlers</b>
Die Teilbilder mit UHC- Filter in Bild 8 zeigen bereits eine messbare Farbseparation zwischen blau und rot,. Wegen der relativ großen Bandbreite des UHC- Filters sowie der Filtermatrix auf dem Kamerachip ist aber die genaue Zuordnung der Wellenlängen problematisch. Deshalb wurden AVIs mit einer SW- Kamera DMK21 sowie mit 3 Schmalband- Interferezfiltern mit ca. 2 nm Halbwertsbreite aufgenommen. Um evtl. Verfälschungen durch den AC- Aufbau auszuschließen wurde der Versuchsaufbau gemäß Bild 4 im Freien gewählt. Dabei wurde aber der künstl. Stern nach folgendem Schema modifiziert.
<b>Bild 9</b>
Die beiden Linsen projizieren D1 als Doppelstern, dessen Komponenten durch entsprechende Filterwahl beliebig gefärbt werden können. Hier wurden je ein Avi mit Grau- Rot, Grau-grün und Grau- Baufilter aufgenommen und mit „AVISTACK“ ausgewertet. Das Graufilter dient eigentlich nur zur Anpassung der Helligkeit. Die farbigen Sternbilder auf den Chip haben jeweils gegenüber dem Graufilter- Bild (“Graustern“) eine dem lateralen Farbfehler entsprechende Verschiebung. Somit kann der Graustern als gemeinsamer Bezugspunkt für alle drei Farbsterne angenommen werden. Damit wird es möglich die 3 Farbsterne entsprechend dem lateralen Fehler exakt auf einem Kompositbild zu platzieren. Zur Verdeutlichung wurden die SW- Bilder entsprechend ihrer Wellenlänge eingefärbt und das Gesamtbild bearbeitungstechnisch hoch vergrößert.
<b>Bild 10</b>
Bei dem RGB- Teilbild fließen die Farben in der Mitte wieder zu weiß zusammen. Man kann aber die Breite des mittleren Beugungsscheibchens, also für grün abschätzen. Diese entspricht zufällig annähernd dem Abstand der Zentren des R - B Bildes. Umgerechnet als scheinbarer Abstand wären das 2,2“ . Das führt zu dem
<i>b]Ergebnis</b>
Der laterale Farbfehler verursacht eine scheinbare Verschiebung zwischen blauen (486 nm )
und roten (656 nm) Bildpunkten von 2,2 Bogensekunden. </i>
Nun stellt sich die Frage nach der Strehlwirksamkeit dieses Fehlers. Vielleicht findet jemand wie Gerd2 Zeit um dazu zumindest eine Abschätzung zu liefern. Aber wie auch immer, es wäre schön wenn man diesen Fehler mindern könnte.
<b>4. Minderung des lateralen Farbfehlers durch Kollimation der Frontlinse</b>
Nachdem der Fehler als solcher erkannt war hat sich Robert Lebek darum bemüht die erforderlichen Justieranleitung zu beschaffen. Diese hatte ich am selben Tag in den Händen als auch Markus Ludes davon berichtete. Nebenei bemerkt, pflegen wir auch Erfahrungsaustausch mit Markus.
Ich verabredete mit Robert einen Termin zur gemeinsamen Kollimation des Teleskops. Das scheint eigentlich ganz simpel- Man muss lt. Anleitung nur die laterale Lage der Frontlinse mit dafür vorgesehenen Justierschrauben verschieben. Dazu muss man aber erst einen äußeren Ring, nämlich die Basis der Taukappe vom Tubus lösen. Diese ist zwar nur mit 2 Schrauben befestigt, in unseren Falle aber besonders „gründlich“! Es gelang uns auch vierhändig nicht diese beiden einfachen Schlitzschraunben zu lösen. Letztendlich blieb uns nichts anderes übrig als die Schraubenköpfe wegzubohren. Danach konnte der Ring entfernt werden. Die verbliebenen Schraubenschäfte konnten dann ohne Mühe und Werkzeug aus ihren Gewindebohrungen herausdgedreht werden. Da hat wohl jemand in der Endmontage des Herstellers etwas völlig falsch verstanden gehabt. Er hatte nämlich die Schraubenköpfe in den Ring mit dem „richtigen“ Kleber bombenfest eingeklebt.
