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Vier gewinnt - der Grzy-Kollimator GMK

In der Zeitschrift  Sterne und Weltraum 23.0.2005

Grzy Multi Kollimator

GMK





STREHL 

immer mehr Hersteller und Astro Optik Hobby Prüfer  astronomischer Optik sind zur Prüfung
und Zertifizierung deren Produkte mittels Laserinterferometrie übergegangen. Die
Amateurastronomen werden heute beim Kauf hochwertiger Optik von Herstellern und
Händlern mit PV- und rms-Werten, Definitionshelligkeiten, Lambda und Wellenfronten
konfrontiert.
Der Beitrag soll den interessierten Sternfreunden bei der Interpretation von Angaben
zur Qualität astronomischer Optik helfen.
Die meisten Amateurastronomen nutzen zur Prüfung ihrer Fernrohre direkt die
Beobachtung am Himmel. Dabei liefern klassische Methoden wie Stern ,
Ronchi- oder Foucaulttest eine qualitative Aussage über die optische
Abbildungsqualität, aber nicht den direkten Bezug zu den Angaben des Herstellers. Nur
selten haben Amateurastronomen die Möglichkeit, ihre Optik unter Laborbedingungen
zu testen, so daß sich auch klimatische Einflüsse auf das Prüfergebnis
auswirken können und man manchmal wochenlang auf gute Wetterbedingungen warten muß.

Mit der
Laserinterferometrie ist es heute möglich, frei von subjektiven Einflüssen eines

Beobachters und unabhängig vom Wetter die Formgenauigkeiten optischer Flächen
oder die Abbildungseigenschaften ganzer optischer Systeme zu bestimmen. Für den
Prüf- und Meßservice benutze ich einen  Mini-Fizeau-Laserinterferometer,
dessen Grundprinzip die Überlagerung eines Referenz-Strahlenbündels mit einem
durch den Prüfling beeinflußten Strahlenbündel ist. Aus den dabei entstehenden
Interferenzmustern werden für den Prüfling die Abweichungen von einer
idealen Wellenfront (Referenz) ermittelt und als "Höhenkarte" dargestellt.
Deren "Unebenheiten" sind ein Maß für die Güte der geprüften Optik.
Die Differenz zwischen höchstem und tiefstem Punkt der Wellenfrontabweichung wird
als PV-Wert (peak to valley) bezeichnet. Er gibt den absolut größten Fehler an. Da er
sich aber nur auf zwei markante Punkte der Prüflingsoberfläche bezieht, sagt er noch
nichts über die Art der Wellenfrontdeformation und auftretende Abbildungsfehler aus.
Es wird deshalb die mittlere quadratische Abweichung (rms-Wert = root mean square)
von einer idealen Wellenfront über alle Meßpunkte berechnet.(Abb.11) Beide Werte
entsprechen sehr kleinen Längendifferenzen und werden in Nanometern (1 nm =
0,000001 mm) oder in Bezug auf Lichtwellenlängen (l = Lambda) angegeben.
(Maßeinheit Wellenlänge
Als Maßeinheit dient die Länge einer Lichtwelle. Das Wahrnehmungsmaximum des Auges
 liegt am Tag bei einer Wellenlänge von ca. 560 nm (Nanometer) bzw. 5600
(Quecksilbergrün), was 560 millionstel Millimeter entspricht. Eine volle Wellenlänge mag in mm ausgedrückt sehr klein aussehen. Bei einem Spiegel wäre das bereits ein derber Oberflächenfehler, den jeder mit seinen Augen sehen kann, bei entsprechender Vergleichsmöglichkeit und ohne jegliches Hilfsmittel. Normalerweise verwendet man Bruchteile (l/4) der Wellenlänge, die auch als Dezimal-Anteil (0,25) dargestellt werden können. Besonders wissenschaftliche Anbieter verwenden den griechischen Buchstaben Lambda (l) als Bezeichnung für das Wort Wellenlänge.

Beispiel: 1/4 Lambda = 1/4 l = l/4 = 1/4 Wellenlänge = 0,25 Wellenlängen = 0,25 l = 0,25 Lambda
Je nach Farbe sind Lichtwellen unterschiedlich lang. Lambda, l oder die Wellenlänge hat keine bestimmte Länge, es kann also eine beliebig lange Lichtwelle als Messlatte hergenommen werden, mit entsprechend schöner dargestellter Oberflächengenauigkeit. Beim Interferometer wird meist mit Helium-Neon Laser gearbeitet, d.h. die Messlatte ist 6328 Angström bzw. 632 nm lang. Das Ergebnis wird also um 12,5% besser dargestellt als mit 560 nm. Dem Anbieter stellt sich hier die Frage, weshalb ein wissenschaftlich korrekt erstelltes Testprotokoll um 12,5% gekürzt werden sollte, um mit der Darstellungsform von Daumen mal Auge Messungen gleichzuziehen. )

