Collimeren met een collimator

© 26/27 januari 2020, Nicolàs de Hilster & starry-night.nl

Het afstellen van de collimatie van een Schmidt-Cassegrain Telescoop (SCT) is een regelmatig terugkerend stukje onderhoud. Het enige dat hiervoor nodig is, afgezien van de kijker zelf, is een puntbron. Dit kan een gewone ster zijn, een kunstster of een collimator. Om met behulp van een echte ster te collimeren is echter helder weer nodig met bij voorkeur perfecte seeing, precies het soort omstandigheden waarbij je wilt waarnemen of fotograferen in plaats van collimeren. Het gebruik van een kunstster is een goed alternatief, maar vereist een minimale afstand die binnenshuis niet altijd even makkelijk realiseerbaar is. Een collimator heeft als voordeel boven de twee voorgaande methoden dat het collimeren op elke willekeurig moment binnenshuis gedaan kan worden en dat de collimator niet verder van de te collimeren kijker af hoeft te staan dan nodig is om bij de afstelschroeven van deze te komen. Dit artikel gaat over de grondbeginselen van het collimeren, de bouw van een collimator op basis van een Newton-spiegel en het gebruik ervan.

De theorie achter de collimator

Op InFINNity Deck is een 11″ Schmidt-Cassegrain in gebruik (Celestron C11 EdgeHD). Tijdens bewolkte perioden zou deze te collimeren zijn door van een kunstster gebruik te maken. Deze moet echter op een minimale afstand staan die voldoet aan (Suiter 91):

Afstandkunstster-kijker = 336 x D / F3 x brandpuntsafstand

 

met D de diameter van de kijker in inches en F het f-getal ervan. Aangezien het hier een absoluut minimum betreft wordt geadviseerd de uitkomst te verdubbelen of te verdrievoudigen (Suiter 91-92). Er wordt echter ook geadviseerd om als uitkomst minimaal een factor 10 aan te houden en die vervolgens te verdubbelen of verdrievoudigen, dus feitelijk een minimale factor van 20 (Suiter 91-92). Voor een 11″ f/10 SCT wordt de afstand dus 336 x 11 / 1000 = 3.7 x brandpunstafstand. Volgens advies moet dit nog verdubbeld worden (dus 7.4 x) en mag de factor niet kleiner zijn dan 20 (dus wordt het 20 x). Om de 11″ SCT te kunnen testen met een kunstster moet dus 20 x brandpuntsafstand, oftewel 20 x 2.8 = 56 meter, worden aangehouden, iets dat niet altijd even praktisch is. Daarom heb ik besloten een eigen collimator te bouwen, aangezien daarbij de afstand geen rol meer speelt.

Afbeelding 1: een eenvoudige collimator bestaande uit een lichtbron en biconvexe lens.

Volgens de Oosthoek Encyclopedie uit 1916 is een collimator een “Optische inrichting voor het verkrijgen van een evenwijdige lichtbundel”. Het licht dat van de sterren onze telescopen bereikt is op de schaal van onze telescopen, net als bij een collimator, evenwijdig. En precies daarom maakt de afstand tussen collimator en kijker niet meer uit. Een zeer eenvoudige collimator is te zien in afbeelding 1. Deze bestaat uit een lichtbron die precies in het focuspunt van een biconvexe lens geplaatst is. Het licht dat door deze lens gaat zal aan de andere kant er evenwijdig uitkomen.

Afbeelding 2: een concave spiegel als collimator.

Om een kijker te kunnen collimeren met behulp van een collimator, dient de collimator bij voorkeur ten minste dezelfde diameter te hebben als de kijker, zodat de hele spiegel van de kijker aan de beeldvorming meedoet. Het liefst moet de collimator iets groter zijn, zodat het correct positioneren van de te collimeren kijker niet kritisch is. Voor de C11 van InFINNity Deck zou dus een lens nodig zijn van ten minste 11″ (279.4mm). Afgezien van het feit dat zo’n lens niet eenvoudig te verkrijgen is, heeft een gewone biconvexe lens ook het nadeel dat daarbij sferische en chromatische aberratie op zal treden. Nu kan ter voorkoming van chromatische aberratie voor een monochromatische lichtbron gekozen worden, maar de sferische aberratie is minder gemakkelijk op te lossen.

