Глава 5.

Проведение звездного теста.

Астрономы давным-давно используют звездный тест как удобное средство предоставляемое самой природой. Быстрого поворота фокусера часто достаточно чтобы подтвердить, что телескоп отъюстирован, охлажден, и готов к работе. Выполнение такого определения не требует никакого обращения к цифрам, но иногда вы будете хотеть использовать звездообразный тест, чтобы оценить силу аберраций на стекле. Тогда вам потребуется знать точно, насколько далеко дефокусировать телескоп чтобы иметь возможность произвести количественную оценку деформаций волнового фронта.

Также, удобное использование звездного теста часто не имеет никакого отношения к “звездам”. В некоторых случаях, атмосферная турбулентность, кажущееся движение звезд, или ожидание ясной ночи делает использование истинных звезд, слишком затруднительным. Чтобы проводить дневные или связанные с землей тесты, Вы больше не можете полагаться на большие расстояния и малый угловой размер фактических звезд. При использовании искусственного источника, Вы должны определить минимальное расстояние, на котором он должен находиться и максимальный размер булавочного отверстия.  Если Вы не обращаете достаточного внимания на эти пункты, Вы  можете рассудить, что хороший телескоп плох.

Эта глава касается прежде всего этих трех предметов:

1. Перевод аберрации дефокусировки к более знакомой но менее общей  проблеме перемещения окуляра.

2. Калибровка, создание, и размещение искусственных источников.

3. Установка и выполнение «официального» звездного теста, в противоположность обычной проверке эксплуатационных режимов телескопа.

Важные выводы этой главы, перечислены в таблицах. Для полноты, варианты – набросаны или здесь или в Приложении. Те, кто заинтересованы, могут посмотреть, откуда взяты некоторые из концепций в этой главе, но выполнение эффективного звездного теста требует не большего, чем тщательного использования таблиц.

5.1. Дефокусировка и чувствительность.

Рисунки, представленные в этой книге избегают любого точного указания на то, как далеко вы должны вращать фокусер вперед или назад получить некоторое количество дефокусировки. Вместо этого, любое количество дефокусировки относится к аберрации дефокусировки, измеряемой в длинах волны на отверстии зрачка (см. конец Главы 4). Зачем использовать дефокусировку таким особым способом, когда непосредственный метод движения окуляра может быть легко понят каждым?

Ответ прост; телескопы также отличаются друг от друга. Точная величина на которую фокусер должен переместиться, чтобы показать данную структуру, изменяется с фокальным отношением телескопа. Телескопы с эквивалентными аберрациями и преградами покажут идентичные структуры, но при различных положениях окуляра. Если Вы точно определяете движение фокусера, Вы должны также задать точное фокальное отношение. Результат - грязное изображение поистине простого понятия.

Аберрация дефокусировки, измеряемая волновым фронтом, является своего рода универсальной системой координат, которая классифицирует идентичное поведение многих различных телескопов. Чтобы уменьшить множественность структур, аберрация дефокусировки используется как родовая переменная. Ей присущи черты делающие ее независимой от типа телескопа. Важнее то, что это более простой способ вычисления, как далеко Вы должны переместить окуляр, чтобы произвести требуемую аберрацию дефокусировки.

5.1.1 Движение фокусера, связанное с Аберрацией дефокусировки.

Аберрация дефокусировки была упомянута кратко в конце Главы 4, но никакого дифференцирования ее не было сделано. Это - простое выражение, которое описывает разногласия в сагиттах[10] двух различных сфер волнового фронта. Различие между двумя положениями окуляра для данного числа длин волн аберрации дефокусировки получена в Приложении E. Результат

Где F - фокальное отношение, l - длина волны, и Dn - изменение в аберрации дефокусировки в длинах волны.

Если n в пределах от + 1/4 до - 1/4, эта величина становится D¦= 4lF². Это - выражение для глубины фокуса, или максимального диапазона для неправильной выставки фокусера. Так как диаметр изображения дифракции - 2.44lF, пятно изображения оказывается намного длиннее чем шире. Фактически, отношение " длина к ширине " равняется почти 25 для инструмента f/15.

Длина этой колбасообразной области очень полезна. Она позволяет допускать небольшие  погрешности в установке фокуса в присоединяемых дополнительных  приборах (типа фотокамер). Меньшие различия при корректировке визуального фокуса достигаются потому, что фокус обычно подстраивается в самом глазу непосредственно. Только те наблюдатели, кто перенес операцию по удалению катаракты или тех что имеют немного гибкости в их глазах, могут быть  вынуждены полагаться исключительно на фокусировочные действия их телескопа.

Sidgwick дал другую формулу для глубины фокуса: D¦= 4 (1.22lF²). Этот коэффициент на 1.22 больше чем тот что был приведен здесь (Sidgwick 1955, p. 425). Кажущееся расхождение приходит из методов, используемых, для выведения выражения. Ни одна из этих двух формул не является четким пределом, за исключением некоторой точки, где изображение начинает ухудшаться весьма заметно. Оба выражения пропорциональны квадрату фокального отношения. Таким образом, f/5 телескоп имеет только четверть фокусировочного допуска f/10 телескопа.

Таблицы 5-1a и 5-1b описывают перемещения окуляра для различных фокальных отношений и аберраций дефокусировки. Например, если мы должны дефокусировать изображение f/6 Ньютона на 8 длин волны, мы сможем увидеть из таблиц, что должны изменить фокус на 0.050 дюйма (или 1.27 мм). В примере, используемом здесь, нужно выводить окуляр позади фокуса, когда аберрация дефокусировки дана как положительное число и впереди, если аберрация дефокусировки дана как отрицательная величина.

Многое можно узнать, тщательно исследуя эти таблицы. Они показывают, что расстояния дефокусировки исчезающе малы для короткофокусных инструментов. Первый столбец помечен как 0.5 длины волны аберрации дефокусировки, или относительно глубины фокуса, упомянутого выше. Однако, чтобы достигнуть фокусировки в пределах ±1/4 длины волны при f/4 (или Dn = 0.5), нужно провести фокус к в пределах 0.0014 дюймов, или 0.035 мм. Ясно, что если бы наши глаза не были несколько внутренне корректируемы, нам приходилось бы весма туго при фокусировании короткофокусных инструментов. Медленно движущиеся спиральные или моторизованные фокусеры, казалось, были бы оправданы для этих телескопов с малым фокальным отношением.

В другой конец таблицы помещены чрезвычайно длинные фокальные отношения такие как f/22, которые можно было бы представить двухзеркальными шифшпиглерами Куттера. Чтобы создать аберрацию дефокусировки на 12 длин волны в таких приборах мы были бы должны переместить окуляр на расстояние более дюйма. Очевидно, что на таких длиннофокусных приборах, мы тщательно исследуем только малые аберрации дефокусировки, не достигая упора в ходе  фокусера. Телескопы длинного фокусного расстояния, однако, являются обычно лунно - планетными приборами. Они преднамеренно приведены к более высоким стандартам, так что малые количества дефокусировки наиболее интересны. Фокальное отношение 50 включено, потому что Вы могли бы маскировать ваш прибор, так чтобы видеть возможно точное изображение.

На короткофокусных инструментах, изображение звездного теста будет возможно оцениваться при высоких значениях дефокусировки, за пределами даже 12 длин волны. Это не такая уж и проблема, потому что тест все еще чувствителен к относительно серьезным аберрациям что беспокоят эти инструменты.