Ein weiteres wichtiges Ergebnis der laserinterferometrischen Messung ist die Strehlsche
Definitionshelligkeit (auch nur "Strehl" genannt) welche aus dem rms-Wert
errechnet wird. Sie ist definiert als das Verhältnis der Maximalintensität im zentralen
Beugungsscheibchen der realen Abbildung eines punktförmigen Objekts zu
der Intensität, die in einer absolut fehlerfreien Optik bei gleicher Öffnung und
Wellenlänge theoretisch dort erreichbar wäre. Da in der Praxis kein optisches System
absolut fehlerfrei ist, wird dieses Verhältnis immer kleiner als Eins sein (bzw. < 100%
bei Prozentangabe). Die Definitionshelligkeit ist nur von der Abbildungsqualität
abhängig und nicht - wie fälschlich manchmal angenommen - von Reflexions- oder
Transmissionseigenschaften einer Optik.
PV- und rms-Wert sowie Definitionshelligkeit liefern immer den Bezug zum
theoretischen Leistungsvermögen astronomischer Optik und eignen sich deshalb zur
Spezifikation und zum Nachweis der Qualität. Wenn die Optikhersteller einen dieser
Werte garantieren, läßt sich das durch eine Prüfung mit Laserinterferometrie
kontrollieren.
Allgemein wird von beugungsbegrenzter Optik ab 80% Definitionshelligkeit (bzw.
Strehl = 0,8) gesprochen , das entspricht für l=550 nm einem rms-Wert der
Wellenfront von l/14 (Marechal-Kriterium) und bei reinen sphärischen Öffnungsfehlern
einem PV-Wert von l/4 (Rayleigh-Kriterium). Umgerechnet auf die Prüfwellenlänge
l=632,6 nm ergeben sich rms=39,3 nm etwa l/16 und PV=137,5 nm etwa l/4,6. Nicht
immer ist diese Beugungsgrenze Bedingung für gute Optik, da hier die Art der
Anwendung des Fernrohrs und die Ansprüche der Nutzer eine wesentliche Rolle spielen.
Wie gut sollte astronomische Optik sein? Diese Frage läßt sich nicht für alle optischen
Systeme mit der gleichen Definitionshelligkeit, dem gleichen PV- oder RMS-Wert
beantworten, sondern Größe und Bauart des Fernrohrs sowie die Haupteinsatzgebiete
müssen berücksichtigt werden. Jedes Teleskop wird durch die Brennweite seines
optischen Systems und die Größe der freien Öffnung (sog. Eintrittspupille)
charakterisiert. Durchmesser und Form der Eintrittspupille bestimmen das im Fokus
entstehende Beugungsbild eines punktförmigen Objekts und damit auch das
Auflösungsvermögen . Die Brennweite ist verantwortlich für die erreichbaren
Vergrößerungen bzw. den linearen Abbildungsmaßstab, mit dem Objekte in der
Fokalebene des Fernrohrs abgebildet werden.
Proportional zum Objektivdurchmesser wächst das theoretische Auflösungsvermögen,
wobei uns die Erdatmosphäre bei etwa 0,2" eine Grenze setzt. In unseren Breiten und in
Stadtnähe ist die Luftunruhe ("Seeing") selten besser als 0,5", sie beträgt meist sogar
mehrere Winkelsekunden. Für große Teleskope (D > 0,5 m) erreicht man mit
beugungsbegrenzter Optik bereits ein Auflösungsvermögen, das den besten
atmosphärischen Bedingungen entspricht. Dagegen können sehr kurzbrennweitige,
kleine Systeme wie Fotoobjektive nur im Bereich von mehreren Winkelsekunden
auflösen. Rechnet man das jedoch um in ein lineares Auflösungsvermögen in der
Fokalebene, so können hochempfindliche Filme mit 10 bis 20 æm K"rnigkeit diese
feinen Details nicht mehr unterscheiden. Damit ist sowohl für große Teleskope (D > 0,5
m) wie auch für Fotooptik die Forderung nach dem theoretischen Auflösungsvermögen
überspitzt, da sie keinen praktischen Nsbesutzen bringt. Dazwischen gibt es Teleskopoptiken
mit 60 mm bis 300 mm Durchmesser, die tatsächlich bis an ihre theoretischen Grenzen
genutzt werden können. Gerade diese Geräte werden von Amateurastronomen benutzt.
Hier kommt es besonders auf die optische Qualität an, man sollte deshalb dafür
beugungsbegrenzte Optik mit mehr als 80% Definitionshelligkeit fordern.
Für die Praxis ist es wichtig, aus den ermittelten Wellenfrontabweichungen die sog.
Punktbildverwaschungsfunktion (PSF) zu bestimmen. Unter Berücksichtigung von
Durchmesser und Form der Eintrittspupille sowie der Brennweite des Teleskops wird
rechnerisch ein "Sterntest" simuliert. Bei beugungsbegrenztem Fernrohrobjektiv sieht
man typischerweise das zentrale Beugungsscheibchen, umgeben von mehreren
Beugungsringen geringerer Intensität. Es lassen sich weitere Auswertungen
durchführen, z. B. die Berechnung von Kontrastübertragungs- und
Linienauflösungsvermögen. Auch Messungen außerhalb der optischen Achse im
Gesichtsfeld eines Teleskops (z. B. Kleinbildformat) oder sogar Justierung optischer
Systeme anhand gemessener Daten sind möglich.

Die Laserinterferometrie bietet Amateurastronomen die Möglichkeit, ihre Optik frei

von subjektiven Beobachtereinflüssen und Wetter unabhängig prüfen zu lassen. So kann
man sich schnell und unkompliziert der versprochenen Optikqualität eines neu
erworbenen Teleskops innerhalb der Garantiezeit versichern. Für diejenigen, die genau
wissen wollen, was ihr Teleskop unter optimalen Bedingungen leisten kann, sind
ausführliche Messungen und Auswertungen auf der optischen Achse und im
Gesichtsfeld interessant. In Kombination dazu kann der Justierzustand des Fernrohrs
optimiert werden, um das optische Leistungsvermögen voll auszunutzen.