Hodnocení optických přístrojů 2 (Kritéria)

Aktuality

→ Úhradu členských příspěvků, aktuálně 700 Kč, prosím provádějte na nový účet POSEC zřízený ČAS č. 2500452459 / 2010

Podrobnosti: Napsal Zdenek Rehor; Nadřazená kategorie: Teorie; Kategorie: Základy optiky; Zveřejněno: 6. červen 2013; Zobrazení: 6269

V dnešním pokračováni seriálu o hodnocení kvality optických přístrojů se blíže podíváme na nejčastěji používaná kritéria pro hodnocení kvality optických přístrojů. Na konci této části se již zaměříme na jeden z nejjednodušších a přitom velmi kvalitních testů kvality – test na hvězdu.

Kritérium PV

Mezi nejznámější kritéria hodnocení kvality optických přístrojů je v astronomické veřejnosti asi nejznámější kritérium označované PV (Peak to Valley; vrchol-údolí, popř. max-min). Toto kritérium je značně přeceňované a pro celkové hodnocení kvality zobrazení určitým přístrojem jde jen o pomocné kritérium. Jak již jeho název napovídá, PV vyjadřuje rozdíl mezi minimálním a maximální odchylkou optické plochy od ideálního průběhu.

Význam tohoto kritéria si ukážeme na jednoduchém příkladu. Na obr. 1 jsou znázorněny dva průběhy ploch fiktivních zrcadel. Předpokládejme, že odchylka mezi maximem (vrcholem) a minimem (údolím) je u obou ploch např. 55 nm. Tento údaj se velmi často udává vztažený na vlnovou délku ( pro vizuální pozorování zpravidla =550 nm), tedy /10. Z obrázku je patrné, že obě zrcadla mají naprosto odlišný průběh. Kvalita zobrazení první plochou bude při tom vyšší než plochou druhou. Hodnota PV je přitom pro obě plochy shodná. Z příkladu je patrná i základní nevýhoda kritéria PV. Bere v úvahu pouze dva body (maximální a minimální) a ignoruje celý průběh mezi nimi. Ignoruje rovněž celkovou plochu těchto deformací a tím i jejich celkový příspěvek na výsledné zobrazení. Zrcadlo s hodnotou PV např. /2.5 může být ve skutečnosti velmi kvalitním s většinou plochy kvalitnější než /12. Nízká hodnota PV může být zapříčiněna jediným defektem, který navíc může být i skryt pod centrálním zastíněním.

Příčin popularity PV je více a některé mají z části i historické kořeny. Když testujeme optiku některou z jednodušších metod (např. Ronchiho či Foucaultův test - i o nich bude v pokračování tohoto seriálu řeč) některé vady optické plochy jsou v porovnání s citlivějšími metodami (např. interferometrickými) zeslabeny, popř. zcela nepozorovatelné. Toho je samozřejmé možné s výhodou využít i při výrobě. Ronchiho i Foucaultův test odhalí spolehlivě chyby a zóny, které způsobují při zobrazení vážné problémy (zejména pak asymetrické vady plochy – např. astigmatismus). Použitím citlivějších metod, např. interferometrem, může ta samá plocha vykazovat celou řadu zdánlivých zón astigmatismu. Nepravý (zdánlivý) astigmatismus zmizí po umístění zrcadla do dalekohledu, kde je řádně v objímce podloženo. Když odhadujeme chyby plochy pomocí hrany nože popř. Ronchiho testem, závisí jejich velikost na měření zóny (tj. relativně široké oblasti zrcadla) symetricky umístěné ke středu zrcadla. Zde je kritérium PV relativně snadno srozumitelné. Zmenšení hodnoty PV na minimální hodnotu obvykle zajistí poměrně kvalitní zrcadlo. Při interferometrickém měření jsou ale zpravidla měřeny velmi malé oblasti. Pro kompletní analýzu je pak nutno kompletovat výsledky mnoha měření. Z uvedeného je patrný i zásadní rozdíl mezi různými druhy měření. V amatérské praxi jsou většinou upřednostňovány jednodušší metody měření (Foucault, Ronchi, Mobsby, …). Oproti tomu profesionální výroba se pro výrobu velmi přesných přístrojů orientuje na aplikaci interferometrie. To samozřejmě vyžaduje i nová kritéria hodnocení kvality. Z uvedeného je zřejmá obliba kritéria PV u amatérských astronomů, zatímco profesionálové dávají přednost jiným, výstižnějším kritériím.