Таблица 5-1а

Расстояния дефокусировки для различных

фокальных отношений и аберраций дефокусировки

(расстояния в дюймах)

Длина волны - 2.165 x 10 ^-5 в

Аберрация дефокусировки (длины волны)

Таблица 5-1b

Дефокусные расстояния для различных

 фокальных отношений и аберраций дефокустровки

(расстояния в миллиметрах)

Длина волны - 550 мм

Аберрация дефокусировки (длины волны)

Лучший способ использования Таблиц, 5-1а 5-1b состоит в том, чтобы искать значения, соответствующие вашему фокальному отношению и записывать их где-нибудь. Могло бы даже быть удобно калибровать вашу фокусировочную ручку. Сдвиньте ее на полный поворот и посмотрите насколько близко это придвигает  фокус. Эта процедура проста на Ньютонах и рефракторах. Вы только измеряете изменение положения фокусера в трубке. Например, если один поворот ручки производит 3/4 дюйма (19.05 мм) перемещения фокусера, 30° поворот дает около 1/16 дюйма (1.6 мм).

Это движение эквивалентно 10 длинам волны аберрации дефокусировки для телескопа, с рабочим фокусом f/6.

На Кассегреновской катадиоптрике, более трудно сказать , в каком направлении и как далеко фокус перемещается. Эти приборы обычно достигают фокуса не физически перемещая окуляр, а,  внутренне перемещая основное зеркало к вторичному. Сначала, сфокусируйте телескоп с окуляром, сидящим твердо в гнезде. Потом, ослабьте окуляр, и продвиньте его где-то на 10 мм из  гнезда. Теперь, закрепите установочный винт. Найдите фокус, еще раз, осознавая  направление и угол на который вы поворачиваете ручку фокусировки (это может помочь установить временный указатель на конце ручки). Вы нашли направление, и количество действительных 10 мм перемещения внутрь фокуса. На моем Шмидт-Кассегрене, это движение было против часовой стрелки.

5.1.2 Чувствительность Звездного Теста.

В уравнениях, управляющих дифракцией (Приложение B), дефокусировка добавлена как равномерно интерферирующий член  суммы. Точка, где погрешности показывают себя с самой высокой чувствительностью, прямо в фокусе, потому что никакой дефокусирующий член не был добавлен, чтобы разбавить изображение. Однако, сфокусированное изображение имеет две трудности:

1. Где в каком месте поверхности существует изъян.

2. Способ, которым погрешность выражается, находится в интенсивности дифракционных колец.

Хороший пример - снижение производительности, вызванное вторичным зеркалом. Свет был отведен из центра сфокусированного изображения в кольца, но Вы не можете объяснить почему,  наблюдая сфокусированное изображение. Кроме того, человеческий глаз не приспособлен для  определения абсолютных интенсивностей колец. Однако, сдвигая  окуляр немного из фокуса, Вы увидите, что  тень диагонали начнет появляться. Тень " более или менее " следует за своим источником, и аберрации ведут себя подобно. Когда Вы дефокусируете прибор, свет частично не смешивается и Вы можете по крайней мере предполагать  затруднение, вызывающее проблему.

К сожалению, если Вы дефокусируете любое изображение достаточно далеко, то будете разглядывать тот же самый независимо от величины дефекта — плоский, однородный диск света с ясно очерченными преградами. Даже крестовина обнаруживает себя если Вы дефокусируете слишком далеко. Звездный тест теряет чувствительность с увеличением дефокусировки. Свет становится полностью несмешанным.

Наша цель состоит в том, чтобы найти промежуточный фокус, где свет становился слегка менее перемешанным, но все еще смешивается достаточно, чтобы показать оптические дефекты. По моему мнению, наибольшее количество оптических погрешностей, лучше всего проявляется при от менее чем 8 до 12 длин волны аберрации дефокусировки (выдающееся исключение - присутствие зон, которые часто лучше всего замечены когда дефокусировка более глубока).

Каков верхний предел чувствительности в идеальных условиях? Фотография на рис. 1-5 описывает реально дефокусированную структуру дифракции почти точной круговой апертуры. В теоретической модели на рис. 1-4, дефокусировка корректировалась, пока теория близко не согласовалась с фотоснимком. Изменений только в 1/50 длину волны должно быть достаточно разрушить соответствие. Даже тогда, фотоснимок предает небольшие разногласия, вызванные мельчайшими проекциями у края диафрагмы, которая была сделана из перфорированного металла. В лабораторных условиях , используя монохроматический свет, звездный тест может обнаружить искажения волнового фронта в 1/50 длины волны  " пик к точке минимума ", невероятно чувствительное измерение.

Welford (1960) утверждал, что звездный тест был точен до 1/20 длины волны для широких деформаций волнового фронта и l/6o длины волны для узких. Оценка Велфорда соответствует наблюдениям приведенным здесь. Позже, в Главе 11 по зонным дефектам, отмечено, что звездный тест чувствителен к узким зонам даже в присутствии большой дефокусировки. Снова, наблюдение соглашается с результатом Велфорда.

Полевые условия значительно уменьшают чувствительность. Но даже в этом случае, звездный тест - более чем адекватен. При использовании света больше чем одного цвета и тестировании при менее чем оптимальных условиях, небольшая сферическая аберрация телескопов, имеющих полную погрешность фронта волны меньше чем 1/10 длины волны все еще очень проста, для обнаружения.

5.2. Искусственные источники.

Звездный тест часто выполняется в области с реальной звездой. Однако, при критическом тестировании, Вы найдете, что искусственный источник света более удобен и менее переменный. Искусственные источники предпочтены по ряду причин:

1. Вы можете, до некоторой степени, управлять яркостью.

2. С яркими источниками, цвет может быть легко изменен и корректироваться, используя фильтры.                                     

3. При проведении теста на природе турбуленция атмосферы оказывает меньшее влияние.

4. Так как источник фиксирован относительно телескопа, он не требует никакого прослеживания. Если требуется, Вы можете твердо зафиксировать телескоп.

Красиво устойчивый образец, который получается при использовании искусственного источника, просто избалует Вас. Однако имеются некоторые неудобства:

1. Использование искусственной звезды обычно требует почти горизонтального положения телескопа. Это  предъявляет максимальные требования к оправам зеркал. Необычный астигматизм, разъюстировка, или изменение масштаба может проистекать исключительно от вертикальности положения оправы.

2. Некоторые из рекомендуемых расстояний расположения источника, перечисленных в Таблице 5-2 требует, что Вы наблюдали его на  горизонтальном расстоянии 1600 футов (приблизительно 0.5 км) хотя большинство элементов таблицы - намного меньше.

3. Вы должны сделать точечный источник света. Вы должны знать диаметр о булавочного отверстия, чтобы гарантировать, что оно меньше чем разрешение вашего инструмента. В отличие от реальных звезд, источник, не всегда гарантированно мал.

5.2.1 Расстояния Искусственных Источников

Параболоидальный рефлектор – единственно совершенное зеркало для света проходящего астрономические расстояния. Однако, если источник находится на расстоянии только, удвоенного фокусного расстояния, самая совершенная поверхность - сфера. При промежуточном расстоянии, идеальное зеркало - вытянутый сфероид. Таким образом, три различных формы делают лучшее отображение на трех различных расстояниях. Телескоп может работать адекватно, когда тест проводится с близлежащим источником однако когда направляется на отдаленное небо функционирует намного хуже. Даже более того, прекрасный телескоп мог быть по оплошности недооценен, при тестировании на источнике, который находился слишком близко. Насколько точность теста нарушается, если источник помещен слишком близко?

Самое большое негативное воздействие использования искусственного источника располагаемого поблизости -  стимулирование сферической аберрации в системе. Другими словами, когда точный астрономический телескоп вынуждают близоруко всматриваться в близлежащий источник, он показывает сферическую переисправленность зеркала, которая не обнаруживается при наведении на небо. W.T. Welford говорит, что звездный тест должен проводиться с искусственной звездой, расположенной больше чем на 20 фокусных расстояниях вдаль, но он также предупреждает своих читателей  проделать точное отслеслеживание луча оптической системы прежде, чем она будет использоваться при сравнительно коротких расстояниях от источника (Welford 1987). Мы можем проследить ниже что предложение того Велфорда насчет 20 кратного фокусного расстояния - очень хорошо для нормальных апертур и фокальных отношений, но выглядит довольно ужасно для короткофокусных зеркал.

