Labortest eines Celestron C9,25 (Tl. 1 + 2)

<b>Vorgeschichte</b>
Da hat der Patrick „Paddy777“ sehr schöne Planetenbilder gemacht mit seinem C 9,25 Celestron, siehe z. B.:
http://www.astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=88347

Danach kann das Teleskop gar nicht mehr besonders schlecht sein. Jetzt will er wissen wie gut oder vielleicht nicht ganz so gut es wirklich ist. Ich hatte noch nie die Gelegenheit genau durch ein solches zu schauen oder derartiges mit meinen Messmitteln zu untersuchen. Also gab ich mir Mühe und jetzt isses erledingt. Patrick hat sich freundlicherweise mir der Veröffentlichung einverstanden erklärt.

Zum besseren allgemeinen Verständnis einige Angaben zum o. a.

<b>1.Prüfobjekt</b>
C9 1/4-A XLT (CG-5) Optical Tube

<b>Bild 1</b>

<i><b>Die wichtigsten Herstellerangaben:</b>

optisches Design: Schmidt Cassegrain
freie Öffnung 234,95 mm
Durchmesser B2 85,09 mm
Obstruktion 36,2 %
Systembrennweite 2350 mm</i>

Üblicherweise sind bei SCs der HS und FS konkav- bzw. konvexsphärisch. Daraus resultiert eine krasse sphärische Aberration (sA), die aber von der Schmidt- Platte weitgehend kompensiert wird. Da <b>S</b> nur aus einem einzigen Glaselement (Kronglas) besteht wird die Korrektur der <b>sA</b> zwangsläufig chromatisch. D. h. man kann die <b>sA</b> nur für eine Wellenlänge exakt korrigieren. Daher ist bei diesen Teleskopen mit einem im Vergleich z. B. mit ED- Refraktoren kleinen Farbfehler zu rechnen.

Die Fokussieung mittels axialer Vestellung des HS scheint wohl bei diesen Teleskopen selbstverständlich zu sein. Damit lässt sich der Abstand von <b>F2</b> von der Rückseite in weiten Grenzen einstellen. Man sollte nur wissen, dass mit diesem Abstand auch die <b>sA</b>sowie die Systembrennweite mehr oder weniger deutlich verstellt werden. Im Internetprospekt hab ich keine entsprechenden Angaben dazu gefunden.

<b>2. Aufgabenstellung</b>
Man kann an so einem System bis zum St. Nimmereleinstag prüfen und testen. Ich hab mich im wesentlichen auf folgendes beschränkt:

a) Interferometische Prüfung der Kollimation und ggf. Korrektur

b) Bestimmung der Strehlzahl und MTF bei 3 Wellenlängen im vis. Bereich für achsnahe Abbildung,

beides mit Anmerkungen zum besseren Verständnis.

<b>3. Messaufbau und Zubehör</b>

<b>3.1 Interferometrisch</b>
mit Prüfling in Autokollimation gegen einen 300mm Planspiegel

<b>3.1.1 Interferometer</b>
nach Bath mit Weißlicht
Lichtquelle: Power- LED abgeblendet auf 1mm D.
Details siehe <b>Bild 1</b> sowie Fortsetzung v. 28.04.2009, Kap. E in
http://www.astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=84708

<b><i>Anmerkung 1:</b>
Die Power LED unterscheidet sich von der bisher üblichen Halogenlampe in der Farbtemperatur. Beides sind sog. Kontinuumstrahler. Sie liefern Licht jeder beliebigen Wellenlänge im sichtbaren Bereich. Sie können nicht die Durchlasskurve der verwendeten Schmalband- Interferenzfilter beeinflussen. D. h. wellenlängenabhängige Messergebnisse sind völlig unabhängig davon ob man Halogenlampen, Power -LEDs oder meinetwegen auch Xenon- Gasentladungslampen als Lichtquelle für das Weißlichtinterferometer verwendet. </i>

<b>3.1.2. Farbfilterung</b>

<b>Bild 2</b>

<i><b>Anmerkung 2:</b>
Es gibt keine Regel wonach man bei der Messung von Farbfehlern nur Filter mit Durchlasswellenlängen exaktgenau gemäß Fraunhofer - Nomenklatur benutzen sollte. Wichtig ist nur, das man mit definerten Filtern den für die Aufgabenstellung interessanten Bereich einschließt und genügend Stützpunkte z. B. für die grafische Darstellung der Messergebnisse hat. Bei Bedarf kann man mit in Technik und Naturwissenschaften üblichen Interpolationsmethoden sehr gut für jede beliebige Wellenlänge innerhalb des Messbereiches die ensprechenden Ergebnisse z B. Für Farblängsfehler gewinnen. Die einfachste Art der Interpolation wäre die Ablesung beliebiger xy- Werte aus einem Diagramm. </i>

<b>3.2 Phasenkontrastest, Lyot- Test</b>
Aufbau im Freien, Abstand Teleskop &lt;--&gt; Lichtquelle ca.30 m
Lichtquelle: Power LED identisch mit 3.1.1
Rußfilter, ND ca. 3
Weitere Details speziell zum Rußfilter siehe Kap. 6.2 in
http://www.astrotreff.de/topic.asp?ARCHIVE=true&TOPIC_ID=32994&SearchTerms=Rußfilter

<b>3.3 Software</b>
„openFringe“ Version 8.7.2. zur Auswertung der Interferogramme
Simulatiosprogramm „Aberrator“ zur Darstellung der MTF- Kurven

<b>4.Durchführung der Messungen und Messegebnisse</b>

Alle Messungen und Testes wurden bei 150 mm Abstand F2 &lt; - &gt; Gehäuserückwand durchgeführt.
Die im folgenden abgebildeten Interferogamme sind aus Formatgründen auf ca. 40% ihrer nat. Größe verkleinert wiedergegeben.

<b>4.1. Ermittlung des Kollimationszustandes und der dominanten Restfehler</b>
Dazu wurden wie bei mir üblich mehrere Interferogramme mit jeweils unterschiedlicher Streifenalage und Streifendichte aufgenommen, hier bei der Messwellenlänge 546 nm.

