Autocostruttori

L'arte di collimare

2010-11-07T20:59:00.004+01:00

Un telescopio per uso visuale sotto cieli bui deve essere smontabile (per trasportarlo) e di grande apertura (per vedere). Ogni volta che un tubo ottico del genere viene smontato e rimontato, non assume mai la stessa esatta geometria.
Nell'articolo precedente abbiamo visto che per ottenere una buona qualità dell'immagine è essenziale che gli elementi ottici siano in posizioni relative precise. Questo si ottiene realizzando dei sistemi di regolazione che permettano di muovere gli elementi ottici uno rispetto all'altro, indipendentemente dal fatto che la parte strutturale del tubo sia posta ora un po' più in qua, ora un po' più in là.
Infatti, a seconda della precisione con cui sono state costruite le parti strutturali, gli elementi ottici possono trovarsi spostati di qualche millimetro (o di qualche centesimo di millimetro se per assurdo le parti fossero molto precise). In entrambi i casi l'entità di questo questo conta poco, dato che gli elementi ottici vanno riposizionati uno rispetto all'altro. La fluidità dei movimenti conta invece molto di più.

Ma come avviene nella pratica la collimazione? Nella figura sono illustrati i passi fondamentali (cliccare per vedere la figura in grande). La figura non mostra intenzionalmente il tubo ottico, la cui unica funzione è fornire supporto agli elementi collimabili. Dovrebbe essere anche evidente che ciò che conta è la posizione relativa dei tre elementi ottici.

Immaginiamo di partire dalla situazione numero 1 nella quale il secondario sia spostato sia rispetto all'asse ottico del primario sia rispetto all'asse ottico dell'oculare, e che sia anche orientato in maniera sbagliata. Sempre in figura 1 si evidenzia il fatto che l'asse ottico dell'oculare potrebbe non essere ortogonale all'asse ottico del primario. Questo errore, in realtà, non ha alcun effetto. Anzi, un telescopio Newtoniano può essere costruito con una angolo di deviazione del fascio ottico diverso da 90° e questa possibilità è stata sfruttata in alcuni dobsoniani cosiddetti "low rider" per abbassare la posizione dell'oculare (ma questo è un altro argomento che tratterò un'altra volta).

Nella configurazione 1 inseriamo un laser nel fuocheggiatore. Il raggio laser materializza l'asse ottico dell'oculare. A questo pnto il secondario va abbassato finché il raggio lo colpisce nel punto di offset. Si tratta di quel punto tale che osservando il secondario dal fuocheggiatore questo appare perfettamente centrato con il tubo del fuocheggiatore, come in 2. Questa operazione si fa una sola volta perchè il secondario e il fuocheggiatore sono solidali alla cella superiore e quindi non sono soggetti a variazioni di posizione relativa nei successivi montaggi. Eventuali errori destra-sinistra si correggono mettendo in squadra il fuocheggiatore, mentre gli errori alto basso si correggono usando la vite di avanzamento del secondario nel suo complesso.
Quanto deve essere preciso questo primo allineamento? Si legge di tutto, ma sorprendentemente la centratura del secopndario è alquanto tollerante. Se per esempio il secondario fosse 1 mm più in alto rispetto al tubo del fuocheggiatore, l'effetto sarebbe solo che il campo perfettamente illuminato si estendi 1 mm in più nella parte alta. Gli oculari ad alto ingrandimento non usano tutto il campo illuminato e quindi le0'ffetto è zero. Gli oculari a basso ingrandimento usano un campo più ampio e in questo caso la caduta di luce ai bordi sarà un po' diversa (ma andando a fare i conti si scopre che è impercettibilmente diversa).
In buona sostanza se il nostro laser colpisce il secondario a una distanza di 1 mm dal punto di offset va bene.

Passiamo ora alla fase di figura 3.Notiamo che il raggio laser (che materializza l'asse ottico dell'oculare) non colpisce il primario nel centro. Nel mio telescopio, per esempio, fra un montaggio e il successivo il raggio finisce al massimo a 5-10 mm dal centro. Questo dà un'idea degli errori di forma del tubo fra un assemblaggio e l'altro.:Operiamo quindi sulle viti di collimazione che consentono di ruotare il secondario finché il raggio tocca il centro del primario. A questo punto abbiamo fatto fatto arrivare l'asse ottico degli oculari al centro dello specchio (4).

Notiamo che il raggio riflesso non ritorna indietro (5). Agendo sulle viti di collimazione del primario possiamo però ruotarlo finché l'asse ottico del primario è allineato con il raggio,. In questa condizione il raggio ritorna indietro su se stesso. Abbiamo così ottenuto la situazione in 6 nella quale l'asse ottico dell'oculare coincide con l'asse ottico del primario. Non serve altro.

In pratica ci sarà qualche errore al termine della fase 4, perché è difficile valutare se il raggio colpisce esattamente il centro del primario. Di solito questo errore è meno di un mm (dipende dalla dimensione e precisione del marker centrale). Che effetto ha questo errore? Semplicemente che che il raggio di ritorno e l'asse ottico sono distanti circa un mm e che, in ultima analisi, l'asse ottico del pèrimario finisce un po' spostato rispetto al centro del campo dell'oculare. Ed è per questo che la collimazione va poi ritoccata allo star test (ma questo è un altro argomento).

Qualcuno a questo punto potrà notare che se si toglie e si rimette il laser nel fuocheggiatore si potrebbe ottenere un percorso diverso per la luce. Questo sta solo a significare il fatto che l'oculare può essere inserito nel fuocheggiatore con un certa imprecisione nella orientazione. Tuttavia l'asse ottico del primario continua ad arrivare al centro del campo visivo. I piccoli errori di assetto dell'oculare sfuocano al più le stelle ai bordi opposti del campo, ma sono di gran lunga inferiori agli effetti della curvatura di campo.

Alla fine di questo processo la parte strutturale del telescopio (ossia il tubo) potrà trovarsi qualche millimetro (usualmente meno) in qua o in là rispetto all'asse ottico del primario girati di qualche frazione di grado. Ma è ovvio che dove sta la materia della parte strutturale non ha alcun effetto sulla qualità dell'immagine.

Sulla precisione del tubo...

2010-10-31T22:32:00.004+01:00

Vi siete mai chiesti quanto deve essere preciso il tubo di un telescopio? Qualcuno potrebbe pensare che, siccome le superfici ottiche sono lavorate con estrema precisione, allora precisioni simili sono necessarie per tenere le superfici nella giusta posizione.
In realtà non è vero che le posizioni relative devono avere la stessa precisione della forma delle superfici (il motivo è che contano le differenze di cammin ottico e un errore di posizione spesso risulta in una variazione uguale dei cammini ottici e quindi in una differenza nulla).
Cio che serve è solo un sistema per poter posizionare gli elementi ottici uno rispetto all'altro nella corretta posizione. In una parola: collimare.

Nella figura di sinistra si vedono gli elementi ottici collimati e posti in un tubo ottico di forma molto accurata. E' però del tutto evidente, se si osserva la figura di destra, che il tubo ottico potrebbe benissimo essere tutto storto e, purché sia possibile regolare le posizioni relative degli elementi ottici, sarà sempre possibile metterli uno rispetto all'altro nella giusta posizione.
Quello che realmente serve è che il tubo non cambi forma facendo perdere la collimazione. Non importa se è un cilindro perfetto o se ha una forma ellittica o se il bordo inferiore è storto.

Ecco come mai, per esempio, una struttura truss molto grossolana di un dobson di legno autocostruito funziona perfettamente a patto che sia possibile regolare le posizioni degli elementi ottici. In pratica serve poter orientare il primario in modo che l'asse ottico finisca nel centro del secondario (tenuto conto dell'offset) e serve poter regolare la posizione relativa del secondario e del fuocheggiatore in modo che l'asse dell'oculare coincida con l'asse ottico riflesso dal secondario.
Ovviamente schemi ottici più complessi e con più elementi potrebbero essere più difficili da collimare.

Invece, se la struttura si deforma (vuoi la struttura vuoi i supporti delle ottiche) allora si perderà la collimazione usando il telescopio. Le strutture truss in genere sono molto rigide. Le celle, a meno di errori concettuali di progetto, sono altrettanto rigide (un buon progetto è quello di Berry e Kriege). Fare una struttura che non si deforma è solo questione di know-how.

Misurare la riflettanza di uno specchio con una fotocamera digitale.

2009-12-18T13:17:00.004+01:00

Nella foto il mio specchio appena uscito dalla camera che lo ha alluminato. Visivamente si può valutare l'intensità del bianco del foglio come appare riflessa e diretta e farsi una idea della riflettanza.
In realtà si può fare di più: basta leggere i valori RGB con una utility. Per questo ho selezionato una piccola area di 8x8 pixel accanto ala cifra "9" del "21.9" (immediatamente a destra dell'occhiello del 9).
Nella immagine riflessa questa area esce con questi livelli (media dei 64 pixel): R 147,9 G 159,2 B 139,1. Individuando la stessa porzione di foglio nella immagine non riflessa si ottiene: R 155,9 G 167,9 B 147,2.
Per calcolare la riflettanza bisogna tenere conto che i livelli letti in questo modo non sono proporzionali alla intensità luminosa. Questa immagine è codificata nello spazio colore del Macintosh, con gamma=1,8. Questo significa che l'intensità è proporzionale ai livelli elevati a 1,8.
Per calcolare la riflettanza si deve quindi calcolare il rapporto fra i livelli misurati elevati alla potenza 1,8 (2 nei PC). Il risultato è:

riflettanza nel rosso = (147,9/155,9)^1,8 = 0.91
riflettanza nel verde = (159,2/167,9)^1,8 = 0.91
riflettanza ne blu = (139,1/147,2)^1,8 = 0.90

Questo risultato è ottenuto usando una semplice camera digitale compatta, che restituisce immagini codificate in uno spazio colore (da cui la necessità della conversione con l'elevamento a potenza).
Potendo leggere direttamente le immagini raw in scala lineare, si può ottenere sicuramente una precisione migliore (perchè si elimina la ambiguità di eventuali trasformazioni di spazio colore che talvolta avvengono in maniera incontrollabile).

La principale causa di errore in questo processo non è la precisione della fotocamera ma la difficoltà di individuare l'esatta area corrispondente nella immagine riflessa e non riflessa. A questo si può ovviare con una carta quadrettata oppure disponendo coriandoli bianchi davanti allo specchio.
Altra causa di errori potrebbe essere il fatto che la carta non emetti in maniera isotropa a cui si potrebbe ovviare ripetendo le misure con la carta (o i coriandoli) orientata diversamente. Altre cause di errore potrebbero derivare da illuminazione non uniforme.

Con un po' di attenzione però però queste difficoltà possono essere superate.

Cella per uno specchio sottile

2009-11-29T01:05:00.007+01:00

Un amico autocostruttore, Davide Visentin, mi ha chiesto di verificare la sensibilità agli errori costruttivi per una cella di un ipotetico specchio di 570 mm di diametro, F4,5, ostruzione 110 mm, spessore 38 mm in vetro calcio-sodico.
Il metodo è simile a quello esposto più in dettaglio in questo approfondimento.