Die eigentliche Kollimation mit künstl. Stern im AC – Setup war dann Routine. Dabei konnten wir bei hoher Vergr. und Verwendung des UHC- Filter den Fortschritt kontrollieren. Das vorläufige
<i><b>Endergebnis</b>
sieht danach so aus:</i>
<b>Bild 11</b>
Die Bilder wurden wieder aus AVIs mit der Farb- Webcam und Auswertung nach „Giotto“ gewonnen.
<b><i>Ergebnis</i></b>
<i>Danach ist der laterale Farbfehler auf ca. 1/3 seines ursprünglichen Wertes reduziert worden. Aller Voraussicht nach wird man davon bei vis. Beobachtung am Sternhimmel nichts mehr erkennen können, denn im obigen Versuch im empfindlichen Setup war visuell ohne UHC Filter praktisch nur noch ein weißes Beugungsscheibchen mit nicht ganz perfektem Beugungsring wahrnehmbar. Die Webcamaufnahme bringt offensichtlich die blauen bzw. roten Anteile des Spektrums überdeutlich auf den Bildschirm. </i>
<b>5. Messung des Transmissionsgrades</b>
Bei einem System mit 6 Linsen kommt schnell der Verdacht auf dass relativ viel Licht verloren gehen könnte. Sehr wahrscheinlich sind aber die insgesamt 5 Linsen in zwei Gruppen jeweils verkittet. Damit bleiben 6 Glas- Luftflächen übrig, die natürlich ordentlich vergütet sein müssen. Das ist aber nichts anders als bei einem Triplett mit Luftspalten wie z. B. bei dem schon erwähnten LZOS 130. Dieses bietet sich auch für die Transmissionsmessung als Vergleichsobjekt an. Zusätzlich noch mein ED- Zweilinser vermessen.
Das Messverfahren basiert auf dem bereits unter
http://www.astrotreff.de/topic…CHIVE=true&TOPIC_ID=23556
beschriebenen. Nur wurde für die Refraktormessungen eine Weißlicht- Power LED als Lichtquelle und Schmalband- Interferenzfilter für die Darstellung diskreter Wellenlängen genutzt. Als ausgezeichnet reproduzierbare Kalibrierhilfe wurde eine einfache dünne Glasscheibe verwendet. Deren Transmissionsverluste werden im vis. Bereich fast ausschließlich durch die Teilreflexion an den Oberflächen bestimmt, die zudem nur geringfügig wellenlängenabhängig sind. Weitere Details zu dem Messverfahren werden noch in einem gesonderten Beitrag folgen.
<i><b>Ergebnisse und Fehlerdiskussion</b></i>
<b>Bild 12</b>
<i>Aus zahlreichen Einzelmessungen und Wiederholungen lässt sich eine Stadardabweichung s = 0,87% abschätzen [entspricht sigma (n-1)]. Dazu braucht man nur einen guten Taschenrechner. Für die einzelnen Punkte der Kurven wurden jeweils 3 Messwiederholungen gemittelt. Demnach streuen die Messpunkte mit ca. 95% Wahrscheinlichkeit im Bereich von +/-1 %.
Der Transmissionswert für die Glasplatte (entspricht hinreichend genau Kronglas) beträgt rechnerisch 0,912. Die gemessene Kurve liegt über den gesamten Bereich recht nahe bei 91%. Man kann demnach folgern dass die gemessenen Differenzen zwischen den Refraktorkurven real sind. Sie sind aber derart gering dass man sie visuell nicht wahrnehmen kann. Die Parallelbeobachtungen an hellem Fixsternen, Mond, Jupiter sowie Sonne im Weißlicht bestätigen diese Beurteilung. Dabei war auch kein vermutbarer Gelbstich zu erkennen Kurz gesagt, die beiden Refraktoren produzieren keinen Farbstich und tun sich bezüglich Transmission nichts.</i>
<b>6.Test auf Fototauglichkeit für DS- Langzeitaufnahmen</b>
<b>6.1 Vorbemerkung</b>
Bei dieser Art der Astrofotografie sollte idealerweise die volle Schärfe über das gesamte Bildfeld erreicht werden. Theoretisch könnte man das an der Qualität der aufgezeichneten Sternbilder beurteilen. Bei üblichen Öffnungsverhältnissen im Bereich von f/5 bis ca f/8 und Pixelgrößen von ca. 5 my kann man aber selbst bei perfekter Optik und Nachführung ohne Seeingstörungen keine Beugungsbilder mit zentralem Scheibchen umgeben von Beugungsringen erwarten. Dafür ist das Pixelraster zu grob. Praktisch sehen stark vergrößerte Sternabbildungen aus DS- Fotos eher so aus:
<b>Bild 13</b>
Im Fall A liegt das Zentrum des Beugungsscheibens annähernd mittig auf Pixel 0. Die Intensität ist so dass es nicht voll gesättigt ist. Dabei fällt die wesentlich schwächere Randintensität auf die nächtbenachbarten Pixel 1,3,5 und 7. Die von P.0 noch etwas weiter entfernten Pixel 2, 4, 6 und 8
bekommen noch etwas Intensität ab. Darüber hinaus ist es praktisch dunkel. Selbst wenn P.0 praktisch gesättigt ist wird im Abstand >2 Pixel keines mehr angeregt, wie Fall D zeigt. Die Fälle B und C kann man so erklären dass das Zentrum des Beugungsscheibchens nicht genau mittig über P. 0 liegt und deshalb nur die entsprechend benachbarten Pixel geladen werden.