В Майском, 1991, выпуске Неба и Телескопа, Роджер Синнотт проследил прохождение лучей через параболоидальные зеркала и выяснил, насколько близко источник мог бы расположиться прежде, чем недопустимая сферическая переисправленность была бы замечена. Эта эмпирически выведенная формула, переписанная для системы обозначений, используемой в нашей книге такова,

Где F - фокальное отношение и D, диаметр апертуры. Это уравнение переписано, чтобы вычислить множитель фокусного расстояния:

Формула может использоваться в любой системе единиц,  вытягиванием единицы длины волны:

Сравнивая параболу и эллипс, что уменьшаются в центре и касаются у края зеркала, удваивая наибольшее расхождение, подобный результат может быть получен аналитически. Это приводит к слегка другой формуле:

Разность незначительна и это, возможно, происходит потому, что программа Синнотта автоматически рассчитывает для другого угла выхода от поверхности зеркала, в то время как аналитическое вычисление игнорирует этот угол. Таблица 5-2 использует результат Синнотта, потому, что это ведет к меньшим расхождениям. Даже если это значение получено численно, оно возможно более точно для малых фокальных отношений что представляет самый большой интерес. Примерное вычисление: 6-дюймовый f/4 параболоид имеет l/4 длину волны сферической переисправленности зеркала когда направлен к источнику, помещенному в 63 футах (кратно фокусному расстоянию: 31.5). Расстояния в этой таблице вызывают приблизительно 1/4 длины волны сферической аберрации в Ньютоновском рефлекторе (Sinnott 1991).

Так как расстояния, появляющиеся в этой таблице - только на грани оптического допуска, читателям  рекомендуется удваивать их для использования в звездном тесте. Длина волны в знаменателе уравнений 5.5 или 5.6, означает, что точное зеркало будет казаться переисправленным меньше чем на 1/8 длины волны с источником, помещенным на такое расстояние.

Не раздражайтесь, если Вас вынуждают поместить источник, на несколько шагов ближе чем Вы хотели бы. За многие годы тестирования телескопов я видел немного приборов, что обладали меньшей общей ошибкой чем 1/8 длины волны на волновом фронте. (К сожалению, почти то же самое можно сказать и для ¼ длины волны.)

Расстояния большие эмпирического правила Велфорда имеют место только для малых фокальных отношений или больших апертур. Наиболее сложные оптические системы, типа рефракторов, делаются в более длиннофокусных конфигурациях. Двадцатикратное фокусное расстояние возможно позволяет проверять эти системы адекватно. Действительно, телескоп с самой высокой возможностью нарушения правила Велфорда будет возможно Ньютонов рефлектор, для которого вычислена следующая таблица.

Таблица 5-2

Расстояния телескоп - булавочное отверстие, приводящие к погрешности переисправленности в ¼ длины волны  в параболоидах (кратные числа фокусного расстояния)

Величины, которые будут меньше чем 20-кратное фокусное расстояние (после удвоения) в таблице подавляются  и отмечаются со звездочками. Такие короткие расстояния до источника растянут фокус наружу более чем на 1/20 нормального фокусного расстояния инструмента. Поскольку трубка фокусера редко допускает такие движения без того, чтобы исчерпать диапазон хода или серьезного виньетирования телескопа, такие близкие исходные расстояния не рекомендуются, если их можно избегать.

Фактически, хорошая стратегия перед тестированием - удалить окуляр после фокусирования на искусственном источнике. Расположите  ваш глаз в приблизительной фокальной плоскости и удостоверьтесь, что вся оптическая система является все еще в поле зрения (Вам может понадобится фонарик, чтобы осветить трубу изнутри). Если система не видна, вы должны переместить источник подальше и начать тест снова.

В этой таблице существует одна трудная зона. В короткофокусных и чрезвычайно больших зеркалах, приемлемое расстояние увеличивается очень бурно. Для 24-дюймового зеркала f/4, источник должен быть помещен (после удвоения) на расстояние по крайней мере 2016 футов (0.61 км). Эти огромные приборы сравнительно редки, и более важно, они редко испытываются на качество дальше проверки дифракции. Большие телескопы используются из-за их светосилы, так использование неудвоенных ¼ длины волны расстояний в Таблице 5-2, все таки лучше чем не выполнение теста вообще.

Если Вы испытываете более обычные приборы, удвоенное расстояние в таблице легко достижимо. Для более обычного 12.5-дюймового f/5, расстояние до источника сокращается до управляемых 354 футов (0.11 км).

Даже если Таблица 5-2 строго применяется только к Ньютоновым рефлекторам, мы будем использовать ее как общее руководство для звездного теста. Эти числа, я полагаю, будут приблизительно подходящими и для фиксированных оптических систем вообще. К сожалению, эта таблица не работает там, где фокусирующий механизм телескопа непосредственно повреждает оптическую коррекцию. Это обыкновенно происходит с  многоцелевыми Шмидт-Кассегренами, которые изменяют расстояние между зеркалами, чтобы достигнуть фокуса. По счастью, расстояние источника, которое приводит к лучам,  отклоняемым вне диска Эри,  было оценено Руттеном и Ван Вернооем. Для 200-мм (8-дюймового) f/10, имеющего формы поверхности, приближающиеся к доступным в коммерческих инструментах, расстояние - приблизительно 48 метров, или 24 фокусных расстояния (Rutten и Van Venrooij 1988, p. 87). В обсуждении по условиям Даньона и Кудэ в гл.1, было подчеркнуто, что простая сферическая аберрация смещает лучи от диска дифракции приблизительно на 1/7 длины волны. Таким образом, дистанция в 20 фокусных расстояний была бы адекватна точности по крайней мере в 1/4 длины волны, и приблизительно 40 фокусных расстояний создаст условия тестирования далеко вне пределов дифракции.

Одна дополнительная инструкция для читателя: Если Вы не можете отмерить исходное расстояние из-за вмешивающихся препятствий, попытайтесь ошибиться в длинную сторону. Все равно вам не удастся расположить источник слишком далеко. Если ваша система, кажется, имеет небольшую погрешность переисправленности, поместите источник на большее расстояние (возможно даже вернуться и к истинной звезде) и тестировать снова прежде, чем Вы заключите, что погрешность находится на стекле.

5.2.2 Диаметр Искусственных Источников

Мы должны тщательно выбрать размер булавочного отверстия в искусственном источнике так, чтобы оно было меньше чем разрешение прибора. С другой стороны, оно должно быть достаточно большое, чтобы иметь достаточное освещение чтобы заполнить дефокусированное изображение светом. Чтобы вычислять такой диаметр, мы расширяем радиус диска Эри на расстояние булавочного отверстия. Если этот радиус выбран как диаметр отверстия источника, мы гарантируем, что источник - не больше, чем половина углового объема изображения точки.

Это вычисление выполнено для расстояний дважды в Таблице 5-2. Результаты перечислены в Таблицах 5-3a и 5-3b. Быстрый взгляд на эти таблицы показывает некоторые отверстия, которые будут чрезвычайно трудны при создании или чтобы вообще иметь размеры. Это конечно не легкая задача делать точные размеры отверстий лишь 0.07 мм (или приблизительно 0.003 дюймов) в диаметре. Но эти отверстия относятся к необычным телескопам — 3-дюймовым f/5, например. Двадцатикратное фокусное расстояние 3-дюймового f/5 – всего лишь 300 дюймов (7.6м). Относительно просто использовать отверстие в 4 раза больше (0.28 мм) и расположить его в 4 раза дальше (100 футов). Искусственный источник все еще находится лишь на расстоянии заднего двора.

Отверстие может быть перфорировано в алюминиевой фольге. Чтобы проверить размер отверстия, увеличьте его изображение в проекторе слайдов. Используйте линзу проекции известного фокусного расстояния и поместите проектор на измеряемое расстояние от экрана.

