Streulicht mindert den Kontrast. Was alles Streulicht produzieren kann wird des öfteren diskutiert, aber man findet kaum etwas darüber was macht wie viel Streulicht, denn genau davon hängt es ab ob es bei einer bestimmten Beobachtung stört oder vernachläsisgbar ist.
Hier hab mich mit der Möglichkeit der Messung von einigen Streulichteffekten beschäftigt, die insbesondere bei der Planetenbeobachtung auffällig werden können. Deshalb lag es nahe für meine Messversuche einen „künstlichen Planeten“ als Lichtquelle zu wählen. Dieser „Planet“ besteht aus einem Stück dünnem Alublech mit einer Bohrung von ca. 0,3 mm Durchmesser, die von hinten durch eine kleine Halogenlampe beleuchtet wird. Der Durchmesser der Bohrung entspricht bei Aufstellung im Krümmungsmittelpunkt eines Spiegels von beispielsweise 3000 mm Radius einen scheinbaren Durchmesser von 21 Bogensekunden. Das ist etwa so wie Mars bei mittelguter Opposition, und damit also ziemlich realitätsnah. Das Ganze ist einigermaßen lichtdicht in einem Vierkant- Alurohr montiert.
<b><i>Versuchsaufbau </i> </b>
<b>Bild 1</b>
Die Abbildung des künstlichen Planeten wird durch die Schneide abgedeckt, weil hier das in erster Linie das Streulicht abseits des Planetenbildes interessiert.
Streulichtquellen wie Kanten, Kratzer, Löcher in der Spiegelschicht Staubpartikel und kleine Rauheitsstrukturen haben die Eigenschaft, dass sie ihre eigenen Lichtbündel produzieren. Sie gehorchen nicht mehr so recht den Reflexionsgesetzen. Ein Teil davon kann an der Schneide vorbei ins Okular und durch das Kameraobjektiv auf die Bildebene gelangen. Wenn das Planetenbild genau auf die Schneide fokussiert ist und das Okular ebenfalls, dann kann man mit dem Kameraobjektiv die Schneide sowie das daran vorbeigehende Streulicht abbilden oder auch ohne die Kamera visuell betrachten. Man erhält folgendes Bild:
<b>Bild 2</b>
Das sieht ja schon ganz prächtig aus, wenn man nur genau wüsste in welchen Abstand von dem Planetenbild sich die Schneidenkante befindet. Man könnte natürlich die Schneide weglassen. Dann würde aber das helle Planetenbild schnell zur dominierenden Streulichtquelle innerhalb der Kamera.
Nun lese ich die Beiträge anderer Leute öfters aufmerksam und mein Gedächtnis ist auch noch weitgehend brauchbar. So erinnerte ich mich an eine Beitrag von <i><b>Alois Ortner </b></i>in Zuge der Diskussion
http://www.astrotreff.de/topic…earchTerms=Phasenkontrast
Daraus ist das folgende Bild von Alois entnommen:
<b>Bild 3</b>
Alois hat einen Spalt als Lichtquelle verwendet und dessen Bild mit einem teildurchlässigen Aluschicht abgedeckt. Diesen Trick hab ich etwas abgewandelt und anstelle der Schneide einen Streifen Baader Solarfolie ND 3,5 verwendet.
Eigentlich könnte man jetzt sagen, OK, wir haben das Problem mit der Streulichtmessung mit Amateurmitteln prinzipiell gelöst. Nun schreibt Alois in seinem Bild: „...Breite des Streulichtes aus Mikrorauheit und Beugung an den Kanten...“. Recht hat er natürlich. Die Beugung an den Kanten ist aber gottgewollt und jedes Objektiv hat außen eine Kante. Was interessiert, das ist eher der Anteil von Streulicht wegen Mikrorauheit. Ebenso interessant sind natürlich auch die Streulichtanteile verursacht durch Kratzer, Pits, Staubbelag und evtl. lokale Schädigungen des Spiegelbelages. Derartige Streulichquellen könnte man als irreguläre kleine Kanten betrachten von denen breit gefächertes Streulicht ausgeht, von dem einiges im Gesichtsfeld landet. Dann gibt es noch die Streulichterzeuger in Form von Fangspiegelobstruktion sowie deren “Spinnenbeine“ (= Verbinder zwischen Fangspiegelzelle und Tubus).
