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Hiermit soll nun ein kurzer Ein-  bzw. Überblick über die verschiedenen Abbildungsfehler und geeigneten Objektive für die Astronomie und Astrophotographie gegeben werden.








Die Optik


Auflösungvermögen

Das Auflösungsvermögen einer Optik sagt aus, dass die Möglichkeit besteht, zwei Sterne die nah beieinander stehen noch getrennt werden können. Bei einer fehlerfreien Optik sieht man den Stern als kleine Scheibe (siehe Bild unten). Die Ringe entstehen durch die kreisförmige Begrenzung des Objektivs, beim  SC (durch die Fassung des Sekundärspiegels in der Schmidtplatte) macht sich eine Kontrast- und Auflösungsvermögenseinbusse der Optik bemerkbar. Durch diesen Sekundärspiegel kann nicht mehr die ganze Lichtmenge in das zentrale Beugungsscheibchen gelangen, d. h. der Stern erscheint im Teleskop nicht mehr als Punkt sondern als Scheibchen (Beugungsscheibchen)

beug1.gif (12477 Byte)



Bei Systemen wie dem Refraktor entfallen dieser Effekt, da sich kein Fangspiegelhalterung im Strahlengang befinden. Das Auflösungsvermögen spielt eine wichtige Rolle, wenn es darum geht eng beieinander stehende Sterne zu trennen oder feine Details auf Planeten zu beobachten.


Abbildungsfehler


Linsenfehler

Durch die Kombination von verschiedenen Linsen in einem Objektiv wird zwar versucht, die Fehler so gering wie möglich zu halten, was aber nicht immer gelingt. Typische Fehler für schlechte Objektive sind: sphärische (Öffnungsfehler) und chromatische (Farbfehler) Aberration, Koma, Bildfeldwölbung, Astigmatismus und Verzeichnung.



Sphärische Aberration (Kugelgestaltfehler)

Trifft ein paralleles Strahlenbündel auf eine Linse, so werden die Strahlen die am Rand durch die Linse treten, etwas vor bzw. nach dem eigentlichen Brennpunkt vereinigt. Die Bildpunkte sind dadurch am Rand unscharf abgebildet. Die einzige Möglichkeit dies zu verhindern,  ist das Objektiv abzublenden. Die Hersteller versuchen den Kugelgestaltfehler teilweise zu beheben, indem sie zwei Linsen mit geeigneter Brechkraft kombinieren. Speziell in der Photographie, ist der günstigste Punkt experimentell zu ermitteln.



Chromatische Aberration


Entsteht durch die verschiedenen Wellenlängen des Lichtes welche unterschiedlich an der Linse gebrochen werden. Die Hersteller wirken dem entgegen, indem sie unterschiedliche Glassorten kombinieren (Flintglas, Kronglas etc.). Typische Fehler sind Farblängsabweichung und Farbquerabweichung. Kleiner TIPP: Bei bläulichen Lichthöfen um die Sterne herum, benutzt man einen leichten Gelbfilter und belichtet einfach ein bisschen länger, nun die Höfe eliminiert sein


Farblängsfehler

Farbquerfehler



Bildfeldkrümmung

Dieser Fehler macht sich bemerkbar, dass Sterne in der Gesichtsfeldmitte scharf, aber immer unschärfer werden, je weiter man sich von der Mitte entfernt (Tritt häufig bei der Verwendung von Weitwinkelokularen auf). Kann nur durch Verkleinerung des Gesichtsfeldes behoben werden..


Astigmatismus

Sterne werden nicht rund sondern elliptisch abgebildet. Dieser Fehler entsteht durch die schräg (außeraxial) einfallenden Lichtstrahlen, welche auf dem Bildrand als Punkt erscheinen sollten, werden zu kleinen Strichen (rote Linien im Bild). Der Fehler kann nachträglich nur durch Abblenden der Optik behoben werden.



Verzeichnung


Bei einem verzeichnungsfreien Objektiv muss jedes außeraxial einfallende Bildwinkel gleich sein. Bei einer verzeichnungsbehafteten Objektiv stimmen die Abstände in Bildmitte nicht mit denen am Bildrand überein, d.h. der Bildort verschiebt sich. Ein Gegenstand wird als Bild der Größe G1 abgebildet. Ein doppelt so großer Gegenstand muss ein doppelt so großes Bild G2 zeigen. Ist G2 <2xG1 wird tonnenförmig bzw. G2 >2xG1 wird kissenförmig verzeichnet.