Z uvedeného je jasné, že kritérium PV není ani zdaleka všeobsahující. Je nutno varovat před jednoznačnými závěry týkající se kvality optiky jen na základě tohoto jediného parametru. Proto typický komentář hodnotící např. zrcadlo by mohl vypadat např: „zrcadlo má PV rovno /10, ale 0.1D od středu zrcadla je malá podbroušená zóna /3, která bude zastíněna sekundárním zrcadlem“.

U interferometrického měření se na místo PV kritéria využívají zpravidla jiná (RMS a zejména pak koeficientem SR), která jsou lepším podkladem pro analýzu souhrnného vlivu na celkovou kvalitu zobrazení celou optickou plochou.

Kritérium RMS

Kritérium RMS (Root Mean Square) je založena na měření optické plochy v mnoha bodech a následném statistickém zpracování. V podstatě jde o analogii směrodatné odchylky ve statistice.

Čím je pak hodnota RMS blíže nule, tím se průměrná hodnota optické plochy více blíží ideální. Bohužel ani toto kritérium nevystihuje zcela jednoznačně vliv odchylek (popř. deformací) optické plochy na výslednou kvalitu obrazu. Navíc udávání hodnot RMS v poměru k vlnové délce může u neinformovaného uživatele vyvolat řadu dalších otázek a pochybností.

Téměř každý astronom-amatér ví, že pro kvalitní optický systém je nutné, aby byla optická plocha vyrobena dle PV kritéria s přesností /4 (u zrcadel samozřejmě dvojnásobek, tj. /8). Bohužel pro hodnotu RMS žádný takový standard přijat nebyl. Rayleigh tiše a Marechal písemně předpokládal hodnotu RMS rovnu /14. Jinak řečeno tuto hodnotu RMS lze považovat za přibližně rovnou známé Rayleigho podmínce PV = /4.

Zatímco hodnota kritéria PV je více méně intuitivní (představit si zvlněnou optickou plochu je poměrně snadné), představit si směrodatnou odchylku je již poměrně obtížné. Předpoklad, že např. PV rovno /10 je ekvivalentní RMS rovnému /35, je poměrně obtížně odůvoditelný. Ve skutečnosti totiž žádný intuitivní bezprostřední jednoduchý vztah mezi PV a RMS neexistuje (viz příklad hodnoty PV pro dvě různé plochy v části věnované kritériu PV). Výše uvedené porovnání vyplývá z odhadu úrovně korekce dané plochy, resp.míře vlivu na výsledné zobrazení.

SR koeficient

Na rozdíl od předchozích kritérií je koeficient SR (Strehl Ratio) mírou optické dokonalosti dané optické soustavy jako celku. Vyjadřuje poměr mezi množstvím světla obsaženém v Airyho disku reálné optické soustavy k teoretickému maximu ideální optické soustavy. Nabývá hodnot od nuly do jedné. SR roven jedné má ideální optická soustava, menší hodnota SR pak signalizuje horší optickou soustavu.

Airyho disk nezastíněného ideálního objektivu obsahuje cca 83.8% energie z celkové energie obrazu hvězdy. Difrakční kroužek prvního řádu bude obsahovat 7.2% světla, kroužek druhého řadu 2.8%, a tak dále. Za jasné klidné noci je zpravidla viditelný mimo centrálního Airyho disku pouze kroužek prvního řádu, kroužky vyšších řádů zpravidla jen u optiky větších průměrů popř. jasných hvězd. S rostoucím energií soustředěnou do centrálního Airyho disku je optická soustava považována za kvalitnější. Tuto podmínku je možno považovat pro praktické účely za obecně platnou. Určitou výjimkou je snad jen případ, kdy o trochu zvýšený podíl energie v prvním difrakčním kroužku napomáhá rozlišení dvojhvězd.