Es wäre also schon recht hilfreich, wenn man das Streulicht der regulären Kante, d. h. der Objektivbegrenzung ausschalten könnte. Das geht tatsächlich und erfunden hat es der französische Astrophysiker <i><b>B. Lyot.</b></i> Es wird in Teleskopen zur Beobachtung der Sonnenkorona und von Protuberanzen am Sonnenrand angewendet. Dabei wird das eigentlichen Objektiv mit einer Zwischenoptik abgebildet. In der Bildebene wird das Bild des Objektivrandes einfach abgeblendet. Mittlerweile gibt es mehrere Versionen zu diesem Prinzip. In Interstellarum Nr. 53 hat <b><i>Harald Paleske </i></b>seine Version vorgestellt unter dem Titel
<b>Ein Hochleistungs- Helioskop
Der Unigraph als Protuberanzenteleskop </b>
Das dort beschriebene System der Streulichtunterdrückung des Objektivrandes hab ich für unsere Anwendung angepasst.
<b>Bild 4</b>
Der künstliche Planet wird wie im Schema gemäß Bild1 wieder auf der Schneide abgebildet, die aber als Solarfolie semitransparent ist. Das Okular wird vorzugsweise gegen ein Projektionsobjektiv ausgetauscht. Ein Fotoobjektiv oder ein langbrennweitiges Okular geht zur Not aber auch. Dieses Objektiv bildet die Schneide in der Kamera ab. Das von Unregelmäßigkeiten der Spiegelfläche verursachte Streulicht wird genau so wie im Schema (lt Bild erfasst. Das Objektiv bildet aber auch den Prüfling am Ort der Lyotblende ab. Als Lyotblende reicht hier eine im Durchmesser richtig angepasste Lochblende, Diese ist so bemessen, dass das Bild des Prüflingsrandes abgeblendet wird. Damit wird die Streulichtquelle Spiegelrand praktisch eliminiert. Bei obiger Versuchsanordnung verwende ich ein 100 mm Projektionsobjektiv aus einem Diaprojektor.
Für die ersten Versuche wurde als Prüfling ein unbelegter Parabolspiegel mit D = 256, R = 3269 mm getestet. Der Abstand Schneide- Projektionsobjektiv betrug 150 mm. Das ergibt nach den Abbildungsgesetzen ein Abstand Objektiv - Lyotblende von 103mm. Damit diese auch wirklich den Rand abblendet muss ihr Innendurchmesser Di deutlich kleiner sein als das Bild des Prüflings.
<b>Di = Ds x 103mm/(3200+ 150 )mm
oder
Ds = Di x (3200 +150)mm/103</b>
Bei meinem Spiegel mit Ds = 256 mm wäre Di max. 7,9 mm. Ich hab Di = 5,4 mm gewählt. Damit werden beim Test Ds = 176 mm Spiegeldurchmesser optisch wirksam. Wenn man davon ausgeht, dass die gesamte Spiegeloberfläche annähernd gleichförmig rau ist braucht man bei der Messung nicht unbedingt die gesamten Fläche erfassen. Die Art der Rauheit kann man ja mittels mittels Lyot- Phasenkontrastbild schnell zu klären.
Man kann nun folgendes machen:
1.Fotografie eines Planetenbildes mit genau der Anordnung nach Schema (2)
2.Man entfernt die Lyotblende und setzt vor den Spiegel eine Blende mit 176 mm Durchmesser und fotografier dann genau wie 1. Alle sonstigen Einstellungen bleiben unverändert.
3.Oder man setzt eine Blende unmittelbar vor den Spiegel setzen, deren Abbildung am Ort der Lyotblende etwas kleiner ist als die Lyotblende. Die Lyotblende bleibt unberührt wird aber jetzt unwirksam. Die Wirkung wäre genau wie 1.
Das Ergebnis zeigt die nächste Collage:
<b>Bild 5</b>
„ohne“ kann auch ohne Wirkung der Lyotblende heißen. Beide Bilder wurden mit 2,5 s belichtet. Die Unterschiede im Ausmaß und der Intensität des Streulichtes sind verblüffend. Deshalb hab ich diesen Vergleich mit verschiedenen Belichtungen und auch noch mit anderen Spiegeln wiederholt. Die Ergebnisse sahen stets sehr ähnlich bis gleich aus. Man kann deshalb sagen, dass der weitaus größte Streulichtanteil hier vom Spiegelrand kommt.
