Limitations a la Qualite des Images d'un Grand Telescope

Jean Texereau

It is possible to construct a telescope achieving about two meters of aperture and still capable of yieldingan essentially normal Airy disk. Atmospheric turbulence can spread out this image to where the centralmaximum of the diffraction pattern can easily be ten times larger. Nevertheless the photographicresolution of a large telescope is always better than that of a smaller instrument if the exposure time isnot too short. The characteristics of the two-meter Haute Provence telescope are described.

1. Les Defauts du Miroir au Laboratoire

Considerons par exemple les aberrations rsiduellesdu miroir de 193 cm; F = 960 cm; taille au Laboratoired'Optique de l'Observatoire de Paris pour un telescopede l'Observatoire de Haute-Provence. Le tableau cidessous est extrait d'une etude plus complete que nousavons effectune par la methode de Hartmann sous uneforme voisine de celle dcrite par A. Danjon et A.Couder'; les notations sont les memes: h dsigne lahauteur d'incidence; F l'aberration transversale aufoyer, mesuree dans le plan du cercle de moindreaberration; u est l'angle entre l'el6ment de surfaced'onde considere et l'onde sph6rique de rference.

L'ecran Hartmann comprend deux ranges de trousalternes de 50 mm, dispos6es symetriquement auvoisinage du diametre horizontal du miroir 4), puis 42

apres une rotation de 90° du miroir. Les chiffres dutableau sont les moyennes de deux essais complets A,puis B apres retournement de l'6cran, ceci permuteles trous pairs et impairs et dgage mieux l'aberrationzonale des inclinaisons accidentelles du mamelonnageprimaire.

Les aberrations transversales XF sont h comparer p:rayon lineaire du disque d'Airy:

Fp = 1.22 X -.

D

Ici F/D = 5.0 et pour X = 0.56 u on a p = 3.4 u.Or la confrontation des sries A et B fait justementressortir un ecart moyen de 3.5 ,u sur les determinationsindividuelles des XF. La meme methode appliquee un miroir de 80 cm conduit une dispersion de l'ordre

The author is with the Laboratoire d'Optique de l'Observatoirede Paris et Observatoire de Haute Provence.

Received 19 July 1962.

du micron seulement. La difference est due prin-cipalement a l'effet aleatoire prepond6rant que prend leplus faible mamelonnage d'un grand miroir. Nousavons djh signal6 plusieurs fois2 3'4 que la pr6cisiondu surfacage optique comporte une limite physiqueque l'on peut exprimer par une pente caracteristiqueentre les el6ments de surface d'onde reelle et une surfaced'onde moyenne idale. Cet angle est d'autant pluspetit que la technique est meilleure, il est independantdes dimensions du miroir. Un bon surfacage lapoix conduit des dfauts dont les pentes peuvent8tre inf6rieures 1 X 10-6. L'ecart moyen mentionn6plus haut correspond sur l'onde a des pentes de 3.5 X10-3/9600 = 3.6 X 10-7 donc 1.8 X 10-7 sur le miroir.Un tel mamelonnage, visible sur le Foucaultgrammesensible Fig. 1(a), correspond a IS mu ou A/30 pour cesaccidents d'environ 50 mm; on peut le consid6rercomme faible et difficile rduire et nous admettonspour l'instant qu'un miroir d'environ 2 metres dediametre F/D = 5 constitue une limite au dela delaquelle il devient difficile de rpondre d'une figure dediffraction peu pres normale. Notre miroir de 193cm donne sensiblement 70% de l'energie dans le disqued'Airy.

Par ailleurs les angles -u X 106 des deux derniereslignes du tableau donnent par integration graphique(Fig. 2) les deux demi sections m6ridiennes de l'onde6mergente. Les carts de ces courbes par rapportaux traces des ondes de rference sont agrandis unmillion de fois sur l'6pure originale a l'echelle grandeur.L'on constate des d6fauts zonaux atteignant 81 mu ouX/6.9 sur cI, et 74 mu ou X/7.6 sur j 2. Ces zones sevoient galement sur le Foucaultgramme Fig. 1(a).II ne serait pas bien difficile d'abaisser ces defauts maisle b6n6fice pour l'image serait discutable car la limitesur les XF signalee plus haut subsisterait.