Pro přesné experimentální stanovení hodnoty koeficientu SR je nutno provádět velký počet měření.A to s velkou přesností v různých bodech optické plochy. Proto jsou pro přesné stanovení tohoto koeficientu zvláště výhodné interferometrické metody. Existuje ale i způsob jak určit SR koeficient přibližně. Pro velké hodnoty SR koeficientu (cca nad 0.8) lze využít jednoduchý aproximační vztah využívající hodnotu RMS kritéria:

. (1)

Oproti RMS má koeficient SR jednu nespornou výhodu. Je do značné míry intuitivní a jeho význačné hodnoty jsou poměrně snadno zapamatovatelné. Jak již bylo uvedeno, ideální optická soustava má hodnotu SR koeficientu rovnu jedné. Výtečná optická soustava má SR lepší než 0.95. U velmi dobré optické soustavy je SR rovno minimálně 0.9. Dobrá optická soustava by měla mít hodnotu SR koeficientu minimálně 0.8. Pokud je SR koeficient menší než tato hodnota, není již optická soustava příliš kvalitní. Takovéto hodnocení optických soustav má i jednu další výhodu – umožňuje přistoupit k hodnocení a vzájemnému porovnání kvality různých optických systémů. I to je jeden z důvodů, proč právě SR koeficient je stále oblíbenějším parametrem nejen mezi profesionály.

Kritéria hodnocení optických soustav

V této části se budeme věnovat deformaci vlnoplochy. Nebudeme tedy analyzovat fyzickou deformaci konkrétní optické plochy, ale deformaci rovinné vlny světla, kterou nedokonalost optické soustavy způsobí.

Asi nejznámějším kritériem hodnocení optické kvality je Rayleigho kritérium. (Nezaměňujte toto kritérium s Rayleigho limitem vyjadřujícím rozlišovací schopnost dalekohledu, tj. schopností rozlišit např. dvojhvězdy). Rayleigho kritérium říká, že jestliže vlnoplocha , která vstupuje do oka pozorovatele, je deformovaná od ideální sférické o více než 1/4, budou v obraze pozorovány degradace.

Zdůrazněme, že tento standard je nutno vnímat jako minimum. Nejde tedy nejvyšší standard, ale minimum pro kvalitní optický přístroj. Deformaci vlnoplochy 1/4 odpovídá hodnota RMS 1/14 (statické Marechalovo kritérium). Dosazením do výše uvedeného aproximačního vztahu pro SR koeficient dospějeme k ekvivalentní hodnotě SR rovné cca 0.8 (přesnější hodnota je 0.82). Pokud tedy je deformace vlnoplochy pod tuto hodnotu, bude přístroj splňovat bez ohledu na druh aberace, kterou tato deformace vyvolává, základní Rayleigho kritérium kvality i výchozí požadavky na kvalitu zobrazování pro běžného pozorovatele.

Zkušený a náročný pozorovatel ovšem zpravidla vyžaduje vyšší stupeň kvality, tj. nižší deformaci vlnoplochy. Ve výrobě kvalitních optických prvků se v současnosti předpokládá, že nárůst optického výkonu je ještě pozorovatelný u optických systémů majících výslednou deformaci vlnoplochy lepší než 1/8. Tato hodnota přípustné deformace vlnoplochy nepochybně přispívá k vyšší výsledné optické kvalitě. Proto je u soudobých špičkových přístrojů povolena max. polovina hodnoty Rayleigho kritéria, tj. právě oněch 1/8. Této hodnotě odpovídá hodnota RMS koeficientu 0.036 (tj. cca 1/27.8) a SR koeficientu ) 0.95.

