Ein beeindruckender "Flattner" mit SUPER Bildfeld: TSapo130S + TSFlat2.5


  • Ein beeindruckender "Flattner" mit SUPER Bildfeld: TSapo130S + TSFlat2.5
    http://www.teleskop-express.de…on-f-5-bis-f-9---2-5.html


    Im Fokus-Bereich von ca. 1000 mm könnte diese Kombination von TSapo130S + TSFlat2,5 eine herausragende Kombination sein hinsichtlich
    der Größe des Bildfeldes, hinsichtlich der Bild-Definition am Bildrand von 63 mm und hinsichtlich des Preises, der fast unschlagbar erscheint.


    Auf Cloudy Nights findet man einen informativen Bericht zu dieser Kombination aus TSapo130S + TSFlat2,5, als Einstieg gewissermaßen in die Thematik.
    Diese Systeme haben ein paar "Feinheiten", die man einhalten sollte, wenn's funktionieren soll. Doch davon später.



    Soweit der Einstieg über die Google-Übersetzung. Im ersten Schritt untersucht man zunächst das Grund-System, einem f/7 APO mit 130 mm Durch-
    messer, der bei Tages-Licht-Beobachtung auf einen RC_Index-Wert von 0.8297 kommt und bei Nacht-Beobachtung auf 0.3345 käme, wenn man die
    Rot-Blindheit unserer Augen in der Nacht berücksichtigen würde. Dieser Effekt führt aber bei allen Refraktoren zu einer scheinbaren Verbesserung
    der Farbreinheit in der Nacht. Bei der Astrofotografie dominiert gerade das rote Spektrum, weshalb man die spektrale Empfindlichkeits-Kurve eines
    Kamera-Sensors zugrunde legen müßte.

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    Wenn man nun nicht unbedingt das Bedürfnis nach einem Super-APO entwickelt, dann ist dieser Refraktor ein sehr, sehr gutes Werkzeug für visuelle
    und fotografische Anwendung. Natürlich hat der Sterntest noch einen leichten Farbsaum, den man je nach Stern-Spektrum mehr oder weniger gut
    sieht. Bei diesem Foto verwende ich als Lichtquelle eine 12V Halogen-Lampe, die das gesamte visuelle Spektrum gut darstellt. Die Farbverteilung
    beim Foucault-Bild ist typisch für ein apochromatisches Objektiv. Die sichel-förmige Farbverteilung weist auf einen leichten Gaußfehler hin. Die theo-
    retische Auflösung bei 550 nm wave (Grün) wird über das Foto bestätigt bei 505-facher Vergrößerung. Der Wert von 1.130 arcsec errechnet sich aus
    dem Inv Tan (0.005/910). Im folgenden Foto sieht man eine unter dem Mikroskop vermessene Dreiergruppe beim Artificial Sky Test. Der Abstand von
    0.008 mm läßt sich auf 0.005 zusammenschieben und wäre als "Doppelstern" noch zu trennen.



    Zwischen dem Foucault-Bild oben und dem Rauhheitstest im nächsten Bild ist fast kein Unterschied: Ein Hinweis auf eine gute Politur der Einzelflächen.
    Die spektralen Ronchi-Bilder lassen den Gaußfehler in Form von Überkorrektur bei Blau und Unterkorrektur bei Rot gut erkennen.



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    Bei den Interferogrammen im nächsten Bild verformt der Gaußfehler die Interferenz-Streifen bei Blau zu einem "M" (für Überkorrektur) , und bei Rot
    zu einem "W"(für Unterkorrektur). Über das Abkippen der Streifen nach unten (Fokus ist länger) oder nach oben (Fokus ist kürzer) läßt sich auch der
    Farblängsfehler ermitteln. Rechnerisch geht das über die Power, wobei die Hauptfarbe Grün den Nullpunkt bildet.


    Das Referenz-IGramm bei 546.1 nm wave = e-Linie, das noch genauer zu betrachten ist.
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    Bei Grün wäre dieser APO bereits etwas überkorrigiert, wie die Wellenfront-Deformation zeigt.



