Test eines TAL 125R Apolar

<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 &gt;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

Hallo Thomas,

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">...[Mich überrascht, dass die Transmission der Vergleichsoptiken trotz der deutlich geringeren Zahl optischer Elemente im besonders wichtigen Bereich um 500-550 nm sogar niedriger ist...<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">

das überrasct mich eigentlich nicht, weil sehr wahrscheinlich nur 6 Glas-Luftflächen zu vergüten sind. So etwas kann man heutzutage sehr ordentlich machen. Die sog. Reintransmission der verwendeten Gläser scheint ebenfalls sehr gut zu sein. Je nach Glassorte fällt diese tendenziell im blauen Spektralbereich etwas ab. Das geht natürlich in die gemessenen Kurven ebenfalls ein.

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">...Wenn ich nichts übersehen habe zeigst du zum ersten Mal deartige Messungen...<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote"> So ist es[:)].
<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">.., Mich würde hier interessieren, wie ölgefügte Objektive (du hattest mal TEC 140 oder Astrophysics 155 getestet) hier abschneiden, kannst du da etwas zu sagen?...<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">

Leider hab ich diese Gelegenheit zur Messung versäumt. Aber wahrscheinlich kann ich das nachholen. Nur viel besser als die gemessenen Kurven für das TAL bzw. LZOS ist theoretisch gar nicht möglich.

Gruß Kurt

Hallo Franjo, liebe Mitleser,
<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">ein schöner und gewohnt profunder Bericht von Dir...
<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">
vielen Dank für die Blumen[:)].

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">...Ein Hinweis an potentielle Käufer/Nutzer von mir:
Designbedingt sollte man WL-Beobachtungen der Sonne mit Herschelprisma besser sein lassen! Das hintere, sehr fokusnahe Dublett könnte ein Bissel zu heiß werden und sich mit einem Stoßseufzer verabschieden, wenn der Kitt Blasen schlägt..

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

Wie oben beschriebem hab ich mit dem Refraktor ja mit Herschelkeil die Sonne beobachtet. Offensichtlich ist nix unangenehmes passiert. Die Linsen selbst, gleich ob vekittet oder nicht absorbieren nur spurenweise Sonnenlicht, ganz im Gegensatz zu Spiegeloptik. So lange nicht die Fassung der Linsen von der gebündelten Sonnenstrahlung aufgeheizt wird kann prakisch im Teleskop nichts aufgeheizt werden. Bei Okularprojektion kann es dagegen schnell passieren dass ein Teil des fokalen Sonnenbildes auf die Feldblende trifft und damit kräftig heizt.

(==&gt;) Roland,
<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">...Soweit ich mir das optische System angesehen habe, ist das hintere Doublett nicht gekittet...
<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">
das bedeutet demnach dass mindestens 8 Glas- Luftflächen hoch vergütet sein müssen. Sonst wäre der Tranmissionsgrad des Gesamtsystems nicht so hoch wie in obigem <b>Bild 12</b> dargestellt.

Gruß Kurt

Hallo Hans Jürgen, liebe Mitleser,

freut mich sehr dass Du wieder mit dabei bist. Das bringt ganz offensichtlich wieder Leben in die Diskussion.

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">Das ist meiner Meinung nach genau in dem Moment nicht wurst, wo man keine sicheren Informationen darüber hat, was in diesem Bild im Detail zu sehen ist, man aber andererseits exaktgenaue Informationen darüber hat, welchen Durchmesser die verwendete Optik hat und wie weit die Intensitätszentren voneinander entfernt sind....

(==&gt;)Kurt: Dazu wäre es wünschenswert, wenn Du Dich einmal dazu äußern würdest...<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">
...ich arbeite doch schon seit mindestens 2 Stunden daran. Also, genau dazu einige Daten und Dokumente mit hoffentlich auch für weniger sachkundige Leser verständlichen Kommentaren:

1. Der Abstand <b>sT</b> Teleskop- künstlicher Doppelsten gemäß <b>Bild 9</b> beträgt nach Messung mittels 20 m Stahlband 51,4 m +/0,5m.

2. Der Abstand der beiden Linsen im <b>Bild 9</b> beträgt genau 8,75 mm (und nicht wie im Bild angegeben 10mm). Das enspricht dann auch dem realen Abstand des künstl. Doppelsterns <b>sS</b>.

3. Nach obigem erscheint der der künstliche Doppelstern im Teleskop exaktgenau unter einem Winkel

<b>alpha = 2 x arctan (8,75/ 102800)</b>

in gebräuliche Bogensekunden(")ungerechnet wären das dann

<b>alpha /“ = 3600x 2x arctan (8.75 / 102800) = 35,1“,</b>
...so sagt mein Tachenrechner.