Základní Rayleigho kritérium postihuje pouze sférickou aberaci. To je poměrně vážný nedostatek. Jiné typy aberací pak přirozeně dávají rozdílné hodnoty kritéria PV, RMS i následný pokles RMS i na hodnotu kolem 0.8.

Jestliže si přejeme dosáhnout konečnou přesnost vlnoplochy 1/8 a při uvažování i hromadění chyby (vliv okuláru, … bez uvažování vad oka) je nutno standard pro primární objektiv dále zvýšit – např. namísto 1/8 na 1/10. To je již hodnota, kterou splňují zpravidla jen ty nejdražší objektivy určené zpravidla pro speciální použití. Této hodnotě odpovídá hodnota RMS cca 0.028 (1/35.7), popř. SR kolem 0.97. Příklad porovnání hodnot různých kritérií kvality je v tab. 1. Znovu připomínám, že jde jen o orientační tabulku umožňující rychlé srovnání různých kritérií v praxi. Nelze z ní tedy dovozovat obecné teoretické závěry.

Tab. 1: Přibližné ekvivalentní hodnoty různých kritérií kvality

PV (zlomek )	PV	RMS	SR koeficient	Poznámka
1/3	0.333	0.094	0.71
1/4	0.250	0.071	0.82	Rayleigho limit
1/5	0.200	0.057	0.88
1/6	0.167	0.047	0.92	Dobrá
1/7	0.143	0.041	0.94	velmi dobrá
1/8	0.125	0.036	0.95	vynikající
1/9	0.111	0.032	0.960
1/10	0.100	0.028	0.969
1/11	0.091	0.026	0.974
1/12	0.083	0.024	0.978

Tím jsme se seznámili alespoň se základními kritérii používanými pro hodnocení kvality optických soustav. Dále se již zaměříme na testy, kterými můžeme kvalitu přímo určit.

Test na hvězdu

Test na hvězdu patří mezi velmi snadné a při tom velmi citlivé testy. Umožňuje odhalit nedokonalosti optiky o velikosti až /20 (podle druhu aberace). U rychle se měnících aberací dokonce i dvojnásobek této hodnoty. Nedostatkem této metody je zejména to, že odhad velikosti aberací je jen relativní (v porovnání s velikostí pozorovaného difrakčního obrazce). Kvantifikace velikostí aberací je pak jen přibližná, nicméně možná. Přesnější kvantifikace aberací pomocí tohoto testu by pak již vyžadovala sérii etalonů, optických soustav s definovanou velikostí aberací. To je však již nad možnosti drtivé většiny astronomů-amatérů.

Umělá hvězda

Atmosféra Země je poměrně neklidné prostředí pro šíření optického záření. To je patrné zejména při pozorování difrakčního obrazce hvězdy. Tento obrazec se zpravidla bude vlivem neklidného ovzduší neustále vlnit i měnit tvar. Okamžiků, kdy je atmosféra dostatečně klidná je jen pár do roka. Proto je nanejvýš výhodné si vytvořit takovouto hvězdu uměle. Existuje celá řada nejrůznějších více nebo méně dokonalých konstrukcí. Od soustav generujících svazek rozbíhavý (hvězda se jeví v konečné vzdálenosti) až po soustavy „generující“ hvězdu v nekonečnu.

Mezi nejjednodušší patří umělá hvězda vyrobená z obyčejného laserového ukazovátka. Základem každé umělé hvězdy je světelný zdroj. Při výběru laserového ukazovátka coby budoucí umělé hvězdy je jen nutno dát pozor na to, aby max. výstupní výkon byl nižší než 1mW. Z ukazovátka pak již jen stačí demontovat plastovou čočku (je zpravidla našroubována pod krycí čepičkou na vlastním výstupu ukazovátka). Vlastní laserová dioda (resp. zářivá oblast) je poměrně malá. Pokud bychom takto upravené ukazovátko umístily dostatečně daleko (zpravidla postačuje vzdálenost do 100 m) bylo by možné využít takovýto zdroj coby umělé hvězdy. Pro zlepšení zobrazení difrakčního obrazce by bylo jen vhodné umístit bezprostředně před laserovou diodu (zářivý přechod) kruhovou clonku o velmi malém průměru (řádově desetin mm).