Таблица 5-3a

Максимальные диаметры в миллиметрах для искусственных источников

Таблица 5-3b

 Максимальные диаметры в дюймах для искусственных источников

Например, если используется 75-милиметровая проекционная линза и расстояние проекции - 5 метров, увеличение – около 5000/75=66 раз. Отверстие 0.28 мм расширяется проекцией до 18.5 мм (где-нибудь около ¾ дюйма). Проверка приблизительной кругообразности заканчивает осмотр. Будьте внимательны, что Вы не оставьте фольгу, освещенной дольше, чем несколько секунд в схеме проекции. Условия в проекторе становятся похожими на духовку, и много энергии разгружается на металл. Если Вы допускаете слишком много теплоты на алюминий, ваш слайдовый проектор может просто воспламениться.

Вы можете эффективно стягивать большое отверстие вплоть до крошечного, используя другой метод. Если Вы имеете доступ к хорошему микроскопу с объективом большого увеличения, Вы можете отобразить большое отверстие на его микроскопическую точную копию. Итак, поместите большое отверстие там, где обычно сидит окуляр микроскопа (4 - 6 дюймов от связного конца объектива). Воссияйте свет через отверстие и затем через объектив микроскопа, в обратном направлении тому, которым микроскопы обычно обрабатывают свет. Объектив микроскопа указывается на отдаленный телескоп и источник будет казаться плавающим всего в  нескольких миллиметрах перед объективом. Например, если 1-милиметровое отверстие помещено, в 100 мм позади объектива микроскопа 5-милиметрового фокусного расстояния, источник, кажется уменьшается  приблизительно до 0.05 мм. Вы можете также использовать высокое увеличение окуляра для той же цели (также использовать в обратном направлении), но объективы микроскопа будут все же получше.

5.2.3 Использование Отражающей Сферы  Вместо Булавочного отверстия.

Даже если Вы успешно справились с кропотливым производством крошечного источника непосредственно, Вы должны тогда присоединить его к лампе или фонарику и сфокусировать некоторый свет через крошечную дырочку. Создание истинного источника с микроотверстием может быть трудно, но имеются пути и попроще для  изготовления источника, который работает в точности также хорошо.

Так как звездный тест – вероятно наиболее  простой метод для оценки законченной оптики телескопа, читатель возможно не захочет быть обязанным создавать сложные и трудные схемы построения вспомогательного оборудования. Оптические устройства часто не могут производиться без того, чтобы иметь доступ к тем же самым линзам и другим второстепенным приспособлениям.

Однако задача адекватного построения точечного источника должна быть решена так или иначе. Популяризатор Астрономии Джон Добсон создает зеркала, используя звездный тест. Блики и отражения, просматриваемые на больших расстояниях служат как точечный источник. Он даже утверждает, что выполнил итоговый тест одного телескопа, используя отражение в глазе птицы.

Использование блеска Солнца в малых сферических отражателях - превосходный путь достижения необходимого небольшого размера и великолепной интенсивности. Dobson вероятно использует вариацию устройства, описанного ниже, когда хорошо расположенная и терпеливая птица не доступна[11].

В нынешние времена, каждый год огромные количества идеальных сферических отражателей делаются в форме елочных игрушек из дутого стекла. Эти шарики - серебрятся изнутри и обычно доступны в размерах от 2.5 до 7.5 см (от 1 до 3 дюймов). Если мы вычисляем размер яркого источника света, отраженного таким украшением, мы можем использовать эти приспособления, чтобы имитировать крошечные отверстия точно известного размера. Дифференцирование выражения для размера блика включает некоторую непосредственную, но не инструктивную тригонометрию, как это помещено в Приложении F.

Следует отметить один важный предмет  из дифференцирования, появляющегося в приложении - Вы не должны делать тригонометрическое вычисление, каждый раз Вы планируете использовать одну из этих сфер. Вы просто оцениваете, что изображение блика будет меньше чем относительно 1/300 диаметра сферы для среднего отражения солнечного диска. Если свет отражается обратно к Солнцу (то есть, в сфере появляется почти центральная симметрия), полу градусный солнечный диск сжимается к 1/450 сферы.

Это приблизительно 1/300 –диаметра приближение имеет некоторые последствия когда рассматривается в контексте Таблицы 5-3. Мы видим диапазон необходимых диаметров отверстия от 0.003 дюймов до 0.027 дюймов. Эти трехсоткратные диаметры - отражающие сферы от приблизительно 1 дюйма (25 мм) до 9 дюймов (23 см) диаметра. Последняя сфера была вычислена для 61-сантиметрового (24-дюймового) f/4 рефлектора, видимого с расстояния 615 метров (0.38 миль). Он находится в очень необычном углу Таблицы 5-3. Фактически, самая большая точка источника, которая будет возможно требоваться большинством читателей - для 17.5-дюймового f/4 рефлектора. Она приблизительно 0.016 дюймов (0.4 мм), что равняется размеру блика  Солнца в 5-дюймовой (125-милиметровой) сфере.

Таблица 5-4 дает приблизительные максимальные габариты возможных отверстий для различных размеров отражающей сферы, где источник света составляет l/2° (приблизительно солнечный диаметр).

Таблица 5-4

Аппроксимирует возможные габариты максимума микроканала (источник света - Солнце)

Пятидюймовых елочных шариков делается совсем немного. Однако, Вы можете использовать и меньшую, блестящую точку. Причина такой осторожности в размерах источника – заключается в том что вы окажетесь перед необходимостью расположить вашу сферу в 300 метров (около l/5 мили) от вашего 17.5-дюймового рефлектора. Это - большое расстояние, а Вы хотите иметь яркие изображения.

Совсем не обязательно сфере быть целой. Дополнительное выпуклое зеркало, обычно доступное в магазинах автомобильных запчастей, используется для увеличения полевого угла плоских зеркал заднего обзора. Если Вы нарисуете круг диаметром сферы, которую Вы хотите, Вы можете взять его с собой в магазин и оценить, который из этих недорогих рефлекторов наиболее близко соответствует нарисованному кругу.

Частичные отражающие сферы должны быть отъюстированы так, чтобы отражение было видимо в направлении вашего инструмента, но эта задача проста, и будет выполняться недолго, чтобы Вы могли выполнить звездный тест не спеша.

Одно последнее замечание: Иные авторы рекомендовали использование черных сфер, потому что они затеняют отражение окрестностей при все еще отражении Солнца.  Глянцевые черные сферы уменьшают весь свет, который попадает на них. Вы могли получать эквивалентный результат,  используя нейтральный фильтр  плотностью от 1.0 до 2.0 на окуляре (затеняющие не только сферу, но и  целое поле обзора). Использование глянцевой черной поверхности может быть хорошей стратегией во время проверки слепящего изображения близко к фокусу, но это не продуктивно при последующей дефокусировке. Если Вы решили уменьшить  интенсивность, воспользуйтесь окулярным фильтром, но начните с самого яркого возможного изображения. В качестве альтернативы, часто удобно иметь две сферы в тесном приближении, одну меньше другой (такой блестящий шарик ближайшего следующего размера елочного украшения). Проверка на небольшой астигматизм, например, лучше всего выполняется легким колебанием фокуса с обеих сторон наиболее компактного изображения. Изображение большей сферы часто слишком ярко, и меньшая сфера хорошо выступает в роли точечного источника для малого значения дефокусировки.