Per prima cosa ho calcolato una cella a 18 punti utilizzando PLOP. Il materiale ha le seguenti caratteristiche: modulo di elasticità 60GPa, modulo di Poisson 0.22, densità 2450 kg/m^3. Il risultato è mostrato nelle due figure che seguono.

Il risultato di PLOP indica un errore superficiale PV di 14 nm (lambda/39 superficiale) e un errore rms pari a 2.2 nm (lambda/250). I punti di appoggio sono collocati rispettivamente ai raggi di 0.3961 e 0.8056 (volte il raggio dello specchio).

Ho quindi fatto di nuovo i calcoli con COMSOL, con la geometria dei punti suggerita da PLOP. Ne è risultato un errore superficiale PV pari a 11.8 nm (lambda/46) escluso la parte ostruita e 1.8 nm rms (lambda/312). Vedi la figura seguente.

Per analizzare la sensibilità agli errori ho supposto che lo specchio si eccentrico di 1 mm. Il risultato è 17 nm PV (lambda/33) superficiale, escluso area ostruita, pari a 3.6 nm rms (lambda/151). La deformazione è prevalentemente astigmatismo (vedi figura).

In base a quanto esposto ne3l documento di approfondimento indicato, errori simili sono prodotti anche da errori costruttivi dei bilancieri e dei triangoli. Assumendo che ciascuno dei 3 bilancieri e dei 6 triangoli produca un contributo rms circa uguale e che questi siano non correlati si ottiene una stima dell'errore complessivo pari a 3 volte il valore suddetto (radice quadrata di 9). Vale a dire che una cella con 18 punti, con precisione di costruzione delle parti intorno al millimetro, avrà presumibilmente un errore finale pari a ~11 nm rms (lambda/50 superficiale).
Si tratta di un errore elevato (lambda/25 sul fronte d'onda) species tenuto conto che sarà poi combinato con eventuali errori di forma dello specchio.
Va tuttavia osservato che l'errore è in gran parte astigmatismo e che è sempre possibile, almeno in linea i principio, correggere la centratura dello specchio di 1-2 millimetri per compensare gli errori delle imprecisioni delle parti.

Yet another method for "cooling" mirrors

2009-08-30T00:09:00.009+02:00

Amateur astronomers know that mirror telescopes often exhibit poor contrast and resolution compared to refractor telescopes. Alan Adler, in his article Thermal management in newtonian telescopes (Sky and Telescope, Jan 2002) pointed out that "the problem" is born in a thin layer in front of the mirror, which is the boundary convective layer forming on the mirror face if it is warmer than air (see also Bryan Greer, Sky and Telescope, Sep. 2000).
What happens is that mirrors store a lot of heat and, when used in cooler environments, transmit heat to the air in front of them, like the bottom of a pan. The worm air forms an unstable layer which forms columns of warm raising air interleaved with columns of descending cooler air. This structure is called "convective cells". The mirror is topped by a bad "air lens" of irregular thickness and temperature and the neat effect is a wavefront error which happens on the characteristic scale of the size of the convective cells.
One can even see the cells by defocusing a lot a star image. It is better to look at intrafocal images, because extrafocal images tend to focus on high layers in the atmosphere, and show also the effect of atmospheric seeing. An example is here. Defocused images of convective cells take on the aspect of "spider webs" sometimes according to an hexagonal arrangement. Steve Khoeler has been able to reproduce the aspects of defocused images assuming that the wavefront error spectral density peaks at the spatial frequency which is characteristic of the convective cell sizes. Here is his work. One can even judge the severity of the bad boundary layer from the pictures. Note how the in-focus images look different from the theoretical images caused by the kolmogorov spectral distribution of the atmosphere. Here there are spikes and large halos, which often are reported by observers.

In realizing that the convective boundary layer is responsible for most of the "seeing" problems of mirror telescopes, Alan Adler also found the means to cure it.
Of course, if the mirror is at the air temperature, no boundary layer is formed. Thus, letting the mirror to cool down may be a method. However, large telescopes come with thick mirrrors, whcih can be so slow to cool that they actually cannot follow the variations in the air temperature during the night and thus are never cooled. Heat exchange can be improved, for example, by means of fans blowing onto the mirror (either sides) and this is often done.
Adler however used a different approach which consists into blowing air across the mirror face to wipe the boundary layer away.
The solution presented here is somewhat similar, with some differences. The most important difference is that the air remains laminar on the mirror face. The aim is to gently "extract" the warm layer as soon as it is formed and/or to keep it at minimum thickness and a regular shape. Alan also tested this solution, but he preferred the fan blowing across the face. I think this solution cal also work, provided that a properly formed suction annulus on the mirror edge is made (see below).

The first figure (click figures to enlarge) shows a fan attached to the rear of a mirror box. Except for the fan there is no other exit from the box. The fan is attached to the box by means of velcro strips (however elastic strips could be better, should one notice vibrations). A rechargeable battery is also attached to the mirror box back, by means of velcro again.

In front of the mirror there is a diaphragm, which lets only an annular section for air intake (figure 2 and 3). Thus the final effect is that air is extracted all around the mirror edge. As the air moves towards regions with lower pressure the flow remains stable and laminar (conversely, blowing air onto the mirror face produces turbulent flow). The system is not very effective in cooling the mirror. However it does not aim at cooling the glass: it aims at controlling the convective layer. In practice I have found that it is useable from the very first minute. Turning the system on and off I can see different grades of the "spider web phenomenon" (see Steve Khoeler's article). Gradually, the mirror cools (some amount of cooling effect is obtained because the warm layer is continuously stripped away) and in one hour or two I can see further improvements in the image quality on planets. I quickly reach the limits of the atmosphere, and the scope behaves "refractor-like" (but a 400 mm refractor!).

I carried out a quick Computational Fluid Dymanic analysis, shown in the last figure. The streamlines show a rather regular flow descending on the mirror face, which "squeezes" the boundary layer and extracts it from the mirror edge. The colors represents the flow speed. Here the volume flow rate is approximately 0.04 cubic meters per second (~80 cfm) which produces a speed of the air descending in front of the mirror which approximately amounts to 0.2-0.3 m/s.
I have yet to optimize the syetem.

Star Test of a 400 mm telescope

2008-06-22T13:05:00.001+02:00

Here is the star test of a 400 mm telescope. The movie has been capture using a Canon Powershot 60 hand held in front of the eyepiece, while turning the focuser with the other hand!! There is a little bit of miscollimation and the mirror is not perfectly cooled (there are signs of convective cells). The star is Vega.

How different apertures behave under the same seeing

2008-06-13T14:07:00.008+02:00

This movie shows a star's image as seen by different scopes under the same atmospheric seeing. The leftmost image is produced by a scope (roughly) the same size of the Fried's paramter, The second 1.5 times the diameter, the third 2.5 times, and the fourth 5 times. As seen the larger the diameter (comapared to Fried's scale) the more number of speckles appear in the image and the more damage the image has. Nevertheless, the overall image size shriks moving from left to right. We can think of this as the fact that, as the scope resolution imporves it becomes able to revela then atmospheric effects.
It is also interesting to note that, according to Fried's work, the smallest scope produces a image which is jerky, whereas the lergest, encompassing more atmosphere at any time, has less tilt and tip and more roughness.

Schemi ottici e risoluzione

2008-05-24T21:13:00.007+02:00

E' opinione abbastanza comune, fra gli astrofili, che i rifrattori siano strumenti con contrasto più elevato dei riflettori. Questa opinione è suffragata da osservazioni empiriche ("l'ho visto con i miei occhi che le stelle sono più puntiformi").
Ma è vero?
Non c'è dubbio che le stelle fossero più puntiformi, ma che cosa si è visto e perché?. E' lo schema ottico a riflessione la causa delle peggiori prestazioni o qualche altro fattore?
Per rispondere a queste domande occorre prima comprendere il meccanismo di formazione delle immagini. La figura confronta un telescopio rifrattore e un riflettore.
Consideriamo prima il caso ideale: le linee blu rappresentano un fronte d'onda elettromagnetico (la luce visibile) che proviene da una sorgente puntiforme a distanza infinita. In A il fronte è piano.
L'obiettivo del telescopio ha lo scopo di trasformare il fronte piano in un fronte sferico, come in B. Un gruppo di lenti svolge questa funzione nei rifrattori (a sinistra) mentre una superficie parabolica lo fa per i Newton. Nel caso dei rifrattori, deve essere formato lo stesso fronte d'onda per qualsiasi lunghezza d'onda della luce (che richiede più lenti e materiali idonei).
Una volta che il fronte d'onda è diventato sferico (appena dopo la lente o subito dopo la riflessione) si propaga secondo sfere concentriche fino al fuoco. Nel fuoco C, a causa della natura ondulatoria della luce si forma una figura di interferenza. Questa figura è l'immagine della sorgente puntiforme. In un certo senso il telescopio trasforma un punto della sorgente in una distribzione di intensità luminose secondo la figura di interferenza. Nel caso la sorgente sia estesa si può pensare che la sua immagine sia prodotta dalla sovrapposizione delle immagini dei singoli pnti (ciascuna una distribuzione di luce come la figura di interferenza). Con espressione più rigorosa si dice che l'immagine di una sorgente estesa è la convolzione secondo la figura di diffrazione.
La figura di diffrazione rappresenta la relazione ingresso-uscita del telescopio. Due telescopi che hanno la stessa figura di diffrazione trasformano i punti di una sorgente allo stesso modo e producono esattamente la stessa immagine. In un certo senso la figura di interferenza, che si chiama anche PSF, descrive completamente la trasformazione di immagini che il telescopio opera. La funzione di un telescopio è la sua PSF. Non serve altro per sapere che immagini il telescopio produce. In alternativa alla PSF si usa talvolta una sua diversa rappresentazione, nota come MTF. Così come la PSF identifica completamente le immagini che il telescopio produce, così è anche la MTF. Due telescopi con la stessa MTF producono le stesse immagini perchè sostanzialmente operano la stessa trasformazione fra la sorgente e l'immagine.

Detto questo, nella figura sono rappresentati due strumenti che producono lo stesso fronte d'onda sferico, e che quindi producono la stessa figura di interferenza e quindi hanno lo stesso contrasto e la stessa risoluzione.

Come mai allora le stelle sono più puntiformi nel rifrattore?
Per rispondere a questa domanda dobbiamo considerare due fattori:
a) il fronte d'onda in arrivo non è piano perché ha attraversato l'atmosfera. Il seeing determina delle distorsioni del fronte d'onda, rappresentate in rosso. Ovviamente, scambiando i due telescopi il fronte d'onda che incide rimano lo stesso.
b) il fronte d'onda che esce in B ha ulteriori difetti: difetti geometrici (aberrazioni di grande scala, zonali e rugosità), difetti cromatici (per il rifrattore) e difetti introdotti dallo strato limite (per il riflettore).
Tutti questi difetti determinano una forma del fronte d'onda in B che non è più sferica. Questo fatto si traduce nella formazione di una figura di interferenza degradata: la risoluzione, il contrasto e la puntiformità delle stelle peggiora.
E' importante notare che solo il seeing è un difetto comune, gli altri difetti (geometrici, cromatismo e strato limite) cambiano da un telescopio all'altro. E' del tutto ragionevole quindi che l'entità del degrado possa essere differente fra due telescopi.

