Technische Notiz
Nr. 001 von Coronado:
Die zentrale Obstruktion
Bei Coronado wird gelegentlich nach Informationen betreffs der zentralen
Obstruktion, die bei den AS-1/SolarMax ganz augenscheinlich ist, angefragt.
Die für diese Obstruktion verantwortliche Blende dient dem Zweck
direktes Sonnenlicht auf die Bildebene durch eine zentrale unvergütete
Zone der Etalon-Filterkomponente aus zu blenden. Diese Region hat Platz
für einen extra Zwischenraum in der Konstruktion des Etalons, welches
einen wesentlichen Bestandteil der hervorragenden Abbildung des AS-1-SolarMaxfilters
bildet. Das beinhaltet auch das Grundprinzip, auf dem die Filterpatente
beruhen.
Das Etalon besteht aus zwei flachen Platten aus geschmolzenem Silizium
mit einer
harten, verlustarmen dielektrischen Vergütung, die die Filtereigenschaften
bestimmt. Diese Platten sind durch Distanzstücke aus Material mit
extrem niedrigen Brechungskoeffizienten getrennt. Die Distanzstücke
sind optisch mit den Platten verbunden und garantieren für den
richtigen Abstand und die Parallelität der Platten. Bei dem klassischen
Etalon mit Luftspalt, sind diese Distanzstücke, normalerweise drei,
um die Kanten der Platten herum positioniert. Diese patentierte Anordnung
ergibt eine Anzahl von Verbesserungen der Abbildungsleistung des Etalons
und erlaubt letztendlich, dass man das Etalon als Solarfilter benutzen
kann.
Die zentrale Obstruktion hat prinzipiell zwei Effekte für die Abbildung,-
thermische Stabilität und Strahlenbrechung. Diese Punkte sollen
jetzt getrennt abgehandelt werden.
Thermische Stabilität
Herkömmlicherweise
wird das Etalon mit Luftspalt wegen seiner hohen thermischen Stabilität
im Vergleich zu der Ausführung mit festen Distanzstücken benutzt,
entsprechend der Tatsache, dass ein optisches Material sich immer temperaturabhängig
verhält, entsprechend seinem Temperaturkoeffizienten und der Temperaturabhängigkeit
seines Brechungskoeffizienten.
Wenn man jedoch diese Konstruktion für ein Sonnenfilter betrachtet,
muss man sehr sorgfältig vorgehen, um die thermische Stabilität
korrekt zu definieren. Zum Beispiel hat ein klassisches Etalon mit Luftspalt,
wie es oben beschrieben wurde, eine Bandbreite (HBW), eine abgestimmte
Wellenlänge (CWL) bei einer bestimmten Temperatur T, wenn sich
die Temperatur auf T` ändert, wird das Etalon den gleichen
HBW und die gleiche CLW haben, sobald das Etalon bei der neuen Temperatur
sich im thermischen Gleichgewicht befindet, es wird jedoch nicht das
gleiche HBW und CLW haben, solange sich die Temperatur noch angleicht.
Das ist für ein in einem Sonnenfilter benutztes Etalon besonders
wichtig, weil das Filter im Gebrauch der Sonne zugewandt ist, das Filter
ist nie im thermischen Gleichgewicht., Das hat von vornherein die Anwendung
solcher Etalons in Solarfiltern ausgeschlossen, außer bei Anwendung
unter Laborbedingungen.
Um dieses Problem zu lösen, konstruierte und patentierte Coronado
eine ganz neue Lösung für Etalons mit Luftspalt. Wie oben
schon berichtet, beruht diese Konstruktion auf einer Erhöhung der
Anzahl der Kanten-Distanzstücke und der Hinzufügung eines
Distanzstückes im Zentrum. Diese Konstruktion verbessert nicht
nur die wirtschaftliche Fertigung, sondern erhöht auch dramatisch
die thermische Stabilität bei sich ändernder Temperatur.
Zur Erläuterung sollte man die folgenden Diagramme studieren.