Wenn man derartige Sternabbildungen auch in den Bildecken findet kann man sagen:
1.Der Fotograf hat alles richtig gemacht.
2.Die Nachführung arbeitet einwandfrei.
3.Das Seeing war gut genug um nicht merklich zu stören.
4.Die Optik hat keine bei dieser Art von Fotos merklichen Fehler.
Was aber ist im Falle E los? P.0 ist das hellste aber keineswegs gesättigte Pixel in einem ca. 8- bis 10 Pixel ausgedehnten Feld mit nach außen abnehmender Helligkeit. Ein Bild mit derartigen Sternabbildungen wirkt vergleichsweise unscharf. Dafür können alle vorgenannten Fakten mit umgekehrtem Vorzeichen reinspielen. Mit dem nachfolgend beschriebenem Test kann man:
1.Nachführfehler ausschalten, da keine erforderlich.
2.Seeingstörungen durch Mittelung beliebig vieler Einzelbilder ausschalten.
3.Wenn der Fotograf die Kamerasteuerung richtig eingestellt und fokussiert hat feststellen ob die
Optik DS- fotorelevante Fehler hat.
4.Diesen Test sogar bei Tageslicht durchziehen (bedeckter Himmel vorausgesetzt).
Dazu hab ich eine DMK 21 mit dem Okulartubus verbunden:
<b>Bild 14</b>
Die DMK lässt dank der Leiste sehr präzise entlang einer lotrechen Linie zur opt. Achse verschieben. Damit kann man trotz des kleinen Bildfeldes der Kamera ein wesentlich größeres Bildfeld als Mosaik erfassen.
<b>Bild 15</b>
Die Kamera ist auf der Rückseite mit einem Zeiger ausgerüstet. So kann man die Verschiebung
hinreichend reproduzierbar einstellen. Hier hab ich mich näherungsweise als Maximum auf die Bilddiagonale des häufig genutzten Formates 24x16 festgelegt.
<b>Bild 16</b>
Das Teleskop sieht einen kleinen, engen Spalt als Lichtquelle in ca. 50 m Abstand.
<b>Bild 17</b>
Die reale Breite des Spaltes von 0,1 mm erscheint in 50 m Abstand unter dem Sehwinkel von 0,4“. Das liegt erheblich unter dem theoretischen Auflösungsvermögen des Teleskops von ca. 1“. Demnach ist bei Fehlerfreiheit der Optik analog zur Sternabbildung <b>Bild 13</b> ein Spaltbild mit der Breite von 2 bis 3 Pixel zu erwarten. Das Graufilter war zur Lichtdämpfung des Spaltes notwendig, weil sonst das Beugungsbild selbst bei 1/10000 s Belichtungszeit total überbelichtet wird. Die nachfolgenden Spaltbilder wurden jeweils aus 400 Frame Avis mit "Registax" gewonnen. Dabei konnte mit ca. 1/1000 s belichtet werden bei einer Framerate von 30/s
<i><b>Ergebnisse</b></i>
<b>Bild 18</b>
<i>In der oberen Reihe sind die Spaltbilder in der Mitte und rechts der Mitte nur 2 bis 3 Pixel breit, während aus der linken Seite eine erhebliche Verbreiterung erkennbar wird. Man kann daher annehmen dass die Bildebene nicht exakt lotrecht zur opt. Achse liegt. Danach wurde vor den Aufnahmen der unteren Reihe die Leiste um 0,5° zur Lotrechten verkippt. Die Helligkeit und Breite der Spalte rechts und links der Mitte erscheint weniger asymmetrisch. Die fehlerhafte Neigung der Bildebene zum Lot scheint noch etwas größer zu sein als 0,5°. Dieser Fehler ist wahrscheinlich durch Justierung der hinteren Linsengruppe zu beheben.