Aber wie „schlimm“ ist das das Streulicht des Randes denn denn wirklich und was genau bleibt nach dessen Abzug noch übrig? Dazu fand ich „fertige Arbeit“ in Form des Programms FoucaultXL von Horia Costache. Dieses Programm hat er eigentlich zur Ermittlung von Zonenradien bei der Schnittweitendifferenzmessung entwickelt hat.
Ich hab nun das Zentrum des Auswertekreis in die Mitte des Planetenbildes gelegt. Der Durchmesser ist hier weniger kritisch. Hier folgt also die etwas andere Nutzanwendung von FoucaultXL für das offensichtlich streulichthaltige Teibild B :
<b>Bild 6</b>
Die Folie dimmt das Planetenbild um den Faktor 10^(-3,5), also auf 0,00032 der Originalhelligkeit des Bildes. Man kann nun das ungedimmte Streulicht näherungsweise quantifizieren. Man kann aus dem Graphen z. B. ablesen, dass die Flächenhelligkeit des Streulichtes im Abstand 23% Messradius annähernd so hoch ist wie die des Planeten aber um den Faktor 0,00032 gedimmt. 23% Messradius entsprechen ca. 4 Planetenradien.
Nun zur der Auswertung mit Lyotblende, also nach Ausschaltung des von Spiegelrand kommenden Streulichtes:
<b>Bild 7</b>
Die Wirkung der Lyotblende ist offensichtlich durchschlagend. Der Anteil des Streulichtes der von der Schneide nicht gedimmt wird versteckt sich in eine wesentlich kleineren Peak. Aus dem Verlauf der Kurven könnte man extrapolieren wie denn die Streulichtintensität ganz dicht beim Planatenrand ist. Es ist anzunehmen, dass auch in dem durch die Schneide abgedeckten Bereich der Streulichtanteil durch Mikrorauheit Schmutz und Kratzer in jeden Abstand von Planetenbild deutlich kleiner ist als das Streulicht des Randes. Streulicht von großflächigen Oberflächenfehler (Zonen, sphärische Aberration, Astigmatismus etc. ) konzentriert sich dagegen dagegen unmittelbar im Planetenbild sowie an dessen Rand.
Als Ergänzung ein Ausschnitt des Phasenkontrastbildes vom Prüfling:
<b>Bild 8</b>
Die Oberfläche zeigt Rauheit sowie einige bei Amateurspiegeln typische Kratzer. Nach der oben vorgestellten Auswertung scheinen diese Fehler insgesamt aber unbedeutend zu sein.
Für genauere Messungen des Streulichtes müsste man eine semitransparente Schneide einsetzen, die keinen Farbstich verursacht und außerdem einen besonders sauberen künstlichen Planeten basteln. Sehr wahrscheinlich wäre ein wohldefinierter Spalt als Lichtquelle wie von Alois verwendet hier besser geeignet. Aber ich meine, dass eine nicht ganz so präzise Messung wie hier und im weiteren vorgestellt besser ist als jedwede Schätzologie. Für direkte Vergleiche wie oben demonstriert reicht es auf jeden Fall. Außerdem, wo gibt es am Himmel rechteckige Lichtquellen?[:D]
Wer obiges Beispiel und die folgenden einfach nur auf dem Prüfstand sehen und gar nicht fotografieren will, der kann statt dessen die vom Projektionsobjektiv kommende Abbildung der Schneide mit einem Okular betrachten. Wenn man nur eine Kamera mit fest eingebautem Objektiv verfügbar hat, dann braucht man das Okular ebenfalls. Die Kamera sollte aber frei wählbare Belichtungszeiten bis zu ca. 10 Sekunden erlauben. Sonst reicht es nicht, wenn man das Streulicht von unbelegten Spiegeln aufnehmen will. Hier noch ein Foto zur Veranschaulichung des Versuchsaufbaus.
<b>Bild 9 </b>
Der künstliche Planet sowie die Schneide sind auf einem x - y Kreuztisch aufgebaut, wie man ihn für Foucault- Messungen verwendet. Um Fremdlicht auf den Kamerachip während der Aufnahme zu unterdrücken wird der Weg zwischen Schiebehülse und Kameraöffnung durch ein Lichtschutzrohr (für obiges Foto entfernt) abgedeckt.