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Bild 1 stellt ein
Etalon mit Luftspalt und Distanzstücken an der Kante dar. Die Sonnenstrahlung
fällt auf die Oberfläche 1 (S1) und erhöht die Temperatur
T zur Zeit t auf die Temperatur T1( In manchen Fällen ist
dem Etalon noch ein Energieschutzfilter vorgeschaltet, weil jedoch dieses
Filter einen großen Teil der Wärmestrahlung absorbiert, steigt
die Temperatur des Energieschutzfilters, wodurch dieses als Wärmequelle
für das Etalon wirkt) Entsprechen der geringen Wärmeleitfähigkeit
des geschmolzenen Silikats ist die Temperatur an der Oberfläche
S2 etwas niedriger, sagen wir T2. Das selbe Argument gilt für die
Flächen S3 und S4.Daher ist die Temperaturverteilung über
die Oberflächen zu einer beliebigen Zeit t gegeben durch:
T1>T2>T3>T4.
Das bedeutet, dass die seitliche Ausdehnung der Platten an jeder Oberfläche
verschieden ist (und natürlich auch in jeder inneren Querschnittsebene.)
Weil die Platten fest an den Rändern eingespannt sind, ergibt sich
Bild 2, was natürlich stark übertrieben dargestellt ist.
Wie man aus Bild 2 ersieht, nimmt der Luftspalt zwischen den Platten
die Form einer Meniskuslinse an, anstatt einen planparallelen Spalt
zu bilden, wie es für das Etalon erforderlich wäre. Das bewirkt
eine Änderung der zentralen Durchlassfrequenz, gemäß
der neuen durchschnittlichen Dicke des Spalts. Außerdem verbreitert
sich die Durchlassbandbreite des Etalons, weil der Spalt nicht mehr
planparallel ist.
In Bild 3 kann man aus dem Bild ersehen, wie sich das Hinzufügen
eines zentralen Distanzstückes unter der gleichen Wärmestrahlung
auswirkt. In diesem Falle, wenn sich die erste Platte unter dem Temperatureinfluss
verbiegt, sorgt das zentrale Distanzstück dafür, dass sich
die zweite Platte in der selben Art und Weise verbiegt, sogar obgleich
diese Verbiegung normal geringer unter der thermischen Strahlung ausfallen
würde. Als Resultat ergibt sich, dass sowohl die Dicke des Luftspaltes
als auch die Parallelität der Platten mit hoher Genauigkeit erhalten
bleibt.
Abschließend ist zu sagen: Weil ein Sonnenfilter während
des Gebrauchs niemals im thermischen Gleichgewicht ist, muss ein Etalon
mit Luftspalt so wie die patentierte Konstruktion von Coronado aufgebaut
sein, um sich thermisch stabil zu verhalten.
Strahlenbrechung:
Die zentrale Obstruktion
in einem Coronadofilter hat dieselbe Auswirkung auf die Bildqualität
wie bei einem Cassegrain oder einem Newton-Teleskop. Bei diesen Teleskopen
ist die Obstruktion ein Bruchteil der Öffnung im allgemeinen zwischen
25 und 35 %, bei ausschließlich fotografischer Verwendung ist
eine Obstruktion bis zu 50 % tragbar. Bei den Coronado AS-1-Filtern
beträgt die Obstruktion modellabhängig zwischen 16 und 24
%.
Die Auswirkung der zentralen Obstruktion sind zweifach; -eine Verminderung
des empfangenen Lichtes und eine Verringerung des Bildkontrastes.
Die Verminderung des empfangenen Lichtes entspricht der prozentualen
Fläche der Obstruktion. In allen Fällen ist dies ein moderater
Anteil, z.B. 12 % bei 35 % Obstruktion. Für ein Solarfilter ist
das von geringer Bedeutung, weil es in dem Filter Komponenten gibt,
die das Licht in weit aus größerem Umfang dämpfen, um
die Beobachtung sicher zu machen.
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Diese Übertragung kann wegen der Brechungsgesetze niemals perfekt
sein. Die MTF wird durch die verschiedenen räumlichen Frequenzen,
die der Größe und der Verteilung der Details des beobachteten
Objektes entsprechen, bestimmt.
Bild 8 (Lings) zeigt,
dass der Kontrast in einer komplexen Art eingeschränkt wird. Der
Kontrast vermindert sich in der Tat mit wachsender Obstruktion.
Aber nur bei niedrigen und mittleren Frequenzen. Dagegen wird der Kontrast
im hohen Frequenzbereich auch nicht vollständig beibehalten., aber
er wird nur unwesentlich verringert.