[Ich weiß zwar dass man bei sehr kleinen Winkeln wie hier auch alpha /“ = 3600 x arctan ( 8,75 / 51400) = 35,1“ rechnen darf. Aber es weiß nicht jeder dass ich das weiß...[:o)]]

4. Dummerweise hab ich bisher die vollständige Abbildung des künstlichen Doppelstens unterschlagen und nur die Überlagerung der RGB Bilder dargestellt [:I]. Die vollständige Abbildung sieht aus wenn man die 3 RGB Bilder so aufeinanderlegt dass, der farblich nicht gefilterte Stern (Weißlichtstern) jeweils möglichst exakt zentriert erscheint.

5. In mühevoller Kleinarbeit hab ich heute nach übermäßiger und deshalb hier nicht darstellbarer Bildvergrößerung ausgezählt wie vielen Pixeln die o.a. 35.1“ entsprechen. Es sind 197 Pixelbreiten. Wir hätten damit einen Maßstab für weitere Bildauswertung von

<u><b>0,18“/Pixel.</b></u>

6. Im <b> Bild 12 </b> zähle ich einen Abstand von 8 Pixeln zwischen den Zentren des roten und blauen Bildes. Das entspricht nach 5. einem scheinbaren Abstand

<b>sA = 8 x 0,18“ = 1,44“ +/- 0,18“. </b>

Dieses Ergebnis dürfte wohl etwas genauer sein als der geschätzter Wert von 2,2“. Diese Schätzung beruht auf dem nicht sehr scharf erkennbaren Minimum des zentralen Beugungsscheibchens (auch Airy Disk genannt). Das zeigt sich z. B. so:

7. Immerhin wird damit wieder mal die Theorie gestützt nach welcher der scheinbare Durchmesser des Airy Disk <b>dA</b> betragen sollte:

<b>dA in“ = 3600 x arctan (2,44 x lambda/d) = 2,2“</b>

Als Wellenlänge lambda wurde hier sinnvollerweise 0,00055m eingesetzt als Durchmesser d 125 mm.

Damit sind wohl alle Klarheiten beseitigt oder?

Gruß Kurt

Hallo Franjo,
<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">bei Verkittung des hinteren Dubletts hätte ich schon Bedenken: organisches Material macht im IR früher zu als Glas, das heißt, der Kitt wird deutlich wärmer als das Glas selbst.
Keine Ahnung, wie lange Du mit dem Herschelkeil beobachtet hast, anscheinend kurz genug...[:I]<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">

an IR- Absorption und daraus folgender Erwärmung hab ich ehrlich gesagt nicht gedacht. Die Ausrichtung auf die Sonne hat jedenfalls länger als eine Stunde gedauert. Wenn also entgegen der Angabe von Roland die hinteren Linsen doch verkittet sind dann hat das Teleskop eine Härteprobe bestanden. Aber wie dem auch sei, mich interessiert jetzt echt wie hoch denn ein kleiner verkitteter Achromat bei Ausrichtung eines 5- Zöller auf die Sonne in dessen Fokus aufgeheizt wird. Das könnte ich mal messen...

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">...den Radien wäre Nichtverkitten eine optikdesignerische Todsünde bezüglich Transmission...<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">
Vielleicht aber haben die Jungs bei TAL das genau wg. Deiner Bedenken bezüglich Kittverkochung so gemacht[8D].

Gruß Kurt

Hallo Gerd und Hans Jürgen, liebe Mitleser,

leider stecke ich bei OSLO noch in den allerersten Anfängen und kann daher die damit mögliche polychromatische Strghberechnung nicht bachstellen. Aber wenn ich Eure Argumente annähend richtig verstanden ghabe dann seid Ihr Euch über die Rechenmethode einig und es geht nur um die richtigie Datenbasis, hier speziell un die wirkliche laterale Diffezenz von blau &lt;-&gt; rot im Fokus.

Dazu hab ich mir heute noch mal die Original- SW Avis des Doppelsterntests angesehen und die beiden schärfsten, aufgenommen mit Blaufilter 486nm bzw. 656 nm mit „Registax“ zu SW Summenbildern veratbeitet. Wie bereits beschrieben wurden dann die beiden SW- Bilder so überinander gelegt dass die Weißlicht- Sternbilder pixelgenau deckungsgleich waren. Auf die zur Veranschaulichung gedachte Einfärbung wie in den vorangegangenen Bildern hab ich jetzt verzichtet. Die Auswertung scheint jetzt etwas sicherer zu sein. Hier also mein letztes Kompromissangebot:

Mit rund 1,1“ lateralem Abstand zwischen dem blauen und grünen Sternbild bin ich wieder ganz nahe bei meiner alleresten Schätzung die ich dem Gerd bereits vorab gemailt, dann aber widerrufen hatte. Eine Einschnürung erkennt man jetzt zweifelsfrei. (Es ist reiner Zufall dass diese Separation sehr nahe am Trennvermögen von 1,11“ für gleich helle (grüne) Doppelsterne nach dem Kriterium von Lord Rayleigh liegt).