D'altra parte, se non è possibile intervenire sul seeing, è invece possibile intervenire sui difetti che si generano le telescopio:
1) I difetti geometrici possono essere resi insignificanti producendo un'ottica con figura e rugosità entro determinati limiti. Qesto si può fare sia per i rifrattori sia per i riflettori.
2) Il cromatismo può essere minimizzato ricorrendo a più lenti e a materiali speciali.
3) Lo strato turbolento che si forma sulla faccia dello specchio può essere limitato in due modi: a) riducendo la differenza di temperatura tra lo specchio e l'aria e b) utilizzando sistemi attivi di aspirazione dello strato limite.

Supponiamo per un momento di essere riusciti a ridurre i difetti dei punti 1, 2, 3 a un valore insignificante. Che cosa resta? Resta un fronte d'onda sferico che contiene solo i difetti del seeing. Il fronte è lo stesso in entrambi gli strumenti e quindi produce la stessa immagine.

Ma che cosa dobbiamo pensare se, raffreddato per esempio lo specchio, continuiamo a vedere differenze? Possiamo pensare due cose:
a) che non siamo riusciti a eliminare completamente di difetti dei punti 1-3
oppure
b) che li abbiamo eliminati davvero me che per qualche motivo il fronte d'onda che in B ha la stessa geometria si propaga poi diversamente nei due casi e forma di conseguenza immagini di interferenza diverse.

La spiegazione a significa che contrariamente a quanto crediamo non abbiamo eliminato tutti i difetti. La seconda ipotesi però presuppone che la propagazione delle onde elettromagnetiche segua leggi fisiche differenti. Il che è in enorme contrasto con tutta la fisica finora conosciuta.

Alluminatura di tre anni

2008-05-09T19:57:00.003+02:00

Ho controllato di nuovo lo stato della mia alluminatura, la settimana scorsa dopo averla lavata. L'ultima volta la avevo controllata in Agosto del 2006..
Ho appoggiato sopra lo specchio due provini di riflettanza nota e conservati con cura (si tratta di questi). Quello in basso è il provino in alluminio senza coating, riflettanza 92%, Quello in alto è il provino con riflettanza ~70-75%. E' evidente che, a tre anni di distanza, l'alluminatura ha ancora le caratteristiche del provino originale (e ricordo che il mio specchio ha una alluminatura non protetta).

A close double in bad seeing

2008-02-26T20:26:00.005+01:00

This is a double star closer than the speckle diameter. In the poster frame the double nature of the star is not visible, but if one clicks on the animated gif, there will be moments in which the star can be split despite it is closer than the diameter of the turbulent image.

Yet another slow motion movie of speckles

2008-02-22T22:51:00.001+01:00

This is anoher movie. The "taylor screen" in this case has been produced by inverse fourier transform and should be of better quality (in the sense it is closer to the statistical properties the wavefront should have, as described by Fried, Statistics of a geometric representation of wavefront distortion, JOSA 55-11, 1965).

The time step corresponds to the motion of the taylor screen of 1% of the diameter (~1ms in typical conditions).

See also http://autocostruttori.blogspot.com/ (in the comments there is the code fragment that produces the movie)

Simulation of bad seeing

2008-02-20T21:21:00.001+01:00

This video shows another realistic simulation of a star image seen with a telescope under very bad seeing conditions. I do not know the exact value of the turbulence scale (the Fried's parameter), but, judging the number nd size of speckles, it can be estimated to be one tenth or less than the scope diameter.
The step between frames correspond to a lateral displacemnt of the wavefront which amounts to 1% of the scope diameter (e.g. for 1 meter and wind speed of 10 m/s it is 1 cm and 1 ms). If played at 25 fps, the movie is ~40 times slower than reality.
An interesting aspect is the way the single speckles change. They both move and vary in intensities, but the latter is quicker. The speckle pattern looks more like swarm of bubbles appearing and fading than a moving set of spots. Is that true or an artifact? Here is a slow motion movie of Eps aql.
http://en.wikipedia.org/wiki/Image:Eps_aql_movie_not_2000.gif

Realistic simulation of atmospheric seeing

2008-02-18T20:54:00.009+01:00

These movies (click to animate) show a simulation of atmospheric seeing. To provide realistic time flow, the frames have been computed according to the “Taylor” hypotesis (http://www.mpia.de/AO/INSTRUMENTS/FPRAKT/AOonLargeTelescopes.pdf) which assumes that the the turbulent wavefront moves in front of the telescope carried by winds.
For the sake of precision, if we assume that the phase fluctuation to be a function of space (x) and time (t):

then, as in all transport phenomena, we can derive time dependencies as:

The left hand side term is the deformation of the wave front due to rearrangement of the eddies in the flow, the terms to the extreme right is the transport of the wave front caused by fluid flow at speed u, and the first term after the equal sign is the wave front fluctuation seen by the scope pointing at the sem direction (x is considered scalar for simplicity). The Taylor hypothesis means that the thwo terms at the right side of the equation are considered dominant, whereas the rearrangement of the eddies is slower. That means that the scope sees a wave front sliding in front of it.
The R source code does exactly that: 1) first a wave front in the form of a long strip is generated, 2) then it is passed in front of the aperture.
Every time frame the wave front moves 4% of the diameter of the scope. This means that for a scope the size of 500 mm the wave front moves 20 mm every frame. If we assume a typical wind speed of 10 m/s that means the time step is 2ms, or 500 frames per second (20 times slower than reality when reproduced at 25 fps).
The two movies differ for the amount of bad seeing. It is interesting to note the motion and rearrangement of the speckles, and at the same time, the slow wandering of the whole pattern due to largest scale wave front tilt.

The R source code -----------------

size <- 51
t <- turb(size*11,size*3)
p <- pupil(size)
step <- 2
nsteps <- floor((size*10)/step)
star <- star.test(p,size=40,pad=4,draw=FALSE)
zmax <- max(star)
gamma <- 2.2

GDD("turbulence", type="gif", width=400, height=400)

for (i in 1:nsteps) {
tt <- t[((i-1)*step+1):((i-1)*step+size),(size*1):(size*2)]
rms <- sd(as.vector (tt))*20
p$set.turb2(tt,rms)
star <- star.test(p,size=40,pad=4,draw=FALSE)
image ((star/zmax)^(1/gamma), zlim=c(0,1), col=gray256, asp=1, bty='n', axes=FALSE)
}

dev.off()

Boundary Layer Seeing, part 2

2008-01-25T23:17:00.001+01:00

This video was recorded an hour later. The mirror was cooled by means of a front placed fan like in this photo . In the meanwhile the temperature dropped below freezing. Compared to the former recording, the turbulent front layer is now reduced. However, because the fan blows onto the mirror centre, the mirror does not cool uniformly and bends (making a depression in the centre). This causes the appaerance of shperical aberrations, that can be noticed by the fact that the shadow of the secondary is shrinked now. Of course the mirror will recover its figure in the time.

Boundary Layer Seeing

2008-01-24T22:06:00.001+01:00

Here is a short video showing the convective cells forming on the front face of a telescope mirror. The telescope is 16" diameter. The mirror is about 6-8°C warmer than the air. A spider web like structure can be detectd. The frame rate is 15 fps and does not look as fluid as to the eye. The bright network marks the boundaries of the convective cells. Where boundaries and on the edge, there are spikes.

The effect of seeing on different apertures

2008-01-20T16:55:00.000+01:00

Here is the first article of a series, concerning the modelling and evaluation of the effect of seeing on telescopes of different diameters and characteristics.
This post follows a discussion on Cloudy Nights forum and another on a Italian forum. The discussions have been useful to better point out possible pitfalls, misunderstandings, and critical aspects of the modelling.

The picture shows the comparison of the Point Spread Function (a star image in focus) and of the MTFs for two unobstructed apertures in bad seeing conditions. Full aperture is on the first row, and aperture masked down to 1/4 diameter, is the second row,

The first thing that must be clearly understood is how the turbulent wavefront was generated for both cases. First I used the Suiter's model (which I have checked to produce turbulence intensities, at different wavelengths, which agree with the Kolmogorov's seeing model - I will return on this point). I calculated a random wavefront for the full aperture with a value of 0.3 waves rms. This is a large amount of turbulence, roughly corresponding to Fried's radius r0 equal to 1/4 the diameter. The generated wavefront is shown at top left of the picture (for one run, but since turbulence is generated by a random process one my get different results every time).
The wavefront for the 1/4 aperture is shown at bottom left. It is the same wavefront above but limited to the part seen by the 1/4 diameter. As can be seen the wavefront on the central part leaves out most of the fluctuations than happens on the full aperture. What remain is mostly a tilted wavefront. The overall amount of turbulence, excluding tilt is a lot less (it follows the Kolmogorov's prediction which say the rms value is proportional to (D/r0)^(5/6)).

The top centre picture is the star's image produced by the wavefront at top left. Since the diameter of the aperture is about (more than) 4 times the radius of the turbulence we can see a speckle structure with a number of speckles of about (more than) 16 false airy spots. Each spot is the size of the airy disk of the full aperture, but they are spread over an area the size of an hypothetical scope of diameter r0 (~4 times larger).

The bottom centre figure is the star's image corresponding to the wavefront of the reduced aperture (bottom left). In this case Fried's parameter r0 is about the same size of the masked aperture. In this case the airy disk is only minimally affected. There is only one, deformed airy disk, and the rings are irregular (actually r0 is slightly smaller than D/4 in this example).

The pictures are shown to the same scale. As can be seen the overall speckle size is about the same size than the disk of the masked aperture. However the disk of the masked aperture have a flatter light distribution, which is conversely more concentrated in the speckle image. This translates into a better MTF, which are shown on the right. The bottom right picture shows the MTF corresponding to the masked aperture in black and for comparison, in red, the mtf of the speckle image.

As seen, the bigger scope has a better MTF (because the light in the speckle is more concentrated). The red line, compared to the perfect scope (the black dashed line) reveals that the big scope is severely affected by seeing. On the contrary the line of the masked aperture is nearly the same as it would be with no seeing at all. Seeing affects the D/4 aperture only marginally, as can be expected since D/4 ~ r0, nevertheless the perfect D/4 MTF is still below the MTF of the full aperture.

One final note concerns the representation of star images. They have been computed with a gamma value of 2. Most displays have different gamma curves. Especially the sRGB curve has a gamma close to 2.2 for medium and high lights and reproduces low lights linearly. The pictures here computed might look brighter on low lights (the rings/and faintest speckles). To get a better representation one should covert the pictures from to the gamma curve of his display. Lastly, star images have been normalized so that the brightest point is white. This represents the contrast correctly and exploit the whole dynamic of the display. However the integral intensity is not correct because the speckle image comes from a diameter 4 times larger than the below and contains 16 times more energy. The bottom image would be much fainter if the relative integral intensity were considered, but hat would not affect the contrast and the MTFs.