Koma


Die Koma (Asymmetriefehler) kommt zustande, weil sich bei einem schrägen Eintritt des Strahlenbündels die sphärische Aberration aufgrund der Asymmetrie stärker auswirkt. Ein Lichtpunkt in der Bildecke wird bei einem unkorregierten Objektiv oval mit unscharf verlaufender Seite (kometenartig) wiedergegeben. Bei der Korrektur spielt die Lage der Blende eine wesentliche Rolle, eine vollständige Korrektur ist bei einem völlig symmetrischen Objektivaufbau mit mittiger Blende möglich. Abblenden verringert den Fehler. Anmerkung: Im Bild ist die Blende zwecks der Sichtbarkeit total übertrieben.



Brennweitenveränderung


Fokalphotographie

Wenn durch den Primär-Fokus d.h. keine zwischenvergrößerndes Okular direkt photographiert wird. Brennpunkt =  Filmebene. Eignet sich für Aufnahmen von Sternenfeldern oder Deepsky-Objekten. Für die Planetenphotographie ist jedoch die Vergrößerung zu klein, d.h. man hat nur einen farbiges Scheibchen ohne Details auf dem Film.

Okularprojektion

Zwischen Teleskop und Kamera wird ein Okular eingesetzt, welches die Brennweite um den Faktor x verlängert. Dadurch wird das Öffnungsverhältnis stark verändert, d.h. die Belichtungszeit muss verlängert werden. Eignet sich nur für Aufnahmen von Planeten, da diese hell genug sind. Mit nach folgender Formel kann die Vergrößerung der Okularprojektion berechnet werden.

V = d / f


Wobei V=Vergrößerung, d für den Abstand des Films vom Okular und f für die Brennweite des Okulars stehen.


Verlängerung der Brennweite durch eine Barlowlinse

Die Barlow-Linse besteht meist aus einer zweiteiligen achromatische Zerstreuungslinse, welche kurz vor den Brennpunkt des Objektives eingesetzt wird, um die Brennweite des Teleskops zu verlängern. Damit wird die erreichbare Vergrößerung um den Faktor 1,5x bis 3,5x (je nach Barlowlinse) gesteigert. Nachteilig ist, das sich zwangsläufig das Öffnungsverhältnis des gesamten optischen Systems verändert. Die so erzielte Vergrößerung geht also zu Lasten der Bildhelligkeit, dadurch ist der Einsatz auf lichtstarke Objekte (Planeten etc.) begrenzt.


Verkürzung der Brennweite durch eine Shapleylinse

Die Shapleylinse besteht meist aus einer achromatischen Sammellinse, wird wie die Barlowlinse kurz vor dem Brennpunkt des Objektives eingesetzt, um die Brennweite des Teleskops zu verkürzen. Die Vergrößerung wird verringert, die Bildhelligkeit der Objekte ist aber größer, d.h. es können lichtschwache Objekte beobachtet und photographiert werden. Ein weiterer Vorteil ist die Verkürzung der Belichtungszeit, d.h. eine Shapleylinse mit f/6,3 bringt eine ca. 2,5fache Verkürzung. Die erreichbare Verkleinerung liegt typischerweise bei f/6,3 je nach Linse, wobei es spezielle Shapleylinsen für die CDD-Photographie gibt, welche ein f/3,3 haben, diese sind aber für den visuellen Einsatz unbrauchbar.



Objektive und Kameras für die Astrophotographie


Objektive:

Hier gibt sollte man den apochromatisch korrigierte Teleobjektive (meist sehr teuer) den Zuschlag geben. Diese haben meistens mehrere Linsengruppen aus Sondergläsern, die eine geringe Dispersion aufweisen. Aber für den Anfang tut es natürlich auch ein ganz normales Teleobjektive (man muss es halt vorher auf Tauglichkeit testen). Zudem kann ich nur die Verwendung von Objektiven mit fester Brennweite empfehlen, gerade für den Anfänger ist es schwer mit einem Tele auf nachvollziehbare Ergebnisse zu kommen. 