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(a) (b)

pose 2 min pose 1/10 sec

Fig. 1. Foucaultgramme du miroir de 193 cm (couteau a droite).

Fig. 2. Ecarts de tautochronisme du miroir de 193 cm.

II. Les D6fauts du Miroir dans le T6escope

Nous nous contenterons de constater ici qu'il n'estpas trop difficile en pratique de conserver les r6sultatsacquis au laboratoire dans les conditions d'emploireelles de l'instrument. Dans le telescope de 193 cm de

l'Observatoire de Haute Provence les flexions du miroir

dans son plan sont compensees par un dispositif conqupar A. Couder5 et realise par G. M. Sisson6 comprenant,outre les 3 appuis dorsaux fixes, 30 supports astatiquesrepartis sur 3 couronnes. Notre FoucaultgrammeFig. 1(a) montre la bonne efficacite du systeme; l'in-strument pointait Vega dans un angle horaire de 2 h 30,un appui lateral fortement charge est responsable des

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deux bosses marquees "a" en haut de la figure. Cedefaut n'affecte pratiquement pas l'image et l'on peutadmettre que le miroir, malgre sa faible paisseur de175 mm, est encore convenablement support6 sansdispositif rpartissant la composante parallele sonplan.

C'est un point de vue trop simpliste que de dcrireles effets thermiques simplement lies au coefficient dedilatation de la matiere. La mesure des effets relle-ment pr6sent6s par les grands disques souligne enparticulier l'importance de la rpartition des tensionsdues la trempe. Habituellement ces tensions croissentde maniere continue en approchant du bord, un miroirqui se refroidit montre le plus souvent de la surcorrec-tion spherique assez rguliere pour permettre une com-pensation par un dispositif exp6rimente par A. Couder.7

Dans le cas du 193 cm ce dispositif est rarembnt utilecar l'effet thermique observe est petit et gn6ralementde signe contraire; cette sous-correction est vraisem-blablement liee la distribution de la faible tremper6siduelle qui change trois fois de signe le long du rayon.

Nous retiendrons de cet apercu qu'il serait tech-niquement possible d'obtenir le pouvoir sparateurtheorique d'une ouverture de 2 m si l'instrument pou-vait tre installe en dehors de 'atmosphere, le butprincipal de ce travail est de dcrire experimentalementla degradation considerable de l'image de la tur-bulence atmosph6rique.

Ill. La Turbulence Atmospherique

Un ph6nomene aussi complique-et dont les con-sequences sont aussi graves pour l'astronomie a faitl'objet de nombreux travaux que nous ne chercheronspas analyser. Remarquons seulement que le plussouvent un aspect particulier du phenomene est ex-amine; par example: mesure de la scintillation aumoyen d'un rcepteur photoelectrique; estimation del'alteration de l'image de diffraction d'un petit instru-ment dans une chelle arbitraire; mesure de refractionslentes sur une traine photographique d'6toile. Ladegradation de l'image d'un grand miroir dpend biende tout cela mais la complexite de la grande surfaced'onde est un facteur essentiel justifiant une analysefaite avec le grand telescope lui mme.

Le Foucaultgramme Fig. (a) fut expose 2 min pourbien int6grer les accidents turbulents et montrer lesd6fauts propres au miroir, mais une toile de magnitudez6ro permet de rduire le temps de pose a /lo deseconde sur une image plus petite; l'on obtient laFig. 1(b) qui commence donner une idee de la com-plexite de l'onde. Cette image n'est pas une simplefigure de stries haute altitude vues sous forme d'ombres volantes sur une plage extrafocale. Le couteaude Faucault montre avec un fort contraste les accidentsde la couche d'air basse altitude, celle qui a rencontreles obstacles au sol, c'est un veritable fleuve qui trans-

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/Fig. 3. Images d'etoiles doubles

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pour A.B.C.D.E.

porte rapidement des accidents de dimensions relative-ment constantes, ici 3 5 cm. Ce systeme subit desdeformations plus grande chelle, elles peuvent in-t6resser une fraction importante de la surface d'ungrand miroir mais conservent un caractere accidentel.