Attached is the source code that produces the images. Running the script several times ine can also compare the effect of seeing (which is random) at different times (the red MTF curve fluctuates).
To run the script one needs R (www.r-project.org) and Diffract.r by Steve Khoeler version 2008 (http://www.visi.com/~mkoehler/optics_tools/).

----Source code----

# computes turbulent wavefront for bad seeing
# results change every time because of random nature of turbulence

# use special version of mtf (average along different directions)
mymtf <- function (p, angle=c(0:9)*pi/10, samples=100, draw=TRUE, ideal=TRUE,
add=FALSE, ylim=c(0, 1), pad=2,
col=rep ("black", length (angle)), lwd=1, lty=1, ...) {
# Display or add to an MTF graph.
fft.px <- nextn (p$size*pad)
a <- resize (p$w(0), fft.px)
otf <- Mod (ft (Mod(ft (a))^2))
otf <- otf / max (otf)
if (! draw) return (otf)
x <- make.f (fft.px)
x2 <- seq (0, p$size-1, length=samples)
display.prep ("graph", ...)
if (! add) plot (0, 0, type="n", xlim=c(0, 0.25), ylim=ylim)
freq <- seq(0, 1, length=samples)
if (ideal) lines (freq, 2/pi*(acos(freq)-freq*sqrt(1-freq^2)), lty=2)
value <- 0
for (i in seq (along=angle)) {
x.new <- rotx(x2, 0, angle[i])
y.new <- roty(x2, 0, angle[i])
value <- value + interp.surface (x, x, otf, x.new, y.new)
}
lines (freq, value/10, col=col[i], lwd=lwd, lty=lty)
display.finish ("graph", ...)
}

# start comptations

p <- pupil()
p$set.turb(0.3)

# set up 6 panes
init.fig("",c(2,3))

# full aperture. left to right: wavefront, psf, mtf
display(p$wf(),on=-panes[1])
star.test(p,on=-panes[2],size=25,pad=5,ann.defocus=FALSE, ann.size=FALSE)
mymtf(p,on=-panes[3],pad=5)

# record max and min wavefront
wmax <- max(p$wf()[p$tran()>0])
wmin <- min(p$wf()[p$tran()>0])

# mask aperture (1/4). left to right: wavefront, psf, mtf

p$mask.edge(0.25)
display(p$wf(),zlim=c(wmin,wmax),on=-panes[4])
star.test(p, on=-panes[5],size=25,pad=5,ann.defocus=FALSE, ann.size=FALSE)
mymtf(p,on=-panes[6],pad=5)

# graph both curves on the same plot for comparison

p$clear.tran()
mymtf(p,add=TRUE,col=rep ("red", 10),lty=3,pad=5)

Aperture masks with seeing

2008-01-03T15:47:00.001+01:00

Here is an investigation of the effect of aperture masks in bad seeing conditions. The full aperture picture has been computed with 0.25 rms turbulent wavefront, according to Suiter's model (with q=1.3). As seen, the large amount of turbulence disrupts the ideal diffraction figure, which now takes the speckle aspect.

The pictures relative to the masks intercept only a part of the full aperure turbulent wavefront (and thus their relative ptv and rms is less than for the full aperture case).
Unlike the previous post, the holes here are 30% of the original diameter and placed at radius 0.6 (they are tangent to the external original diameter) In the previous post holes were 40% diameter and placed at radius 0.5. The smaller holes are here used in hope to exclude as much turbulence as possible. Furthermore their location clears a possible central obstruction of 40%. The in-focus images are here magnified only twice.

It is easy to see that the 1-hole mask preserves a fair diffraction pattern. It is indeed very little affected by turbulence. However, the size of the diffraction figure is somewhat greater than the speckle of the full aperture case. Thus the mask only makes a bigger diffraction figure which covers the speckle. Moreover, the light in the full aperture case, although distributed over the large speckle area, is still more concentrated in the centre than the masked case. This means that the resolution, or the mtf functions, will be better for the full case, also in the bad seeing conditions.

The two holes mask needs no further comment. It jons the disadvantages of the the two.

Aperture masks

2008-01-03T10:23:00.000+01:00

A recent thread, on a astronomy forum, focused on the never ending story of masking the aperture of telescopes to supposedly improve views in poor seeing. An idea was to stop down the telescope by using a mask with two off centre holes, instead of one.

Here is a first evaluation of the diffraction patterns for (a) a full aperture scope, (b) a scope with a mask with one hole, centered at half the radius and with a diameter 0.4 the original aperture, (c) a mask with two holes, like b, 180° apart.
The analysis here presented does not consider the effect of turbulence, it only shows the diffraction figure in ideal conditions with and without masks. As seen, the two masks severely enlarge the area where light is focused (this before any seeing effect is included). There does not seem to be any advantage in the double hole mask.
The pictures show the star test for the three cases (a, b, c, from top to bottom). For each case there are three frames. The left frame represents the image 10 waves inside focus. The right image is 10 waves extrafocal. The image at the centre is in focus and in magnifyed 5 times compared to the extra/intra focal images.

Sensitivity analysis of a 16" 1.6" thick mirror

2007-11-12T21:40:00.000+01:00

Fig.1 perfect piano wire support.

Here is a study of a 16" mirror, 1.6" thick, with two-point lateral support (+/- 45°). The first picture is the perfect case (support at CoG, no friction). The colour scale is magnified 4 times compared to the case of the 30" 2" thick mirror below. Nevertheless the surface deformations, with piston, tilt and defocus removed, is merely 0.85 nm rms (times two for the wavefront).
The effect of misplacement on the contact point is shown in figure 2. It is the case of the contact point standing 1 mm above the CoG. The surface error this time is 2.2 nm rms.
In plane friction is not important. As shown in figure 3 even a large amount of friction (friction coefficent 1) produces a mere 1.18 nm rms. In this case the direction of forces is 45° from the radius, i.e. exactly in the vertical direction.
The last figure depicts the most critical case: a small amount of friction, 0.01 of the radial force, is big enough to cause the largest deformation, which is 3.25 nm rms.
The conclusion is that a simple roller bearing, which cancels out-of-plane forces, and placed at the CoG is perhaps the most effective choice. The small amount of in plane friction is not critical. Conversely the simpler mechanical design maybe allows to better control the location and direction of reaction forces.
N.B. the cases of figure 2 and 4 use a simplified back restraining system (3 points not the complete 18 or 9 or 6 points) and thus the deformations are somewhat overestimated.

Fig.2 support 1 mm above centre of gravity.

Fig.3 support with in-plane friction (friction coefficient 1).

Fig.4 support with out of plane friction (friction coefficient 0.01),

Unusual ways of lateral restraining

2007-11-07T21:22:00.000+01:00

Here are some "strange" ways to make a lateral support. Picture 1 ia a mirror (same of previous post) suspended at the sides of the horizontal diameter. In a certain sense it is the worst case of sling friction (infinite friction). The rms surface displacements (piston, tilt, tip and defocus removed) ia 6.5 nm.
Picture 2 is the same mirror, suspended with vertical wires attached near the top, at +/- 30° from the vertical diameter. The rms surface displacements is 7.7 nm.
Although the latter may seem bad, one should consider that the suspension is "self aligning" and maybe it might naturally stay close to the ideal configuration (TBC).

How good can it be?

2007-11-07T21:02:00.001+01:00

Here is a comparison between a "perfect" sling and a "perfect" piano wire support. They are exactly at the centre of gravity, no friction, no out of plane forces of any kind. This is the maximum performance if everything is perfect. The mirror is 30" diameter, 2" thick, Pyrex.
As seen in the pictures, piston, tilt, tip and defocus are removed (this time accurately) and what remasins are the aberrations. Values represent surface displacements (times 2 to get wavefront delay).
The perfect sling has 2.7 nm rms surface displacements. The perfect piano wires 5.2 nm rms. The difference is near the contact points of the PW, and is due to local concentrated stresses.
Both systems are largely within tolerances. So, if one sees astigmatism it does not depend on the choice between sling or PW. It depends on manufacturing and or settings that happen to be far from the ideal configuration.

Misaligned sling suspension points

2007-11-03T17:50:00.000+01:00

This is an analysis of the problem described by Nils Olof Carlin where a sling perfectly centered at the centre of gravity of the mirror is suspended to points that do not stand in the same plane. This causes the departure of the sling from the disk with a small angle that in turn produces a slight pull out of the mirror plane. The case may happen for improper manufacturing, but also as a consequence of mirror displacements during collimation.
The analysis here shown uses different assumptions than that of Nils: in this case the mirror is vertical and the departure angle is supposed to be 1/100 rad, which means a pull of 2.21 N (the load case is linear and one may proportionately evaluate the effect of smaller angles).
As shown the PTV surface error is 164 nm (1/1.67 waves on wavefront!!) mostly astigmatism (tilt and defocus are removed). This figure is somewhat exaggerated because the mirror is restrained by a simple three-point support on the back (for the marginal loads of the out-of-plane pull). A real 9 or 18 points support would produce reactions to the out-of-plane pulls somewhat better distributed and thus an overall lesser deformation. Nevertheless the conclusion is clear: not only the sling needs to be accurately placed under the centre of gravity, but also the suspension points need to be accurately on the sling plane.
If one supposes to be able to keep the departure angle within 1/1000 rad (the suspension points must lie within 0.38 mm from the plane assuming a base distance of 380 mm (the distance between point of departure and point of suspension), then the deformations would be 16.4 nm (1/17 waves).

Sling at perfect Centre of Gravity

2007-11-01T14:26:00.000+01:00

This is the surface deformation for a sling supported mirror (30" diameter, 2" thick, F/5). The sling stands exactly at the centre of gravity of the mirror (22.5 mm from back side). The picture shows the residual abberations after defocus has been (rougly) removed. As seen the PTV surface z-displacements are less than 20 nm.
The following two pictures compare this case to the case of the sling standing 2.5 mm above the centre of gravity. The color scale, for comparison, is the same: -60nm to 30 nm. The conclusion is that a perfectly placed sling almost zero the residual aberrations, but this is the result of the cancellation of otherwise large deformations. Placing and keeping the sling exactly at the centre of gravity is critical. In practice any deformation of the mirror is likely to be due to "imperfections" in sling placement, friction, sling planarity (included the straight parts to the suspension points). In a word what matters is "robustness" of the design, or the sensistivity to undesired noise factors. More on this...