<b>Bild 3</b>

<i><b>Anmerkung 3:</b>
Durch die Wiederholung und Variation der Streifen werden bei der Mittelung der Zernike- Datensätze zufällige Fehler z. B. verursacht durch Artefakte unterdrückt und gleichzeiztig wird die Nachweisgrenze für echte Fehler verbessert. Für openFringe ist die Streifenlage schnurzpiepegal, wenn es um radialsymmetrische Wellenfrontfehler geht wie sphärische Aberration und Defokussierung. Bei Koma, Asti ect. könnten die zugehörigen Wellenfontergebnisse von der Streifenlage abhängen. Auch diese denkbare Streuung wird durch die Mittelung der Zernikes aus mehreren Interferogrammen mit unterschiedlicher Streifenlage auf jeden Fall minimiert. Es wäre daher messtechnischer Unsinn ein einzelnes, ausgesuchtes Interferogramm irgendwie auszurichten um Fehler visuell besser erkennen zu können. Die Fehlererkennung und Quantifizierung überlasse ich lieber openFringe. </i>
Die Wellenfronten nach Mittelung der Zernikes gewonnen aus obigen Interferogrammen:

<b>Bild 4</b>

Teilbild 1 zeigt die Wellenfront ohne irgendelche Abzüge. Die Stehlzahl liegt mit S = 0,81 noch im grünen Bereich. Geübte Betrachter werden erkennen, dass hier Koma der dominante Restfehler ist.

<b>Teilbild 2</b> zeigt die Wellenfront nur mit sphärischer Aberration. Dabei wurden alle 7 in openFringe verfügbaren Ordnungen der „Sphericals“ aktiviert. Mit RMS 1/46 lambda ist der Fehler
gering.

<b>Teilbild 3</b> zeigt die Situation allein für Koma. Mit RMS 1/16 lambda ist dieser Fehler nur unwesentlich kleiner als der Gesamtfehler gemäß Teilbild1. Koma auf der opt. Achse ist ein typischer Fehler bei mangelhaft kollimierten SCs. Es scheint daher lohnenswert an den den richtigen Schrauben zur Kollimation zu drehen. Meistens wird damit auch der Asti- Fehler minimiert.

<b>Teilbild 4</b> zeigt Asti mit RMS 1/34 lambda bzw. ca. PtV 0,158 lambda eher als weniger auffällig.

<i><b>Anmerkung 4:</b>
Auf die spezielle Darstellung der hier sehr geringen Fehler wie „Trefoil“ „Tetrafoil“ ect. wurde hier verzichtet. Sie sind natürlich im <b>Teilbild 1</b> und in der Strehlzahl mit erfasst. Es kann aber durchaus passieren, dass derartige Fehler deutlich vorhanden sind aber von Auswerteprogrammen mangels desaktivierter oder gar nicht vorhander Zernikes (höhere Ordnungen bei S.A, Koma Asti) nicht erfasst werden. Es ist daher nicht unerheblich zu wissen mit welchem Auswerteprogrammen und mit vielen Zernikes analysiert wird. Bei OpenFringe sieht die vollständige Liste der Zernike- Koeffizienten für die Wellenfrontanalyse gemäß <b>Bild 4</b> so aus:</i>

<b>Bild 5</b>

<i>Man sollte man sich z. B. nicht dazu verleiten lassen die Zernikes für Asti bei der Endauswertung zu desaktivieren, nur weil deren PtV, RMS – oder Zernikes gering erscheinen, denn Kleinvieh macht bekannlich auch Mist. Es ist auch gar nicht notwendig einen speziellen Test auf Asti außerhalb obiger Wellenfrontanalyse zu praktizieren. Die Erstellung des <b>Teilbildes 4</b> kostet nämlich nur exakt 7 Mausklicks in der obigen Tabelle:

1. Klick: „Disable All“
2.bis 7. Klick: Aktivierung aller 6 Zernikes für Asti.

Man muss also keine speziellen Kringelinterferogramme erstellen um mit deren Hilfe nach Augenmaß zu entscheiden ob eine Optik astigmatisch ist oder nicht. Sie hat nämlich immer etwas davon, was mit der Wellenfrontanalyse zuverlässig quantifiziert und erst danach objektiv beurteilt werden kann. Die Kringelinterferogammtechnik (KIT) kann aber dabei helfen eine astigmatische Optik zu kollimieren.

Die spezielle Wirkung von Asti und anderer Fehlern kann man sinnvollerweise auch mit Hilfe der die zugehörige Sternabbildung visualisieren. Siehe dazu auch:
http://www.astrotreff.de/topic…&SearchTerms=synthetische

Wenn man Asti und/oder andere Restfehler „konsequent“ aus der Strehlberechnung herausdrückt weil sie angeblich ob ihrer Geringfügigkeit nicht bemerkt werden oder angeblich vom Versuchsaufbau stammen, kommt man bei guten oder auch nur mittelprächtigen Optiken sehr schnell in den Bereich S =0,99x. Da wird nichts mehr differenziert. Im messtechnischen Sinne muss man das als verpönte Manipulation werten. Bevor man bei der Endauswertung irgend etwas abzieht braucht man erst den entsprechenden messtechnischen Nachweis, dass der Abzug berechtigt ist. Sonst wird das Vertrauen in die Objektivität der Prüfung mit recht ruiniert.

Beispiel: Bei einem guten Teleskop mit Strehl = 0,96 wg. „geringfügen“ 1/6 lambda Asti sieht man das in der fokalen Sternabbildung unter günstigen Bedingungen deutlich. Es es wäre schlicht Schwindel so ein Teleskop mit Strehl = 0,995 zu bewerben. Bei diesem Wert erwarte ich nämlich eine perfekte Sternabbildung.</i>

<b>4.2 Korrektur der Kollimation (hier überwiegend Achskoma)</b>

Die <b>KIT</b> ist auch hier recht nüzlich. Dummerweise hab ich vergessen ein <b>KIT </b>– Igramm des Teleskops vor Korrektur aufzunehmen. Zur Demonstration lässt es sich aber in wunderschöner Version mit der Option „Simulatet Igrams“ aus den aktuellen Zernikes, gewonnen aus obigen Interferogrammen synthetisieren:

<b>Bild 6</b>

Die Richtung der eingezeichneten Symmetrielinie passt zur Ausrichtung der Koma- Wellenfront
im <b>Teilbild 3.</b>

Man muss jetzt nur noch an den richtigen Justierschrauben wohldosiert und richtig herum drehen, bis die Kringel konzentisch erscheinen. Dann hat man das gröbste geschafft. Zur Erfolgskontrolle muss man aber Streifeninterferogramme aufnehmen und im obigen Stil auswerten. Nach der ersten Feinkorrektur sehen die Streifeninterferogramme so aus:

<b>Bild 7</b>

Dazu die Wellenfrontanalyse, wieder als Mittelung aus den Zernikes der Interferogramme:

<b>Bild 8</b>

Nach Betrachtung von <b>Teilbild 5</b> könnten wir eigentlich aufhören mit der weiteren Analyse, denn Strehl = 0,94 bei Berücksichtigung aller Fehler die openFringe erkennen kann ist schon Spitzenklasse. Das das wäre auch das Endergebnis bei Verzicht auf Farbfehlerprüfung. Aber der Vollständigkeit wegen:

<b>Teilbild 6</b> zeigt eine geringfügige Zunahme der <b>sA</b> gegenüber <b>TB4</b>. Das liegt wahrscheinlich noch im Rahmen der unvermeidbaren Messwertstreuug und damit ist der Unterschied nicht signifikant.