Bei 15 mm ist die Verbreiterung im Vergleich zur Mitte doch recht auffällig. Daher kann man annehmen dass das Objektiv in den Bildecken des Formates 24 x16 nicht mehr richtig scharf zeichnen kann. Bei der Fokussierung fiel auf dass man den Randbereich dann besser fokussiert bekommt wenn der Okularauszug mit Kamera schätzungsweise einige 1/100 mm herausgefahren wird. Demnach wäre die Bildfeldwölbung hier konkav zum Okular hin orientiert. </i>
Um die Verbesserung der Kollimation wird sich Robert eigenhändig kümmern.
<i>Es fällt auch auf dass die Helligkeit der Spaltbilder am Rande erheblich reduziert ist. Das ist zweifellos eine Folge der Unschärfe als auch der Vignettierung. Die Vignettierung an den Ecken des Bildformates beträgt schätzungsweise 40-50%. Ähnlich ausgeprägte Vignettierung hab ich aber auch schon bei mehreren anderen hochwertigen Teleskop- und auch Kameraobjektiven Objektiven gefunden.</i>
<b>7. Interferometrische Messungen
7.1 Prüfgeräte und Zubehör</b>
Bath- Weißlichtinterferometer mit Halogenlampe
Messaufbau in Autokollimation mit einen 300 mm Planspiegel
Auswertesoftware:
„openFringe“, ausschließlich Streifenauswertung der I-Gramme
Kamera: Nikon D70
Prüfraum: Arbeitszimmer mit hinreichender Temperaturkonstaz und ensprechender Kontrolle mittel Thermometer.
Interferenzfiltersatz:
<b>Bild 19</b>
<b>Anmerkungen:</b>
Die grau unterlegten Filter wurden in folgenden nicht eingesetzt. Bezugswellenlänge „grün“ ist hier 551.3 nm entsprechend dem verfügbaren Filter. Diese Wellenlänge liegt
sehr dicht bei der der höchsten Augenempfindlichkeit = 555 nm. Zur Beurteilung der Farbfehler macht es aber praktisch keinen merklichen Unterschied ob man 532 nm, 546 nm oder wie hier 551,3 nm als Bezugswellenlänge wählt. Aus praktischen Gründen wäre die Verwendung eines geeigneten Monochromators vorteilhafter gewesen. Dieser befindet sich aber noch im Bau.
Zur Beschreibung der Messmethoden mit Fehlerdiskussion siehe auch:
http://www.astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=96854
http://www.astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=95328
http://www.astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=84708
http://www.astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=98314
http://www.astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=95726
http://www.astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=105360
Zwecks Straffung der Dokumentation präsentiere ich nur eine Musterkollektion der für die Messungen verwendeten I-Gramme, dargestellt in ca. 1/5 ihrer nat. Größe.
<b>Bild 20</b>
<b>7.2 Messung und Beurteilung der nichtchromatischen Restfehler bei grün (551nm)</b>
<b>7.2.1 Wellenfrontanalyse</b>
Dazu wurden zusätzlich zu den og. „Multicolor“- Interferogrammen jeweils drei I-Gramme bei um 90° axial verdrehten Positionen des Teleskops aufgenommen, jedes mit anderer Streifenlage und Streifenanzahl. Durch Rückdrehung der in Pos. 90° aufgenommenen I- Gramme und danach Mittelung der Zernikes über alle 6 I- Gramme wird evtl. vorhandener Prüfstands- Asti ausgeblendet. Statt Rückdrehung der 90° I- Gramme kann man gleichwertig auch die entsprechenden Zernikes zurückdrehen, sofern die Software diese Option beinhaltet.