Kameras:

Für die Astrophotographie sind zunächst einmal die folgenden grundsätzlichen Anforderungen an eine Kamera zu richten:

  1. Die Verschlusszeiten der Kamera sollten variabel sein, da wir es mit unterschiedlich lichtstarken Himmelskörpern zu tun haben. Insbesondere sollten die Einstellungen "B" oder "T einstellbar sein. Dies ist dann von Nutzen, wenn sehr schwache Objekte photographiert werden.
  2. Das Kameraobjektiv muss auf die "Unendlich" Einstellung gebracht werden können.
  3. Das Kameraobjektiv sollte möglichst vom Gehäuse getrennt werden können. Sonst kann die Kamera nicht (ohne erhöhten Aufwand) direkt an ein Teleskop angeschlossen werden. Mit einer Spiegelreflexkameras werden diesen Anforderungen am ehesten gerecht. Zu Finden auf dem Gebrauchtmarkt - in großer Auswahl und noch vertretbaren Preisen erhältlich.

Unterschiede und Eigenschaften von Spiegelreflexkameras :

1. Spiegelvorauslösung:

SLR’s haben den Vorteil, dass vor dem eigentlichen Verschluss ein Spiegel installiert ist, mit dessen Hilfe das Bild durch das Kameraobjektiv auf eine Mattscheibe projiziert wird. Dadurch können wir im Sucher der Kamera das Bild möglichst genau vor der Aufnahme sehen und gegebenenfalls notwendige Einstellungen oder Korrekturen durchführen. Dieser Spiegel wird bei der eigentlichen Aufnahme aus dem Abbildungsbereich des Kameraobjektives nach oben geklappt. Dieser Vorgang, der ja sehr schnell erfolgen muss, führt zu Erschütterungen und Schwingungen des Kameragehäuses. Diese Schwingungen können leicht zum Verwackeln des Bildes führen, wenn die Kamera z.B. am Teleskop angebracht ist und die Montierung oder die Teleskop-Halterung diese Bewegung nicht genügend dämpfen und somit auf die gesamte wirksame Optik übertragen. Eine sehr wertvolle Eigenschaft einer Kamera, die man leider relativ selten vorfindet, ist die sog. "Spiegelvorauslösung". Der Spiegel wird (manuell) vor der Aufnahme nach oben geklappt und damit ist während der Belichtung eine Ursache für unliebsame Schwingungen vermieden. Nachteil : Ist der Spiegel festgestellt, kann man das Abbild nicht mehr im Kamerasucher sehen. Daher muss man sich vorher vergewissern, dass alle Einstellungen am Gehäuse korrekt sind.

2. Mechanische oder elektronische Verschlusssteuerung:

Die neuen Kameramodelle haben überwiegend eine elektronische Verschlusssteuerung. Dies bedeutet, dass während der Belichtung der Verschluss mit Hilfe einer elektrischen Spannung offen gehalten wird. Für kurze Belichtungszeiten ist dies kein Problem. Jedoch nimmt die Kapazität der Batterien während langer Belichtungszeiten - speziell bei Kälte - sehr schnell ab, so dass der Verschluss zu früh schließt oder sich gar nicht mehr öffnet. Als Abhilfe sind externe Batteriepacks
Für lange Belichtungszeiten empfehlen sich also eher die sog. mechanischen Verschlüsse, die man aber leider nur noch entweder in älteren Kameramodellen findet oder nach sog. "Profikameras" Ausschau hält, die in der "B" Stellung noch einen mechanischen Verschluss haben. Bei der "B" Stellung sollte mit einem Kabelauslöser ausgelöst werden, um das Objektiv/Teleskop nicht in unnötige Schwingungen zu versetzen. Hier lohnt sich in jedem Fall ein Blick auf den Gebrauchtmarkt der Kameras.

3. Mechanischer oder elektronischer Selbstauslöser (Timer):

Nützlich in einigen Situationen, um z. B. Erschütterungen und Schwingungen zu vermeiden.

4. "T"-Stellung (beliebig lange Belichtungszeit):

Die Kamera hat eine "T" Stellung. Sonst siehe Punkt 2.