L'alteration de l'image ne peut tre vraiment com-prise si l'on ne tient pas compte des propri6tes d'unesurface d'onde aussi complexe et deforme. Nousavons affaire un rseau de phase comparable celuicree par le mamelonnage primaire du miroir mais cettefois infiniment plus destructeur car les pentes typessont de l'ordre de plusieurs 10-i, les carts de tauto-chronisme dpassent couramment /2 enfin et surtoutce rseau irr6gulier, ce chaos d'accidents perpetuelle-ment renouveles, est cependant suffisamment p6riodiquepour diffracter 1'energie suivant une loi stable caract6r-istique tant qu'un changement notable de la micro-met6orologie locale ne vient pas modifier les dimensionsdes accidents types du rseau. La notion de rseaude phase rsulte des travaux bien connus de F. Zernikeet B. Lyot elle a dja 6t mentionnee par E. Gaviola8

a propos de la turbulence dans les grands telescopes.Il serait cependant imprudent de pousser l'analogieavec le cas simple d'un rseau de spectrographie diffrac-tant rigoureusement la lumiere dans les spectres desdiff6rents ordres. La superposition des accidents detous les tages turbulents de l'atmosphere s'oppose une theorie simple tendant a expliquer tous les rsultats.Il nous parait plus directement utile d'6tudier ex-p6rimentalement la rpartition de l'energie dans 'image ou, si l'on prefere, le spectre d'ordre zero et sonbrouillard de lumiere diffractee.

IV. Etude Photographique de 'Image

Nous avons d6jba dcrit qualitativement l'imagestellaire9 observee visuellement au telescope de 193 cm.Trois nuits de Mai 1961 ont donne l'occasion d'uneverification photographique quantitative qui offreen outre l'avantage de situer le ph6nomene pour lesapplications les plus importantes.

Le foyer Newton F/D = 5 est port6 a FID = 19.4par une lentille de Barlow calculee par M. Paul.10

La longueur focale rsultante de 37 m devient suffisantepour permettre la resolution photographique de detailscontrast6s comparables la tache de diffraction.Une lame s6paratrice placee demeure 450 pr6leve20% de l'energie pour un oculaire lateral de guidage etde mise au point (G = 1480). Le traitement antireflet de la face dorsale de la lame ne peut tre com-pletement efficace dans un grand intervalle spectral,sur mulsion panchromatique l'on observe un reflet350 fois plus faible que l'image directe soit 6.4 mag-nitudes de plus. Ceci permet la comparaison men-tionnee plus loin. La chambre photographique estun boitier 24 X 36 Leica dont l'obturateur rideauassez pr6cis donne les temps de pose de /looo a sec,

les poses plus longues sont dclenchees au chrono-metre. Dans ces conditions l'6toile double y Vir. demagnitude 3.6 et 3.6 donne une image significative hpartir de /looo de seconde sur film 35 Agfa IsopanRecord; l'emulsion Kodak Tri-X est moins sensiblemais rsoud en /ioo de seconde tous les dtails ac-cessibles."1 Par ailleurs la distance actuelle' 2 du couple:4"96 donne l'echelle des images et permet la verificationdes refractions diff6rentielles. Les 36 poses d'unchargeur 24 X 36 sont prises en un quart d'heure en-viron et les poses rapides sont r6petes tout le long dufilm pour le controle de la stabilite du phenomene.

V. Structure des Images

Les agrandissements ngatifs d'images de la Fig. 3sont donnes par des objectifs de microscope PlanapoZeiss Winkel X 10; O.N. 0.32 et X 25; O.N. 0.63.Il est en effet ncessaire de disposer d'une ouverturenumerique suffisante pour donner une representationassez fidele du grain de l'emulsion qui constitue limage.Chaque agrandissement porte un disque d'Airy dessin6h l'6chelle gauche de la longueur repr6sentant uneseconde d'arc.

A. y Vir., 1/50o see: Seuls les granules les plus in-tenses de ce que nous avons nomm6 paquet central9

contribuent un noircissement irregulier de la plage.Cette nuit la l'on ne peut obtenir d'image bien form~ede moins de 0"95 de diametre.