Een goed alternatief voor de biconcave lens is een spiegel (zie afbeelding 2). Spiegels van de hierboven genoemde diameter zijn volop verkrijgbaar, zowel als los onderdeel voor eigenbouw als in de vorm van een Newton-kijker. Chromatische aberratie zal niet optreden, maar sferische aberratie (ΔWsph) wel indien een te snelle sferische spiegel gekozen wordt. De berekening die hieraan ten grondslag ligt betreft een reeksontwikkeling (Wyant 50-51):

In deze formule staat s voor de radius van de spiegel (s in afbeelding 3) en f# voor het f-getal ervan (f# = brandpuntsafstand / spiegeldiameter). De uitkomst is het verschil tussen de sferische spiegel en parabolische spiegel in micrometers (μm). Uitgaande van groen licht met een golflengte van 0.55μm (550nm) kan vervolgens door deling de aberratie in eenheden van golflengtes (λ) gevonden worden: ΔWsph(λ) = ΔWsph(μm)/0.55

Afbeelding 3: Kegelsneden en hun conische constanten. Het verschil in zeeg (z) tussen de cirkel en parabool is de helft van de sferische aberratie.

Nu is deze berekening niet eenvoudig in een afbeelding uit te leggen. Duidelijker is de berekening aan de hand van de zeeg (Engels: sag, z in afbeelding 3). De zeeg is het hoogteverschil tussen het midden van de spiegel en de rand ervan (de diameter van de spiegel is D in de afbeelding). De sferische aberratie wordt nu gevonden door de zeeg van de parabolische spiegel af te trekken van die van een sferische spiegel. Aangezien het licht deze ruimte twee keer moet doorkruisen om van het focuspunt naar de te collimeren kijker te komen, dient het gevonden verschil met 2 te worden vermenigvuldigd. Deling door de golflengte van het licht geeft het resultaat in golflengtes.

De zeeg z van de parabool en de sfeer kunnen als volgt berekend worden (Smith e.a. 59-61):

Hierin is c het omgekeerde van de radius van de kromming in de vertex (het midden) van de spiegel: c = 1/R (R = 2 x focuslengte), h de radius van de spiegel (s in afbeelding 3), en k is de conische constante (k=0 voor een sfeer, k=-1 voor een parabool, zie afbeelding 3). Het resultaat staat in dezelfde eenheden als dat R en h worden gegeven. Uit deze twee zeeg-formules volgt de sferische aberratie als (ervan uitgaande dat beide zegen in μm zijn berekend):

ΔWsph(λ) = 2 x (zszp) / 0.55

 

Afbeelding 4: Sferisch aberratie van een 12″ f/4 sferische spiegel berekend in ZEMAX 13 (met dank aan Roger Ceragioli).

Voor een grote snelle spiegel (12″ f/4) is de sferische aberratie 16.945λ, waarbij het verschil tussen de beide methoden optreedt vanaf de 5e decimaal en dus verwaarloosbaar klein is. Op mijn verzoek zijn de berekeningen voor deze theoretische spiegel met optical design software ZEMAX 13 geverifieerd. De hiermee door middel van Ray-tracing gevonden waarde is 16.879λ (zie afbeelding 4), een nog steeds verwaarloosbaar verschil van 0.066λ. Afbeelding 5 laat de sferische aberratie zien als functie van f-getal en spiegeldiameter. De diagonale lijnen representeren de verschillende sferische spiegels, terwijl de horizontale rode lijn een kwart lambda criterium voorstelt waarbinnen de sferische aberratie zou moeten blijven om de collimator fatsoenlijk te laten functioneren.

Afbeelding 5: Paraxial-focus sferische aberratie van sferische spiegels bij verschillende diameters en f-getallen

Duidelijk is, dat de sferische spiegel ten minste f/11 moet zijn om als collimator bruikbaar te zijn, maar dan moet deze wel ruim kleiner blijven dan 4″. Om een goede collimator voor een C11 te bouwen, zou een 11″ f/16 sferische spiegel nodig zijn (niet getoond in de grafiek). Met een lengte van bijna 5m wordt dit echter onpraktisch (nog afgezien van de beschikbaarheid) en dus verdient het gebruik van een parabolische spiegel de voorkeur.

Bovenstaande berekeningen zijn gemaakt voor het zogeheten paraxial-focus punt, het punt waarop het midden van de sferische spiegel in focus komt. Dit volgt automatisch uit bovenstaande geometrische zeeg-verschil berekening. ZEMAX en Wyant maken beiden gebruik van dit focuspunt in de berekeningen (ZEMAX heeft naast deze, diverse andere instellingen voor het focuspunt zoals smallest PV spot size, smallest rms spot size, en smallest rms wavefront error). FigureXP en DFTFringe, twee softwarepakketten voor het testen van spiegels, maken gebruik van het best-focus punt, welke dichter bij de spiegel ligt dan het paraxial-focus punt (Sacek 4).

