Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - H. 22. 31 maj 1955 - Provningsmetoder för optisk-fotografisk avbildning, av Erik Ingelstam
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
Below is the raw OCR text
from the above scanned image.
Do you see an error? Proofread the page now!
Här nedan syns maskintolkade texten från faksimilbilden ovan.
Ser du något fel? Korrekturläs sidan nu!
This page has never been proofread. / Denna sida har aldrig korrekturlästs.
246 TEKNISK TIDSKRIFT
Fig. 2. Zeiss-stjärna (egentligen införd av Nutting-Jewell).
Fig. 3. [-Cobb-provtavia.-]
{+Cobb-
provtavia.+}
Stjärnor och streckgrupper som provobjekt
Den teoretiska gränsen för upplösningen mellan
två närliggande punktformade objekt ges av den
Rayleighska regeln tillämplig på
stjärnobserva-tioner. Den innebär att det lägsta avstånd räknat
utefter plåten mellan punkter, som man kan
upplösa, är Ng = 1,22 Fl/d, eller med bländartalet b
(t.ex. 3,5 i 1 : 3,5) infört och räknat för en
medelfärg, Ng = 1 440/6. Denna regel bygger på
ljusets egenskap av vågrörelse, den förutsätter
vidare att objektivet är helt aberrationsfritt, och
den grundar sig på att man kan se två stjärnor
skilda åt från varandra när den enas första
böjningsminimum faller på samma ställe som den
andras maximum i ljusfördelningen. Detta
innebär att intensiteten mitt emellan stjärnorna är
13 % mindre än i vardera stjärnans maximum.
För den visuella astronomiska observationen
har denna regel haft vägledande betydelse, ehuru
inan under gynnsamma betingelser lätt nog kan
observera dubbelstjärnor som ligger närmare
varandra. Inom den fotografiska optiken har
knappast denna regel längre någon betydelse, fig. 1.
Den streckade linjen, vilken representerar
Ray-leighkriteriet, ligger i regel långt över de verk-
liga upplösningsgränserna. Endast för små
relativa öppningar närmar sig de experimentella
kurvorna till denna gräns, och den kurva som
betecknar visuell upplösningsgräns ligger till och
med något över gränsen enligt Rayleigh. Endast
vid starkt nedbländade objektiv blir alltså den
på grund av vågutbredningen härledda gränsen
bestämmande för upplösningen.
Denna geometri, baserande sig på närbelägna
punkter eller oftare närbelägna linjer, har
emellertid givit upphov till detaljer i provtavlor för
bedömning av en kameras upplösningsgräns.
Man håller sig till ett regelbundet mönster, och
först har man uteslutande använt sådana
provtavlor där luminansskillnaden mellan ljusa och
mörka partier är så stor som möjligt
(högkontrast). Zeissindustrierna har mycket använt en
stjärna med ekrar, fig. 2. I Storbritannien är
Cobbtesten vanlig, fig. 3, vilken med sina korta
linjer (längden tre gånger bredden) mest
ansluter till dubbelstjärnan. Såväl i Europa som i
USA har under senare år trestrecksgrupperna
(Foucaultgrupperna) blivit den vanligaste
standarden, fig. 4. I de två sistnämnda fallen
fotograferar man på olika delar av plåten en stor
mängd tavlor av dessa utseenden. Vardera tavlan
innehåller en serie storlekar av samma mönster
(oftast i geometrisk progression). Den minsta
bild av dessa grupper, i vilken man fortfarande
kan finna en struktur av rätt riktning (och vad
som är viktigt av rätt antal linjer) anses som
upplöst, och dess linjefrekvens ger
upplösningsgränsen.
En annan typ av mönster angavs först av
Sayce3 och har senare tagits upp av Bureau of
Standards4, fig. 5, linjerna är långa (denna
ytterligare koordinat i linjernas riktning kan utnytt-
Fig. 4. Trestrecksprovtavla (Foucault) med grupperna i
storleksförhållandet 21!’; samt ringar enligt Howlett.
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