25 inches mirror on 6 points

2007-10-28T17:54:00.000+01:00

Robert Houdart, a member of the BigDob community (http://tech.groups.yahoo.com/group/bigdob/) asked me to cross check a benchmark he run with PLOP and a MirrorMesh3D (http://www.cruxis.com/scope/scope1100_mirrormesh3d.htm).
I run benchmark 1 in his webpage. It is the case of a 25" 2" thick F/5 mirror supported by 6 points. Here are my raw numbers (before removing defocus): PTV 415 nm, rms 125 nm. Plop says 420 nm and 127 nm respectively, MirrorMesh3D 432 nm and 138 nm.
The pictures show the deformed shape after defocus has been (roughly) removed. I write "roughly" because I did not find the best fitting parabola accurately, but only in the post processing by trial and errors (it is not that difficult).
Picture 1 shows the top view. Picture 2 the view from bottom. Note that support points produce large local deformations that are smoothed on the top side of the mirror.

Astigmatism

2007-10-28T10:58:00.001+01:00

The picture of the previous post shows the crude deformation of the mirror. However not all that deformation is abberation. In fact the mirror is tilted and its radius of curvature modified. To evaluate the real abbertions tilt, piston and defocus must be removed (defocus only means that the best focus position must be adjusted).
The picture in this post was obtained by manually tilting and defocusing the surface (you may see the expression for the plotted surface in the picture). Although they are not exactly the best fitting parabola, they are close. Once they are removed what remains is mostly astigmatism: the sides of the mirror are lifted and the vertical diameter pushed back (this is due to the sling which compresses the mirror in the horizontal diameter, which is strictly unnecessary). The amount of astigmatism is thus rougly 60-70 nm PTV (about 1/4 wave on wavefront).

Sling support for a 30" mirror

2007-10-27T16:02:00.000+02:00

Here is the result of a finite element static three-dimensional analysis for a 30" diameter mirror. The mirror is 2" thick and supported by a sling. It is assumed that the sling applies uniform pressure across the edge. This means that the centre of sling forces is not exactly on the plane of the centre of gravity, but slightly forward. One could reduce deformations by accurately centering the sling. This analysis is representative of what might happen if the sling is not exacly centered. In a certain sense it shows what is likely to happen. No other defects are there. The deformed hape is magnified 1 million times. The material is Pyrex 7740.
The deformed shape is ugly: the mirror centre goes back 40 nm, while the whole lower edge moves forward 140 nm. The total surface error is thus 1/3 wave. 0.66 wave on wavefront. This is much worse than for a 16 inch diameter, same thickness mirror described in a past post. Of course the above numbers include tilt and defocus. The real abberations are somewhat less.

Roddier Test (1)

2007-06-30T11:40:00.000+02:00

A new software tool for the analysis of star test images has recently became available. Its name is roddier test http://www.astrosurf.com/tests/roddier/roddier.htm .
What the software does is essentially to "reverse engineer" a couple of star test digital images to find what the wavefront should be to produce them.
The principle of operation is based on pointwise evaluation of brightness differences which yields information about wavefront curvature. With some calculations (numerical solution of a Poisson equation) the wavefront is then estimated.
We can think of the roddier software as a tool which quantitatively evaluates star test images.

The traditional way of evaluating star tests is based on experiance and comparison with artificial star test images (e.g. see Suiter book, Aberrator or S. Khoeler diffract.r). Expert testers can say whether an optics is excellent, good, fair, sufficient or bad. People and experts, when evaluating the traditional way, are all aware of the uncertainties that are intrinsic in the evaluation.

The roddier software gives a new way to assess optical quality. A recent thread on an italian amateur astronomer forum made me understand that, unlike the traditional way, people are not so aware of the many possible pitfalls in using the method. Most people do not understand that the roddier method is a "measurement system". Issues like accuracy, and repeatability are paramount.
The roddier software have been demonstrated to fairly match with interferometric tests as well as it was successful into reconstruction the aberrations of artificial star tests. Thus people tend to "believe" to the "numbers" given by the method and do not understand the many possible pitfalls and improper use.
When making measurements it is in fact paramount to deeply understand the principle of operation, the parameters that may interfere o fake the measurements and to develop proper estimates and bounds for the accuracy. People tend to believe that a "meter" gives "exact" numbers. The roddier "meter" is much more complex than a tape measure. Among the many factors that may false results are: improper brightness scale of the images and incorrect estimation of their defocus. It is very important to make multiple measurements in order to estimate the repeatablity of the resultas. Moreover, the evaluation of accuracy and systematic error has to be addressed by use of complementary methods. For example if one resizes the intra-extra focal images he may introduce a systematic error in the estimation of their defocus (if he does not correct the pixel size). This error can be however easily pointed out by counting the numebr of rings or by comparison with artifical star images at the estimated defocus.
Before entering in examples (left top next posts) of the use of the roddier test it is thus very important to understand the possible pitfalls.

I here show an (exaggerated) example of improper use (the software is fine, it is the user who fails).

Let us try to ask this question: what is the correction of the Moon surface?

Well I used the roddier software (which has been tested against interferometer, so I believe in it!!) to evaluate the ptv and rms of the moon surface. I took two full moon pictures (the extrafocal is top down), and gave them to the software. Amazingling it returnes that the Moon surface has 0.0 PTV and 0.0 rms. Thus the Moon is perfect, as Cremonini said ( http://http://en.wikipedia.org/wiki/Cesare_Cremonini_(philosopher) When Galileo claimed he had discovered mountains on the Moon, Cremonini was one of the scholars who sternly refused to even check through the telescope, alleging that Aristotle had definitely proved that the Moon could only be a perfect sphere).

Il dado è tratto: per ora lo userò così: in base all'esperienza le migliorie future

2007-06-24T22:43:00.000+02:00

Mauro cortesemente commenta al mio report osservativo con small-dob
http://it.groups.yahoo.com/group/visualsky/message/6073
le aste sono forate, diametro esterno 8mm e sono scomponibili a metà. La soluzione ovvia è quella suggerita da Mauro: costruire due tralicci con le semiaste e poi collegarli tramite un cerchio a metà e il gioco è fatto. Ma ora non c'è tempo. Parto così: la stabilità è sufficiente e nell'uso emergeranno senz'altro altre migliorie da fare, con il tempo. Intanto vi allego un'immagine dello strumento verniciato in maniera definitiva. Notare il supporto del secondario a lamina unica incurvata, la palpebra antiriflesso provvisoriamente in cartone nero. Si intravvede che le aste sono in due pezzi avvitate a metà. La prospettiva esagera la piccolezza del primario, un modesto 6". Appare anche qualche elastico che serve egregiamente a ribilanciare un leggero sbilanciamento quando sulla gabbia del secondario viene aggiunto il puntatore. Lorenzo
Seguito: ho utilizzato il tele a Linosa (vedere i report osservativi sul relativo blog). Me lo sono goduto (notate l'aria soddisfatta), ma il tele non è di facile uso per la lunghezza delle aste che facilitano la persistenza delle vibrazioni. Ho ovviato, abbastanza efficacemente, con degli elastici che avvolgono il traliccio, ad un paio di livelli. La leggerezza del tutto lo rende sensibile al cambio di oculare, con problemi di bilanciamento. Le migliorie futuro saranno indirizzate a migliorarne la stabilità e la facilitàd'uso. Non ho invece sentito gravemente la mancanza di un focheggiatore. Il rapporto focale di f8 rende non critica la messa a fuoco, almeno fino all'uso di un oculare di 8mm. Con il Nagler 3-6 invece, mettere a fuoco era molto ma molto difficile. Lorenzo

Primo dobson da viaggio (2001) detto 'fido-dob'

2007-04-02T00:32:00.000+02:00

Ottiche Meade Starfinder 10"; costruzione da parte del mio solito artigiano (fu la sua prima impresa), su progetto di un canadese (articolo sul Sky & Telescope di dicembre 2000)
A Simple Truss-Tube Dobsonian
che rende il tele completamente smontabile. Notare nella foto successiva l'aria soddisfatta del sottoscritto al mare di Linosa, in attesa di una notte di sogno. Notare anche come il tele sia ancora da rifinire (dopo ho avuto la decenza di rivestire di plastica nera la gabbia del secondario) e apprezzare la chicca del tubi del traliccio in... legno. Da allora ho usato il tele così.
Tutto ci sta in una valigia.

minidobson da viaggio

2006-12-14T21:36:00.000+01:00

Da molto tempo pensavo ad un priccolo dobson smontabile e leggero da riuscire a portare con me sempre. Pure da tempo avevo uno specchio Meade vecchia maniera da 6" cannibalizzato da uno Starfinder. Ad opera del mio artigiano artista e su mio progetto è nato un tele con le caratteristiche desiderate: leggerezza, smontabilità, essenzialità. Allego un paio di foto nelle quali è ancora in fase costruttiva. Ora tutto nero fa un'altra figura. Le aste sono di fibra di carbonio, scomponibili in due parti uguali ciascuna; il secondario è sostenuto da un supporto ad U di acciaio armonico; il secondario è di 1 pollice, riducento l'ostruzione al 15% lineare; le semilune per i movimenti in altezza sono fatte in due pezzi permettendone la piegatura per riporto; la gabbia del secondario è esssenziale e si monta sulla cassa del primario per il trasporto, contribuendo a tenere fermo il primario; NON esiste focheggiatore: un bullone in fibra blocca l'oculare permettendo piccoli aggiustamenti. La lunghezza delle aste è stata calibrata sul set di oculari (Televue Plossl, scelti per la loro leggerezza). Lorenzo

Alluminatura di un anno e mezzo

2006-08-11T14:23:00.000+02:00

Ho pensato di controllare lo stato della alluminatura prima di partire per le vacanze.

L'alluminatura, di puro alluminio senza nessun ricoprimento, ha circa un anno e mezzo (aveva una riflettanza del 92%, e ho pensato di cercare eventuali segni di degrado).

La foto mostra il confronto con due campioni che sono stati conservati con cura all'asciutto (altre due foto, che non metto, confermano le conclusioni).
Il campione di sinistra ha una ricopertura di SiO2 (riflettanza circa 88%). Il campione di destra è in puro alluminio e ha una riflettanza (misurata a suo tempo) di circa il 92%. La differenza corrisponde a circa mezzo decimo di magnitudine.

Ad una ispezione visiva lo specchio appare brillante quanto il campione di puro allumino, mentre quello con la ricopertura in SiO2 appare un pochino più scuro (appena percettibile in foto, ma si possono "espandere" i livelli per enfatizzare le differenze).
Leggendo i valori RGB della foto (l'originale non quella .jpg) l'impressione è confermata.
In conclusione lo specchio con l'alluminatura di un anno e mezzo è molto vicino, se non identico, alla condizioni iniziali (campione di destra) e sicuramente sopra alle prestazioni del campione protetto con SiO2 (protezione che "costa" il 5% di perdite).

Bene... per avere 92% con un 5% di "tassa" dovuta alla protezione di SiO2 bisognerebbe partire da un substrato che riflette il 97%, o sbaglio?