    In der Optik tut man sich mit Absolut-Werten schwer. Es ist daher immer ratsam, die Plausibilität von Meßergebnissen auf
    ihre Richtigkeit zu überprüfen, wie in diesem Fall geschehen: Betrachtet man das Referenz-IGramm genauer, so wird man
    darin einen leichten Astigmatismus erkennen, der einen Wert von PV L/4.3 annimmt. Würde dieser Wert zutreffen, dann
    müßte man ihn beim Artificial Sky Test unter einer Vergrößerung von 505-fach deutlich erkennen. Weil dies aber nicht
    der Fall ist, und weil dieser Wert mindestens unter PV L/8 und weniger liegt, habe ich diesen abgezogen. Je nach Mentalität,
    kann man daraus ein größeres Problem machen - solche Zeitgenossen gibt es tatsächlich. Dies wäre auch ein Hinweis, daß
    man Optiken besser über die Summe von Merkmalen beurteilt.

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    Flattner oder Reducer - wie funktioniert das eigentlich ?


    Kombination TSapo130S + TSFlat2.5


    Im Vergleich zu einem standesgemäßen Petzval-System, sind diese Kombinations-Systeme ein "Zwitter". Bei einem Petzval-
    System ist der Abstand <objektiv>-<korrektur-einheit hinten=""></korrektur-einheit></objektiv> fest. Also "einbetoniert" bzw. unverrückbar. Die Fokussierung für das Bildfeld erledigt der Fokuser
    im Okular-Auszug, also nach der Korrektur-Einheit, was optisch eindeutig ist.


    Durch die Kombination eines APO's mit einem Flattner bzw. Reducer wird dieses Prinzip auf den Kopf gestellt. Jetzt sitzt der
    Fokuser unsinnigerweise zwischen Objektiv und Flattner/Reducer und macht genau das, was er nicht darf: Er variiert dauernd
    den Abstand Objektiv-Flattner und hat schon manchen Astro-Fotografen in den Wahnsinn getrieben.
    Wenn man bei der Kombination von Objektiv+Flattner den optimalen Abstand von Flattner zum Objektiv ermittelt, dann
    funktioniert das wirklich nur, wenn dieser Wert in der Praxis auch eingehalten wird. Und das bedeutet: Der richtige Abstand
    von Objektiv zu Flattner stellt sich nur dann ein, wenn auch der Abstand von Flattner zum Kamera-Sensor stimmt.


    Ich gebe also zwei Werte an: Der erste Wert zeigt die Skala-Einheit an, und damit den optimalen Abstand von Flattner zu Objektiv.
    Diese Einstellung muß eingehalten werden! Der zweite Wert gibt den Abstand an, den die letzte Bezugs-Fläche von Flattner
    bzw. Reducer zum Fokus hat. Beim TSFlat2.5 ist das die letzte Fläche, weil dort ein Innengewinde ist, beim PhotoLine 0.79x
    muß hingegen noch die Höhe des Außengewindes abgezogen werden. In beiden Fällen ist die Bezugsfläche markiert.
    Der Fokus wird mit einem Foucault-Test ermittelt und danach der Abstand Bezugs-Fläche zu Messerschneide gemessen.
    Die Werte sind jedes mal im Bild festgehalten.

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    Nun folgt ein bißchen Rechnerei damit der Kamera-Sensor tatsächlich in der Ebene des Bildfeldes zu liegen kommt. Wenn nämlich nach
    erfolgter Fokussierung des Gesamt-Systems die Aufnahme "scharf" ist, dann muss auch der angegebene Wert (60-62 E) auf der Fokuser-
    Skaleneinheit zu erkennen sein, damit der optimale Abstand Objektiv zu Flattner ebenfalls stimmt. Der Abstand von 87 mm von Flattner
    zu Kamera-Sensor hätte sich dann auch eingestellt. Eine kleine Besonderheit: 60 Skalen-Einheiten auf dem Fokuser entsprechen 58.6 mm.


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    Kombination TSapo130S + Photo Line 0.79x


    Die folgende Kombination mit einem 0.79x Reducer und verkürzt die Systembrennweite auf ca. 719 mm. Die Fokuser-Skala-Einheit liegt
    jetzt bei 54 Einheit, der Abstand von Bezugsfläche-Fokus bei 53.6 mm. Auch hier gilt die Regel: Es funktioniert nur dann richtig, wenn
    nach der Fokussierung des Gesamtsystems die Skalen-Einheit 54 angezeigt wird. Ich kenne mindestens einen Sternfreund, der sich
    mit dieser Erkenntnis ungemein schwer tut.