Samozřejmě je možno konstruovat i umělou hvězdu, kterou lze umístit do menší vzdálenosti. Schéma takovéto „klasické“ umělé hvězdy je na obr. 2. Jako světelný zdroj může posloužit opět upravené laserové ukazovátko z předchozího příkladu. Laserová dioda se nachází v několikanásobku předmětové ohniskové vzdálenosti objektivu. Čím bude ohnisková vzdálenost objektivu menší a laserová dioda bude dále, tím bude menší i obraz pozorované hvězdy a výsledně bude pozorovaná hvězda intenzivnější. Minimální rozumná vzdálenost laserové diody od objektivu je cca čtyřnásobek ohniskové vzdálenosti – obraz zdroje pak bude cca poloviční oproti předchozímu případu. Při umístění zdroje do dvojnásobku ohniskové vzdálenosti by již použití objektivu postrádalo smysl (obraz zdroje by měl stejnou velikost). Na jeho kvalitě příliš nezáleží. Vyhoví prakticky jakákoliv trošku slušná spojná soustava (jen kratší ohnisková vzdálenost soustavy klade vyšší nároky na přesné ustavení následné clony). Použití původní plastové čočky nedoporučuji. Její kvalita je zpravidla více než nevalná. Na výstupu je opět kruhová clonka. Je umístěna v rovině, kde je objektivem vytvářen zmenšený obraz laserové diody. Čím menší bude velikost kruhového otvoru v ní, tím lépe. Zpravidla je vhodné mít několik vhodných clon různých průměrů (od desetin po setiny milimetrů). Na druhou stranu tím méně světla nám umělá hvězda poskytne. Otvor cca 0.1mm bude představovat na vzdálenost 10m hvězdu o velikosti cca 2 úhlové vteřiny. Při potřebě menší umělé hvězdy (vyššího rozlišení) je nutno velikost clonky úměrně snížit, popř. zvýšit vzdálenost.

Pokud vznikne požadavek na umělou hvězdu v nekonečnu lze tuto sestavu doplnit další spojnou soustavou v jejímž ohnisku bude clonka s kruhovým otvorem (obr. 2b). Pro minimalizaci vlivu tohoto objektivu (jde vlastně o kolimátor) již jsou ale poměrně vysoké nároky na jeho kvalitu.

Použití umělé hvězdy přináší hned několik výhod. Zejména na takto malých vzdálenostech je vliv atmosféry minimální a obraz Airyho disku je stabilní. Dále pak je laserová dioda zdroj prakticky monochromatického světla. Jejím použitím pak dostaneme poměrně kontrastní difrakční obrazec z přesně definovanými vzdálenostmi mezi jednotlivými difrakčními kroužky. V neposlední řadě pak můžeme takovouto umělou hvězdu samozřejmě využít i např. k přesné kolimaci zrcadlových dalekohledů.

Realizace testu na hvězdu

Při hodnocení kvality optiky pomocí testu na hvězdu je nutné, aby přístroj, který chceme testovat, byl tepelně vyrovnaný s okolní teplotou. Pokud nebudete používat umělou hvězdu je vhodné zvolit klidnou noc se stabilním ovzduším. Zvolená hvězda by se měla nacházet alespoň 60 stupňů nad horizontem.

Provedení vlastního testu na hvězdu je pak poměrně jednoduchou záležitostí. Provádí se s využitím velkého zvětšení, zpravidla srovnatelného s průměrem testovaného objektivu. Když je hvězda zaostřena ve středu zorného pole, byl by v ideálním případě vidět difrakční obrazec – centrální Airyho disk se soustřednými difrakčními kroužky. Případné centrální zastínění reflektorů způsobí přerozdělení energie v pozorovaném difrakčním obrazci - malé zmenšení průměru pozorované části Airyho disku, mírné zhuštění difrakčních kroužků a zejména pak zvýšení jasu vnějších difrakčních kroužků.