<b>Teilbild 7</b> im Vergleich zu <b>TB3</b> dokumentiert dagegen sehr deutlich die Reduzierung von Koma. Man könnte wahrscheinlich durch weitere Feinkorrektur unter messtechnischer Kontrolle noch eine kleinen Tick verbessern. Es wäre aber prinzipiell falsch Restfehler dieser Art durch Deaktivierung der entsprechenden Zernikes als durch den Versuchsaufbau bedingt wegzuschönen. Wenn der Versuchaufbau hier Koma als Resrtfehler produzieren würde, dann wäre die Achse des Plots im <b>TB 7</b> horizontal ausgerichtet und nicht von rechts oben nach nach schräg unten. Das hat damit zu tun, dass beim Bath- Interferometer Mess-und Referenzstrahlenbündel horizontal gegeneinander versetzt sind. Der Störeffekt ist aber in den allermeisten Messaufbauten ( Planpiegel &lt;– &gt;Teleskop &lt;-&gt; Interferometer) nicht wahrnehmbar.

Siehe auch <b>Bild 3 + 4 </b>in
http://www.astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=88264

<b>Teilbild 8</b> zeigt Asti tendenziell reduziert gegenüber TB 4.

Da man obige Wellenfronten abstrakte Gebilde sind die man im Okular nicht sichtbar machen kann zeige ich gerne die aus den Zernikes berechneten synthetischen Sterntesbilder. Diese korrespondieren mit den obigen Wellenfrontbildern <b>TB1</b> bzw. <b>TB5</b>. :

<b>Bild 9</b>

Die Koma in der oberen Bildreihe müsste man bei brauchbarem Himmel gut im Sterntest erkennen können. Falls Partick da nichts gefunden hat muss sich die Kollimation durch den Transport merklich verändert haben, trotz der sehr aufwändigen Transportverpackung. Bleibt abzuwarten ob der zweifellos gute „nachher“ Zustand den Rücktranport überstehen wird. Labor- Sterntestnilder mit künstlichem Stern hab ich mir erspart, weil nach nunmehr zahlreichen Versuchen mit div. Telekopen die syntetihschen Sterntestbilder qualitativ mit denen bei Himmelsbeobachtung gut übereinstimmen.

Zum Abschluß dieses Kapitels folgt noch die Dokumentation zur Verbesserung der Kontrastrübertragung

<b>Bild 10 </b>

Den größeren Einfluss auf den Durchhänger der Kurve hat zweifellos die Obstruktion, aber deshalb sollte man durch Kollimatiosfehler nichts verschenken.

(Fortsetzung mit dem Inhalt Farbfehlermessung, Phasenkontrasttest und Fehlerdiskussion folgt)

Gruß Kurt

<b><font size="3"><u>Fortsetzung</u> (Teil 2 des Berichtes, eingestellt 27. 7.09)</font id="size3"> </b>

<b>5. Messung der Farbfehler</b>
Grundsätzlich kann man auch bei SCs nach dem öffnungsabhängigen Farbfehler und nach den Farblängsfehler fragen. Hierzu wurde wieder die Methoden praktiziert wie in
http://www.astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=88264
mit Link zu
http://www.astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=84708
Darin wird das Verfahren inkl. Fehlerdiskussion ausführlich beschrieben und diskutiert. Kurz gesagt, die Farbfehler werden aus den bei diskreten Wellenlängen aufgenommenen Interferogrammen nach Auswertung mit openFringe aus den Zernike Koeffizienten (kurz „Zernikes“) berechnet. Bei diesem Verfahren braucht man keine Messuhr. Das Bath- Weißlichtinterferometer mit geeigneten Farbfiltern und der Auswertesoftware openFinge (oder mit ähnlichen Programmen) reicht auch zur Quantifizierung der Farbfehler vollkommen aus.

Da bei SCs keine ausgeprägten Farbfehler zu erwarten sind kann man sich auf die Messung bei 3 Wellenlängen beschränken. Zur Verbesserung der Messgenauigkeit wurden aber die Messserien 3x wiederholt. Hier die entsprechenden Interferogramme:

<b>Bild 11</b>

<b>Bild 12</b>

<b>Bild 13</b>

Wer mit Interferogrammen zur Farbmessung vertraut ist wird erkennen, dass bei 656 nm keine <b>sA</b>, bei 546 nm nur andeutungsweise und bei 450 nm deutlich <b>sA</b> zu erkennen ist. Dazu braucht man die Interferogrammstreifen nicht erst waagerecht auszurichten, was übrigens selbst mit Hilfe einer Wasserwaage der Quadratur des Kreises gleichkäme, eben weil die Streifen meist recht eigenwillige Krümmungen zeigen[:o)]. Wie bereits gesagt, ich überlasse die Quantifizierung lieber der Auswertesoftware.

Deshalb wurden zur Mittelung die einzelnen Interferogramme für 450 nm Serie A - B - C , 546nm Serie A– B – C sowie 656nm Serie A – B – C zusammengefasst. Das ergibt die folgenden Wellenfrontbilder, fokussiert auf die jeweilige Wellenlänge:

<b>Bild 14</b>

Aus den obigen CC Werten (Conic Consant) kann man auf den

<b>5.1 sphärochromatischen Fehler (Gauß- Fehler)</b>
schließen. CC = 0 wäre der Wert bei perfekter Korrektur der sphärischen Aberration im AC- Testaufbau. CC = + 0,16 bedeutet ganz leichte leichte Unterkorrektur des SC bei rot 656 nm. Bei grün 546 nm ist es dagegen mi CC= -0,22 leicht überkorrigiert. Beides fällt in der Strehlzahl noch nicht auf. Erst bei 450 nm wird die Überkorrektur mit CC = -0,91 deutlich, so dass auch die Strehlzahl bei dieser Wellenlänge merklich auf S =0,79 abfällt. Bei Desaktivierung der „Sphericals“ springt die Strehlzahl hier auf sehr gesunde 0,92. Aber für den praktischen Gebrauch kann man die durch den Farbfehler bedingte <b>sA</b> nicht ausschalten.