Burgess planetary 4, 5, 6 vs Pentax 14 + barlow 2.8x

2006-07-07T21:47:00.000+02:00

Eccoli qua: i Burgess Planetary da 4, 5 e 6 mm. A destra il Pentax XL 14 con barlow Klee da 2.8x (5 mm equivalente).
Perchè questo strano confronto? Beh, io ho tre pentax relativamente lunghi (21, 14, 10.5) scelti quando avevo uno SC. Con i dobson mi sono accorto che le focali più usate sono 10.5, 7.5 (XL 21 con barlow 2.8x) e 5 (XL 14 con barlow 2.8x). Mi sono sempre chiesto se e quanto la qualità dei Pentax soffrisse montando la pur ottima barlow Klee (ho avuto diversi indizi di un piccolo degrado). In particolare 5 mm è la focale di maggior uso planetario (360x sul Dobson 16" e 240x sul 10").
Qualche giorno fa mi sono deciso e ho chiesto a Aleph0 di provare i tre burgess. Scopo della prova è vedere se un oculare semplice e senza barlow poteva fare un po' meglio della combinazione a destra, almeno sui pianeti. Non va dimenticato che i tre "cosi" sulla sinistra costano assieme, meno della combinazione sulla destra (ovviamente potrei comprare un Pentax XW da 5 mm e uno da 7... ma cinque oculari da 300 € l'uno mi sembra eccessivo).
In altre parole non è mia intenzione stabilire se in assoluto i Burgess siano meglio dei Pentax di pari focale, oppure se sono meglio della moda del momento: gli Hyperion (chissà). A me interessa sapere se e quale dei tre eventualmente tenere (per un prezzo pari a meno del costo della sola barlow).
Una differenza che va subito indicata è il peso: i Pentax (con o senza barlow) pesano tutti circa lo stesso, e quando monto il Burgess il dobson deve essere ribilanciato (tolgo contrappesi dal mirror box). In assoluto ovviamente essere leggeri per un dobson è un vantaggio perchè significa ridurre molto i contrappesi dalla parte dello specchio e/o abbassare il centro dei cuscinetti di altezza.
Oltre al peso, un'altra differenza è il campo visivo che è 65° per l'XL e 60° per il Burgess: la differenza si vede ma non è drammatica. Nessun effetto buco della serratura, che invece si ha già a partire dai classici 50° dei ploss (mai stato un entusiasta degli 80° e più, perchè sono oltre il campo visivo dell'occhio; almeno per me, ma so che ci sono altre opinioni).

Ma andiamo alle prestazioni che contano: contrasto, risoluzione, trasmissione della luce, correzione ai bordi.
Le prime prove le ho fatte su un rifrattore Apo Borg 3", di giorno e di notte. Non ho dedicato molto tempo al rifrattore ma l'impressione è che i 3 Burgess abbiano prestazioni del tutto simili nel rifrattore, e siano sostanzialmente indistinguibili dalla combinazione XL+Klee.
Le prove "vere" le ho fatte con il 10" F4.8 e il 16" F4.5. Qua ho potuto notare differenze. Differenze fra i tre Burgess e differenza con il Pentax e il Pentax con barlow.
Le differenze fra le tre focali sono evidenti: il 5 è più nitido al bordo dei 4 e 6. L'immagine di Giove resta nitida al bordo con il 5 (mentre si degrada un pochino con i 4 e 6 ; ma, ripeto, questo succede nei dobson F4.5-F4.8, non nel rifrattore. Forse è più un fatto di combinazione con il telescopio che un dato assoluto, infatti nel Borg non avevo notato differenze). Da questo punto di vista, ad essere sincero, il Pentax (con e senza barlow) è il massimo: la correzione al bordo è tale che è facile capire dove è lo "sweet spot" del telescopio (il punto di collimazione perfetta, senza coma, che raramente è proprio nel centro esatto del campo di vista). Le due focali 4 e 6 richiedono una collimazione perfetta. Se lo sweet spot è a metà strada (per pigrizia non si collima perfettamente) il Pentax si può usare facilmente lo stesso: basta mettere il pianeta nello sweet spot, e anche il 5.
Come sospettavo la risoluzione e il microcontrasto su Giove sono a favore del 5 mm rispetto al 14+2.8x (anche il 4 e 6 hanno un'ottima risoluzione al centro). La differenza è poca cosa ma quanto basta per vedere meglio i dettagli a basso contrasto delle bande. In altre parole il 5mm può essere usato più frequentemente del 14+2.8x. Osservando stelle si nota che l'oculare semplice diffonde un po' meno la luce della combinazione con la barlow (poca cosa ma importante per le strutture a basso contrasto). Sembrava come se ci fosse meno turbolenza (cosa che ho già notato con gli specchi: con quelli così-così sembra sempre che ci sia più "turbolenza", invece sono loro). Ho fatto anche qualche valutazione della magnitudine limite (solita sequenza su M57). Risultato nessuna differenza apprezzabile (14.7-14.9 con il 16" da casa con cielo di magnitudine circa 5).
Conclusione: ho tenuto il 5 mm, perchè rende meglio al bordo nel mio dobson, ma anche perchè è proprio l'ingrandimento più utile. Per inciso un paio di sere dopo ho osservato bene la correzione al bordo dell'Hyperion 13 di Tommaso. E' del tutto simile a quella del Burgess (vale a dire un pochino peggio dei Pentax).

telo per dob 16"

2006-04-11T22:44:00.000+02:00

Consigli per un telo da applicare al dob 16" che Zen mi sta costruendo ?
Una opzione sarebbe qualcosa di elastico da poter "infilare" come un calzino a struttura
gia' montata. L'altra opzione e' qualcosa da arrotolare al "tubo" e fissare con del velcro.

Avete altre idee ? Avete consigli sui materiali possibili ? Rivenditori in provincia di Venezia o Padova ?

Saluti
T.

http://dorigo.wordpress.com

Filtri nebulari

2006-02-07T22:38:00.000+01:00

Queste sono le curve di trasmissione, a confronto, di un buon filtro a larga banda e di uno UHC.
Un grafico è in scala lineare, e serve per valutare le differenze nella parte di alta trasmissione (le bande che dovrebbero essere trasparenti). Un secondo grafico è in scala logarimica e serve a valutare la attenuazione nelle bande che dovrebbero essere cancellate.
Il filtro a larga banda cerca di cancellare alcune selezionate righe (quelle del sodio e del mercurio). Notare come cerca di preservare il più possibile dello spettro restante (non tutti i filtri fanno così tanti su e giù). Il filtro UHC cerca invece di isolare solo le bande dell' OIII, Hbeta (insieme) e Halfa (nel rosso).
Il primo filtro ha lo scopo di cancellare le righe dove presumibilmente c'è l'inquinamento luminoso artificiale (se non c'è non serve anzi è contropropducente). Il secondo filtro cerca invece di isolare le righe OIII Hbeta e Halfa cancellando tutto il resto, dove presumbilmente c'è il fondo naturale del cielo.
I grafici logaritmici mostrano l'efficacia di cancellazione (dove la trasmittanza dovrebbe essere zero). Il larga banda riduce la luce trasmessa di un fattore circa 100 (al centro banda soppressa, in media meno). Il banda stretta riduce la luce trasmessa di un fattore 10000 (sarebbero 10 magnitudini... ma in realtà non conta molto, perchè conta la luce che passa nella banda "salvata" che non è una riga esatta su OIII più una su Hbeta più una su Halfa, ma appunto una piccola banda da 470 a 520 nm (è per questo che un filtro solo OIII o solo Hbeta sono ancora più efficaci).

SaRub 76 (seconda parte)

2006-02-07T21:12:00.000+01:00

Come dicevo gia' nella prima parte, il telescopio nasce per essere trasportato in siti dove il cielo è minimamente inquinato (dalle luci delle grandi e piccole citta ),come sul gran sasso d'Italia . Ma in genere lo strumento staziona nel sito osservativo del nostro gruppo ,Il SaRub (che altro non è che le sigle dei nostri cognomi, cioè Sa.lvati -Rub.eo).Questo osservatorio si trova a Massa d'albe ,piccolo paese ai piedi del Monte velino(2497 m) a 7-8 km da Avezzano,(AQ).Qui oltre ad ospitare appunto il 76 newton ci sono altri strumenti tra cui un bellissimo rifrattore apocromatico TMB 10" f9.(diametro 250 mm focale 2250 mm) ed un newton fotografico 16" f5.(400mm focale 2000).Questi ultimi due sono collocati dentro un osservatorio da 8x8 metri diviso in due da una parete, con meta tetto scorrevole.La foto rende meglio ci che dico... la meta piu alta scorre sopra a la parte bassa.

Quindi per il saRub 76 ho dovuto costruire un osservatorio supplementare che lo ospitasse.A tal proposito ho realizzato un box in acciaio e pannelli Sandwich (isolanti tipo piccolo garage)La foto qui sotto rende meglio cio che ho costruito.
Le misure sono circa 3,7 metri lungo, 2 largo, 2,4 alto.Il piccolo osservatoro ha le ruote per togliersi sopra al telescopio, cosi da avere tutta la volta celeste libera.

In quest'ultima foto si vede il telescopio in fase operativa , con la scala che ho preso per poter osservare comodamente.

per ora è tutto un saluto a chi è arrivato fin qui nella lettura.

Franco salvati

SaRub 76 (prima parte)

2006-01-31T21:20:00.000+01:00

Salve a tutti!!!!!!! Finalmente dopo 13 mesi di lavoro, posso iniziare a godermi il mio tanto voluto telescopio da 76 cm f4.Con questo breve articolo cerchero di spiegare come ho costruito questo Newton.Cominciamo dal progetto , che prevedeva un telescopio con caretteristiche a me care.Prime fra tutte la necessita di dotarmi di un telescopio di apertura maggiore possibile per le mie tasche in quel momento, e la scelta quindi è ricaduta su un 76 cm f4 acquistato dagli usa , precisamente dalla "Intermontain Optics".Da questultima ho preso primario e secondario da 114 mm spessore 22. Poi a seguire ,la necessita che le uscite le dovevo fare contando solo su me stesso, quindi si doveva caricare/scaricare da solo.Non ci dovevano essere pezzi da smontare ,ma volevo che tutto rimanesse montato e che viaggiasse in blocco.Doveva avere il puntamento attivo, ma volendo doveva funzionare anche senza, (tipo Dob)perche' di problemi ogni volta se ne creano a volonta con questi dispositivi malefici.Avere il fuoco il piu comodo possibile, sempre tenendo conto delle dimensioni dell' ottica, senza richiedere contorsionismi.La scala doveva essere comodissima tanto da poter stare anche 15 minuti senza scendere mai.Non ci devono essere cavi che si attorcigliano e tantomeno batterie esterne con cavi al quale si deve sempre stare attenti a non inciampare,Go-to sempre installato .Supporto specchio che permetta un raffreddamento il piu rapido possibile senza creare zone con ristagnio di calore.

Insomma avrete capito , costruito su misura per me ...da me....