B. y Vir. reflet 1 sec: Le reflet, dont la magnitudeapparente est 10, donne en une seconde une imagel6gerement plus dense que la precedente mais la struc-ture est completement differente. Les granules onteu le temps de s'agiter en tous sens dans les limites dupaquet central et le noircissement de la plage est bienr6gulier. I y a bien eu quelques carts anormauxmais trop rares pour affecter notablement le diametrer6solvant qui reste gal 096 sur ces images. Lam~me nuit sur le mbme film nous avons obtenu en 5min de pose des toiles faibles de l'Amas M 13; cer-taines d'entre-elles ne d6passent pas 0'93.

Ceci est tres important, les millions d'accidentssimultanement presents sur une grande surface d'onded6terminent avec pr6cision la rpartition d'energiedans l'image et rduisent une valeur tres petite lesfluctuations de position du pic central. Les refractionsaccidentelles ne sont pas totalement 6limin6es dans ungrand tlescope mais elles sont "tellement accidentelles"qu'elles n'augmentent pas le diametre des images longue pose.9

C. y Vir., /200 sec: l'energie devient suffisante pourdonner une meilleure dfinition des granules, malgreleur dplacement; les details sont malheureusement unpeu empates sur Isopan Record.

D. -y Vir., /ioo sec: l'6nergie ext6rieure au paquetcentral commence apparaitre avec un caractereal6atoire assez marqu6. Souvent les deux composantes,

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a quelque secondes d'arc de distance, sont affecteesparallelement mais ce n'est pas du tout une rgleg6nerale. Ici la composante de gauche est dedoublevers la gauche, celle de droite est peu affect6e. Surd'autres images les distortions sont complktement in-d6pendantes. Il ne faut pas tenir compte de l'aigretteen bas des images de a la coma, elle constitue bienentendu une cause d'6talement systematique; nousn'avons pas le temps mat6riel de retoucher a ce momentl'inclinaison du grand miroir, qui impose dans cetinstrument la reprise des jeux des 30 leviers astatiques.La diffraction du rseau de phase est toujours affectede fortes discontinuit6s si l'on considere un champ unpeu tendu. Les plages d'inegales definition sur lesphotographies de grains de riz photospheriques commesur les photographies lunaires sont bien connues.

E. y Vir., /4 sec: dveloppement rgulier du halodiffract6, seule la cause systematique de deformation:la coma extraaxiale, subsiste.

F. Boo., /loo see: cette image tres fine et agrandiedonne une bonne idee des granules du paquet central.Quelques uns d'entre eux sont inferieurs au disqued'Airy. L'6mulsion Tri X suffit done pour rsoudreles d6tails bien contrastes avec le rapport F/D = 19.Le temps de pose est encore insuffisant pour donnerdes lements significatifs du compagnon bleu de la"Pulcherrima" (m = 6.3).

G. e Boo., /40 sec: Exemple de forte perturbationaccidentelle die au passage d'un front turbulent don-nant une deformation d'ensemble au rseau de phase.Paquet central trbs allonge et image du compagnonan6antie malgr6 le temps de pose suffisant.

H. e Boo., /40 see: Image normale pour cette nuitl'6nergie est rgulierement concentree et les granulesles plus marquants du compagnon commencent laisser leur trace.

VI. Mesure des Images

Les n6gatifs originaux sont mesur6s sur une petitemachine a chariots croises de la Soci6t6 Genevoise,grossissement du microscope 25.

La distance des composantes de y Vir. se pointe surdes images rgulibres telles que B avec une erreurmoyenne de 0"02. Les poses courtes, sensibles auxecarts accidentels, conduisent a des dispersions de0W'07. Les poses plus longues sont affectdes d'uneffet Kostinsky notable1 3 ; si l'on attribue les 4"96 a lamoyenne des images posees 1/5oo et /200 see, les poses'Aoo see donnent 5'.'03 et les '/4 see 5'12.