Man kann die allein durch sphärische Aberration bedingten Wellenfrontdeformationen auch durch Profilplots darstellen:

<b>Bild 15</b>

Hier wurden nur die Zernikes für sphärische Aberration aktiviert. Bei openFringe geht das bis zur 7. Ordnung. Im Prinzip benimmt sich das SC bezüglich des farbabhängigen Öffnungsfehlers nicht anders als ein ED – Doublett. Vergl. dazu auch Bild 8 in http://www.astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=88264

<i><b>Anmerkung 5:</b>
Die obige Darstellung Bild 15 mit den Zahlenwerten für RMS und CC ist genau wie in den oben zitierten Berichten aus einzelnen openFringe Grafiken (Button „Profile“) zusammengeschnitten und der besseren Übersicht wegen bildbearbeitungstechnisch eingefärbt. Dazu musste ich nichts neues erfinden. Tips für evtl. Verbesserung des Layouts nehme ich dankend an. </i>[^]

Bleibt noch zu klären ob das Teleskop einen merklichen

<b>5.2 Farblängsfehler</b>
hat. Theoretisch könnte man die Farbfehler produzierende Schmidt- Korrekturplatte nämlich so formen dass dieser Fehler ds gegen null geht. Die Auswertung über die Zernikes Z3 ermittelt bei den 3 Wellenlängen liefert folgendes Ergebnis:

<b>Bild 16</b>

Zur besseren Vergleichbarkeit wurden die Schnittweitendifferenzen auf die Brennweite bezogen.
Als Vergleich wurden die nach dem gleichen Messverfahren ermittelten Daten meines ED 127 f/9
Doubletts eingegeben, mit Daten entnommen aus Bild 18 in
http://www.astrotreff.de/topic…OPIC_ID=84708&whichpage=5

Danach ist das der Farblängsfehler des SC- Prüflings drastisch geringer als der eines mittelprächtigen ED, bei dem ich in der vis. Praxis bisher nichts von Farbfehler bemerkt habe. Sehr wahrscheinlich wird man bei diesem SC auch bei hellen Objekten keinerlei Farbränder wahrnehmen können.

<i><b>Anmerkung 6:</b>
Für diejenigen die allzu sehr an der Darstellungsweise des Farblängsfehlers gemäß Optikrechnung hängen und daher vielleicht beim Studium dieses „hochkomplexen“ Diagramms <b>Bild 16 </b>überfordert werden folgender Tip:

<font color="green">Bildschirm im Uhrzeigersinn um 90 °drehen!</font id="green"> </i>[8D]

<b>5.3 Auswirkung der Farbfehler auf die Strehlzahl und Kontrastübertragung</b>

<b>Bild 17</b>

Bei der vis. Beobachtung wird man meistens unbewusst auf grün fokussieren. Dafür gelten die Strehlkurven „auf grün fokussiert“. Für das SC wäre die Abbildung praktisch für den gesamten vis. Bereich oberhalb 470nm besser als „beugungsbegrenzt“ (S &gt;= 0,80). Zum Vergleich wurden die gemessenen Daten desselben ED Refraktors wie für <b>Bild 16 </b>herangezogen. Er ist nur im Bereich von 515 nm bis 605 nm besser als „beugungsbegrenzt“. Außerhalb dessen stürzt die Strehlzahl des ED bei Fokussierung auf grün jämmerlich ab. „Fokussiert auf Wellenlänge“ hat beim SC einen kleinen positiven Effekt, wenn man z. B. mit RGB- Filtern fotografiert. Anders gesagt, man macht keinen großen Fokussierungsfehler bei Filterwechsel wenn man mit dem grünen Filter fokussiert hat. Beim ED muss man in diesem aber nachfokussieren.

Das nächste Bild zeigt die Kontrastübetragungsfunktionen unter Berücksichtigung des wellenlängenabhängigen Auflösungsvermögens für das SC 9,25.

<b>Bild 18</b>

<i><b>Anmerkung 7:</b>
Diese Kurven wurden mit dem Simulatiosprogramm Aberrator erstellt. Die übliche Skalierung der Abszisse als normierte Ortsfrequenz wurde gegen den wahrscheinlich anschaulicheren Testgitterabstand in“ ersetzt. Siehe auch Kap. 1.4 in
http://www.astrotreff.de/topic…CHIVE=true&TOPIC_ID=30583

Zur Verdeutlichung des Einflusses der farbabhängigen s. A. und des Längsfehlers wurden in der obigen Grafik die Restfehler Koma, Asti. etc. nicht berücksichtigt. </i>

Ein Beispiel: Man stelle sich vor in einem im Vergleich zur Brennweite großen Abstand würde ein SW-Testgitter mit variablem Gitterabstand aufgestellt. Das Gitter habe den Kontrast 1 eben weis SW. Es wird in der Brennebene abgebildet. Bei einem Gitterabstand von beispielsweise 1“ beträgt der Bildkontrast für:

656 nm ( rot) 0,35 ^ 35%
546 nm (grün) 0,42 ^ 42%
450 nm (blau) 0,48 ^ 48%

Das gilt mit guter Näherung für das hier vermessene Teleskop. Ein perfektes Teleskop mit gleicher Öffnung, dazu noch ohne Obstruktion würde das Gitter bei blau mit 69% Kontrast abbilden. Im Grenzbereich des Auflösungsvermögens (hier zwischen 0,4“ bis 0,6“ ) spielt naturgemäß die Wellenlänge die dominante Rolle, denn je kürzer die Wellenlänge desto höher das Auflösungsvermögen. Ohne Kontrast (entspricht Kontrastübertragung nahe 0) gibt es keine Detailerkennung mehr. Bei 0,5“ Testgitterabstand beträgt die Kontrastübertragung für blau noch 12%. Das Gitter mit 100% Objektkontrast würde also noch als solches erkannt werden, dagegen nicht mehr im grünen und roten Licht. Die Obstruktion begünstigt in diesem Bereich die Kontrastübertragung etwas.

<b>6. Fehlerdiskussion</b>

<b>6.1 Zufällige Fehler bei der Ermittlung der Strehlzahlen</b>
Wenn man sich die Mühe von Wiederholmessungen macht kann man daraus den Vertrauensbereich des ermittelten Messwertes z. B. Für die in obigen Grafiken genutzten Strehlzahlen abschätzen. Dazu hab ich eine spezielle Wiederholserie mit 7 Interferogrammen gestartet, bei der von einem Interferogramm zum nächsten nichts anderes verändert wurde als die Streifenlage und Streifendichte.

<b>Bild 19</b>

Aus den 7 Interferogammen errechnet openFringe folgende Strehlzahlen:

<b>Bild 20</b>

Xquer sowie deltaXquer wurden aus den Einzelwerten mittels Taschenrechner ( Option Standardabweichung) berechnet. Dabei wir folgende Formel genutzt:

<b>Bild 21</b>

Aus obigem kann man auch den mittleren Fehler für Messreihen mit beliebiger Anzahl von Wiederholungen ableiten, so lange die Versuchsbedingung nicht nennenswert geändert worden sind.
Das gilt für die Daten der <b>Bilder 11, 12</b> und <b>13 </b>mit jeweils 3 Wiederholungen. Der mittlere Fehler des Mittelwertes wäre dann:

<b>Bild 22 </b>

und als Zahlenwert :

<b>Bild 23</b>

Nach den Regeln der Fehlerrechnung kann man annehmen, dass hier die wahren Messwerte für S für die aus 3 Einzelmessungen gemittelten Zernikes innerhalb der Grenzen von

<u>S = S(Mess.) +/- 0,011 </u>

liegen. Danach sind die Differenzen zwischen den Kurven in <b>Bild 17 </b>signifikant, d. h . nicht nur rein zufällig zustande gekommen. Das gilt ebenfalls für in den übrigen dargestellten Kurven, weil diese sich auf dieselben Interferogramme stützen und nach genau definierten Rechenregeln ermittelt wurden.