5.2.4 Установка Ночного Искусственного Источника

Вы можете обусловить то же самое световое отражение и ночью,  обеспечивая ваше собственное освещение. Свет больше не исходит из постоянного углового размера Солнца, так что требуется осторожность в размещении лампы. Установите фонарик на фотографической треноге или другом подвижном основании, и направьте его к вашей сфере. Фонарик работает лучше всего когда задиафрагмирован до приблизительно 1 см и размещается приблизительно на расстоянии 1 метра. Эта процедура приближает 1/2° угловой диаметр Солнца, так что таблицы представленные выше будут работать так же. Вы можете достичь более плотного луча, если Вы диафрагмируете фонарик " от оси ", так, чтобы нить накала лампы не была непосредственно видима. Используйте плоский лист алюминиевой фольги, чтобы сделать маску. Выходной портал не обязательно должен быть совершенно точно круглым. Фонарик должен быть помещен так близко к линии визирования насколько возможно.

Вы могли бы также пожелать иметь цветовой баланс света более близким к излучению реальных звезд. Окраска исходной лампы особенно полезна при тестировании рефракторов. Большинство сверкающих нитей накала имеет цветовую температуру черного тела около 2000°C, или столь же красные как Бетельгейзе. Спектр должен быть отфильтрован или бледно-синим (Wratten 80A) окулярным фильтром, или фильтрацией апертуры фонарика с подобным слегка синим фильтром (Ягода 1992). Идеальный фильтр исправляет домашнее освещение (то есть, лампочки "вольфрама") для слайдовой фотопленки дневного света. Для большей части тестирования, тем не менее, Вы предпочтете единственный цвет, и рыжеватый оттенок фонарика является долгожданным. Фактически, Вы можете предпочитать тестировать в сферах золотистого цвета, которые являются также доступными как елочные украшения.

Выберите место без паразитных источников света. Дневной тест может проводиться почти где-угодно, потому что Солнце - самый яркий источник света, но ночной тест может быть скомпрометирован присутствием близлежащих огней улицы. Ваш фонарик должен быть все еще правдоподобно наиболее выдающимся источником света, отраженным в сфере. В конце концов, он близок и - направлен право на сферу. Однако, близлежащие интерферирующие огни улицы обеспечивают вторичные блестящие точки, и другие блики, могут сделать интерпретацию трудной — особенно при очень малых аберрациях дефокусировки.

Исключение паразитных источников света очень просто. Например, Вы могли создать коробку  "гармошкой", чтобы затенять сферу от всего, кроме огней в направлении телескопа. Это - небольшой картонный блок черненый изнутри и имеющий черную поверхность, свернутую «гармошкой» назад. Эта  обертка действует как не-глянцевый отброс лучей. Наиболее часто, тем не менее, все что действительно требуется - тщательно-расположенный капюшон. Проще однако должно быть там, где не имеется никаких паразитных огней. Ваше обычное место наблюдения предполагается - довольно темное место. Только держите поблизости испытательное оборудование.

Вы имеете одну роскошь, которую дневные тестеры не имеют: Вы можете перемещать источник ближе к сфере, пока микроотверстие не начинает превышать диск Эри. Фактически, этот процесс становится проще, если Вы сформируете квадратное отверстие в маске фонарика. Остановите и двигайте фонарик обратно на  малое расстояние, когда эта прямоугольность появится.

5.3 Выполнение Теста

Поскольку люди, желающие протестировать свои телескопы, обычно не имеют доступа к башням или удобной топографии, чтобы поднять сферу над землей, вынуждены проводить тест сквозь условия турбулентности близь поверхности земли. Дневное тестирование лучше всего выполняется в течение раннего утра и над какой-нибудь травкой, потому что различные места и разное время имеют свои собственные особенности. Часто, выдается тихое время с малой турбуленцией перед заходом Солнца. Идите, и попробуйте провести тест в любое время и в любом месте; Вы можете быть приятно удивлены. Также, попытайтесь встать так, чтобы  Солнце оказалось сзади, и собой прикрыть окуляр, и гарантируйте приблизительно круглое отражение в сфере.

Вы можете прикрепить вашу сферу на какой-нибудь доске, просунув петлю в прорезанное отверстие. Если Вы не используете доску и желаете повесить сферу на кусте или дереве, то постарайтесь закрасить, заклеить лентой, или иначе затенить область где подвешивается шарик. Он может иметь несферическую кривизну, которая даст вторую интерферирующую световую точку. Если Вы используете искривленное зеркало заднего обзора, убедитесь, что затенили его край, если он слишком сияет. (См. 5-1 рис..)

Рис. 5-1. Сферы освещены большим световым пятном, чтобы преувеличить блики. Выпуклое зеркало заднего обзора показывается соединенным с головкой треноги. Паразитные точки отражения должны однако быть экранированы лентой.

Можно было думать, что черная доска будет работать лучше всего, но однородный темно-зеленый цвет также работает хорошо. Однородность более важна чем цвет, хотя яркие цвета не должны использоваться.

Большинство телескопов требует умеренных расстояний, но большой Ньютон малого фокального отношения требует протяженных и чистых областей тестирования. Большие расстояния, которые и другим требованиям, иногда довольно трудно найти. Вы можете разместиться на просторах проселочной дороги, или возможно  в удобной долине. Убедитесь, что установили дистанцию тестирования над травой с наветренной стороны от проезжей дороги. Жар поднимающийся от асфальта может помешать тесту. Также, избегайте подсветки с крыш зданий. Публичные парки в этих случаях идеальны, так как они имеют большие поросшие травой пространства и могли бы даже быть относительно пустынными, например рано утром.

Если ваш телескоп имеет тонкое зеркало, будьте готовы повстречаться с астигматизмом. Думайте о тонком зеркале как о гибком. Перевернутое вверх ногами, оно образует прогибы. Если ваш телескоп имеет тяжелое зеркало (толстое или тонкое), также ожидайте некоторого изменения масштаба. Это особенно часто встречается, если ваше зеркало закреплено в оправе жестко, хотя кажется такое происходит и при более мягком креплении.

Такие образцы дифракционных структур не будут иметь сходства с аккуратно симметрическими рисунками, представленными в главе о зажатой оптике этой книги, потому что только две опоры могли бы в этом случае сжаться. Если Вы не сможете устранить это воздействие тщательной установкой, Вы будете должны проводить тест под большими углами на реальных звездах.

Вы можете обнаружить, что  юстировка телескопа изменилась, когда прибор указывает на горизонт. Поскольку оптика, крепится достаточно свободно, попробуйте исправить положение направить немного вверх наклон оптической оси. Если повезет, оптика отклониться назад, чтобы снова покоится на своих опорах. Или  выберите дистанцию тестирования с естественным направленным вверх ландшафтом, или установите источник выше. В худшем случае, Вам может быть придется проделать временную юстировку для выполнения теста. Кто-то может предположить, что стеклянные изоляторы высоковольтной линии электропередачи, столь же популярны как искривленные отражатели только потому что они удобно установлены высоко на опорах.

Тогда пробуйте провести «установочный» (snap) тест. Двигайте фокусер в обе стороны от самого четкого изображения и убедитесь насколько трудно выставить фокус. В наиболее желательном положении, фокус, кажется установится, и независимо от того, где Вы завершите движение, Вы всегда будете убеждены, что ограничивающим фактором в фокусировке является ваша неспособность остановить вращение ручки фокусировочного винта на самом четком изображении. (Многое конечно  зависит от фокального отношения и как прочно телескоп установлен.). Наименее желательна ситуация -  где фокус выглядит в равной степени хорошо по всему диапазону перемещения фокусера. Вы дрейфуете по области наилучшего фокуса, не в силах определиться. Ваша координация глаз-рука - далека от того чтобы быть ограничивающим фактором (Suiter 1990).

Если ваша сила зрительной аккомодации велика, то Вы должны установить некоторый объект в поле зрения, чтобы задержать на нем фокус глаза, в то время как будете вращать фокусер. Сетка на плоскости поля окуляра обеспечивает такой объект. Если Вы имеете 12мм или меньший окуляр с сеткой и подсветкой для фотографического гидирования, Вы можете использовать его (возможно с хорошей линзой Барлоу). Если Вы не имеете гидировочного окуляра, разверните кусок черной изоленты посередине через ограничитель поля зрения окуляра высокого увеличения (ограничитель - отверстие на нижней стороне окуляра). Если Вы поместите ленту близко к лучшему фокусу глаза, Вы увидите половину области окуляра закрытой четко-очерченной тенью.