Les diametres de toutes les images sont mesurds dela meme manibre au moyen d'une simple croisee plac~ea la limite du palier de densite des plages. Pourchaque temps de pose : /, 1/5oo, 200, 1/10o, 1/40,

'/8, 1/4, 1/2, 1 see; 6 see, 15 see; 1 min on forme lesmoyennes exprimdes en secondes d'arc et portdes enfonction de log (to/t), l'unite est le temps to juste suffisant

Fig. 4. Rpartition de 1'6nergie dans le spectre de diffractionproduit par le rseau turbulent.

pour donner une image mesurable. La Fig. 4 montrela courbe obtenue avec y Vir. pour deux nuits differ-entes.

Ceci n'est pas a proprement parler le profil photo-m6trique du spectre de diffraction produit par le r6seaude phase. Les causes d'erreurs de ce procede simplifi6ne sont cependant pas considerables tant donn6l'importance du ph6nomene. L'erreur de rciprocitede l'6mulsion reste faible dans l'intervalle de lumina-tions consid6r6 oi la courbure de la chainette de Kronest petite. L'6talonnage de l'obturateur serait neces-saire en seconde approximation. Une nuit a absorp-tion variable fut rejetee. Enfin l'enregistrement micro-photom6trique de plages d'un film calibre donneraitdes pieds de courbe nettement plus 6vases par l'incor-poration inevitable de la diffusion photographique,ecartee des pointes visuels.

Trois paliers A - B - C de plus en plus marques sedistinguent. Ce que nous appelons le paquet central,y compris ses refractions, reste de diametre inferieurau palier A dont le niveau est voisin du dizieme decelui du centre. Les paliers B et C, 100 fois et 5000fois plus faibles respectivement que le pie, correspon-dent chacun a une classe d'accidents caract6ristiquesdu reseau de la nuit etudiee, ils sont tres sensibles aun changement de conditions meteorologiques, ilsrepr6sentent une part d'6nergie gaspille notable etvariable.

En 1955 nous avions propos6 de prospecter par cettem6thode les sites envisages pour l'installation d'unt6lescope austral de 350 cm. Avec des instruments decette importance l'idee tenace "d'instants de parfaite

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images" doit tre absolument abandonne pour unpoint de vue plus raliste situant l'efficacit6 de 'instrument dans les conditions courantes. Un casse-grain de 50 cm mont6 sur un remorque pourrait suffire.Faute d'un rseau de phase assez grand il ne donneraitpas une courbe semblable a la Fig. 4, la part des r-fractions accidentelles serait plus grande mais unetalonnage serait possible au voisinage d'un grandinstrument en service operant simultanement. Lespossibilites des sites tudies de cette maniere apparal-traient immediatement en fonction des applicationsdemandes au grand instrument. Pour les travaux ahaute resolution, la photographie a grande echelle, lespectrographie a grande dispersion, seul compte lediametre du paquet central: 095 le 30 Mai 1"31 le28 (Fig. 4). Si l'objet est faible on prendra le palier Bcomme largeur de fente. La photom6trie pr6cise parcontre ne pourra se faire qu'avec un trou de diametreau moins gal a C. C'est a dire 7" le 30 Mai; 11 le28; il faudra s'attendre a des surprises en cas de change-ment de vent au sol.

VII. Faut-il Construire des Grands Tlescopes?Une personne non pr6venue pourrait conclure de la

Fig. 4 qu'il est inutile de construire des grand miroirstres soignes. Puisque la figure de diffraction d'uneouverture de 28 cm n'est pas plus grande que le paquetcentral observe le 30 Mai pourquoi employer un miroirde 193 cm? Un observateur arme d'un recepteur tressensible, comme le camera lectronique de Lallemand,peut effectivement obtenir de temps en temps une image

presentable du disque d'Airy, d'un instrument moyen,avec un temps de pose court; c'est pratiquement uto-pique avec une ouverture de deux metres. Par contrea chaque fois qu'une pose assez longue est necessaire lasup6riorit6 du grand telescope est certaine; il y a troisraisons au moins a cela nous nous excusons de le r6p6ter:

1. Le disque d'Airy, centre de dispersion de 'energie est plus petit.

2. Le grand rseau de phase, compos6 d'accidentstres nombreux donne un paquet central plus net, plushomogene, dont la section au niveau du seuil de 1'mulsion a un diametre plus faible.