<b>6.2 Nachweisgrenze von speziellen Fehlern am Beispiel Restfehler Koma</b>
Man kann dazu die Zernike- Datensätze gewonnen aus den Interferogramme gemäß <b>Bild 7</b> nehmen und daraus separate Wellenfrontbilder darstellen.

<b>Bild 24</b>

Das hört sich vielleicht kompliziert an, geht aber mit openFinge ganz simpel. Man braucht nur die Zernikes für „Coma“ zu aktivieren. Der Übersicht halber hab ich die höheren Ordnungen weggelassen. Wie man sieht sind die Plots in der Ausrichtung und Farbtiefe sehr ähnlich. Der Verlauf des Farbwechsels entlang der Symmetrielinie ist für Koma 1 Ordnung typisch. Der PtV - Wert des Wellenfrontfehlers liegt in allen 3 Fällen bei ca. 1/10 Wellenlängen (RMS = . Nach dem gesunden Menschenverstand zu urteilen zeigt die Wellenfrontanalyse ganz klar Komafehler dieser Größenordnung an. Bei 3 Versuchen hat man 3 Treffer mit sehr ähnlichen Ergebnissen. Daher kann man hier mit gutem Gewissen auf weitere mathematisch gestützte Fehlerdikussion zum Thema Koma verzichten. Sicherheitshalber könnte man sich durch Drehung des Teleskops und wiederholter Messung davon überzeugen, dass die Koma tatsächlich dem Teleskop selbst und nicht dem Interferometer anzulasten ist. Angenommen das sei gegeben, dann stellt sich die Frage, ob man beim Gebrauch des Teleskops etwas wahrnehmen kann. OpenFringe kann dazu wie bereits öfters demonstriert eine Prognose in Form des synthetischen Sterntests liefern, dazu auch noch die MTF- Kurven. Es ist sinnvoll die für <b>Bild 24</b> genutzten Zernike- Datensätze zu mitteln.

Das Ergebnis sieht so aus :

<b>Bild 25</b>

Die MTF- Kurven fallen praktisch zusammen. D. h., der Komafehler ist hier so gering, das man keine merkliche Kontrastminderung befürchten muss. Wahrscheinlich würde man die komabedinge Ungleichförmigkeit der Helligkeit im 1. Beugungsring nur unter extrem günstigen Beobachtungsbedingungen wahrnehmen können. Man darf annehmen, dass die dargestellten Analysen den Komafehler wesentlich zuverlässiger beschreiben als nach vis. Beobachtung möglich ist.

<i><b>Anmerkung 8:</b>
Die obige rechnerischen Fehlerabschätzungen stützten sich auf eine Wiederhol- Messreihe mit vergleichsweise geringem Range (= größter - kleinster Einzelwert) von S = 0,01. Erfahrungsgemäß kommt man bei Wiederholmessungen insbesondere an größeren Parabolspiegeln im ROC - Prüfaufbau zu wesentlich größeren Ranges und damit i. a. Zu erheblich weiteren Fehlergrenzen. Wenn man nicht einmal näherungsweise Wiederholmessreihen unter ähnlichen Versuchsbedingungen heranziehen kann, dann tappt man bezüglich der Fehlerspanne und der Vergleichbarkeit von Messergebnissen im dunklen. </i>

<b>6.3 Irreguläre Wellenfrontfehler </b>
das sind solche die von der Auswertesoftware openFrinnge mit „nur“ 42 Zernikes nicht erkannt und somit nicht in der Strehlzahl erfasst werden.

Wenn man sich die Interferogramme <b>Bild 11 - 13 </b>ganz genau anschaut könnten die scharfen Schlenker im Verlauf der Streifen ein Indikator für von echten Wellefrontfehlern sein. Am deutlichsten wird das im blauen Wellenlängenbereich. Ein gegebener Oberflächenfehler verursacht bei kürzerer Wellenlänge einen relativ größeren Wellenfrontfehler als im roten Bereich. Welche Schlenker gemeint sind zeigen beispielhaft die weißen Pfeile in einem der annähernd normal großen 450 nm- Inteferogramme.

<b>Bild 26</b>

Wenn die markierten Stellen tatsächlich die Signatur von Strukturen der opt. Flächen sind dann müsste man solche auch im

<b>Phasenkontrast (Lyot) - Test </b>

identifizieren können. Um denkbare Einflüssen des Planspiegels und sonstiger Hilfsoptik des AC- Aufbaus auszuschließen wurde im sog. „Single Pass“ Aufbau im Freien getestet. Das ist nicht aufwändiger als der Sterntest im Freien mit künstl. Stern im endlichen Abstand. Anstelle eines Okulars verwendet man das Lyot- Filter mit Auge oder Kamera dahinter. Hier also ein typisches Lyot- Bild des Prüflings, dem zusätzlich das obige Interferogramm gemäß Bild 25 als Graubild überlagert wurde.

<b>Bild 27</b>

Man sieht doch einiges:

1. Helle Punkte und kurze Striche. Das sind Staubpartikel und Verunreinigungen auf der Schmidt- Platte und womöglich auch auf dem Spiegel.

2. Ringstrukturen, diese korrelieren nach meiner Meinung recht gut mit den im <b>Bild 26 </b>markierten Deformationen des Interferogramms.

3. Wenn man ganz genau hinschaut sieht man auch noch kratzerähnliche Strukturen. Dies könnten Wischspuren von mangelhafter Reinigung sein, also sehr wahrscheinlich keine echten Kratzer. Ich hab bei früheren Lyot- Test am Spiegeln derartige Gebilde durch gründliche Reinigung beseitigen können. Siehe dazu auch Abb. 35 im oben zitierten Bericht.

Zurück zu 2. Da stellt sich die Frage ob die sowohl im im Interferogramm als auch im Lyot- Bild erfassten Strukturen in der Auswertung mit openFringe erfasst werden. Dabei hilft die Option <b>Simulation and Graphs </b>und <b>Simulated Igram</b>. Damit kann man ein synthetisches Interferogramme exaktgenau auf Basis der eingelesenen Interferogramme erstellen und beide miteinander vergleichen.