Jak již bylo uvedeno je viditelnost difrakčních kroužků závislá na intenzitě pozorované hvězdy, ale např. i stavu kolimace přístroje a v případě pozorování reálné hvězdy i na stavu atmosféry (seeingu). Vlivem turbulencí v atmosféře má obrazec tendenci „vařit“ a je pak obtížné rozpoznat detaily v obraze.

Test na hvězdu začneme zaostřením hvězdy přesně do ohniska. Pokud je dalekohled tepelně vyrovnaný a alespoň průměrné kvality budeme pozorovat obrazec více či méně podobný výše uvedenému teoretickému případu. Při rozostření směrem k objektivu a od objektivu se bude pozorovaný obraz měnit. Může se to zdát paradoxní, ale opravdu je mnohem jednodušší hodnotit aberace soustavy z rozostřeného obrazu hvězdy. V obrazu rozostřené hvězdy bude vidět sérii kruhů. Postupně jak se bude hvězda rozostřovat směrem k objektivu uvidíte mezi čtyřmi až šesti kruhy. V tomto okamžiku zastavte rozostřování. Uvidíte relativně jasný nejkrajnější kruh a světlo v podstatě rovnoměrně rozšířené mezi jednotlivé kruhy. Postupně otáčejte ostřením na druhou stranu (směrem od objektivu). Obraz se nejprve znovu zaostří a následně se opět začne rozostřovat. Rozostřování opět zastavte při stejné velikosti rozostřeného obrazu. Oba rozostřené obrazy – před i za ohniskem budou v dokonalém optickém systému prakticky totožné. Rozdíl je ale mezi obrazem v refraktoru a reflektoru obr. 3. Refraktor bude mít rozostřený obraz, který je vyplněný. Optický systém s centrálním stíněním má rozostřený obraz podobný „koblihu“ (s temnou centrální částí).

V následujících částech ukážeme vliv některých základních aberací na vzhled pozorovaného obrazu.

Sférická aberace

Zhodnocení přítomnosti sférické aberace spočívá v porovnávání předohniskového a zaohniskového rozostřeného obrazu hvězdy. Sférická aberace je přítomna, když optický prvek (zrcadlo či čočka) nebyl natvarován na požadovaný tvar (viz minulý díl tohoto seriálu o příčinách vzniku aberací). Systém bez sférické aberace má oba obrazy (před i za ohniskem) totožné. Když je hlavní zrcadlo nebo čočka podkorigováno, budete vidět pří rozostření směrem k objektivu slabý centrální disk s kruhy, jejichž jas roste z centra k vnějšímu okraji. To je extrémně nápadné u venkovního okraje difrakčního vzoru. Pro rozostření za ohniskem bude světlo soustředěné do centra, a centrální disk je téměř malý a jasný jako v ohniskové rovině. Jas venkovních kruhů klesá směrem k okraji velmi rychle, okraje obrazce jsou slabé a jen slabě ohraničené.

Pro překorigované zrcadlo nebo čočku je průběh pozorovaných obrazců opačný oproti předchozímu případu.

“Skřípnutá“ optika

Když pozorujeme zkreslený obraz (ať již před či za ohniskem), který vyhlíží spíše více jako trojúhelníkový či polygonální namísto kruhového, jde pravděpodobně o deformaci optiky vlivem mechanických tlaků – příliš silným tlakem na optické prvky.

Toto je zřejmé obzvláště v Newtonových reflektorech v případě, že zrcadlo je v buňce připevněno příliš těsně. Může k tomu ale dojít u refraktoru, kdy objímka čočky je příliš dotažená.

V neposlední řadě může být tento pozorovaný deformovaný difrakční obrazec způsoben i nedostatečně vytemperovaným přístrojem. To je patrné zejména u uzavřených systémů Maksutova, kde doba potřebná na tepelné vyrovnání je poměrně velká (např. při průměru menisku kolem 100-127mm i několik hodin).