    Der PhotoLine 0.79 Reducer hat kamera-seitig ein Außengewinde (so habe ich das als Feinmechaniker mal gelernt.) Dieses Gewinde
    verschwindet später in der Hülse, sodaß die markierte Bezugsfläche eindeutig als letzte Fläche anzusehen ist.

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    Ergebnisse mit TSFlat2.5
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    Beeindruckend ist die Abbildung, die dieser Flattner bis zu einem Felddurchmesser von 63 mm abliefert bzw. einem Bildwinkel bis zu 4°.
    Diese Abbildung-Genauigkeit kann vom Kamera-Sensor gar nicht realisiert werden, der zur Darstellung eines feinen Sternes für gewöhnlich
    3x3 Pixel braucht, und das wären ca. 16 Mikron bzw. 0.016 mm. Die mittlere Dreiergruppe mit Abstand 18 Mikron wäre in etwa die Maßeinheit
    dafür, was der Sensor überhaupt darstellen kann. Und wenn man nun bei ansteigendem Bildfeldwinkel/Bildfeld-Durchmesser die Abbildung
    betrachtet, dann beobachtet man eine beeindruckende Abbildung. Ab 3° Bildwinkel hätte man ca. 30% Vignettierung, bei 4° Bildwinkel ca.
    50% Vignettierung. In der Regel benutzt man einen Felddurchmesser in der Gegend von 30 mm. Damit wäre dieser Flattner überhaupt nicht
    ausgereizt.


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    Ergebnisse mit TS PholLine 0.79x


    In diesem Fall ist der Abstand Reducer/Sensor mit 53.6 mm relativ kurz. Bis 30 mm Felddurchmesser wird man den Farbquerfehler auf den Rohbildern nicht
    bemerken. Bei 4° Bildwinkel oder ca. 50 mm Felddurchmesser könnte man es merken. Aber auch dieser Fehler könnte in den 16 Mikron Auflösevermögen des
    Sensors einfach "verschwinden". Im normalen Anwendungs-Bereich hätte man auch bei dem Reducer kein Problem.
    Nun kriegt man auch die Frage gestellt, ob ein Flattner auch die visuelle Beobachtung verbessern hilft. Vermutlich nicht. Warum?


    Bei Okularen mit einem großen Bildfeld hat man eine niedrige Vergrößerung, sodaß die Bildfehler eines APO's nicht so deutlich werden. Bei hohen Vergrößerungen
    engt sich das Bildfeld naturgemäß ein, die Bildfehler sind geringer und fallen wieder nicht auf. Und mit einem Ethos-Okular sollte das überhaupt kein Problem sein.


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    Der ultimative Beweis für ein System ist immer noch ein Astro-Foto. Das hätte man natürlich gern als Rohbild. Das vorliegende Foto von TS läßt aber schon
    vermuten, daß wir es hier mit einer Spitzen-Optik zu tun haben.



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    Weitere Informationen, siehe die Links:


    mit zwei TestBildern
    http://www.teleskop-express.de…O---3--Crayford-1-11.html
    http://www.cloudynights.com/item.php?item_id=2800
    TSFlat2,5 TS Vollformat Flattener / Korrektor für Astrofotografie - für Apos von f/5 bis f/9 249,00 EUR
    http://www.teleskop-express.de…on-f-5-bis-f-9---2-5.html

  • Hallo Wolfgang,


    der TS Flattener ist und bleibt ein Sahneteil. Von dem 3" Reducer habe ich mir allerdings mehr erhofft.
    Ausleuchtung ist halt nicht alles. Mir scheint es, als wenn Du die 3" Variante testen durftest, da gibts allerdings
    auch noch ein 2" Exemplar. Wenn das jetzt wenigstens 30 mm fehlerfrei ausleuchtet, dann wird der große
    wohl ganz schnell sein Nischendasein fristen.
    Den Werbeversprechen scheint wohl aktuell nur der Riccardi-Reducer von APM sehr nahe zu kommen.
    Auch ein Sahneteil.