Afbeelding 6: Best-focus sferische aberratie van sferische spiegels bij verschillende diameters en f-getallen.

Het best-focus punt is het punt waarop de diffractiedisk het kleinst is (dit komt overeen met het deel van de spiegel op 0.707 x de spiegelradius), in de praktijk spreken we dan van “de kijker is in focus” (Suiter 187). Het verschil in sferische aberratie (ŵ) tussen deze punten kan berekend worden uit ŵ=√(1+0.9375Λ(Λ-2)) met Λ=0, 1, 2 voor respectievelijk paraxial-focus, best-focus en marginal-focus (het punt waar de rand van de spiegel in focus komt, Sacek 4). Het best-focus punt is het midden tussen de marginal- en paraxial-focus (Sacek 4). Voor best-focus geldt Λ=1 en daarmee wordt ŵ=0.25, dus precies een factor 4 kleiner dan paraxial-focus. Voor de marginal-focus geldt Λ=2, en daarmee wordt ŵ=1 en dus is de aberratie daar gelijk aan die van de paraxial-focus (Sacek 4).

Voor de grafiek in afbeelding 5 betekent dit dat alle lijnen vlakker worden en dat bij gebruik van best-focus de sferische spiegel minimaal f/7 moet zijn (maximaal 4″ diameter, zie afbeelding 6). Voor een 300mm (12″) collimator met sferische spiegel zou dan ten minste een f/11 spiegel nodig zijn om de sferische aberratie binnen een kwart lambda te houden. Welke methode ook gehanteerd wordt, een sferische spiegel is niet erg praktisch voor een collimator.

De bouw van de collimator

Afbeelding 7: SkyWatcher Explorer 300PDS Newton (304mm f/4.9 parabolische spiegel).

Geïnspireerd door een dergelijke oplossing die ik gezien had bij de Sterrenwacht Almere, gecombineerd met bovenstaande redenen en advies van Jan van Gastel (werkzaam bij diezelfde sterrenwacht), én vanwege toevallige beschikbaarheid, heb ik uiteindelijk gekozen voor een SkyWatcher Explorer 300PDS Newton (zie afbeelding 7). Deze kijker heeft een parabolische spiegel van 304mm diameter en een brandpuntsafstand van 1500mm (f/4.9) en kwam onlangs te koop via een ander forum.

Afbeelding 8: het schema voor de dimbare LEDS.

Vervolgens is er een kleine lichtbron nodig die als kunstster zal fungeren in het brandpunt van de kijker. Navraag bij Jan van Gastel leerde dat zij een 9μm glasvezelkabel gebruiken, gekoppeld aan een heldere rode LED. Verdere specificaties had hij niet, dus forumlid Rob Musquetier (@musquetier) gevraagd of hij mij een schema kon leveren voor het dimmen van LEDs voor het geval de bestelde LEDs te helder zouden zijn. De kunstster bestaat nu uit een 12V schakeling (zie afbeelding 8) die via een schakelaar drie verschillende LEDs kan aan/uitschakelen en dimmen. Ik heb voor drie LEDS gekozen, aangezien ik niet zeker wist wat het beste zou werken en nu dus kan experimenteren. De eerste LED is een mat-rode, de tweede een helder-rode, de derde een schakelbare RGB-LED.

Afbeelding 9: De schakeling in behuizing met de eraan gekoppelde glasvezelkabel en 1.25″ bus voor in de focuser.

De LEDs zijn 5mm in diameter en zitten gemonteerd in ST-koppelstukken, waarop een Duplex glasvezelkabel ST/ST 9/125 1m OS2 gestoken kan worden. Deze kabel heeft een kerndiameter van 9μm en zit met nog een ST-koppelstuk in een door mij gedraaide bus in de de focuser van de SkyWatcher 300PDS Newton gestoken (zie afbeelding 9).

Het gebruik van de collimator

Nu de onderdelen gereed zijn, kan de collimator ingezet worden. Wat hiervoor nodig is, zijn een te collimeren kijker, een Barlow (een 2x exemplaar volstaat), een oculair met zo lang mogelijk brandpuntsafstand, en een camera met aansluiting op de focuser van de te collimeren kijker.