Iniziamo...La struttura è nata altazimutale per permettere un fuoco comodo senza doversi arrotolare intorno al telescopio come nelle equatoriali,perchè ha ingombri minori, meccanica semplice, nessun asse a sbalzo,(=poche vibrazioni ).La forcella , semplicissima da fare, (non altrettanto da allineare tra loro) offre spazio a sufficenza per montare il Go-to e supportare senza il minimo problema un pc portatile.Quindi ho installato un go-to che per montature di questo genere il migliore per me è risultato essere il Servocat + Argonavis.Il primo comanda dei motori servo, il secondo gestisce il Data-Base e puntamento attivo.Tutto concentrato , in modo da aver sotto mano i comandi.Ho aggiunto anche due interruttori a chiave che alimentano i due dispositivi, senza doversi abbassare ogni volta per accendere/spegnere. Fate riferimento alla foto qui sotto.

Con questo sistema ho esaudito anche un desiderio non richiesto...cioe' se si accende il solo Servocat il telescopio funziona con semplici movimenti motorizzati, manuali.Se invece si sbloccano le frizioni e si usa manualmente come un dob , si puo accendere il solo Argonavis che funge in questo modo da puntamento passivo... Inoltre le batterie (12 vcc 7A , una per servocat , ed una per argonavis)per alimentare tutta l'elettronica le ho incassate alla base della forcella .

Per far si che si caricasse e scaricasse da solo e quindi essere autonomo,ho costruito un carrello che si monta sui lati della forcella , con 6 ruote di cui 2 sterzanti.Dietro ce ne sono 2 coppie da 2 solo perchè è la parte con maggior peso e non vorrei bucare in montagna quando lo scarico/carico e rimango li poi.....avanti il peso e di solo 20 kg per ruota, mentre dietro di 150 kg ogni coppia. Avanti anche se buco posso sempre alzare a mano..dietro no.

Le ruote si montano grazie ad una piccola pompa idraulica e 3 martinetti idraulici, che permettono il sollevamento del telesopio .

Per salire sul furgone (cassonato) ci sono due rampe ed un vericello elettrico (12 vcc ) che tira/frena.

La parte che ha richiesto piu tempo e sforzo progettuale è il supporto porta primario.Visto lo spessore esiguo, ho optato per un sistema a 27 punti flottanti.Per il progetto mi sono servito di --- gui-plop ---
programma di calcolo per sostegno primario, di uso gratuito.Invece per evitare accumoli di calore tra sostegnio e vetro , ho optato per un sistema che non prevedesse i soliti triangoli dove poggia lo specchio, ma un sistema molto piu esile, anche se come rovescio della medaglia , presenta uno spessore totale maggiore....
Fate riferimento alla figura sotto

In questa foto si vede il tutto in fase operativa.

Fine prima parte.....

Dobson Zen 16" (parte 1)

2006-01-20T23:04:00.000+01:00

La prima volta che ho visto e usato questo telescopio è stato il 19 luglio 2003. C'eravamo dati appuntamento a Folgaria, io, Nicola Marconi, Andrea Rigobello e Romano Zen. Dopo la classica "pizza astrofilo" e "pizza speriamo che non si copra il cielo" ci siamo spostati dalle parti del rifugio Stella d'Italia: un buon posto di osservazione, seeing buono, poca umidità, cielo buono e orizzonte protetto dai domi di luce circostanti (con tanto di effetto E.T. ... telefono casa...).
Io non conoscevo Zen di persona ma solo per i contatti telefonici e le mail. Noi eravamo tutti curiosi di vedere e provare quel 40 cm. Lui forse un po' curioso di vedere il mio nuovo ariete (che in quel momento aveva meno di un mese).
Il tele Zen, da un punto di vista meccanico, è un clone degli Obsession, con qualche piccola variazione: per esempio i blocchi di fissaggio inferiori dei tubi aste (l'ariete ha una architettura meccanica completamente diversa, con 4 aste al posto delle classiche 8, e altre differenze fra cui movimenti, frizioni ecc. ecc. - ma ritornerò su questo).
Quella notte l'ottica Zen mi ha davvero impressionato: le stelle erano piccoli puntini, spigolosi per via della turbolenza (ma la discussione su come appare una stella in un grande diametro sarebbe lunga), che, a 400x ogni tanto facevano dei piccoli flash, segno inequivocabile che la luce sarebbe finita tutta in un unico fuoco, se non fosse stato per il disturbo atmosferico.
Ho passato tutta la notte a fare avanti e indietro tra il mio telescopio e lo Zen. Le stelle erano coloratissime, la nebulosa Laguna era una meraviglia di toni chiari e scuri e la Trifida è proprio divisa in tre!
Era la prima volta che usavo il mio dobson sotto un cielo decentemente buio e mi era pure capitato di avere accanto a un pari diametro Zen.
Dopo ho avuto altre occasioni di provare lo Zen ma su questo ritornerò.
Le foto sono fatte nel giardino di casa mia quasi un anno dopo.

Trattamenti antiriflesso

2005-12-08T23:04:00.000+01:00

Nella foto (cliccare per vederla in grande, e per vedere meglio gli inserti ingranditi) ci sono i riflessi di una piccola lampada alogena rispettivamente in (da sinistra a destra): un oculare pentax da 14 mm, un Borg 76 ED, il binocolo 15x70 e quello 10x50.

Commenti: il "tipo" di trattamento (a giudicare dal colore) del Borg è simile a quello del binocolo. L'obiettivo del Borg non è stato mai pulito e aveva qualche macchiolina (in 3 anni!), nel complesso però la luce riflessa sembra di meno nel binocolo. Il Pentax ha un trattamento del tutto diverso. A ben guardare, confrontando la luminostà delle parabole rispetto ai bulbi, il Pentax... (decida il lettore). Ovviamente l'oculare ha molte più lenti e quindi anche molti più riflessi.

Prima luce binocoli 15x70

2005-11-20T18:44:00.000+01:00

Lo scorso 4 novembre ho provato i binocoli da un cielo abbastanza buono. Il luogo è la solita località Carota, quota 1000 m sulla strada per il rifugio Dolada in Alpago. Per avere un'idea della qualità del cielo: la mv limite allo zenith era oltre 6, la Via Lattea era ben visibile e M33 ai limiti della percezione ad occhio nudo.

Volendo riassumere in una breve espressione le prestazioni dei binocoli, direi che l'impressione è quella di guardare dal vivo lo Sky Atlas 2000, o anche meglio.
Le nebulose oscure e le nubi stellari della Via Lattea sono evidentissime, come lo sono i vari ammassi. Barnard 168, la nebulosa oscura che termina nella Cocoon, era evidentissima (non la Cocoon nebula). In Auriga M38, M36 e NGC 1907 (il piccolo compagno di M38) erano simultaneamente visibili e risolti in stelle nello stesso campo visivo. Bastava spostare l'inquadratura un po' in basso per trovare M37. M31 appare tutta intera, come in molte foto, e mostra anche una forma e una struttura. Impressionante anche M42, che mostra benissimo le ali (direi meglio di come appaiono in un tipico SC da 8"). M81 e 82 si vedono bene nella stessa inquadratura e si nota la loro forma e orientazione. M1 si vede e si mostra anche una dimensione e la forma ovale. Tutto questo a mano libera, con la sola precauzione di stare ben seduti e con le spalle appoggiate allo schienale. Ho l'impressione che il 15x70 superi il piccolo Borg da 76 mm, almeno ai bassi ingrandimenti. Farò un confronto alla prima occasione.

Binocoli 15x70, 10x50, 8x40

2005-10-14T17:02:00.000+02:00

Era da questa estate che volevo comperare un binocolo gigante. In primavera avevo acquistato un 10x50 Meade, in offerta alla LIDL per la "enorme" somma di 19,98 Euro. Il Binocolo, al centro nella foto, si è dimostrato al di sopra delle aspettative. Durante l'estate mi sono divertito a osservare la Via Lattea da un agritursmo, vedendo molte cose che non credevo fossero alla sua portata: nebulose oscure, la Velo, ammassi, M13 ecc. ecc. Per capire il divertimento si deve provare (il cielo deve essere abbastanza buio però). Avevo già un binocolo, un 8x50 Olympus acquistato da Auchan nel 2001 per circa 80.000 Lire. Anche se 10x invece che 8x e 50 mm invece che 40 possono sembrare una piccola differenza di fatto non lo sono. Con l'8x40 si può fare un uso naturalistico e turistico ma di astronomico direi proprio che c'è poco. La risoluzione del 10x è ottima e mostra molti più particolari dell'8x, anche in un uso a mano libera. D'altro canto l'immagine al bordo è migliore nell'Olympus, è più brillante e con meno riflessi interni (vedi sotto), il peso del piccolo è più idoneo a un turismo "veloce".

Fatto sta che la curiosità di avere un binocolo gigante, da usare prevalentemente a mano seduti su una sdraio (il 10x50 lo usavo in questo modo) mi ha spinto a considerare l'acquisto di un "gigante". Restava però il dubbio di quale gigante. A fine Agosto avevo visto un 20x80 da Astrotech (abito vicino e spesso preferisco "vedere" quello che acquisto). Ero indeciso fra il 70 mm (11x e 15x), e gli 80-90 mm 20x (ci sarebbe anche un 25x100 ma lo avevo escluso in partenza). In questi casi vedere prima è utilissimo.
Sabato scorso sono arrivato in negozio pensando che me ne sarei andato con il 20x90. Il titolare (si chiama Gino ma questa è pubblicità :-) stava ancora scartando il pacco arrivato giusto la sera prima dalla Cina (...oddio sarebbe meglio dire che io sono arrivato apposta la mattina dopo :-).
Già... la Cina... anche gli altri due (il Meade e l'Olympus) sono made in Cina. Apparentemente sono simili, ma in realtà sono molto diversi (e quindi non giurerei che tutti i 15x70 anche simili nell'aspetto, siano la stessa cosa).
La differenza maggiore la si vede nella seconda foto: il trattamento antiriflesso del 15x70 è migliore dell'Olympus, a sua volta nettamente migliore del Meade (certo, i costi sono diversi). In negozio non ho visto differenze nei trattamenti antiriflesso del 20x90 e del 15x70.
Prima dell'acquisto ho confrontato a lungo il 15x70 e il 20x90 arrivando alla conclusione che il 20x90 (oppure il 20x80) sono per un uso diverso da quello del 15x70. I due maggiori (fra i quali secondo me vale la pena optare per il 90 mm) sono per un uso quasi solo su cavalletto e astronomico. Il minore invece può essere usato tranquillamente a mano libera, anche per un uso turistico o naturalistico. Senza cavalletto, seduti bene su una sedia con spalle gomiti appoggiati, il 20x90 non riesce a mostrare più particolari del 15x70. Questo perchè il peso si sente molto e lo sforzo produce maggiori vibrazioni. Ovviamente su cavalletto il 20x90 verrebbe fuori, ma l'uso interessante per me è quello senza cavalletto (se devo montare il cavalletto allora monto il dobson ;-).
Alla fine (sono stato in negozio dalle 10 alle 12) Gino mi ha ricordato che aveva fame... così ho preso il 70! Il 70, in verità si potrebbe avere sia con 15x sia con 11x. Li ho confrontati e ho notato che il campo apparente dell'11x è più stretto: il campo reale è uguale (ovviamente il campo apparente più stretto si traduce in una migliore correzione al bordo). Ho scelto il 15x perchè la mie pupille non si aprono più di 5-5,5 mm e quindi con l'11x non avrei sfruttato tutta l'apertura di 70 mm. Se uno ha pupille che si aprono di più, l'11x potrebbe essere preferito per avere una immagine più luminosa (sempre che il cielo sia molto buio) e più stabile (io comunque continuerei a preferire più ingrandimento).