Расположите изображение точечного источника близко к прямому краю искусственной модели. Ваш глаз естественно сосредоточится на большом, высоко - контрастном крае. Тогда Вы можете изменить фокус изображения по вашему желанию, в то время как фокус вашего глаза задержан, как если бы он был в тисках. Этот психологический прием обычен в целях фокусировки фотоувеличителя (darkroom enlarger?).

Отдельные аберрации рассматриваются в главах им посвященных. В тестировании рефракторов на оптические погрешности, ничего не имея для цветовой коррекции, Вы можете найти полезным использование глубоко-желтого или зеленого фильтра на окуляре. Фактически, использование цветного фильтра - хорошая стратегия для всех телескопов, рефлектор то или рефрактор. Даже если рефлекторы не имеют никаких явных цветовых погрешностей, звездный тест все еще пребывает в некотором беспорядке из-за конечной ширины полосы частот белого света. Например, красный свет длины волны, 630nm может быть на 10 длин волны вне фокуса, в то время как глубокий синий свет длины волны 420 нм - 15 длин волны вне фокуса. Цветной фильтр  уменьшает диапазон длин волн в изображении.

Другое полезное средство 33% маска для вашего телескопа. Она обеспечивает однородную преграду для критических тестов на сферическую аберрацию. Маску легко сделать и приспособить над крестовиной рефлектора. Только нарисуйте круг диаметром в одну треть диаметра вашего основного зеркала на тонком картоне с плотностью папки. Вырежьте его и сложите вчетверо. Потом прорежьте щель приблизительно 6 - 10 мм длинной через вершину "V" в свернутом центре. Разверните и разгладьте. Посередине получится разрез в виде креста. Приспособьте круг с выдающейся тыльной стороны крестовины. Маска не нужна на f/10 Шмидт-Кассегрене, потому что их преграда (второе зеркало) – около 33 % во всяком случае. Маска для рефрактора может быть вырезана из бумаги. Повесьте преграду на крест нитей, прилепленных лентой к бленде. Конечно, если ваша преграда - уже больше l/3  апертуры, этот выбор не для Вас. Такие телескопы - обычно специальные  приборы, для которых во всяком случае дополнительная преграда принята, чтобы гарантировать некоторое другое преимущество.

Пример того, как использовать эти таблицы от начала до конца, также как дорожную карту указывающую направления и опасности Вы можете повстречать в телескопах прошедших звездный тест, остальная часть главы описывает процедуру тестирования для четырех воображаемых инструментов.

5.3.1 8-дюймовыый f/6 Рефлектор Ньютона

Найдем в Таблице 5-2, что расстояние источника для погрешности в 1/8 длины волны - 2 x 12f или 24 кратное фокусное расстояние 4 футов. Умножение дает расстояние источника 96 футов (29м). Таблица 5-3a или 5-3b говорит, что диаметр источника - приблизительно 0.10 миллиметра, или приблизительно 0.004 дюйма.

Этот диаметр отверстия — умноженный на 300 — указывает солнечное отражение в 30-милиметровой сфере. Так как это - приемлемо близко к 1-дюймовому (25-милиметровому) елочному шарику, мы его и используем. Не пытайтесь попусту точно подгонять все параметры. Нет необходимости отмерять 29-метровое расстояние тестирования слишком тщательно. Такая точность чувствительности звездного теста не повысит и не понизит. Отмерьте расстояние в тридцать пять шагов чего должно быть вполне достаточно. Если у вас есть только один отражатель - 2.5 дюйма в диаметре, Вы можете легко увеличить это расстояние вдвое до 200 футов (60м). Управляете Вы, а не тест.

Расстояние отмеряется над травяной лужайкой. Около 8 утра со сферой, помещенной в юго-западной стороне от телескопа. Солнце находится над левым плечом выполняющего тест.

Из Таблиц 5-1а и 5-1b мы замечаем, что фокусировочное перемещение, необходимое для достижения дефокусировочной аберрации в 12 длин волны является 1.9 мм (0.075 дюймов). Фокусер перемещается на 3/4 дюйма за оборот ручки, так что мы будем поворачивать фокусер меньше чем на ±l/10 оборота для тестирования на большинство аберраций.

Первое что Вы замечаете при просмотре дефокусированного изображения - кажущееся появление серьезной  разъюстировки. Когда Вы направляли телескоп вверх, Вы грубо проверили юстировку, и она была прекрасной. Уберите окуляр и посмотрите в отверстие. Точка зеркала - все еще в центре. Что происходит?

Тогда Вы замечаете, что фокусер отодвинут назад на 50 мм дальше чем обычно. Фактически, Вы были должны заглубиться в ваш окулярный блок, чтобы найти трубку расширителя фокуса. Посмотрите в отверстие снова и на этот раз вы заметите проблему. При таком положении фокуса, край диагонального зеркала обрезает внешнюю часть главного зеркала. Виньетирование - немного хуже на одной стороне чем другой, что объясняет нецентральную тень диагонали. Внефокусный диск на самом деле не так сильно разъюстирован, он просто не полностью освещен.

Вы подходите к шарику, подбираете его, и относите на 30 дополнительных шагов дальше. При возврате к телескопу, Вы вставляете окуляр и фокусируете; он придвинулся на дюйм ближе к трубе. Вынув окуляр и заглянув обратно в окулярное отверстие, Вы можете теперь видеть все зеркало, отраженное в диагональном.  Вы понимаете свою недальновидность, и что могли бы использовать большую сферу на этом новом расстоянии. Но, Вы решаете провести тест и в таких условиях; изображение кажется достаточно ярким.

В это время Вы замечаете что тень вторичного зеркала отклоняется слегка в левую сторону дефокусированного изображения. Это уже указывает на реальную разъюстировку. Вы скручиваете соответствующий винт на оправе главного зеркала (см. Главу 6) и затем проверяете изображение снова. Оно становится еще хуже. Возвращайтесь к корректирующему винту и отменив предыдущую корректировку, немного поворачиваете его  в противоположном направлении.

Проверив результат снова, Вы видите намного лучшую юстировку. Еще несколько незначительных регулировок и юстировка закончена. Коллимация должна быть переделана прежде, чем телескоп будет использоваться на высоких объектах, потому что сборка трубы необычно напрягается из-за этой горизонтальной оси. Отсюда, Вы ищете зажимание или астигматизм. Вы не увидите никаких таких воздействий, лишь тогда когда тогда это зеркало мало, с  хорошей толщиной, и мягко установлено.

При выполнении «установочного» (snap) теста, Вы видите, что изображение проходит сквозь фокус достаточно быстро. Это - хорошие новости. Вы смотрите на дефокусированное изображение и пробуете обнаружить стационарную структуру, указывающую шероховатость поверхности в небольшой турбулентности. Вы не видите ничего, но Вы проведете тестирование на это условие попозже в темное время суток. Трудно обнаружить шероховатость в условиях любой турбулентности, даже если она и незначительно беспокоит ваш инструмент. Один хороший ориентир - гладкий вид минимумов дифракции, они были бы грубы или разбиты если шероховатость была бы серьезной. Вы помещаете желтый фильтр в окуляр. Кажется, как будто фильтр не достаточно глубок, потому что много цветов могут быть все еще видны (фактически, цветовая ошибка кажется усугубляющейся). Вы надеваете зеленый фильтр. Теперь минимумы более заметны.