3. Le pie central fourni par un grand miroir estpratiquement insensible aux refractions contrairementa la figure de diffraction d'un petit instrument.

Les plus petites images de diffusion photographiquesur mulsions astronomiques rapides 103aO, IIaOont un diambtre voisin de 25 i. La limitation imposepar la turbulence apparait nettement sur les photo-graphies a longue pose, meme prise directement aufoyer d'un faisceau a F/D = 3 seulement d'un instru-ment modeste.

Sur la Fig. 5 les points noirs repr6sentent les pluspetits diametres d'images d'etoiles que nous avons puatteindre avec diff6rents instruments de qualit6 sreet bien regl6s. L'argument est la dimension du tele-scope repee sur une 6echelle logarithmique par lalongueur focale.* Les croix concernent des mesuresfaites sur les meilleurs cliches de deux amateurs:Bacchi (25 cm) et Walbaum (33 cm). La dernierecroix est plut6t une estimation-nous ne disposionspas du cliche original-d'une photographic de NGC 205obtenue par Baade au telescope Hale, dont la qualitesemble galement difficile a dpasser. La resolutionangulaire ne crolt pas lin6airement avec l'ouverture,comme le voudrait la diffraction en l'absence de tur-bulence; cependant elle croit et c'est specialementimportant quand il s'agit de tres grands instruments sil'on veut effectivement atteindre la magnitude limiteaccessible. En effet, outre la turbulence, il existe uneautre limitation atmosph6rique: la luminance du fonddu ciel nocturne dont la magnitude d'apres Baum' 4

est 22 par seconde carre. Non seulement le grandt6lescope collecte suffisamment de photons mais il estseul capable de les concentrer en ne image assez petiteangulairement pour donner un palier de densite signi-ficatif par rapport aufond. L'extrapolation de la courbeaux dimensions d'un telescope de 10 m d'ouverturepermet d'esperer des images de 04; le gain de 1.5magnitude-par rapport au telescope Hale serait doneencore vrifi6.

* L'homoth6cie, au moins approximative, est implicitementadmise; bien entendu 'augmentation du diametre determineseule l'amelioration de pouvoir rsolvant photographique pourvuque la longueur focale soit suffisante pour rendre la diffusionphotographique petite devant la turbulence.

January 1963 / Vol. 2, No. 1 / APPLIED OPTICS 29

Fig. 5. Diametres des plus petites images photographiquesd'etoiles en fonction des dimensions de l'instrument.

Bibliographie

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opt., Paris, 1935), § 115.2. J. Texereau, Ciel et terre 56, nos. 3-4, (1950).3. J. Texereau, Le Contraste de Phase et e Contraste par Inter-

ferences (ed. Rev. opt., Paris, 1952), p. 172.4. J. Texereau, How to Mlake a Telescope (Interscience, New

York, 1957), p. 83.5. A. Couder, These, Paris (1932).6. G. M. Sisson, Nature 179, 937 (1957).

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8. E. Gaviola, Astron. J. 54, 155 (1949).9. J. Texereau, La Construction du Telescope d'Amateur, 2e ed.

(Paris, 1960), p. 267.10. M. Paul, Rev. opt. 14, 169 (1935).11. P. Guerin, L'Astronomie 76, 102 (1962).12. P. Muller, J. Observations 36, 89 (1953).13. S. Kostinsky, Mitt. Nikolai Hauptsternwarte Pulkovo 1,

no. 11 (1906).14. W. A. Baum, Sky and Telescope 14, 188 (1955).

From the Editor

In several editorials last year we have remarked that we wouldturn soon to our correspondence. In spite of our repeated invi-tations for letters it is still a small correspondence; perhaps halfa dozen critical letters. (We do not plan to discuss here thenoncritical letters, although we appreciate them just as much asthe critical ones.) So far these letters have dealt with fourprincipal subjects: comments on format, comments on content,comments on terminology and units (in particular the use of themetric system), and finally a few comments concerning scientists

and engineers. Let us consider these subjects in turn. We willquote occasional passages from our mail.