Das geht unter openFringe so:
1. Das Original - Interferogramm zwecks Auswertung bestmöglich markieren und einlesen.

<b>Bild 28</b>

2. Nach dem Einlesen des obigen Interferogramms alle verfügbaren Zernikes aktivieren, also auch <b>Piston, XTilt, Y Tilt </b>und <b>Defokus</b>.

3.Folgende Buttons drücken: Simulation and Graphs &gt; Simulated Igram&gt; Interferogramm.
Es erscheint das

<b>synthetische Interferogramm </b>

<b>Bild 29</b>

Es wurde mit der Markierung des eingelesenen Interferogramms <b>Bild 28 </b>überlagert. Die vom Programm vorgegebene grüne Einfärbung wurde zur Vermeidung von Farbverwirrung bildtechnisch gegen blau wie das Ursprungs- Interferogramm getauscht und zur schärferen Markierung der schwarzen Streifen geschärft

Die schwarzen, schmalen Interferenzstreifen sind nun genau das Interferogramm welches openFringe für die Ermittlung der Zernikes genutzt hat. Sonst könnte dieses synth. Interferogramm
gar nicht entstanden sein. Die weißen Spuren entsprechen dagegen mit guter Näherung dem echten Interferogramm. Die Bereiche wo die weiße Spur sichtbar von der schwarzen abweicht sind demnach nicht in der Auswertung enthalten. Als "GAU" nehme ich an, dass es sich dabei um Fehler zur wirklich erfassten Wellenfront handelt. Das kommt bei einer Detailvergößerung des am schlimmsten betroffenen Bereiches besser heraus:

<b>Bild 30</b>

Man kann nun den PtV Wert des Wellenfrontfehlers durch ausmessen mit 0,04 lambda abschätzen.
Nun muss man „nur“ noch abschätzen wie hoch der Flächenanteil mit einem Fehler dieser Größe bezogen auf die Gesamtfläche der Öffnung ist. Daraus lässt sich der RMS Wert des nicht erfassen Wellenfrontfehlers abschätzen. Ganz pessimistisch schätze ich den Fehlerverseuchten Bereich mal mit 1/3 der Gesamtfläche ein. Das wäre dann

RMS = 0,04/3 lambda = 0,0133 lambda

Daraus lässt sich nach Schroeder „Astronomical Optics“ ein Minderungsfaktor Th ((MTF degration faktor) berechnen., schlimmstenfalls

Th= exp (-(2pi x RMS)²)
Mit obigem RMS wird

Th = 0,993.

In Worten: Die wahren MTFs liegt schlimmstenfalls um 3 Promille unter der in den Bildern berechneten. Ähnlich gering würden auch die Strehlzahlen gemindert.

Nun mag man einwenden, dass die lateral gröberen Abweichungen nun zwar berücksichtigt sind, aber wie verhält es sich mit feinen „Microripples“ , die in meiner obigen Analyse nicht sichtbar sind?

Diese müssten erst mal mit ihrem RMS- Wert in die gleiche Größenordnung kommen wie oben abgeschätzt. Das halte ich bei ordentlicher Politur der Optik für sehr unwahrscheinlich. Wenn doch etwas dieser Art mit niedrigerem RMS vorhanden ist, dann wäre die davon ausgehende Minderung der MTF noch deutlich geringer als die oben abgeschätzten 3 Promille. Forget it, bei den bisher angegebenen Strehlzahlen muss man keine Abstriche machen die größer als 0,01 sind.

<i><b>Anmerkung 9 </b>
zum Lyot-Test:
Kurioserweise stören die wg. der langen bodennahen Luftstrecke von 30 m unvermeidbaren Luftschlieren bei obigen Lyot- Bildern praktisch nicht. Dagegen war der Foucaulttest (Rußfilter durch Messerschneide ersetzt) unter den gleichen Bedingungen kaum möglich. Diese Erfahrung hab ich schon mehrmals beim Freilufttest kleinerer Optiken gemacht.

Die Schwäche des Lyot- Tests mit einfachen Mitteln liegt darin, dass man die erkannten Strukturen bestenfalls indirekt quantifizieren kann. Schon kleinste Abweichungen bei der Aufnahme und/oder der Filtertechnik führen zu drastischer Änderung im Kontrast und ebenso auch in der Form der dargestellten Details. Daher ist es problematisch wenn man an Hand von Lyot- Bildern den Grad der Rauheit oder gar ihre Wirksamkeit beurteilen oder Optiken miteinander vergleichen will. Siehe auch:
http://www.astrotreff.de/topic…earchTerms=Phasenkontrast
http://www.astrotreff.de/topic…CHIVE=true&TOPIC_ID=30583
http://www.astrotreff.de/topic…earchTerms=Phasenkontrast</i>_

Gruß Kurt

Hallo René,

Deine Kritik ist mir willkommen[:D]. Eigentlich wollte ich noch nicht in dier Diskussion einsteigen sondern erst den versprochenen 2. Teil des Berichtes ferigstellen.

Jetzt mal ganz kurz Punkt für Punkt zu Deinen Versen[:)]

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">..Probleme haben die Leute, au weia! Wenn das Bild doch absolut in Ordnung ist, lehnt man sich zurück und freut sich über das Ergebnis. <hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">

Hast Du eine Ahnung! Der härteste Fall in meiner Hobbyprüfer - Praxis war noch viel extemer. Da brauchte ein Freund unbedingt Entscheidungshilfe um von 3 messtechnisch professionell sauber nachgewiesenen Spitzenteleskopen das allerbeste herauszufischen. Ihn war klar, dass er die feinen Unterchiede in der Praxis nicht bemerken wird. Mich hat dabei gereizt ob man in dem Fall man mit Amateurmitteln noch gesichert differenzieren kann. Das ist aber eine andere Story.

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">...sind das auch nur die Auswirkungen des Sommerlochs?
<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">
Nein durchaus nicht. Ich hab nämlich noch jede Menge Arbeit mit meinem eigenen 230 mm Kutter namens "Spargel", wollte aber die Chance der Prüfung eine mir bis dahin unbekannten Röhrchens nicht entgehen lassen.
<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">...Oder steht ein Verkauf an und man benötigt eine "Bescheinigung" für die überragende Qualität einer "ausgesuchten" und "handselektierten" Optik?
<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">

Ich mache garantiert keine "Auftragsfälschungen" [}:)]

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">...Einige Astrohändler verkaufen ja auch ständig ausgesuchte und handselektierte Ware. Ob die Qualität dann wirklich Spitzenklasse war, bekommt man in der Regel nicht mehr mit...?
<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">

...deren Qualität dann es öfteren von bestimmten kommerziell tätigen Prüfern hochgejubelt worden ist.