Um die Auswirkung dieser Effekte auf die Auflösung des Systems
zu überprüfen, müssen zwei Fälle betrachtet werden:
1) Strukturen mit hohem Kontrast: das sind z.B. Mond, Doppelsterne,
Sonne.... Weil die Auflösungsgrenze sich auf der rechten Seite
der MTF-Kurve befindet (Bild 8), spielt die Obstruktion keine Rolle.
2) Strukturen mit
niedrigem Kontrast: z.B. Planetenoberflächen. Die Auflösung
findet bei niedrigeren Frequenzen statt wie oben. Für Details mit
sehr niedrigem Kontrast, liegt die Auflösungsgrenze auf der linken
Seite des Kurvenabschnittes und in diesem Falle wird die Auflösung
mit der Größe der Obstruktion schlechter. Ob die Auflösungsgrenze
auf dem linken oder rechten Kurvenabschnitt erreicht wird, (und ob es
eine Verminderung der Auflösung gibt oder nicht) hängt wesentlich
vom Kontrast des Objektes ab. Dieser kann mit der Wellenlänge und
ebenfalls mit der Abbildungstechnik variieren. Die Kontrastschwelle
differiert von 2 % für das menschliche Auge bis zu 0.5 % für
CCD-Aufnahmen.
Offensichtlich gilt
das Obenstehende nur, wenn die anderen Fehler des optischen Systems
genügend niedrig sind. Optische Fehler und eine mangelhafte Kollimation
des optischen Systems haben weitaus größere Auswirkungen
auf die Auflösung und den Kontrast als die Auswirkung der zentralen
Obstruktion in der betrachteten Größenordnung.
Schlussfolgerung: Wegen des hohen Kontrastes bei der Sonnenbeobachtung,
hat die zentrale Obstruktion bei den AS-1/Solarmax-Filtern keine nennenswerte
Auswirkung auf den Kontrast, wenn die Filter in Verbindung mit hochwertigen
Optiken, wie z.B. den MAXSCOPE-Teleskopen benutzt werden. Ebenso ist
die Auflösung der Filter besser als die des Instruments.
Bemerkung:
Die Computer generierten Bilder und Kurvendarstellungen wurden mit freundlicher
Genehmigung von Thierry Legault abgedruckt.
Licht von der Sonne:
Das Sonnenlicht hat eine einzigartige Zusammensetzung, welche durch
die verschiedenen Elemente, die die Gesamtzusammensetzung bilden, beeindruckt.
Dies wird sichtbar, wenn man das Licht zu einem Spektrum auseinander
zieht. Innerhalb des Spektrums sind viele dunkle Linien, auch Absorptionslinien
genannt zu sehen, wobei das laufende Spektrum sich von tiefen Rot bis
Violett, welches an diesen Stellen ausgefiltert wird, in verschiedenen
Niveaus der Sonnenstruktur, so wie sich das Licht vom Innern der Sonne
in den Weltraum ausbreitet.
Wenn man die Sonne mit einem Instrument betrachtet, welches nur eine
dieser Linien aus dem Spektrum ausfiltert, betrachtet man das Sonnen
speziell im Lichte von der Wellenlänge dieser speziellen Linie.
Coronado-Filter sind solche Instrumente!
Obgleich man die Sonne bei fast jeder der zahllosen Linien im Spektrum
betrachten kann, was auch in vielen Solarobservatorien weltweit geschieht,
gibt es einige besonders wichtige Linien, die besonders gut die bedeutenden
Phänomene auf der Sonnenoberfläche zeigen. Bei der Wellenlänge
656,28 nanometer, (nm), liegt die Hauptlinie des Elementes Wasserstoff.
Weil dies die erste im Spektrum auftretende Wasserstofflinie ist, wird
sie als H-alpha-Linie bezeichnet. Im weiteren Verlauf des Spektrums,
im tiefen Violett, gibt es noch die Hauptlinie von Calcium, die man
auch als Calcium-K-linie oder einfach mit Ca-k, bezeichnet.