A casa il confronto con il 10x50 non ha avuto storia. Curiosamente l'immagine è più stabile nel 15x70 che nel 10x50. Il piccolo, infatti, traballa per effetto del battito cardiaco. Lo scafo lungo del 70 maschera invece molto questi impulsi e rimane solo una lenta oscillazione casuale che gli occhi compensano meglio dei saltelli dovuti al battito del cuore.
Sulla luna si vedono molti crateri, colori e un bell'effetto tridimensionale. Da un cielo di mv 5, ho visto M27 con le ali (nel 10x50 si vede che c'è M27 ma non si vede la forma). Il doppio ammaso del Perseo è uno spettacolo e anche la Via Lattea (nonostante che non sia visibile a occhio nudo) comincia mostrare il tipico aspetto "rich field" che ha da cieli bui con rifrattori a corto fuoco. Spero di provare presto il gioiellino da un cielo buio.

Ultima nota: i trattamenti antiriflesso. Basta la seconda foto per rendersene conto. Aggiungo solo che l'immagine nel 70 è sensibilmente più luminosa che nel 50 e che ci sono davvero meno riflessi interni.

Riflettanze e coating (parte 1, by Mauro Da Lio)

2005-09-27T21:32:00.000+02:00

Apro anche un altro fronte. La questione dell'effetto dell'overcoating sulla riflettanza. Nella foto ci sono i 4 "famosi" provini.

Il primo in alto è alluminio senza nessun overcoating (soluzione che poi ho scelto per la mia ultima alluminatura). Spessore 70 nm.
Il secondo è AL (65 nm) con un overcoating di 10 nm di SiO.
Il terzo è AL (105 nm) con 36 nm di SiO2.
Il quarto è AL (75 nm) con 40 nm di SiO.

La perdita di riflettanza rispetto al primo (riflettanza assoluta di circa il 91-92%) è di circa il 2% (il secondo), 5% (il terzo) e 15-25% (a seconda dei colori) il quarto (che è intenzionalmente fatto così). Metterò anche le curve prossimamamente.

Alcune considerazioni interessanti:
a) per avere uno strato di mezza lambda (in modo che le onde riflesse dalle due facce dell'overcoating siano in fase) lo strato di SiO2 dovrebbe essere di circa 150 nm !!
b) l'SiO, a causa dei legami incompleti Si-Si (mi hanno spiegato così e riferisco) assorbe specialmente nel blu.

Il secondo caso corrisponde circa a come era la mia alluminatura originale, e ha resistito bene alla caduta di un anello metallico del focheggiatore Borg.

Se avete qualche programma di fotoritocco potetete leggere i valori RGB del bianco riflesso dai 4 provini. Buon divertimento.

Supporto laterale degli specchi (parte 1, by Mauro Da Lio)

2005-09-25T10:56:00.000+02:00

Io comincio...

Questo è la prima di una serie di analisi fatte ormai quasi un anno fa e relative al supporto laterale degli specchi. Si tratta di un aspetto per il quale si trova ancora poco di "ingegneristico" in giro, e quindi le "opinioni" e le "scuole di pensiero" abbondano... o meglio -dal mio punto di vista- sarebbe meglio dire abbondavano, poichè le conclusioni che si possono ottenere con una analisi rigorosa lasciano poco spazio alle opinioni e sono, per certi versi sorprendenti.

Per quanto riguarda il disegno della cella e la definizione dei punti di supporto posteriore sono ormai a disposizione degli autocostruttoiri diversi strumenti di calcolo, fra cul l'ottimo PLOP) che fornisce pure la posizione ottimizzata dei punti. Diversa è la situazione per il disegno del supporto laterale, poiché non esistono strumenti altrettanto avanzati a disposizione pubblica.
I calcoli che presento hanno quindi anche lo scopo di aiutare almeno a capire meglio la meccanica del supporto laterale.

Prima di presentare i risultati, una parola sugli strumenti usati. Le analisi sono fatte con il software di simulazione multiphysics COMSOL che può essere considerato lo stato dell'arte (almeno per lo scopo di determinare le deformazioni dello specchio di un telescopio amatoriale; per altri aspetti, quando sarà il caso, ne discuterò). Chi volesse approfondimenti in merito alla accuratezza dei risultati numerici può cominciare dalle sezioni di validazione del software nel sito COMSOL (personalmente sconsiglierei a chi non ha conoscenze approfondite -un titolo di laurea o dottorato in tema- di sollevare questioni in merito all'accuratezza ;-).

Ma vediamo la prima parte. Cioè, come si deforma uno specchio supportato lateralmente? (Condizione che mano a mano viene raggiunta passando dallo zenith all'orizzonte).

Il primo caso da considerare è quello di uno specchio appoggiato su una generatrice della superficie laterale cilindrica. In sostanza un solo punto (o linea) di appoggio. Il caso è importante perchè tutti gli altri possono essere consideratri come sovrapposizioni di questo caso base, nel quale il punto di contatto è al più ruotato (compreso il caso della cinghia che è riconducibile a una distribuzione continua di punti di appoggio).

La figura mostra il risultato. Si tratta di uno specchio di 400 mm di diametro, 50 mm di spessore, F 4,5 in vetro di silice (in questa sede il materiale conta per quanto riguarda le caratteristiche meccaniche; risultati un po' diversi sarebbero ottenuti con moduli di elasticità e poisson diversi, come con Astrositall e Pyrex).
Lo specchio è mostrato dalla parte frontale. Il cerchio nero rappresenta la froma iniziale indeformata e i due diametri principali. La sagoma in colore rappresenta lo specchio nella configurazione deformata sotto il peso proprio mentre appoggia sul solo bordo inferiore. Per rendere visibili le deformazioni, queste sono state amplificate di 200.000 volte. Nella realtà la cuspide in basso non esiste: in scala reale è solo un leggero appiattimento del bordo di appoggio. Si può anche stimare l'entità dello schiacciamento: circa 2 cm della scala amplificata, che corrispondono a 0.0001 mm reali.

I codici di colore rappresentrano lo spostamento z (cioè nella direzione dell'asse ottico) della superficie, secondo la scala indicata a fianco (il ritardo del fronte d'onda è doppio). Così il rosso vicino al punto di appoggio indica un innalzamento della superficie pari a 15 nm; il blu in corrispondenza alle parti estreme del diametro orizzontale un abassamento di 5 nm; il verde in corrispondenza al punto superiore del diametro verticale un innalzamento di circa 6 nm.

La seconda figura mostra una vista assonometrica, nella quale gli spostamenti z sono amplificati di un ulteriore fattore 100 (complessivamente 2 milioni di volte).

L'interpretazione è semplice. Lo stato di deformazione dello specchio è dato dalla sovrapposizione di due parti:

a) Una deformazione localizzata in corrispondenza alla concentrazione di sollecitazioni nel punto di appoggio. Infatti la compressione radiale del vetro comporta una dilatazione nella direzione ortogonale dello spessore (che dipende dal modulo di poisson). Succede così che il vetro si "inspessisce" (un po' come se fosse di gomma), la faccia anteriore si innalza e quella posteriore si abbassa. Come ben noto anche dalla teoria, questo tipo di effetto localizzato sparisce rapidamente (e potrebbe facilmente essere mascherato dai dispositivi di ritenuta frontale dello specchio), e in ogni caso nella realtà sarà minore poiché l'appoggio non sarà mai così concentrato come nel calcolo.

b) Una deformazione a "patatina fritta", con il diametro verticale che si incurva verso il fuoco e quello orizzontale che si appiattisce. Per comprendere questa seconda deformazione è sufficiente pensare che, a causa dello scavo, lo specchio può essere visto come dotato di una superficie media (a metà fra la superficie ottica anteriore e la superficie piana posteriore) con raggio di curvatura doppio rispetto all superficie ottica e di spessore variabile. La sollecitazione di compressione nel diametro verticale causa un aumento di curvatura, mentre il diametro orizzontale si apre. Nel complesso la deformazione è contenuta in 10 nm PV (tra i due diametri), vale a dire 1/55 lambda sulla superficie oppure 1/27.5 sul fronte d'onda. La deformata, quindi, corrisponde a una aberrazione di astigmatismo secondo i diametri verticale-orizzontale di entità pari a 1/27.5 lambda (nel caso peggiore di telescopio puntato all'orizzonte).

Ovviamente specchi di dimensioni, materiale e rapporto focale differente avranno "numeri" diversi (per ora mi fermo qua).

Esempio: articolo su un particolare telescopio

2005-09-20T06:06:00.000+02:00

Proviamo con un esempio di ipotetico articolo prendendo un telescopio a casaccio, scegliendo in questo caso il nuovo telescopio di Raffaele
un 45cm F5 Ariete mediamente modifcato e migliorato

Le immagini si inseriscono con un semplice tag html tipico da forum
quindi ad esempio:
img src"http://www.miosito.com/pincopallino.jpg"
Notare che volendo è possibile quindi utilizzare già immagini esistenti e non si è obbligati per forza di cosa a usare lo spazio limitato di Yahoo
Per venire incontro ai neofiti poi è comunque previsto un programma apposito da integrare con word in modo che con dei semplici clic si crea il codice esatto senza dover sapere le stringhe di codice a memoria

quindi in successione si può avere facilmente una serie di foto vediamo ad esempio:

Particolare sulle ventole laterali

Particolare della scelta del supporto del secondario

Particolare delle ventole sotto il box del primario

L'ipotetico autore avrebbe quindi potuto fare un post decente e metterlo on-line con poca fatica.

Per fare un confronto veloce basta pensare che per visualizzare il solo articolo basta aprire la pagina cliccando sul semplice link
Se invece bisogna visualizzare e in questo caso solo le foto dalla mailing list VisualSky bisogna per forza fare il login ogni volta e visionare le foto nella cartella con spazio limitato dal server di Yahoo. Il fatto poi che su un blog compare più un articolo finito che solo delle semplici foto e con i relativi commenti di chi legge e vuole intervenire mettiamo per consigliare qualcosa, (dove non è necessario per forza di cosa il login) capirete che il tutto acquisisce una forma più completa ma soprattutto più rapida dato è prevista anche una funzione di anteprima che mostra il risultato finale :-)

Morale della favola: è possibile con un blog creare pagine html informative senza dover per forza di cosa avere un dominio su cui ospitare il tal sito e con l'altrettanto facilità di impaginazione rispetto ai vari programmi di creazione pagine web più complesse.
Il tutto in poco tempo e con la possibilità di intervenire con dei commenti e creando quindi una partecipazione più viva

Ora voglio vedere se qualcuno commenta...