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">...und der ist mit 240 km/h im Schein angegeben. Jetzt läuft das Ding aber laut Tacho (abzüglich Fehler) 245 km/h.<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">

Also, ich mag auch gerne etwas mehr PS als duchschnittlich. Die PS Zahlen sind relativ zuverlässig und streuen wenig. Dafür sorgen technische und gesetzliche Regelwerke sowie die Konkurrenz. Bei Teleskopen findet man dagege häufig ünerhaupt keine nachprüfbaren Angaben zur opt. Qualität.

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">...Nun liegt die Vermutung nahe, dass der Audi handselektiert ist und vielleicht 200 PS hat! ALso ab auf den Prüfstand oder was????
<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">

Mir reicht dazu der direkte Vergleich, sofern es die Verkehrslage mal zulässt. Diese Chancen dafür sind trotz der allgemein hohen Verkehrsdichte weit häufiger als die zu Parallelvergleichen von gleichartigen Teleskopen. Wem das nicht ausreicht der kann immer noch zum Prüfstand gehen und anschließend zu Tuner....gilt für Autos genau so wie für Teleskope.

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">...Nichts für ungut, von mir aus könnt ihr aus dem Begriff "super" auch "super,super" machen.
<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">

Was heißt hier "super super"? Nach den einschlägig gepflegten Strehl &gt;=0,999 Regeln ist das Teil doch glatt durchgefallen[:o)]. Mal ernsthafter, zur Demonstration der Leistungsfähigkeit von Amateurprüfmethoden wäre mir ein etwas schlechterer Prüfling lieber gewesen.

Gruß Kurt

Hallo Roman, liebe Mitleser,
<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">...Zur gemessenen Dekollimation noch eine Anmerkung:
...Sprich das Teleskop und vor allem der OAZ, der FFC, das Filterrad und hintendran die DMK standen geneigt.

Dämmert`s? [:D]

Mir damals ja, denn ich kenne leider die Durchbiegung des ganzen Klapperatismus, der da am SC hängt...
<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">
vielen Dank für das schönes Praxisbeispiel, Roman!

Es ist vielleicht nicht allgemein bekannt, dass diese Art von SCs schon bei geringer Dekollimation mit Koma reagieren. Nach Rutten Venrooij "Telescope Optics" ist das vergleichbar mit f/5- Newtons. Man muss daher bei SCs genau so pingelig kollimieren wie bei „mittelschnellen“ Newtons um bestmögliche Beobachtungsresultate oder Fotos zu erzielen.

Gruß Kurt

Hallo Klaus,

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote"><i>Original erstellt von: Klaus Rick</i>
<br />Hallo Kurt,

falls Du wirklich gern ein schlechteres Celestron vermessen willst, bringe ich Dir gern nochmal mein gutes altes C8 vorbeí, das eines Tages sicher als Petunientopf...[:D] ich kann auch vorher nochmal gezielt dagegen treten [:o)]

Die Messung macht Hoffnung, dass es auch manierliche SC´s gibt.
Ich bleib dennoch DobsonAutist.

ät Rene: unangebracht !

Gruß Klaus
<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">

das Teil würde ich tatsächlich gerne noch einmal prüfen wollen, denn es hat meines Wissens einen erheblich stärker gekrümmten HS im Vergleich zu Patricks C 9,25. Das würde prinzipiell zu mehr Farbfehler führen. Außerdem ist mir mittlerweile eingefallen wie man irreguläre Wellenfrontfehler näherungsweise quantifizieren kann. Also bitte noch nicht davortreten o.ä. mißhandeln. Das können wir nachder Prüfung immer noch gemeinsam machen[}:)]

Gruß Kurt

Hallo Patrick,

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">nun ist der Bericht also vollständig. Ich danke Dir sehr für die große Mühe, die Du Dir gemacht hast. Das erninnert schon eher an eine Doktor-Arbeit! [:I]...
<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">
Gern geschehen! Aber Doktorarbeit, nein das wäre anmaßend. Mit einer Doktorarbeit wird neues Wissen geschaffen. Ich versuche dagegen nur des Stand der Technik in der Optikprüfung mit Amateurmitteln allgemrein verständlicher zu machen und evtl. auch andere Amateure mit einschlägigen Vorkenntnissen zur etwas aufwändigeren Farbfehlermessung anzuregen.

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">...Du warst ja insbesondere an der Vermessung des Farbfehlers interessiert. Hat Dir der Test Deine gewünschten Erkenntnisse geliefert, oder musst Du noch andere SC's vermessen? Ein C8 wurde Dir ja schon angetragen... [:)]
Ich kann nur bestätigen, dass mir bisher kein sichtbarer Farbfehler aufgefallen ist...
<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">
Als Übung hat es mir eigentlich gereicht. Dein SC zeigt ganz klar, dass die Farbfehler zwar noch messtechnisch nachzuweisen aber nicht mehr zu sehen sind. Ich weiß aber, dass das fragliche C8 einen wesentlich stärker gekrümmten HS hat als Deines. Deshalb interessiert mich das Farb- Messergebnis des C8 besonders.

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">...Zu Deiner genaueren Messung der Rauheit: Die von Dir erwähnte verschmutzte Schmidtplatte wurde (wie Du weißt) inzwischen gereinigt. Das war ja schon nicht mehr so schön. Ich war ganz überrascht, wie durchsichtig die doch sein kann! [;)]
...<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">
Freut mich natürlich, dass Du wieder den vollen Durchblick hast[:D]. Die Rauheit hab ich nur näherungsweise messen können. Wenn man die wahrscheinlich in geringen Maße vorhandene Mikrorauheit auch noch messen wollte wäre der Aufwand recht hoch und es käme heraus, dass sie hier verschwindend gering ist. Sonst würde Dein Teleskop nämlich ziemlich störende Lichthöfe um helle Objekte zeigen, was es offensichtlich nicht tut. Siehe dazu auch :
http://www.astrotreff.de/topic…Terms=Streulichtmessungen

Dort insbesondere die Bilder 14 bis 17 mit einen stark vermuschnutzten Spiegel vorher- nachher.

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">Die erneute Bestätigung von Strehl 0,94 (oder sind es jetzt 0,95?)...<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">

Dazu musst Du Dir die gemessenen Kurven <b>Bild 17</b> ansehen. Da findest Du praktisch für alle Wellenlängen die Stehlzahlen Deines Teleskops. Bei grün 546nm trägt S immer noch 0,94.