Astigmatismus

Astigmatizmus se v obraze projevuje stačením pozorovaného obrazu při přeostřování před a za ohnisko. Místo difrakčních kroužků budete při přeostřování pozorovat elipsu, jejíž velká poloosa se při přeostřování bude stáčet. Při přesném zaostření (tj. v ohniskové rovině objektivu) budete zpravidla pozorovat na místě Airyho disku typický kříž (viz obr 7)

Problémy s astigmatismem byly vcelku běžné v systémech Schmidt-Cassegrain, kde jej měla často na svědomí slabě mechanicky uchycený korektor. Poznamenejme ovšem, že nepravý astigmatismus může být vyvolán špatně zkolimovanou popř. dostatečně nevytemperovanou optikou. Stejně tak optika deformovaná přílišným tlakem (viz kapitolku výše) je svými projevy astigmatismu velmi podobná.

U dalekohledů typu Newton může rovněž indikovat, že sekundární zrcátko (zejména jeho kratší diagonála) není dokonalé rovinné, ale mírně vypouklé, popř. duté. Odlišení od astigmatismu hlavního zrcadla je poměrně snadné. Postačuje otáčet hlavním zrcadlem o 45°. Pokud se astigmatismus neotáčí souběžně se zrcadlem, je chyba s nejvyšší pravděpodobností v sekundárním zrcadle.

Další zdroj pozorovaného astigmatismu může být oko pozorovatele. Nicméně, případný mírný astigmatismus vašich očích nebude pozorovatelný při použití velkého zvětšení, kdy je malá výstupní pupila. Pokud přesto astigmatismus pozorujete je poměrně snadné se ujistit, že „zdrojem“ není vaše oko.Otáčejte se (resp. vaši hlavu) okolo optické osy.

Jestliže pozorovaný astigmatismus sleduje váš pohyb, potom je vaše oko astigmatické.

V neposlední řadě může být zdrojem astigmatismu i použitý okulár. Test astigmatismu okuláru je opět poměrně snadný. Postačuje jeho otáčení kolem optické osy v okulárovém výtahu. Jestliže obraz sleduje otáčení, potom je problém v okuláru.

Zonální chyby

Zonální chyby vznikají, když při výrobě optického členu je nedostatečně vybroušený/natvarovaný optický povrch finálně leštěn. Výsledkem pak jsou malá „údolí“ či „vrcholky“.

V této části testu, byste se měli zaměřit na nalezení těchto zonálních vad. Budeme zjišťovat, zda jsou některé z kroužků v předohniskové či zaohniskové pozici zúžené, popř. rozšířené. Nalezení takového zúžení/rozšíření napomůže plynulé přeostřování do obou krajních poloh.

Sražené hrany

Sražené hrany v optice vznikají nevhodným tlakem při leštění optické plochy. Toto je mnohem častější projev u zrcadel než u čoček. Příčina je velmi prostá – okraje čočky v refraktoru jsou skryty v objímce objektivu a na výsledné zobrazení tak nemají vliv. Podobným způsobem lze „vyléčit“ i zrcadlo. Zpravidla postačuje přiclonit jeho okraje kruhovou maskou (zpravidla stačí 5-10 mm).

U reflektoru rozpoznáme sražené okraje poměrně snadno. V pozici před ohniskem lze u rozostřeného difrakčního obrazce pozorovat roztřepení („fousy“). V ohnisku, je difrakční obrazec plochý, jen kroužky nejsou zobrazeny ostře. Za ohniskem se difrakční obrazec podobá dokonalému zrcadlu. Při vyvýšených hranách je projev opačný. Před ohniskem vypadá difrakční obrazec ideálně, za ohniskem má „fousy“.

Refraktor má projev sražených/vyvýšených hran opačný než u zrcadla.

Tím je téma dnešní části vyčerpáno. V příštím pokračování tohoto seriálu se podíváme na další z řady způsobů, jak zhodnotit kvalitu vašich přístrojů. Řeč bude o velmi známém testu – Ronchiho mřížce, ale i o méně známých variantách tohoto testu – Mobsby a Terebizh.