Diese zwei Linien erzählen uns viel darüber, was sich auf
der Sonne abspielt. Sie erlauben uns Beobachtungen der meisten entscheidenden
Phänomene; -Protuberanzen, die Struktur in der Umgebung der Sonnenflecken,
Flares, die Granulation und vieles mehr. Weil der überwiegende
Teil der Sonne aus Wasserstoff besteht, ist die wichtigste Linie im
Spektrum die H-alpha-Linie
Das Fabry-Perot Etalon-Filter.......
Coronado-Filter arbeiten nach dem Prinzip des Fabry-Perot-Interferometers.
Allgemein gesprochen handelt es sich um zwei hochreflektierende, nicht
absorbierende Vergütungsschichten, die durch einen planparallelen
Spalt getrennt sind. Solch eine Struktur wird auch als Etalon bezeichnet.
Wenn ein paralleler Strahl aus weißem Licht eine solche Struktur
durchquert, wird der größte Teil des Lichtes von den Vergütungsschichten
reflektiert, wenn jedoch der planparallele Spalt zwischen den Vergütungsschichten
in der Dicke genau irgendeinem ganzzahligen Vielfachen der halben Wellenlänge
des einfallenden Lichtes entspricht, wird das Licht vollständig
vom System durchgelassen. Coronadofilter sind so konstruiert, dass einer
dieser Durchlassbereiche bei einer der interessierenden Linien im H-alphabereich
liegt. Wenn die Konstruktion so gemacht ist, dass dieser Durchlassbereich
des Etalons nicht breiter als die gewünschte Spektrallinie ist
und alle anderen Durchlassbereiche des Etalons durch Nebenfilter
unsichtbar bleiben, dann hat man ein System, welches ausschließlich
das H-alpha-Licht durchlässt. Wenn man die Sonne mit einem solchen
System beobachtet, sieht man alle Erscheinungen auf der Sonne die durch
den Wasserstoffinhalt der Sonne hervorgebracht werden.
Diese Etalon-Strukturen gehören zu den genauesten optischen Strukturen,
die man überhaupt fertigen kann Damit nur die gewünschte Wellenlänge
mit geringster Dämpfung passieren kann, müssen die Platten,
auf denen die Vergütung aufgebracht ist und die Parallelität
des Luftspaltes auf weniger als ein hundertstel der Lichtwellenlänge
genau gefertigt werden. In physikalischen Einheiten angegeben, darf
kein Teil der Struktur mehr als 0,000005 mm oder 0,000002 Zoll von zwei
perfekten Planflächen abweichen.
In der Praxis sind Coronado-Filter aus einer Anzahl verschiedener Spaltmaterialien,
(auch Distanzstücke genannt) gefertigt, die einen Bereich von Brechungsindices
abdecken. Die Vergütungen wurden nach einem technischen Verfahren,
welches ursprünglich für die Raumfahrt entwickelt wurde, aufgebracht.
Dieses Verfahren ist vollkommen verschieden zu herkömmlichen Vergütungen
und erzeugt sehr harte und beständige Vergütungen mit extrem
geringen optischen Verlusten. Eine Fülle von Distanzstückmaterialien
erlaubt uns die Filter sowohl auf höchste thermische Stabilität
als auch auf Abstimmbarkeit zu optimieren und ihre Abbildungsqualität
in vielen verschiedenen optischen Systemen zu maximieren. Auf diesem
Wege können die Filter so maßgeschneidert werden, dass sie
mit ihrem persönlichen Teleskop die besten Ergebnisse erzielen.
Coronado behält sich das Recht vor, die technischen Daten der Filter
ohne vorherige Ankündigung zu ändern.
Die Bedeutung von
Winkeln....
Wenn man die Filter bei astronomischen Betrachtungen einsetzt, ist es
wichtig zu verstehen, wie sich der Winkel auf die Abbildung auswirkt,
in dem das Licht in das optische System einfällt. Alle Filter reagieren
auf den Einfallswinkel des Lichtes, aber in dem Falle des bei einem
Solarfilter extrem schmalen Durchlassbereiches ist dieser Effekt wesentlich.
Coronado hat Modelle, die für wechselnde Bedingungen eines akzeptablen
Gesichtsfeldes optimiert sind, es ist sehr wichtig das richtige Modell
zu verwenden, um eine befriedigende Abbildungsqualität zu erhalten.