Afbeelding 10: de lichtweg van collimator naar te collimeren kijker.

Het idee is vrij simpel: je zet de collimator en kijker tegenover elkaar en lijnt ze keurig met elkaar op (zie afbeelding 10). Als dit het geval is, dan zal met de te collimeren kijker de kunstster te zien zijn. Het langebrandpuntsoculair is daarbij handig aangezien die een groot beeldveld produceert en het daardoor gemakkelijker is de kunstster te vinden. Een paar wiggen onder de kijker helpen de kijker in de juiste richting te kantelen, terwijl voor zijdelingse correcties de kijker simpelweg wordt verschoven (gedraaid in het horizontale vlak). Vervolgens wordt met een paar laatste kleine correcties de kunstster zo goed mogelijk in het oculair gecentreerd, en neemt de camera met Barlow de plaats van het oculair in. Het gebruik van een camera is niet strikt noodzakelijk, maar gezien de afstand tussen de afstelknoppen aan de voorkant en het oculair aan de achterkant van de kijker is het eenvoudiger de collimatie te doen met het beeld van de camera op een scherm. Dankzij de instelbare helderheid van de LEDs hoeft de belichtingstijd van de camera bij in- en uitfocusen niet aangepast te worden. Overigens kan de kunstster ook zonder oculair gevonden worden door simpelweg door het gat van de focuser te kijken.

Afbeelding 11: Kunstster in focus met diffractiepatroon. De spikes zijn van de spider van de collimator.

In het begin van dit artikel schreef ik dat de kunstster voldoende ver weg moest staan. Vergeleken met de sterren is deze minimale afstand is echter relatief dichtbij. Als de kijker ongeveer goed gefocust staat op de sterrenhemel, dan volstaat dat dus. Eventueel kan de kijker ook op objecten in de omgeving gefocust worden alvorens hem tegenover de collimator te plaatsen. Mocht de kijker reeds goed op oneindig gefocust zijn, dan kan de focuser van de collimator verdraaid worden totdat de kunstster minimale afmetingen heeft en het diffractiepatroon zichtbaar wordt (zie afbeelding 11). Vervolgens kan de focuser van de collimator gemarkeerd worden, zodat deze bij een volgende keer meteen op (ongeveer) oneindig staat.

Ook de collimatie van de collimator zelf bleek niet heel kritisch te zijn. Proefondervindelijk is vastgesteld, dat zelfs een afwijking van enkele centimeters van de laserlijn van een lasercollimator, gemonteerd in het oculair van de collimator, het beeld van de te collimeren kijker niet merkbaar beïnvloedt.

Om nu de te collimeren kijker af te stellen, dient deze 8 tot 12 golflengtes uit focus gedraaid te worden (Suiter 88). Hoeveel dit in millimeters is, is te berekenen met de volgende formule (Suiter 84):

Δfocus = 8F2Δnλ

 

Afbeelding 12: een voorbeeld van een slecht gecollimeerde kijker.

Met F het f-getal van de kijker (inclusief een eventuele Barlow), λ de golflengte van het licht in μm en Δn het aantal golflengtes dat men de kijker uit focus wil draaien. Een f/10 kijker met 2 x Barlow (de combinatie is dan f/20) bij groen licht (0.550μm) is dus het beste te beoordelen bij een defocus van 14 tot 21 millimeter. Ingeval van een C11 EdgeHD met MoonLite focuser betekent dit dat het hele bereik van de focuser mag worden benut. De kunstster zal dan als een donut er uit gaan zien. Indien de kijker uit collimatie is, dan zal het centrale gat van de donut niet in het midden van de buitenzijde zitten (zie afbeelding 12). Het corrigeren van een SCT gebeurt door aan de knoppen van de secundaire spiegel te draaien zodat deze een andere stand aanneemt. Niet alleen zal de donut er daardoor anders gaan uitzien, maar ook zal de plaats ervan op de beeldchip verschuiven. Iedere correctie vereist dus het verdraaien van de kijker om het beeld weer te centreren.

 

Afbeelding 13: de richting waarop de donut bij afstellen verschuift is de richting waarin het gat van de donut zal opschuiven.

Aan hand van de verplaatsing van de donut over het beeldscherm kan direct worden afgeleid of de correctie in de juiste richting gedaan wordt (zie afbeelding 13). Indien het gat naar linksboven moet verschuiven, dan zal de hele donut die kant op moeten gaan. Welke schroef daarvoor aan- of losgedraaid moet worden is te bepalen door ze even met de hand aan te wijzen. De hand zal een schaduw veroorzaken in de donut en daarmee als referentie dienen.