There have been a few remarks about our use of filler material.

"I bind my journals and I hate to think that I am binding in thisextraneous material along with the timeless material." YourEditor also saves his back journals; in fact he cannot afford to

have them bound, so he saves them entire, even including theadvertisements. At such times as he has pondered the injusticeof this arrangement he has usually concluded that even amongthe contributed scientific papers of undoubted worth in his backjournals there are a rather large number that he didn't read whenthe journal was new, that he doesn't plan to read later, and thatin all probability he never will read; and yet there they are,occupying space on the bookshelf. Not everything that wedevour is palatable, nutritive, or even digestible, and someroughage supposedly helps. Your Editor can only admire those

austere and ascetic scholars among us who wish to deny andexclude the trivial and nonessential; they are scientific monksand most of us are but poor sinners.

We mentioned once before that we were trying, as an experi-ment, to start each article on a right-hand page. The filler mate-rial has been largely used to fill the gaps that then occur between

articles. We felt vindicated in this policy when, at a recentmeeting of the Publications Board of the American Institute ofPhysics, it was announced that a cost analysis had been run onthe relative merit of starting each article on a right-hand pagecompared to the present system in AIP journals of beginning oneither page but then having to reset the left-handed articles whenpreparing reprints (which provide a substantial portion of thejournals' operating income). The cost analysis indicated theInstitute would be ahead if they began articles on the right-handside, even if a few left-handed pages in each issue were then left

blank. If it offends you that an occasional page of filler occupiesspace on your shelf, how will you react to these blank pages? As

material for the filler we have our University and IndustryColumns, Book Reviews, Meeting Reports, Patents Reviews,

timeless editorials such as this, and our news notes, pictures,squibs, and quiddities concerning optics people, and events.There are those who assert that the presence of some such mate-rial in the same journal as genuine scientific papers somehow de-tracts or degrades the worth of those papers. We are aware thata sense of proportion and moderation is required here. When weattend a scientific meeting some go just to hear papers and torejoice in the science of it all but most of us also enjoy seeing and

talking to our friends and colleagues and some of us even oc-casionally smile. Suffice it to note that for every one of you whowants none of this material there appear to be many more whofind it interesting.

A few readers have not liked the use of pictures as fillers. Toomuch like Physics Today. Your Editor himself happens to berather fond of Physics Today so that this particular analogysomewhat eludes him. Let us digress a moment and considercertain more "popular" or less "technical" journals: PhysicsToday, American Scientist, Sky and Telescope, Srientific American.There are many more, but these are the ones that we often read.Scientific American, we would say, is popularizing science, and isaimed at the lay audience rather than the technical audience.American Scientist deals more with the general trends andphilosophical undercurrents of science. It is aimed at the scien-tific audience although it does not delve into the technical depthsof any one discipline. It emphasizes the philosophic, rather thanthe professional aspects of scientists. Journals such as Sky andTelescope and Physics Today attempt to evoke our professionalspirit, and hence the meeting reports, book reviews, and manypictures of personalities and events of one profession. It ispossible to be an excellent scientist and feel no professionalresponsibilities. Most of us, however, feel a kinship with ourfellow workers, and out of this feeling grow professional societies,which in turn serve the profession in various ways such as bypublishing journals. We feel that these filler pictures of opticspeople and events in Applied Optics help to identify optics as aprofession, and these same pictures, if they appeared in, say,Physics Today, would not do this. If you have informal snap-shots of colleagues or events that should appeal to our audience,lend them to us.

One or two have remarked that some of the columns favor oneside of controversial issues or one man's personal views. If youwould read the fine print above these columns you will see thatreader contributions and suggestions are invited, and newsmaterial is welcomed from whatever source. In those columnsthat are signed (such as this one) any opinions are certainly thoseof the writer; if they happen to differ from your opinions why notlet us know. (Let us try, however, to confine ourselves more or

less to optical matters.) In this Editorial column we feel dis-posed to try to say something: we have opinions and this journalhas a purpose, a raison d'6tre which we wish to discuss here.

JOHN N. HOWARD

30 APPLIED OPTICS / Vol. 2, No. 1 / January 1963