Перемещайте фокусер назад и вперед на равные расстояния от обеих сторон фокуса, чтобы поискать сферическую аберрацию. Напомню, что она проявляется полым центром на одной стороне от фокуса и ярким центром, который уменьшается к краю с другой стороны. В этом направлении заметна некоторая тенденция но она несущественна. Вы помещаете стандартную 33 % маску на выдающийся болт в хвостовой части крестовины и очень тщательно находите наилучший фокус. Затем Вы следите, насколько далеко Вы должны переместить фокусер внутрь и наружу до получения в центре тени от диагонального зеркала. Темнота появляется почти мгновенно во внутреннем фокусе, но коротко "зависает " при движении наружу.

Это - субъективное мнение, поэтому Вы заменяете зеленый фильтр, на фильтр нейтральной плотности, чтобы несколько изменить условия и пробуете снова. При использовании красного фильтра, Вы получаете новую оценку. Вы удаляете все фильтры и повторяете испытание еще раз. Кажется, как будто среднее отношение этих движений - такого размера, как 1:2 или 1:3. Это может означать, что Вы имеете крайне  недоисправленное зеркало (см. Главу 10).

Сняв маску, Вы затем дефокусируете прибор от далекого внутреннего фокуса далеко к наружному, все время ища темные или особо яркие кольца, которые указали бы зоны. Вы не видите плотной круговой  структуры.

Последний тест – на заваленный край. Обыкновенный способ поиска заваленного края - надеть глубокий  цветной фильтр (хорош красный) и осматривать видимость минимумов дифракции внутри фокуса по сравнению с положением вне фокуса. Если заваленный край - единственная аберрация, кольца сильны и четки на внешнем положении и слабы или размыты на внутреннем. Однако, проявления заваленного края конкурируют с проявлением недоисправленности, которая также имеет тенденцию размывать кольца дифракции позади фокуса. Вы смотрите через зафильтрованный окуляр и не можете действительно разрешить эту дилемму. Одна аберрация вуалирует другую.

Оценка: Этот телескоп должен приемлемо работать на планетах, но ему по силам и большее. Он корректен на грани требований, так что Вы не должны жаловаться изготовителю. Оптика кажется, сильно шероховата, но тест на шероховатость будет должен ждать проведения при темном поле зрения и меньшем количестве  турбулентности. Телескоп был приобретен для многоцелевого использования, задача, которую он должен выполнить хорошо.

5.3.2 16-дюймовый f/4 Ньютон на монтировке Добсона

Этот телескоп будет требовать большего расстояния от источника. Таблица 5-2 указывает, что дистанция в 84 фокусных расстояний вызовет ¼ длину волны сферической переисправленности, так что Вы должны удвоить ее и будет идти до 168 фокусных расстояний; 16 дюймов x 4 x 168 =10 752 дюймов, или 89 футов (273 м). Требуемый размер микроотверстия - 0.018 дюймов, или 0.45 мм. Использование отражения Солнца будет требовать отражающей сферы более чем 5 дюймов в диаметре.

Вы не сможете найти подходящую сферу в коробке с елочными украшениями, так что идите магазин «автозапчасти» и исследуйте ассортимент на предмет приклеивающихся широко-угольных зеркал заднего вида. Малое зеркало, найденное там, казалось бы, было приблизительно 7 дюймов в диаметре, если его продолжить до полной сферы. Оно немного великовато, но не слишком. Вспомните, Вы имеете коэффициент два в таблице диаметра отверстия прежде, чем ваш источник превысит размер диска Эри.

Вы заклеиваете лентой несколько внешних миллиметров зеркала по краю во избежание вторичного отражения в сияющем крае. Вы используете клейкую ленту, потому что цвет действительно не имеет значения. Подыскивая корректируемую установку, Вы думаете о треноге под дешевую фотокамеру с корректируемой шарнирной головной частью. Кусок деревяшки пристроенный к этой головке треноги будет нести на себе кривое зеркало.

Тогда начинается поиск места для теста. Вы в заключение находите длинный склон направленный вверх на север. Он пересечен дорогой, которая может задавать некоторые проблемы с турбулентностью, но вы желаете рисковать. Вы устанавливаете исходную треногу в 9 утра на высоком конце склона. Спустившись на несколько шагов в направлении телескопа и склонив голову к линии его зрения, Вы удостоверяетесь, что  Солнце в центре  искривленного зеркала. Также, Вы проверяете треногу на паразитные отражения и заклеиваете лентой любой выдающийся блик.

Идите вниз с холма около 2/10 мили (или 0.3 км) и установите 16-дюймовый. Быстрый просмотр в 6-милиметровом окуляре подтверждает, что линия зрения серьезно нарушена турбулентностью (слишком позднее утро). Вы сдаетесь и решаете сделать попытку теста в течение ночного сеанса при вашем наблюдательном месте. Тогда, телескоп должен будет действовать более правильно в менее турбулентной окружающей среде.

Приблизительно в 9 вечера следующей ночью, появляются высокие перистые облака в и портят весь вид. Вы решаете тестировать зеркало надеясь, что тем временем, что облака уйдут. Подъехав по гравийной подъездной дороге, которая  ведет к месту наблюдения, Вы снова располагаете сферу приблизительно в 0.3 км. В это время, однако, тренога несет фонарик, так что шарик подвешивается на ограде выгона. Фонарик имеет 1-сантиметровое отверстие в маске и помещен приблизительно в 1 м. от частичной сферы. Вы размещаете его вне оптического пути между сферой и телескопом, так что получаете маленькое, круглое отражение.

Так как телескоп и шарик на одном уровне, телескоп мог бы потерять верную юстировку, поскольку он – расположен горизонтально. При просмотре сферы, Вы находите, что он действительно потерял коллимацию. Подняв телескоп к зениту, Вы его мягко колеблете, и направляете обратно вниз. Это излечивает проблему.

После Вы осматриваете изображение на зажимание и астигматизм. Изображение имеет тенденцию образовывать крест в фокусе, но не настолько плохо, чтобы лишить возможности провести тест на сферическую аберрацию.

На «установочном» тесте, изображение не фокусируется так быстро, как Вы хотели бы. Однако, Вы можете легко сфокусировать ваши глаза от 100 мм до бесконечности, и подозреваете, что ваша аккомодация делает «установочный» тест ненадежным. Вы заменяете 6-мм окуляр 12-милиметровым окуляром с сеткой и подсветкой на высококачественной линзе Барлоу и повторяете «установочный» тест, все время стараясь, чтобы поперечные провода сетки оставались резко в фокусе. Фокус все еще не определен в значительной области. Это не хорошо.

Присоединенив 33% маску к заду крестовины, Вы проверяете коррекцию. Тень появляется почти сразу внутри фокуса и остается большой и темной, пока телескоп не дефокусируется чрезвычайно. Чего не выясняется с другой стороны, до тех пор пока Вы не повернете фокусер в 6 - 10 раз дальше. Тогда она появляется из яркого ядра. Фильтры изменяют эту ситуацию только слегка. Зеркало кажется глубоко недоисправлено.

Вы имеете смутное подозрение, что большой размер сферы возможно просто слепит ваши глаза. Вернувшись к источнику, Вы увеличиваете расстояние, отделяющееся фонарик и сферу до 2 м. Но даже с более темным изображением, все еще обнаруживается серьезное недоисправление.

Кольца не видимы с обеих сторон — возможно из-за шероховатости или турбулентности. Кольца не появляются также и с зеленым фильтром. Один тест не определяет шероховатости, однако, особенно в таком большом приборе как 16-дюймовый, так что Вы откладываете суждение на этот счет.

недоисправление настолько велико, что Вы не делаете даже теста на заваленный край или зональную аберрацию.

Оценка: телескоп плох. Требуется дошлифовка. Даже если бы он был немного хуже чем критическая ¼ длины волны, он был бы приемлем. В конце концов, Вы не часто ожидаете увидеть ограниченную дифракцией оптику при f/4. Но этот инструмент далек от пределов приемлемости.