    Ich sehe, daß der 2,5" Zoll OAZ an dem 130er APO zum Einsatz kommt. Spielt nicht auch die Länge des Auszugsrohrs bei dieser
    Adaptionsweise ungünstig in den Test mit ein? (mehr Vignettierung oder vielleicht ein effektiv ungünstigeres Öffnungsverhältnis?
    Dem Test mit dem Flattener nach, nicht....).


    Viele Grüße,
    Gerrit

  • Hallo Wolfgang,


    in Deinem Beitrag bin ich über einen Satz gestolpert, der mich irritiert. Du sagst, daß diese Abbildungs-Genauigkeit vom Kamerasensor gar nicht realisiert werden könnte, da dieser 3x3 Pixel für die Darstellung eines feinen Sterns bräuchte. Von welchem Kamerasensor gehst Du da aus? Es gibt ja eine Unmenge unterschiedlicher Sensoren. Die Pixelgrößen variieren von z.Bsp. 3,45 mu (Atik 450m Kamera) bis 24 mu (SBIG ST-1001E Kamera) und es gibt Sensoren, die noch kleinere bzw noch größere Pixel haben. Auch die spektrale Empfindlichkeit der Sensoren variiert sehr stark. So hat z.Bsp. der Chip der Apogee Alta F230 die maximale Quanteneffizienz (QE) bei ca. 530nm (QE > 95%), der Chip der Apogee Alta F16 hat das Maximum bei ca. 440nm (QE < 60%) und die QE-Kurven der beiden Chips sehen sehr verschieden aus. Ein genereller Vergleich visuell vs. photografisch ist also auch in Bezug auf die spektrale Empfindlichkeit nicht möglich.


    Dies nur als kleine Nebenbemerkung von mir.


    Lieben Gruß,
    Michael

  • Hallo Michael,


    ausgehend von meinem Artificial Sky Test ist die mittlere Gruppe 8 Mikron + 10 Mikron also 18 Mikron breit. Diese Gruppe
    wird im Artificial Sky Test bei hoher Vergrößerung (505x) immer deutlich getrennt dargestellt.


    Bei Rohbildern muß man überlegen, wieviel Pixel zur Darstellung eines ganz schwachen Sternes in der Regel gebraucht werden.
    Das sind mindestens 2x2, normalerweise mindestens 3x3 Pixel.
    Natürlich gibt es unterschiedlich große Pixel. Ich gehe aber von ca. 5.3 x 5.3 µ (als Durchschnittswert) große Pixel aus.


    Egal wie groß diese letztlich sind, solange, wie in unserem Fall diese Dreier-Gruppe mit mindestens 5µ aufgelöst wird,
    hätte selbst der Sensor mit der kleinsten Pixelgröße von 3.45, also nur eine Auflösung von 3x3.35 µ anzubieten, das
    wären dann etwa 10 µ, und das wäre die Hälfte dessen, was das System TSapo130S + TSFlat2.5 anzubieten hätte.
    Dieses System definiert also um den Faktor 2 besser bis zu Durchmesser 63 mm , als der genannte Kamera-Sensor das überhaupt kann.


    Die Bedeutung eines Vergleichs der jeweiligen spektralen Empfindlichkeit der Sensoren für die praktische Astrofotografie kann ich nicht einschätzen.
    Deswegen habe ich mich nicht weiter dazu geäußert.

  • Hallo Gerrit,


    Thema Vignettierung:
    Nachdem ich den jeweiligen Flattner/Reducer richtig herum im Strahlengang hatte, danach das System
    zunächst auf der Achse zentriert hatte, suchte ich über die Verkippung den optimalen Abstand für beide,
    also für Flattner/Reducer.


    Bei der Ermittlung des max. Bildfeldes ist hinter dem jeweiligen Element keine weitere Distanz-Hülse etc.
    sodaß immer nur der Flattner/Reducer selbst vignettierte. Das mag bis hin zur Sensor-Ebene anders sein,
    wahrscheinlich aber besser, weil der Sensor gar nicht soviel Durchmesser braucht.


    Die Auszugs-Länge vom OAZ mit 60 Einheiten läßt sich über eine Zwischen-Hülse verkürzen, wenn man
    dem OAZ nicht ganz traut. Ob es dadurch aber genauer wird, weiß ich nicht.