Es gibt zweierlei Betrachtungen, die diesen Effekt betreffen. Die erste
betrifft die Winkel, die mit dem beobachteten Feld verknüpft sind;
zum Beispiel die Sonne von der Erde aus beobachtet, überspannt
einen Winkel von ungefähr 0,5 Grad. Der Bereich von Winkeln, die
in ein Instrument einfallen, ist deshalb ± 0,25 Grad und das
Filter sollte diesen Bereich ohne Verschlechterung seiner Charakteristik
verarbeiten, wenn die komplette Sonnenscheibe beobachtet wird.
Die zweite Betrachtung bezieht sich auf die Winkel innerhalb des Strahlenkegels
durch das optische System, in welchem das Filter benutzt wird. Dieser
Kegel wird durch das Öffnungsverhältnis bestimmt, allgemein
auch als f/ratio bezeichnet. Das Öffnungsverhältnis wird berechnet,
indem man die effektive Brennweite durch die Öffnung des Instrumentes
dividiert.
Einer der bedeutendsten Umstände, diese zwei Betrachtungen zu verstehen
und wie sie die Abbildungsqualität eines Filters beeinflussen,
ist ihre Wechselbeziehung zueinander. Die fundamentalen Gesetze der
optischen Instrumente ergeben zwangsläufig, dass wenn einer dieser
Winkel durch optische Komponenten vergrößert wird,
sich der andere Winkel ebenfalls vergrößert. Umgekehrt, wenn
man ein Filter für beste Abbildungsqualität konstruiert, muss
man einen Kompromiss für die aus den verschiedenen Quellen stammenden
Einfallswinkel der Strahlen eingehen, um das Filter am Einbauort des
Systems anzupassen.
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Lassen Sie uns von
den allgemeinen Grundlagen zu einigen speziellen, die Coronado-Filter
betreffende Probleme übergehen.
Die
Kurven der begleitenden Diagramme stellen die spektrale Transmission
von typischen Filtern abhängig von der auf der horizontalen Achse
dargestellten Wellenlänge dar. In jeder Figur zeigt die schwarze
Kurve die Position des Filterdurchlassbereiches, wenn das Licht
normal in das perfekt kollimierte Filter eintritt. Die vertikalen Linien
stellen die annähernde Größe der H-alpha Absorptionslinie
dar. Die anderen Kurven bedeuten die Verschiebung des Durchlassbereiches
des in der Normalposition eingebauten Filters, abhängig von den
maximalen durch das Öffnungsverhältnis bedingten Winkeln unter
Vernachlässigung weiterer zusätzlicher Bildfeldwinkel. Von
rechts nach links, sind ein Coronado VHn-Filter, ein Filter des Typs
SMn und ein AS1-Filter dargestellt. Die wichtigsten Merkmale dieser
Filter sind: Das VHn-Filter hat ein Distanzstück mit sehr hohem
Brechungsindex, Das SMn-Filter hat ein Distanzstück mit mittlerem
Index, wie es typischerweise in anderen ultraschmalen Filtern verwendet
wird und das AS1-Filter ist ein Modell mit Luftspalt, der logischerweise
den Brechungsindex 1 besitzt.
Es kann sehr klar gesehen werden, dass die Distanzstücke einen
großen Einfluss auf die Empfindlichkeit des Filters gegen außeraxial
einfallende Strahlen haben. Es sollte besonders angemerkt werden, dass
bei einem Öffnungsverhältnis von f/30, (Das ist ein allgemein
übliches, um eine angemessene Abbildung zu bekommen), der Durchlassbereich
eines typischen Filters mit mittlerem Brechungsindex für Strahlen
am Rand des Lichtkegels schon komplett außerhalb der bestehenden
H-alpha-Linie liegt. Das bedeutet, wenn das Filter in einem F/30
System verwendet wird, ein Filter mit einer nominellen Durchlassbandbreite
von 0,5 A der Durchlassbereich sich auf 1 A verbreitert, wodurch der
Kontrast ernstlich reduziert wird. Die Coronado Instruments Group empfiehlt,
dass das Öffnungsverhältnis des mit einem Filter benutzten
Instrumentes maximal f/45 sein sollte, ausgenommen bei dem Modell VHn
mit speziell hohem Brechungsindex; bei diesem Filter kann das Öffnungsverhältnis
bis auf f/30 vergrößert werden.