Wenn man es wirklich ganz genau wissen will dann müsste man das hier erstmals praktizierte Meß- und Auswerteverfahren mehrfach wiederholen. Danach könnte man auf Grund der Streuungen der Einzelergebnisse belastbare Aussagen zur Genauigkeit machen. Mir reicht vorerst

1. die Erkenntnis dass wir den lateralen Fehler einigermaßen plausibel abschätzen und als sanierungsbedürftig erklären konnten.

2. Der Nachweis der weitgehenden Sanierung durch Kollimation der Frontlinse ist ebenfalls gelungen.

3.Das hier gelernte lässt sich z. B. auch bei der messtechnischen Begutachtung eines Kutter mit Kompensationslinse(n) anwenden.

4.Der Einfluß des lateralen Farbfehlers auf die Strehlzahl lässt sich an Hand von allgemein zugänglicher Software wie OSLO (light) und von Messdaten berechnen.

Für die hochkarätige theoretische Unterstützung durch Gerd und Hans Jürgen möchte ich mich herzlich bedanken.

Weitere Diskussionsbeiträge sind natürlich willkommen.

Gruß Kurt

Hallo Thomas,
<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">nochmal zur Transmission, ich hatte mich wohl zu zurückhaltend ausgedrückt, mich überaschten nicht so sehr die guten Transmissionswerte des Apolars, sondern eher die nicht so guten Werte vor allem von dem ED Apo...<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">
Der vermessene ED- Apo ist wohl ein Sonderfall. Da ist nur eine der Linsenflächen hochvergütet.

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">...Zumindest TMB hat seinerzeit von Transmissionwerten von mehr als 95 % im gesamten sichtbaren Spektralbereich gesprochen, deine gemessenen Werte liegen besonders im Blauen und Grünen darunter...<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">
Da werde ich noch mal nachhorchen wo denn die Daten/Kurven des TMB zu finden sind, vermutlich jetzt gar nicht mehr[}:)]. Mich hat das Messergebnis nicht sonderlich überrascht, weil eben 3 Einzellinsen und vermutlich eine davon mit leichter Blauschwäche in der Reintransmission.

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">... Du schreibst, dass visuell kein Farbstich zu erkennen wäre. Dies wundert mich, denn die Transmission des LZOS Triplet ist im Blauen laut deiner Messung ca. 5 % geringer als im Roten...
<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">
Wenn mam beobachtet fällt bei allen 3 Refraktoren tatsächlich nichts an Gelbstich auf. Wenn man dagegen das Objektiv auf eine hellgraue Fläche (z. B. bewölkter Himmel richtet und direkt dahinder durchschaut dann sieht man mit/ohne eine sehr leichte Tönung in Richtung gelb. Man kann dann sehr schnell wechseln ohne erst durch ein Okular bei geänderter AP schauen zu müssen. Dieser Versuch ist mit dem TAL so nicht zu machen. Ich hab versucht das auch fotografisch zu dokumentieren. Aber dafür scheint meine Nikon D70 nicht genügend farbselektiv zu sein.

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">...In diesem Kontext würde mich auch interessieren ob die ölgefügten Apos tatsächlich die angegeben Transmissionwerte (Astrophysics spricht von 99 %) erreichen. Dies würde nämlich auch einen extrem niedrigen Anteil an Streulicht und damit schwächere Reflexe und höheren Krontrast bedeuten, der sich besonders bei hellen Objekten zeigen würde...<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">
Das nit dem Streulicht muß man mal genauer betrachten. Eine oedentlicgh vergütete Fläche reflektiert wenige als 1% es auffallenden Lichtes und zwar in Richtumg nach vorne. Einer davor liegende Fläche reflekriert es wieder mit einem Wirkungsgrad von 1% in Richtumg Okular. Es stehen also schlimmstenfalls 0,01% pro Fläche als Streulicht zur Verfügung. Davon gelangt aber u. a. wg. Wölbung der Linsenflächen nur ein verschwindend kleiner Bruchteil wirklich in das Gesichstfeld. Der große Rest von den 0,01% interessiert dann nicht mehr.

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">...Dann hätte ich noch eine Frage, kannst du mit deinem Aufbau auch die Tansmission von Okularen bestimmen?...<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">
Im Prinzip ja, bin aber bisher noch nicht dazu gekommen weil ich andere Fragestellungen für interesanmter halte. Ich werde aber auf jeden Fall den Versuchsaufbau zur farbabhängigen Transmissionsmessung vorstellen. Danach kann wahrscheinlich jeder der mag das nachbauen und auch die Transmission von Okus messen.

Gruß Kurt