スターテストと鏡の欠陥

スターテストと鏡の欠陥

欠陥を自由に選べるニュートン式望遠鏡です。光軸調整（主鏡の焦点が接眼部の軸から外れ、コマ収差が出ます）と鏡の面形状（非点収差、締め付けすぎた鏡のトレフォイル、負修正または過修正の球面収差、周辺のダレ）を選びます。各欠陥は波面のRMS（ナノメートル、550nm）で与えます（周辺はPV）。RMS λ/14、39nmがマレシャルの基準で、回折限界の光学系の限界です（ストレール比0.8）。よく引かれるレイリーのPV 1/4波長もほぼ同じで、球面収差ならRMS 41nmです。

コマ収差の出どころは、光軸調整と、視野の中の星の位置です。放物面は軸上ではコマ収差がなく、軸から離れるほど増えます。光軸の合ったニュートン式では軸はアイピースの中心に来ますが、ずれていると軸はその横に来て、視野中央の星はそれだけ軸から離れたときのコマ収差（焦点のずれを焦点距離で割ったもの）を示します。中心から離れた星には、その位置自体のずれによるコマ収差も加わり（星像の下のスライダー）、2つは矢印のように足し合わされます。鏡に作り込まれたコマ収差も同じこと（放物面を少し斜めから見たもの）で、星で光軸調整すれば消えるので、専用のスライダーはありません。

星像は回折で計算しています。鏡を通る光（斜鏡の影とスパイダーを除く）を、ゆがんだ波面とともに白色光でフーリエ変換します。完全な鏡なら焦点内像と焦点外像は（裏返しで）同じになり、欠陥があると違ってきます。これがスターテストです。球面収差は一方で周辺を、他方で中央を明るくし、非点収差は像を直交する2方向に引き伸ばし、光軸のずれによるコマ収差は像を同じ側へずらします。

木星：ハッブルの写真を、この望遠鏡で見えるようにぼかしたものです。色ごと（赤、緑、青それぞれの波長で）に、欠陥と光軸のずれが奪うものを見せます。木星は平均に近い視直径40″で表示します（合の近くで30″、最接近の衝で50″）。

フーコーテストで測った鏡：断面図の下のリンクでここへ持ってこられます。球面収差と周辺のダレはスライダーに設定し、残りはそのまま加えます。数値はフーコーテストとは少し違います。フーコーテストは、Foucault2やテクスローの方法と同じく、各ゾーンに1つの値（両端の平均）を与え、ゾーン内で面がどうなっているかを無視します。ここでは測定点から次の測定点まで、鏡全体で断面をたどります。そのためフーコーテストのRMSはやや楽観的で、ゾーンが少ないほどその傾向が強くなります。10～15ゾーンなら差は小さくなります。斜鏡が中央を隠す鏡を比べるには、フーコーテストで「斜鏡に隠れる中央を除く」にチェックを入れてください。

大気のゆらぎ（必要に応じて）：乱流層（コルモゴロフ、外部スケール20m）が風速3m/sで鏡の前を流れ、その波面を鏡の波面に加えて、星と木星を計算します。強さは秒角で、長時間露出での星像の幅（プロの天文学者や予報のいうシーイング）です。これでr₀、空気のセルの大きさが決まります（1.5″で7.4cm）。各画像は目が0.1秒間に見るものを合計し、40枚で4秒のループになります。r₀より小さい鏡では主に像が踊り、大きい鏡では像が沸き立ちます。

画像：NASA、ESA、STScI