Einen speziellen Fall stellt das Filter vom Typ AS1 dar, es handelt
sich um ein hoch temperaturstabiles Filter mit Luftspalt. Wegen seiner
Reaktion auf außeraxiale Strahlen ist es dafür konstruiert
vor dem Objektiv des Teleskopes benutzt zu werden, wo nur Strahlenwinkel
von ± 0,25 Grad des kompletten Sonnenbildes eintreffen.. Wie
man aus Bild 3 ersieht, arbeiten alle Filter hervorragend in dieser
Position.
Auf der anderen Seite des Teleskops, auf der Okularseite ist die Situation
komplexer. Hier müssen die Strahlenwinkel im Filter mit den Strahlenwinkeln
im Instrument sehr sorgfältig ausbalanciert werden. Zum Beispiel
arbeiten die meisten astronomischen Teleskope nicht mit f/45, Typisch
ist ein Öffnungsverhältnis zwischen f/4 und f/15. Aus diesem
Grund muss eine Barlowlinse benutzt werden um die Brennweite zu vergrößern
und wenn es notwendig ist, die Öffnung abgeblendet werden. Wenn
man jedoch das Öffnungsverhältnis auf diese Art vergrößert,
erhält man ein Vergrößerung des sich ergebendes Bildes.
Das bedeutet das die Winkel im Bildfeld, abhängig von der Sonnengröße
im selben Verhältnis vergrößert werden.
Es ist witzlos, die Strahlenwinkel im Instrument bis zum Punkt der Brauchbarkeit
zu vergrößern, wenn man dadurch die Strahlenwinkel im Bildfeld
unakzeptabel groß für das Filter werden, außer
man akzeptiert ein bedeutend reduziertes Bildfeld. Um dieser Sache Herr
zu werden, kann man eine zusätzliche Optik in den optischen Weg
einsetzen., eine ziemlich langbrennweitige Positivlinse, wodurch sich
für das Filter eine sogenannte telezentrische Position ergibt.
Das bedeutet, das alle Hauptstrahlen, von allen Punkten der Sonne, das
Filter parallel zueinander durchqueren, und einer ist nur übrig
mit den Strahlenwinkeln des neuen Öffnungsverhältnisses. Diese
Betrachtungen sind besonders bedeutungsvoll, wenn man ein katadioptrisches
Teleskop benutzt, wie ein Schmidt-Cassegrain oder einen Maksutow. In
solch einem System hat der Sekundärspiegel bereits die Bildfeldwinkel
vergrößert mit seinem Vergrößerungsfaktor, üblicherweise
fünf.
Ein allgemeiner Fehler bei der Konstruktion eines Teleskops für
die Verwendung mit einem Schmalbandfilter ist, den austretenden Strahl
zu kollimieren. Es gibt spezielle Umstände, wie dies erfolgreich
durchgeführt werden kann, aber es bedeutet das man eine Linse in
das Teleskopsystem an einem Punkt einbauen muss, der nicht zugänglich
ist. Wenn jemand eine typische, allgemein verfügbare Barlowlinse
benutzt, um dies zu bewerkstelligen, so erhält man als Resultat,
dass auf der Hauptachse die Strahlen das Filter korrekt passieren, aber
das Ergebnis ist eine sehr hohe Vergrößerung der Off-axis-Strahlen,
und unter diesen Umständen gibt es keine Möglichkeit eine
telezentrische Position zu erreichen. Das Einzige was erreicht wird
ist, dass auf der optischen Achse eine hervorragende Abbildung erreicht
wird, aber überhaupt kein nutzbares Bildfeld.
Wenn man sich für die Filterposition, ein akzeptables Öffnungsverhältnis
und ein akzeptables Bildfeld entschieden hat, wird dadurch die Größe
des erforderlichen Filters bestimmt um das Bildfeld wieder zu geben.
Alle diese Erwägungen wurden von Coronado bei den verschiedenen
Modellen, den Beschreibungen der Filter und den Empfehlungen für
die Verwendung in speziellen Teleskopsystemen berücksichtigt.