<b><i>Streulicht durch „Spinnenbeine“</i></b>
Bei Astrofotos mit „spinnebeinhaltigen“ Teleskopen zeichnen sich bekanntlich hellere Sterne durch markante Spikes aus. Bei Planetenfotos hab ich derartiges noch nie gesehen. Allerdings sieht man bei der visuellen Beobachtung der hellen Planeten Venus, Mars und manchmal auch bei Jupiter breite Lichtbänder, die vom Planeten ausgehen. Mit dem Versuchsaufbau gemäß Schema (2) kann man solche Effekte ganz ausgezeichnet studieren. Für den Versuch reicht es ja, wenn man sich auf ein einzelnes Spinnenbein (= Fangspiegelstrebe) beschränkt. Nach der Theorie sollten die Lichtbänder genau senkrecht zu einem geraden „Spinnenbein“ (=Fangspiegelstrebe) verlaufen. Das war denn recht einfach durchzuführen indem nacheinander einzelne Drähte mit verschiedenen Durchmesser unmittelbar vor den Spiegel gestellt wurden. Um das Streulicht des Spiegelrandes zu unterdrücken wurde wieder die Lyotbende aktiviert. Es kam wieder der bereits vorgestellte Prüfling zum Einsatz.
Diese recht hübsche „Flammenbilder“ kamen dabei heraus:
<b>Bild 10</b>
Die Zahlen im Bild entsprechen der Spinnenbeindicke in mm. Überraschend ist vielleicht das Farbenspiel sowie scharfe, relativ lang gestreckte Ausprägung. Man kann auch sehr schön erkennen, dass die Intensität mit der Dicke der Streben wächst.
So sieht die graphische Auswertung für die 0,5 mm bzw. 1 mm Strebe aus.
<b>Bild 11</b>
Offensichtlich ist der Photochip für die Darstellung der roten Kurve teilweise gesättigt, so dass ein linearer Vergleich mit der grünen Kurve nur bedingt möglich ist. Man kann aber mit Sicherheit schließen, dass die Streulichtintensität in der Nähe des Planetenrandes extrem stark von der Dicke der Fangspiegelstreben abhängt. Man darf aber nicht aus den Augen verlieren, dass die hier registrierte Streulichintensität durch den Trick mit der Solarfolie als Schneide etwa um den Faktor 3000 verstärkt ist. Der Peak bei Radius 0% ist ja die Intensität des Planetenbildes, aber gemindert um den Transmissionsgrad der Solarfolie.
Sehr wahrscheinlich wird man die „Streulichtflamme“ der 0,5mm- Strebe nur noch bei den besonders hellen Planeten Venus und Mars wahrnehmen können. Bei meinem 12“ Cassegrain wird der FS von drei 0,7 mm dicken Streben gehalten. Bei Venus undMarsbeobachtung sah man tatsächlich 6 schwache radiale Lichtbänder. Bei Jupiter konnte man dagegen nichts dergleichen erkennen.
Es gibt Geniestreicher die meinen man könne durch gebogene Spinnenbeine das Streulicht minimieren. Was passiert zeigt das untere Teilbild in Bild 10 Dabei konzentriert sich das Streulicht mehr in der Nähe des Planetenrandes, nämlich genau dort wo man vielleicht Phopos und Demos suchen würde.
<i><b>Streulicht durch Obstruktion</b></i>
Beliebige Obstruktion kann man mit dem Versuchsaufbau ebenfalls recht einfach realisieren, indem man entsprechende kreisrunde Pappscheiben auf den Spiegel klebt. Die der fotografischen Erfassung mit dem selben Setup wie bei den „Spinnenbeinen“ sieht es so aus:
<b>Bild 12</b>
Die grafische Auswertung zeigt den Verlauf der Streulichtintesitäten.
<b>Bild 13</b>
Im Gegensatz zu den Fangspiegelstreben liegt hier die Verteilung der Intensität rotationsssymmetrisch zum Planeten und der Abfall mit wachsender Entfernung von Planetenrand ist wesentlich steiler. Auch hier gilt natürlich der Verstärkungsfaktor in der Darstellung.
<i><b>Streulicht durch Verschmutzung der Spiegeloberfläche</b></i>
Astrofreund Franjo stellte mir einen älteren Spiegel 190mm f/8,8 zur Verfügung. Wie alt, das weiß er selber nicht mehr. Der Spiegel ist mit Alu und Schutzschicht belegt und dazu noch mit einer unübersehbaren Staubschicht. Aber er spiegelt immer noch recht kräftig, bis auf einige Flecken am Rande wo die Verspiegelung völlig zerstört ist.