    Die für mich spannende Frage ist, wieviel vom Farbquerfehler des PhotoLine 0.79x man auf den farbigen
    Rohbildern überhaupt sieht. Bei monchomatischem/engem Filter Licht ist dieser Fehler logischerweise verschwunden.

  • Hallo Wolfgang,


    danke für die Klarstellung, daß Du mit "dem" Kamerachip einen 5,3mü x 5,3mü Chip meinst. Ich möchte wirklich nicht ins o.T. abgleiten aber die Behauptungen, die Du bzgl. Kamerachips und der minimal benötigten Anzahl von Pixeln zur Darstellung schwacher Sterne aufstellst kann ich so einfach nicht unkommentiert lassen:


    1) Du sagst, 5,3mü sei der Durchschnitt. Wie kommst Du darauf? Bei CMOS Consumerkameras führt der Megapixelwahn ja zu immer kleineren Pixeln (Beispiel: Canon Powershot G6: 2,3mü x 2,3mü !), da man ja mehr Pixel nicht einfach durch Vergrößerung der Chipfläche realisieren kann - der Chip muß ja ins Gehäuse passen und ausgeleuchtet werden. Ich kann mir kaum vorstellen, daß sich irgendjemand die Mühe gemacht hat auszurechnen, was der Durchschnitt der Pixelgrößen der von Amateurastronomen verwendeten Kameras ist - wie sollte das auch gehen?


    2) Du sagst, daß zur Darstellung eines schwachen Sterns mindestens 2x2, in der Regel 3x3, Pixel erforderlich sind. Diese Aussage ist schwer zu interpretieren, wenn nicht gesagt wird, unter welchen Bedingungen das der Fall sein soll. Dein Optiktest findet natürlich unter Laborbedingungen statt, die, was die Sternabbildung anbelangt (künstlicher Stern), der Situation "Teleskop außerhalb der Erdatmosphäre" entspricht. In dieser Situation genügt zur Darstellung eines noch so schwachen Sterns ein einziges Pixel - es gibt nicht den geringsten physikalischen Grund der dagegen spräche. Nimmt man aber die reale Situation "Teleskop auf der Erde", dann ist es zwar immer noch so, daß ein Pixel genügt, sofern die Airydisk 'reinpasst, aber durch das Herumwabern (Seeing) ist das Bild des Sterns schnell größer als die Airydisk - die Seeingdisk wird abgebildet. Je nach Seeing braucht es dann in der Tat mehr als 1x1 Pixel, um das gesamte Licht eines Sterns zu registrieren. Wieviele Pixel es braucht hängt vom Seeing und der Pixelgröße ab. Allerdings sähe die Abbildung des von Dir besprochenen Systems unter solchen, realen, Bedingungen auch ganz anders aus. Die Dreiergruppe wäre auch der "Verschmierung" unterworfen und würde ggf. zu einem größeren Fleck verschmelzen. Was ich sagen will, ist daß die Behauptung über die Anzahl der benötigten Pixel ... unter Laborbedingungen jeder physikalischen Grundlage entbehrt. Du vergleichst also die Fähigkeiten der Optik unter Laborbedingungen mit den Fähigkeiten "der" Kamera (genauer 5,3 mü-Kamera) unter realen Bedingungen und ziehst den Schluß, daß "die" Kamera nicht mithalten kann. Unter Laborbedingungen würde die o.g. Kamera und auch viele CCD Kameras locker mithalten, was natürlich in keiner Weise die hohe Qualität der von Dir getesteten Komponenten tangiert.