Afbeelding 14: een kijker bij goede collimatie.

Eenmaal goed gecollimeerd zal de kijker de kunstster als een perfect symmetrische donut tonen (zie afbeelding 14). Dit is een goed moment om de kijker langs de optische as 180° om te draaien om te zien of mirror-flop (het kantelen van een van de spiegels door speling in de constructie) de collimatie beïnvloedt. Mocht dit het geval zijn, dan kan eventueel de helft van de fout weggedraaid worden om een gemiddeld redelijk gecollimeerde kijker te hebben. Beter is het natuurlijk, indien mogelijk, de oorzaak van de mirror-flop weg te nemen. Om het collimeren te vergemakkelijken heb ik nog een stuk software geschreven, CollimatorGrabber, maar daarover later meer

Tot slot nog een animatie (zie afbeelding 15) om het voordeel van de collimator ten opzichte van een echte ster te laten zien. Hoewel luchtwervelingen ook bij een collimator een verstorende rol kunnen hebben, is de invloed ervan lang niet zo groot als bij een echte ster. Afbeelding 15 toont de donut van een C11 EdgeHD bij gebruik van een collimator (links) en een echte ster, in dit geval Capella op circa 60° hoogte en bij een seeing van circa 2″.

Afbeelding 15: een stertest met een C11 EdgeHD met de collimator (links) en Capella (rechts). Het kruis is afkomstig van CollimatorGrabber en geeft de assen weer waarlangs het beeld gespiegeld is.

De collimator produceerde first-light op 30 december 2019 met als eerste kijkers de RC10 van Rob Musquetier en de C11 XLT van AWSV Metius.

Dit artikel is mede tot stand gekomen dankzij de input van Jan van Gastel (Sterrenwacht Almere) en Roger Ceragioli (Richard F. Caris Mirror Lab, University of Arizona, Tucson (VS)).

Bronnen

V. Sacek, Notes on AMATEUR TELESCOPE OPTICS, (Internet, 2006), https://www.telescope-optics.net/, laatst bezocht 27 januari 2020.

G.H. Smith, R. Ceragioli, R. Berry, Telescopes, Eyepieces, Astrographs: Design, Analysis and Performance of Modern Astronomical Optics, (Richmond (VA), 2012).

H.R. Suiter, Star Testing Astronomical Telescopes: A manual for optical evaluation and adjustment, (Richmond (VA), 2013).

J.C. Wyant, “Basic Wavefront Aberration Theory for Optical Metrology“, in: R.R. Shannon, J.C. Wyant, Applied Optics and Optical Engineering, vol. XI, (1992), pp.50-51.

5 comments on “Collimeren met een collimator

  1. han.k

    Hallo Nicolàs, Een mooie beschrijving!

    Dat een collimater goed werkt heb ik gezien bij een gepensioneerde opticien H Dekker in Groningen. Het is wel een flinke investering die beter gedeeld kan worden door een aantal gebruikers.

    Een kunstster met een 9μm glasvezelkabel is een mooie oplossing. Dat voorkomt dat je een heel klein gaatje moet maken wat erg moeilijk is. Geeft de glasvezel als kunstster op 20 meter afstand (zonder collimator) genoeg licht?

    Voor individueel gebruik lijkt me een laser met een diffractive optical element (DOE) attachment   prijsgunstiger.

    Han

  2. InFINNity Deck Post author

    Hoi Han,

    Dank voor het compliment!

    Ik begrijp dat jij een van de volgende lasers bedoelt:
    http://www.collimator.com/category/laser-collimators

    met daarbij het DOE attachment:
    http://www.collimator.com/accessories/concentric-circle-projection-attachment

    en wellicht een Parallizer voor de 1.25″ laser:
    http://www.collimator.com/category/parallizer

    Nu moet ik zeggen dat ik het geluk had dat die Newton niet erg gewild was en daardoor voor nog geen 30% van de nieuwprijs weg ging. Had ik hem nieuw moeten kopen, dan was mijn oplossing prijstechnisch inderdaad aan de dure kant geweest, maar nu vergelijkbaar met het setje dat jij noemt.

    Het grootste nadeel van de collimator is de ruimte die hij in beslag neemt, maar gelukkig kan hij rechtop staan.