<b>Bild 14</b>
Im unteren Teil des Bildes sind die entsprechenden Streulichtbilder dargestellt. Zur Verdeutlichung des Reinigungseffektes hier noch zwei Ausschnittsaufnahmen
<b>Bild 15</b>
Das Reinigungsmittel besteht aus einer Flüssigkeit Namens Liquidum Opticus 41, welche auf die zu reinigende Fläche aufgesprüht wird. Danach wird mit einem speziellen Tuch namens Vellus Opticus 41 gewischt. Beim ersten zaghaften Versuch wirke es tatsächlich, aber nicht so ganz durchgreifend. Da die Verspiegelung nicht mehr zu retten schien machte ich einen erneuten Versuch und rieb nach dem Aufsprühen der Flüssigkeit recht heftig mit dem Vellus auf dem Spiegel, so dass es sogar quietschte. Ich war verblüfft, dass jetzt der Reinigungseffekt richtig durchkam, ohne dass die Spiegelschicht weitere Schäden erlitten hat. Das Reinigungsmittel war erwartungsgemäß nicht in der Lage die bereits weggefressenen Teile der Verspiegelung zu ersetzen[:o)].
Zur Auswertung der obigen Streulichtbilder wurde die Lyotblende so gewählt, dass die stark korrodierten Randbereiche ausgeblendet wurden. Es bleibt ein wesentlich kleinerer Streulichtanteil zurück in Vergleich vor der Reinigung.
<b>Bild 16 </b>
Der Vollständigkeit halber hier noch ein Lyot- Phasenkontrastbild dieses Spiegels:
<b>Bild 17</b>
Der Ausschnitt rechts unten im Bild ist eine 2,5 Vergrößerung. Man erkennt daran, dass mit dem hier verwendeten simplen Rußfilter auch noch Strukturen im Bereich von < 1 mm aufgelöst werden.
<i><b>Streulicht einer chemisch aufgetragenen Silberschicht</b></i>
Chemisch aufgetragene Silberschichten mit Nachpolitur erreichen maximal etwa 95% Reflexiosgrad im grünen und 90% im blauen Licht. Bei Vacuumbedampfung mit Silber erreicht man dagegen knapp über 98%. Es ist anzunehmen, dass bei der chemischen Versilberung die Schicht vermehrt Störstellen hat und damit einen Teil des nicht reflektierten Lichtes als Streulicht abgibt. Das Phasenkontrastbild einer solchen frisch produzierten Schicht bestärkt diese Vermutung.
<b> Bild 18</b>
Man erkennt im Gegensatz zu den vorangegangenen Phasenkontrastbildern eine überwiegend feinkörnige Struktur, welche kontrastreicher ausgeprägt ist als die Struktur des Substrates. Das Vergleichsbild vor der Versilberung ähnelt dem Bild 8.
<b>Bild 19</b>
Die Streulichtbilder vor und nach der Versilberung lassen keinen signifikanten Unterschied erkennen.
<b>Bild 20</b>
<b>Bild 21</b>
In nunmehr gewohnter Weise wurden diese Bilder wieder mit FoucaultXL ausgewertet.
<b>Bild 22 </b>
<b>Bild 23</b>
Von den beiden Grafiken ist eigentlich nur der Vergleich der beiden grünen Kurven interessant. Man erkennt, dass der Peak bei Radius 15% nach der Versilberung deutlich höher ist als vorher. Die Versilberung erzeugt damit messbar Streulicht im Gesichtsfeld. Da aber wie im Beispiel vorher das Streulicht „ohne Lyotblende“ (gleichbedeutend mit dem natürlichen Gebrauch des Spiegels) wesentlich intensiver erscheint, fällt die Zunahme wegen der nicht perfekten Versilberung praktisch gar nicht auf. Erst bei Multi- Schiefspiefglern könnte dieser Fehler deutlich werden. Es besteht also kein Anlass die für Spiegelschleifer praktische Versilberung aufzugeben. Mit der hier vorgestellten Messmethode ist es sogar möglich die Auswirkung von Alterung in Form von Lochfraß zu beurteilen.
Gruß Kurt
PS. 30.08.07 Bild 19 wurde ausgetauscht.