Filtertypen:
Wir haben aus unserm vielfältigen Entwicklungsprogramm ein Reihe
von Filtertypen für die Amateurastronomen ausgewählt, welche
einen weiten Bereich in bezug auf Abbildungs-qualität, Kosten und
Systemkompatibilität. abdecken. Zusammengefasst, es wird
für jeden die optimale Auswahl angeboten, vom ernsthaften Sonnenbeobachter
bis zum Gelegenheitsbeobachter.
Der wesentlichste Unterschied zwischen den angebotenen Typen ist die
Art der Montage am Teleskop. Die zwei Grundformen sind die AS1-Serie,
die auf der Objektivseite des Teleskops angebracht wird und die SMn-Serie,
welche auf der Okularseite des Teleskops montiert wird. Die AS1-Serie
macht den Aufbau sehr leicht. Das Filter wird einfach in eine optionale
Adapterplatte eingeschraubt, die für jedes Teleskop speziell angefertigt
wird. Dann wird das Teleskop normal benutzt. Dieser Filtertyp erfordert
normalerweise keinerlei Modifikation des Teleskops, z.B. optische Maßnahmen
wie eine Änderung des Teleskopöffnungsverhältnis, und
kann deswegen an jedem Instrument verwendet werden. Das ist besonders
nützlich, wenn eine kurze Brennweite gewünscht wird, um bei
CCD-Fotografie den Abbildungsmaßstab zu optimieren. Die AS1-Typen
sind auch optimal für die populären Schmidt-Cassegrain-Teleskope
geeignet, ein Teleskoptyp, für den es normalerweise sehr schwierig
ist ein schmalbandiges Filter damit zu verwenden. Ein weiterer Vorteil
der AS1-Filterserie ist die hohe thermische Stabilität der Filter,
wodurch sie bei normalen Arbeitsbedingungen ohne Temperaturregelung
verwendet werden können.
Die korrekte Installation der SM-Filter ist etwas komplizierter- wenn
man ihren Durchlassbereich und ihre Abbildungsqualität optimieren
möchte. Genauere Informationen dazu finden sie in unserer Publikation
Die Bedeutung von Winkeln (Siehe oben). Diese Komplikation
ergibt sich aus der komplexen Beziehung zwischen den Bildfeldwinkeln
und den Instrumentwinkeln innerhalb eines optischen Systems. Sie sollten
unseren technisches Personal um Rat fragen, bevor Sie sich für
eine bestimmte Konfiguration entscheiden. Wir können spezielle
Zubehörteile für den korrekten Einbau dieser Filter liefern.
AS1-Filterserie
Protuberanzenfilter:
Diese Filter haben eine Bandbreite von >2A bei H_alpha und sind für
die Beobachtung von Protuberanzen am Rand der Sonne optimiert. Die PROM-22
Version passt wiedie meisten AS1-Filter in den Okularstutzen des Teleskops
und erfordert beim Teleskop ein Öffnungsverhältnis von >F/24.
Wegen seiner Position im System, sollte es nur an Instrumenten benutzt
werden, deren effektive Brennweite bei F/24 ein weniger als 20mm großes
Sonnenbild produziert, wenn man die Sonne komplett sehen möchte.
Das erfordert eine Äquivalentbrennweite von ca. 2200mm.
AST Filterserie: In vieler Hinsicht ähnlich zur SMn-Serie
hat die AST-Serie den zusätzlichen Vorteil voll abstimmbar zu sein.
Das bedeutet, das andere Linien im Spektrum (z.B. die CA-K oder die
He-I-Linie) beobachtet werden können, indem man einfach das Energieschutzfilter
wechselt. Energieschutzfilter sind für viele andere Spektrallinien
erhältlich.
SMn-Filterserie
SMn-Serie: CIG-535M:
Diese Filter haben eine Strahlenbündelöffnung von 35mm. Sie
sind in einem Gehäuse mit Temperaturregelung untergebracht. Dadurch
können die Filter auf die korrekte Temperatur für die Abstimmung
auf die H-alpha-Linie abgestimmt werden. Ebenso ist es möglich
die Filter in die Umgebung dieser Linie abzustimmen, um Ereignisse durch
Dopplerverschiebung zu beobachten. Die Temperaturregelung geschieht
mit einer Halbleiter-, thermoelektrischen Wärmepumpe, - eine TEC,
dazu gibt es eine bipolare12VDC-Stromver-sorgung.. Das Energieschutzfilter
(ERF) für dieses Modell wird an der Eingangsöffnung des Teleskops
montiert und kann in verschiedenen Größen und für verschiedene
Fassungen geliefert werden. Die Standartgröße für das
ERF ist 60 mm. Andere Größen sind lieferbar.. Mit der geeigneten
Teleskop-Filter-Kombination sind die SMn-Filter die geeigneten Filter
für den ernsthaften Sonnenbeobachter, der die Sonne mit hoher Auflösung
beobachten möchte.