    Of de kunstster op 20 meter afstand (je hebt overigens meer afstand nodig, namelijk minimaal 20x de brandpuntsafstand) nog voldoende licht geeft weet ik niet, dat zou ik moeten proberen.

    Het delen van mijn collimator doe ik graag. Een ieder die een keer zijn kijker wil testen is welkom in Castricum (wel even een bericht sturen van te voren ;-)).

    Nicolàs

  3. han.k

    Ja zo’n een laser met 1,25+2″ combi adapter heb ik gekocht. Het maakte een deel van de collimatie van mijn RC mogelijk:
    http://www.hnsky.org/RC_collimation.htm

    De pagina laat ook de kunstster zien gemaakt van een zaklamp. Volgens mij maakt de afstand van de kunstster niet zoveel uit zolang je maar kan focuseren. Het lastigste is een klein gaatje maken in de alufolie. Daar kan de glasvezel uitkomst brengen. 🙂

    Mijn RC wordt vrijwel niet meer gebruikt. Hij is met F/9 te langzaam. Een APO astrograph is mijn werkpaard. Deze heeft ook geen afstelling nodig.

    Han

  4. InFINNity Deck Post author

    Voor een goede stertest is de afstand wel degelijk van belang. Dat wordt geschreven door diverse auteurs, waaronder Suiter. Ik noem het hierboven als eerste formule. Nu is het wel zo, dat Suiter (en die andere auteurs) veel meer doen met de stertest dan alleen collimeren, en hier is niet genoeg ruimte om de 413 pagina’s van zijn werk over de stertest te herhalen. 😉 In principe zijn alle optische problemen (collimatie, turbulentie, stress, sferische aberratie, ruw oppervlak, zones, slechte randen en astigmatisme) met een kunstster (of collimator) te testen en daarvoor is een voldoende vlak golffront nodig.

    Wellicht dat voor alleen het collimeren en kortere afstand volstaat, Suiter geeft geen aparte instructies voor de afstand in dat geval, dus ga ik er vooralsnog van uit van hetgeen hij eerder schreef.

    Suiter noemt als lichtbron ook de zaklamp en de zon in combinatie met een kerstbal en berekent de afstand waarop deze kunstster zou moeten staan. In combinatie met de zon zou een kerstbal van tussen de 25mm en 230mm volstaan voor telescopen van 60 – 600mm diameter en f/4 – f/15 (hij geeft zijn getallen in tabelvorm op pp.95-97). In zijn berekeningen is hij uitgegaan van afstanden volgens zijn hierboven genoemde formule in combinatie met de daarbij genoemde verdubbeling. Voor het gebruik van een zaklamp adviseert hij deze te diafragmeren op 1cm en vervolgens op 1 meter afstand van de kerstbal te leggen. Op deze manier krijg je een lichtvlek van circa 0.5°, overeenkomstig met de diameter van de zon. Dit diafragma is uiteraard veel gemakkelijker te produceren dan een gaatje van 70 – 200μm die Suiter adviseert bij gebruik zonder kerstbal.

    De leverancier van de kunstster die ik in het begin noemde, vermeldt over de afstand: “For an 8″ SCT we recommend approximately 100 feet.”. Berekenen we de factor voor deze telescoop (brandpuntsafstand is 2032mm), dan komen we aanvankelijk op een factor 2.7, verdubbeld geeft dit 5.4, en aangezien het minimaal een factor 20 keer de brandpuntsafstand moet zijn, kom je op 20 x 2.032m = 40m (131ft), 31% meer dan 100ft, hetgeen min of meer in lijn met Suiter is.

    Nicolàs

  5. InFINNity Deck Post author

    Na een paar dagen sparren met optische experts Jan van Gastel (Sterrenwacht Almere) en Roger Ceragioli (Richard F. Caris Mirror Lab, University of Arizona, Tucson (VS)), heb ik het deel over de sferische aberratie aangepast. Jan had deze ook ooit berekend en mij een grafiek gestuurd. Deze was door mij aanvankelijk niet reproduceerbaar en de optische design software ZEMAX leek mij gelijk te geven. Afijn, een dozijn mailwisselingen met beide heren later (waarvoor dank!) was het mij vandaag duidelijk dat beide berekeningen kloppen, maar dat de context niet goed geschetst was. Jan en ik hadden het over twee verschillende focuspunten, met ieder z’n eigen sferische aberraties. De details zijn te lezen vanaf afbeelding 5 in het artikel, maar samengevat blijft een sferische spiegel voor een 12″ collimator onpraktisch.

    Nicolàs

Leave a Reply