5.3.3 6-дюймовый f/12 апохроматический рефрактор       

Поскольку этот телескоп, как ожидается,  будет работать хорошо в наиболее трудных условиях, он будет проверяться сравнительно резким способом. Двадцать раз фокусное расстояние - 120 футов, или 37 метров. Чтобы избегать неочевидного виньетирования и избегать ошибочной оценки сферической аберрации, Вы сокращаете это расстояние до 80 м. Из интерполяционной таблица 5-3, Вы видите, что диаметр отверстия приблизительно в 0.16 мм был бы правилен при 37 метрах, но вы пошли вдвое дальше, так что Вы хотите делайте его в два раза больше. Три сотни диаметров микроотверстия 0.32 мм дают 96 мм, или приблизительно 4 дюйма.

У вас один единственный 50-мм елочный шарик, но так как Вы собираетесь делать тест ночью,  просто переместите 1-сантиметровый маскируемый фонарик приблизительно на 60 см от сферы вместо обычного 1 метра. 60-сантиметровое расстояние означает, что отверстие будет охватывать немного меньше чем  угол в 1° видимый в сфере. Вы поддерживаете маску фонарика 80A "вольфрамовым" фотографическим фильтром, с тем  чтобы достигнуть лучшего цветового баланса для тестов на  хроматическую аберрацию.

Принеся телескоп на ваше обычное место наблюдения, Вы вешаете ваш шарик приблизительно в 250 футах от телескопа. Фонарик направлен на сферу с расстояния двух футов. Поскольку полностью собранный телескоп - неудобно высок когда направлен к горизонту, Вы располагаете его между сидений двух крепких складных «кинорежиссерских» стульчиков. Вы будете сидеть на земле.

Вы пытаетесь направить телескоп, двигая задний стул. Телескоп направлен на подножие треноги, так что Вы поднимаете переднюю сторону, соскальзыванием в magazine(?). Сфера  теперь слегка низковато.

Кажется проще двигать мишень чем телескоп, так что Вы идете к источнику и перемещаете сферу выше. Вы перестраиваете фонарик, проверяя, что самое яркое отражение направлено к телескопу.

Изображение нуждается только в покачивании, чтобы поместить его в центр. Вы вставляете окуляр большего  увеличения. Первый предмет, который исследуется – цветовая коррекция. Диск имеет небольшой сиреневый или рыжеватый край во внутреннем фокусе и зеленый край в наружном. В фокусе, не имеется никакого очевидного цветного тумана. Никакой красной точки не появляется прямо позади фокуса, но так как Вы испытываете апохромат, ничего подобного увидеть и не ожидается. Радужное смазывание неочевидно в любом направлении, что указывает на отсутствие децентровки или погрешности клина. Более яркое изображение было бы полезно, так что Вы перемещаете фонарик на расстояние приблизительно 30см.  до сферы.

Теперь, диск Эри заметно вздут, но никакой цветной туман, не видим. Вы возвращаетесь к фонарику и перемещаете его обратно.

Помещая зеленый фильтр на окуляр, Вы ищете астигматизм или растянутость как индикатор разъюстировки. Ничего такого не видно. При дефокусировке в любую сторону, никакой очевидной проблемы с коррекцией не наблюдается. Фокус устанавливается хорошо. Вы дефокусируете на большое расстояние и ищете зоны. Ни одна не обнаружена. Заваленный край не наблюдается, но это - рефрактор. Оправа линзы затеняет далекий край.

Вы обеспокоены отсутствием контраста колец дифракции. Это может указывать на шероховатость. Тогда снова, ваш глаз может быть лишь не привык к тонкости колец. Вы включаете глубоко-красный фильтр, но он делает потерю света слишком большой, так что Вы вращаетесь еще раз к зеленому фильтру.

Предфокальное изображение, кажется, имеет несколько ассиметричные усложнения в кольцах, но это могло быть вызвано медленными воздушными потоками между изображением и Вами. Вы наблюдаете достаточно долго чтобы наконец решить, что структура статична.

Разместив в центре 33% маску на кресте нитей Вы ищете проблемы связанные с формой зеркала. Вы неспособны обнаружить никакого различия.

Оценка: Этот телескоп может иметь среднюю шероховатость, что способна подпортить изображения в лучшие ночи. Столь незначительная аберрация осталась бы незамеченной в других инструментах. Тем не менее, она существенна в лунно-планетном рефракторе. Однако, Вы решаете проводить формальный звездный тест снова и оценивать телескоп в течении нескольких ночей на планетных изображениях. Шероховатость трудно однозначно отделить от турбулентности, и Вы могли ошибиться с диагнозом.

5.3.4 8-дюймовый f/10 катадиоптрический Шмидт-Кассегрен

Чтобы протестировать Шмидт-Кассегрен, вспомните, что телескоп отклоняет лучи вне края диска Эри приблизительно на 48м. (157 футов), или приблизительно на 24-кратное фокусное расстояние. (В таблице 5-2 дано неправильное расстояние, потому что внутренний механизм фокусировки компрометирует оптическую коррекцию.) Вы решаете увеличить расстояние к по крайней мере до 100м. (328 футов). Источник на этой дистанции находится в 2.5 раза дальше 20 фокусных расстояний, рекомендуемых в таблице 5-2, так что он требует в 2.5 большего 0.134-милиметрового размера отверстия из Таблицы 5-3, или 0.335 мм. Отражающая сфера должна таким образом быть 100 мм в диаметре. Вы не имеете 4-дюймовую сферу, но Вы можете найти выпуклое зеркало, которое было бы 7 дюймов в диаметре, если оно было бы полной сферой.

Отверстие может расширено еще вдвое прежде, чем оно превысит размер диска Эри. Семь дюймов, тем не менее, - достаточно близко к этому пределу. После, Вы вспоминаете, что, если бы Вы тестировали при Солнце непосредственно за вашей спиной, пользуясь блестящей точкой, в центре сферы, делитель становится ближе к 450, чем к 300. Это условие допускает сферу, по крайней мере 6 дюймов в диаметре, так что 7 дюймов не так уж намного больше.

Вы проводите тест рано утром при Солнце находящемся низко у восточного горизонта и дистанции наблюдения направленной на запад. Быстрый взгляд в окуляр подтверждает, что изображение слишком ярко. Сбегав домой за 2-дюймовым елочным шариком, Вы располагаете новую сферу на расстоянии 70 метров и направляете инструмент снова. Необычный поток внутри трубы растягивает вторичную тень с одной стороны фокуса, но это проходит после нескольких минут.,

Первой идет юстировка, относительно простая операция, так как требует корректировку только одного элемента. Вставив глубоко-желтый фильтр, Вы делаете «установочный» тест, но не можете сказать наверняка адекватно ли устанавливается фокус. Фокус кажется мягким, но не серьезно дефектным.

Вы обнаруживаете малое количество сферической аберрации, но не можете сказать, недоисправлен это или переисправлен. Телескоп повторно  сфокусирован с обычным окуляром большого увеличения и желтым фильтром, установочный винт ослаблен, и окуляр выдвинут из паза на 1/5 дюйма (5 мм). В проверочных таблицах, 5-1а и 5-1b, Вы видите, что эта величина соответствует приблизительно 12 длинам волны позади фокуса. Край структуры более выражен чем внутренние слои, так что система - переисправленена.

Так как 33% преграда - уже на месте, Вы ищете сперва появление тени вторичного зеркала. Она кажется только приблизительно в 1.5 раза дальше с другой стороны фокуса. Так как прибор, ожидается, будет слегка переисправленен во всяком случае (с близким положением источника), это количество очень умеренно.

Разыскивая шероховатость, Вы находите необычное количество турбулентности даже в столь раннее утро. Вы будете должны провести тест снова, когда атмосфера станет более спокойна.

Оценка: инструмент показывает, признаки превосходности, но наземная турбулентность слишком серьезна. Наблюдение планеты Сатурн той же ночью показало деление Кассини, выглядевшее четким и черным в промежутках между периодами плохого изображения. Вы пробуете тест снова ночью, используя фонарик.