<b><i>Ergebnisse</i></b>
<b>Bild 21</b>
<i>Nach dem obigen Contourplot zu urteilen ist sphärische Aberration der dominierende Restfehler. Die weitere Wellenfrontanalyse mit unveränderter Skalierung des Farbcodes bestätigt diesen Sachverhalt.</i>
<b>Bild 22</b>
<i>Die Auswerteoption „Sphericals only“ ergibt nur eine um ca. 1% höhere Strehlzahl als oben angegeben. Eine weiter detaillierte Fehleranalyse der Restfehler bei grün ist demnach nicht zwingend erforderlich.</i>
<b>7.2.3 Kontrastübertagungsfunktion, synthetischer Sterntest und Punktverteilungsfunktion ( PSF)</b>
<b>Bild 23</b>
<i>Nach diesen Bildern sind bei der vis. Himmelsbeobachtung (vorbehaltlich Farbfehler) keine Auffälligkeiten zu erwarten.
Wer besonders hübschbunte Grafiken mag dem kann auch geholfen werden.
</i>
<b>Bild 24</b>
<b>7.3 Messung der Farbfehler
7.3.1 Farblängsfehler</b>
Die Auswertung erfolgte nach dem in folgenden Link beschriebenen Verfahren:
http://www.astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=91124
Hierzu wurden 3 Serien von I-Grammen nach Art von obigem Bild 20 aufgenommen und die Zernikes Z3 bei den einzelnen Wellenlängen jeweils gemittelt.
<b>Bild 25</b>
<b>Bild 26</b>
<i>Im Vergleich mit dem nachweislich besonders farbreinen LZOS schneidet das TAL gar nicht so schlecht ab. In den Randbereichen des sichtbaren Spektrums ist das LZOS messtechnisch gesichert überlegen. Wie aber der Praxisvergleich lt. Kap. 2 gezeigt hat ist davon visuell nichts zu erkennen.</i>
<b>7.3.2 Wellenlängenabhängikeit der Strehlzahl und polychromatische Strehlzahl (Polystrehl)</b>
Hier werden der Farblängsfehler zusammen mit dem Gaußfehler berücksichtigt. (Zur Erinnerung:
Unter Gaußfehler versteht man die Änderung der sphärischen Aberration einer Refraktoroptik in Abhängigkeit von der Wellenlänge).
Aus den Zernike-Sätzen der bereits zur Messung des Farblängsfehlers verwendeten I- Gramme wurden nach Korrektur der Zernikes für Asti und Koma die Strehlzahlen ermittelt. Hier sind nur die praxisrelevanten Kurven ohne Abzüge von Koma, Asti, etc. Dargestellt.
<b>Bild 27</b>
<b>Bild 28</b>
<i>Bei der für vis. Beobachtung von Mond und Planeten wichtigen „Fokussierung auf grün“ liegt die Strehlzahl des TAL Bereich von 460nm bis 620 nm höher als 0,80 also besser als „beugungsbegrenzt“. Bei Berücksichtigung der Augenenpfindlichkeit für „Tagessehen“ ergibt sich Poly- Strehl = 0,91. Das ist deutlich geringer als bei dem LZOS. Als Restfehler wirkt beim TAL die nicht vollständig unterdrückte sphär. Aberration bei grün strehlmindernd.
Der Farbfehler insgesamt drückt aber die unter 7.2.2 ermittelte Strehlzahl bei grün (551 nm) nur um knapp 3%. Das bringt mich auf den Vorschlag zur Definition eines
normierten polychromatischen Farbfehlers
der meinetwegen npF heißen mag:
npF= 100x(Grünstrehl-Polystrehl) / Grünstrehl
Dazu einige Beispiele unter Nutzung der Messdaten aus dieser Untersuchung sowie aus früheren Messungen:</i>
<b>Bild 29</b>
<b>Bild 30</b>
<i>Danach ist die sA bei blau 450 nm nahezu perfekt korrigiert, bei grün sieht man ca. 0,15 lambda PtV Überkorrektur und bei rot ebenfalls Überkorrektur, aber signifikant geringer als bei grün. Das wiederholt sich bei allen 3 Messserien gleichartig. Dagegen hätte man bei einen „typischen“ nahezu perfekt korrigierten Refraktor bei grün keine sphärische Aberration, bei blau leichte Überkorrektur und bei rot sehr dezente Unterkorrektur zu erwarten. </i>
<b>8. Fazit[/b]
Das hier untersuchte TAL 125 Apolar verdient zu recht den „Beinamen“ APO. Die hier festgestellten und teilweise sanierten Kollimatiosmängel sollten aber bereits vom Hersteller beseitigt sein.
Gruß Kurt