    Lieben Gruß,
    Michael

  • Hallo Michael,


    zu Punkt 1) Das statistische Bundesamt wird wohl kaum dazu Zahlen veröffentlichen. Sonstige Marktanalysen wird man nicht antreffen. Sei denn man schaut sich in den einschlägigen Bilderforen der Astro-Portale um, welche Kameras da so eingesetzt werden. Dann kann man grob diese Zahl als Richtmaß nehmen. Ob Komma 4 oder Komma 3 ist dabei egal.
    Also ich kann mit dem Richtmaß von Wolfang gut leben. Die Werte die Wolfgang mißt auf eine spezielle Kamera anzuwenden obliegt dem Anwender genauso, wie die Interpretation von Spot-Diagrammen von so manchem Hersteller wie Takahashi oder APM.
    zu Punkt 2) "st daß die Behauptung über die Anzahl der benötigten Pixel ... unter Laborbedingungen jeder physikalischen Grundlage entbehrt. " Michael, ich glaube, daß kann man so pauschal auch nicht feststellen. Ich denke, die Situation wäre klarer, wenn man die Rahmenbedingungen für diese Sicht etwas klarer definiert.
    Beispiel:
    Unter Laborbedingungen (|Seeing im Labor|): 20° Raumtemperatur sagen ja nicht, daß man keine Luftverwirbelungen hat. Sie scheinen nur hinreichend gering zu sein. Das ist auch der kurzen räumlichen Distanz geschuldet.
    Unter realen Bedingungen (|2| arcsec im mitteleuropäischen Raum): Hier verhält sich das System so.
    Ich denke damit kann jeder von uns gut leben und hätte - wenn auch nur ein sehr grobes - Richtmaß
    LG

  • Hallo Michael,


    Sucht man im Web nach Astro-Kameras, dann "stolpert" man unweigerlich über Teleskop Service(Teleskop Express)
    vielleicht noch über APM - zumindest ist die Zahl der Händler, die solche Kameras verkaufen begrenzt.


    Aus dem Sachverhalt kann man nun in jede nur denkbare Richtung eine Dissertation machen - hilft aber in der
    grundsätzlichen Frage-Stellung nicht unbedingt weiter: Es geht immer nur um die Pixel-Größe einer von vielen
    Astro-Fotografen verwendeten Astro-Kamera und der Länge der Sensor-Diagonalen. Im zweiten Anlauf geht
    es um die Frage, wieviel Pixel braucht es zur Abbildung eines feinen Sternes.


    Beide Fragen können AstroFotografen gut beantworten - da wäre eine von Dir erstellte Umfrage hilfreich. Die
    würde dann Licht ins Dunkel bringen. An den 4 folgenden Beispielen läßt sich aber vermuten, daß die ATIK-
    Kamera unter den versierten AstroFotografen durchaus populär ist. Dazu im Vergleich wäre die von mir genannte
    Pixelgröße sehr klein. Was nicht dagegen spricht, daß es Sensoren mit kleinerer Pixelgröße gibt. Wir wollen
    aber keine Prinzipien-Reiterei betreiben.


    Zur zweiten Frage: Fragt man erfahrene Astrofotografen, wieviel Pixel zur Darstellung eines feinen
    Sternes nötig sind, dann kommt in den meisten Fällen die Antwort 3x3 Pixel, und zwar von Leuten,
    die sowohl solche Kameras verkaufen, aber selbst auch fotografieren. Auch hier bleibt es Dir unbenommen,
    via Umfrage mal zu klären, wieviel Pixel denn nun wirklich vonnöten sind: 2x2 Pixel wäre das Minimum . . .



    Sei's wie's will, versuchen wir an der Praxis der vielen professionellen AstroFotografen
    zu klären, wieviel Pixel denn nun gebraucht werden, und wieviel Auflösung das dann
    bedeutet: Beim kleinsten Wert 6.45µ x 3 wären das schon wieder 19.35 µ und damit
    eine um 3.87 fach niedrigere Auflösung des Sensors im Vergleich zur Auflösung des
    Kamera-Systems.


    Schade eigentlich - und trotzdem gut: Dann haben nämlich schlechtere opt. Systeme auch
    eine Chance.

  • Hallo Wolfgang,
    Danke für den ausführlichen Bericht, sonst hätte mich mein Weg (wieder mal) zu Dir geführt.
    Für einen Sternfreund stelle ich gerade so ein Setup zusammen.
    Eine Canon 60Da mit IDAS Filter, deswegen habe ich den Abstand erst mal um 2mm erhöht.
    Platz für einen OAG, selbstverständlich auch selber gebaut, bleibt auch noch.
    Adapter muss man eh drehen, da der Flattener M69 Gewinde hat und der mitgelieferte Adapter auf M68 auf einmal ein männliches Gewinde zur Kamera hat.
    Absicht, um teure Adapter zu verkaufen? Jedenfalls kann ich den M68 Umkehrring schrittweise abdrehen und gut ist.


    Nun braucht es noch gutes Wetter um ein paar Aufnahmen zu machen.


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