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">...Auch möchte ich darauf hinweisen, dass viele Interferogramme geschönt sind: Bei einem hier kürzlich gezeigten Prüfprotokoll von Orion-Optics UK war die Prüfwellenlänge bei über 600nm. Das ist ein weitverbreiteter Trick, da sich bei dieser Wellenlänge (die genaue Wellenlänge weiß ich leider nicht mehr, ich glaube 642nm??) die errechneten Werte um 13% verbessern... <hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">

Das würde ich nicht unbedingt als Schönung werten. Es hat historische Gründe. Zuerst gab es Interferometer mit He-Ne Lasern, die strahlen rot bei ca.632nm. Seit ca. 10 Jahren gibt es preisgünstige grüne Diodelaser mit 532 nm. Man kann zumindest für reine Spiegeloptik exakt umrechnen wie sich eine bei rot gemessene Strehlzahl bei 532 ändert. Ich hab hier mal als Beispiel zwei Kurven gerechnet. Um übersichtlich zu bleiben wird angenommen man habe es mit Prüflingen zu tun mit zunehmendem Oberflächenfehler in Form von sphär. Aberration.

<b>Bild 31</b>

Man sieht dass der Unterschied zwischen rotem und grünem Strehl um so deutlicher wird je schlechter die Optik ist. Wie bereits gesagt, das gilt nur für reine Spiegeloptiken! Bei SCs könnte mam zwar ebenfalls rechnen. Das wird aber ziemlich asufwändig und wg. der fertigungstechnisch bedingten Exemplarstreuungen nicht besonders sicher.

Falls es noch interessiert bringe ich auch noch die passenden Umrechnungsformeln für die reine Spiegeloptik.

Gruß Kurt

Hallo Robert,

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">Hab 29.07.2009 Messungen mit Fluke Infrarot-Thermometer durchgeführt:...
<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">

das wäre ein altes, immer noch nicht endgültig geklärtes Problem neu bearbeitet, hier wohl zu sehr off Topic. Ich werde meine alten Unterlagen und Berichte dazu einmal durchsehen und danach einen neuen Thread starten, hätte aber nichts dagegen wenn das jemand anderes macht. Jedenfalls vielen Dank für den Kurzbericht und für die Anregung.

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">...Anthony Wesley in Australien geht anderen Weg und nimmt bewußt Alutubus und kühlt Spiegel aktiv. Was ist da sinnvoller?<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">

Dazu fällt mir spontan ein: den Spiegel in unserem Klima hoher relativer Luftfeuchte mutwillig zu unterkühlen führt zwangsläufig zur Taubildung. Ein relativ dickwandiger Alu- Tubus könnte allerdings bezüglich des Temperaturgleichgewichtes der Luft im Tubus vorteilhaft sein. Deshalb hab ich ja nach der Dicke der Tubuswand gefragt.

Gruß Kurt

Hallo Michael,

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote"> ich weiss nun nicht, ob es sinnvoll ist, Strehlmessungen für etliche Temperaturen durchzuführen - das hat akademischen Wert. Wer Zeit und Lust hat....
<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">

das macht sicherlich wenig Sinn, da eine rundherum und durch und durch konstante Temperatur die Strehlzahl nicht beeinflusst. Es ist aber ein ziemlich aufwändiges Problem die erforderliche Temperaturkonstanz sicherzustellen. Jetzt im Sommer, da die Außentemperatur durchweg höher liegt als die Innentemperatur meines "Messbunkers" ist das bei mir ziemlich unproblrematisch. Da reicht es, wenn Zugluft vermieden und der Prüfling für einige Stunden in der der Prüfstrecke gelagert wird. Ansonsten hab ich diesbezüglich schon einige Übungen hinter mir. Siehe z. B. meinen Lieblingsthread in Sachen Interferometermessung:
http://www.astrotreff.de/topic.asp?ARCHIVE=true&TOPIC_ID=17200&SearchTerms=zufällige,Fehler

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">...Viel wichtiger scheint mir, bei diesen ganzen Optikprüfungen sich zumindest in der Form auf einen Standard zu einigen, dass man sich nach der industriell genormten Raumtemperatur richtet. Diese liegt bei RT 20°C +/- 2 °C.

Dies kann jeder Prüfer selbst leicht mit einem handelsüblichen Digital-Messfühlerthermometer nachvollziehen. Mittlerweile sind die Dinger nicht mehr so teuer und für jemanden, der sich gerne ausgiebig mit solchen Prüfungen beschäftigt, sicher eine sinnvolle Investition...

----Sieht man, dass in/an der Optik RT erreicht ist, kann man mit den Prüfungen beginnen. Erst dann werden zumindest für diesen Punkt Messungen überhaupt vergleichbar. Dazu muss man sich nun nicht mal unbedingt eine Klimaanalge anschaffen....<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">

Das reicht insbesondere bei Spiegeln und größeren katadioptischen Systemen leider nicht, wenn die Wandtemperaturen des Prüfraums nur mäßig unterschiedliche Temperaturen haben und damit Temperaturspannungen an der Optik allein auf Grund der IR- Strahlungsbilanz zustande kommen können. Siehe z. B.

http://www.astrotreff.de/topic…hTerms=Astigmatismus+kann
Man kann sich nur wundern, wenn man z. B im ganz normalen Winter mit einem Strahlungthermometer die Temperaturen der Raumbegrenzung misst.
Siehe auch:
http://www.astrotreff.de/topic…1&SearchTerms=Au%DFenwand
So ganz nebenbei hab ich auch in mehreren anderen Prüfräumen Temperaturverteilungen gemessen und nur einen gefunden wo es keine besonderen Probleme zu befürchten sind.

Eine rundum- Einhausung der Prüfstrecke mit Isomaterial + Strahlungsschutz ist unter widrigen Umstäden unverzichtbar, wenn man keine „Hausummern“ messen will.
Siehe z.B. auch Bild 1 und Kap 5.1 in:
http://marty-atm.de/RoundRobin…chreckling/RBericht2.html

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote"> Es wäre schön, wenn die Prüfer ( auch wenn es ihnen so selbstverständlich erscheint, dass man es nicht extra erwähnen müsste ) in ihren Protokollen ruhig mal den Punkt "Prüftemperatur xy °C"" aufnehmen.<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote"> Da hast Du vollkommen recht. Die Angaben hab ich diesmal absichtlich „vergessen“ um zu testen ob das jemand bemängeln wird, also

Nachtrag:
Die Raumtemperaturen während der div. Messserien zu obigem SC lagen zwischen 16,5°C bis 17°C. Während einer Messserie steigen die Lufttemperaturen im Prüfraum erfahrungsgemäß um einige 0,1 C ° an, je nach Aufenthaltsdauer des Prüfers als unvermeidbare Heizquelle.

Wie Du wahrscheinlich bemerkt hast ist das Problem der Temperatur und deren Messung bei der Prüferei in astrotreff schon mehr als einmal ziemlich intensiv behandelt worden und zwar nicht nur von mir. Ich hab hier nur einige wenige Beispiele dazu aufgeführt. Trotzdem, vielen Dank für Deine Anregungen[:)].

Gruß Kurt