Filter für
spezielle Verwendungszwecke
Auf Grund unser
dreißigjährigen Erfahrung in der Entwicklung von äußerst
schmalbandigen Filtern haben wir viele spezielle Typen für bestimmte
wissenschaftliche Programme entwickelt. Die meisten dieser Entwicklungen
sind auf Kundenbestellung lieferbar, eingeschlossen Filter für
größere Gesichtsfelder, hoch Temperatur stabile Filter, abstimmbare
Filter und Filter mit Wellenlängen im Bereich Ultra-Violett bis
Infra-Rot. Zusätzlich können Zubehörteile geliefert werden
um diese Filter an Ihr Instrument zu adaptieren.
Wir würden uns freuen mit Ihnen über die Anfertigung
aller dieser möglichen Variationen zu diskutieren und Ihnen auf
Anfrage einen Bericht zukommen zu lassen.
Technische Notiz
Etalons sind _aus
festen Distanzstücken aufgebaute Fabry-Perot-Interferometer. Sie
werden für Spektralanalyse, die Auswahl und Überwachung von
Laser-Moden und wenn man sie auf eine bestimmte Wellenlänge abstimmt,
als äußerst schmalbandige optische Filter benutzt.
Etalons der Coronado Instrument Group sind in zwei Grundversionen verfügbar.
Mit Luftspalt oder als massive Distanzstücke. Innerhalb dieser
beiden Alternativen gibt es eine Vielzahl von speziellen Typen und Materialien
um Durchstimmbarkeit, ultra hohe Stabilität, modifizierte Durchlassbereiche
und andere vom Kunden gewünschte Spezifikationen zu erreichen,
außerdem sind Modelle im Spektrum vom tiefen Violett (<190nm)
bis zum fernen Infrarot (>30mm) verfügbar.
Etalons sind planparallele,
durch einen festen Spalt getrennte Platten. Es ist durch die obenstehende
Untersuchung offensichtlich, dass die Fabrikationstoleranzen für
ordnungsgemäße Funktion der Etalons extrem kritisch sind.
CIG-Etalons werden nach einer Vielzahl von modernsten optischen und
Vergütungstechniken hergestellt, wodurch sie zu den besten Produkten
am Markt gehören.
Die wichtigsten
Daten, die beim Fabrikationsprozess
berücksichtigt werden sind:
- Fast unerreichbare
Ebenheitstoleranzen bis zu 0,003 Lambda
- Extrem niedrige
Oberflächenrauigkeit.(<1A RMS)
- Spezielle Herstellungstechnik
von optischen Oberflächen um einen sehr niedrigen Keileffekt
zu erzielen (<0,02 Bogensekunden)
- Gesetzlich geschützte
Vergütungsverfahren, die zu extrem verlustarmen chemisch genau
definierten Vergütungen führen.
- Neuartige, ausgeglichene
H-alpha-Konstruktion mit ultra hoher Temperaturstabilität.
Während
der Fabrikation und der letzen Schlussprüfung
der Etalons wird folgendes durchgeführt:
- Prüfung
auf Ebenheit: Multi-spektrale Interferometrie mit einer Auflösung
von <1nm
- Untersuchung
der Oberflächenstruktur: WYKO Topografisches Stereo-Interferenz-Mikroskop
mit einer Auflösung <0,05nm
- Untersuchung
auf Parallelität: Mittels Blue Sky Research Wellen-Analyser und
Haidinger Interferometer.
- Abstände:
Mitutoyo Messgerät Serie 2300 mit einer Auflösung <0,5
mju
- Abstimmung:
Mit Jobin-Yvon THR1000 1.0m Monochromator
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