5. Suchermattscheiben:

Auf der Mattscheibe im Suchereinblick der Kamera wird das Bild vom Objektiv (bzw. Teleskop) abgebildet.
Die Mattscheibe hat dabei folgende Funktionen :

  1. Abbilden des Bildes für das Auge
  2. Hilfe beim Scharfstellen des Objektes
  3. Kontrolle des Bildaufbaus für den Photographen

Da man es in der Astrophotographie meistens mit lichtschwachen Objekten oder auch Optiken zu tun hat, ist es wichtig, dass die Mattscheibe nicht zuviel Licht absorbiert. Es gibt verschiedene Arten von Mattscheiben, die speziell das Scharfstellen erleichtern sollen:

  1. Mattscheiben mit Mikroprismenring. Nach meiner Erfahrung nicht zu Empfehlen, Absorption zu groß
  2. Mattscheiben mit Schnittbildindikator. Eignet sich nur für Sonne und Mond.
  3. Klare Mattscheibe. Einige Mattscheiben bieten auch einen sog. "Klarfleck" an, der sich zur Scharfeinstellung bei lichtschwachen Objekten besonders eignet!
  4. Sonst sollten Mattscheiben ohne o.g. Eigenschaften genutzt werden. Nur Punkt a) und b).

Einige wenige Kameras bieten die Möglichkeit zum Austausch von Mattscheiben an. Solche Kameras sind jedoch meistens auch teuer - sofern sie nicht auf dem Gebrauchtmarkt erworben werden müssen.

TIPP: Zum Scharfstellen bei lichtschwachen Objekten: Das Auge benötigt immer einen Bezugspunkt zur Scharfeinstellung. Dies ist besonders dann
         wenn man versucht, einen Stern auf einer Mattscheibe zu fokussieren. Oftmals versucht das Auge selbst sich anzupassen. Folge :
          Das Bild erscheint scharf, wird jedoch unscharf auf dem Film dargestellt.
      a) Als Abhilfe empfiehlt sich eine kleine rote LED, die vor das Objektiv oder das Teleskop während der Fokussierung gehalten wird. Dann wird
          nämlich im  Sucher die Körnung der Mattscheibe wider sichtbar und das Auge kann sich daran orientieren. Vor der eigentlichen Belichtung  
          schaltet man diese LED wieder aus.
      b) Ist ein sog. Winkelsucher mit integrierter Vergrößerungslupe. Diese werden auf den normalen Einblick der Kamera aufgesetzt.
          Neu unbezahlbar  => Auch hier wieder ein Blick in den Gebrauchtmarkt.

6. Auswechselbares Pentaprisma:

D.h. man kann bei diesen Kameras den Kompletten Sucher abnehmen und z.B. durch einen Lupenaufsatz ersetzen. Es ist aber nicht weiter problematisch wenn die Kamera diese "Zusatzfunktion" nicht besitzt, man kauft einfach einen Winkelsucher und fertig. Der einzige Unterschied, das Bild im Winkelsucher erscheint dunkler als im Lupenaufsatz, da beim Lupenaufsatz das Umlenkprisma fehlt.

7. Mehrfachbelichtung:

Die Möglichkeit den Film mehrfach zu Belichten um z.B. die Kontaktphasen einer Sonnen- oder Mondfinsternis aufzunehmen.

8. Eine digitale Datenrückwand:

Dadurch spart man sich das notieren von ein paar Daten. separater Kauf lohnt sich meistens nicht!!!


Punkte die ich nicht in die Liste aufgenommen habe, da sie für die Astrophotographie nur eine untergeordnete Rolle spielen:

Belichtungsmeßsysteme:
Man unterscheidet im wesentlichen die folgenden Systeme :
a.) Integralmessung : Die Belichtung wird als Mittelwert über das gesamte Bildfeld errechnet. Dies führt oft bei kontrastreichen Objekten (z.B. Mond)
                                zu schlechten Ergebnissen, da bei einem Mittelwert weder die besonders hellen, noch die zu dunklen Bereiche ausreichend
                                berücksichtigt werden.
b.) Zonen- und Mehrfeldmessung: Das Bild wird in verschiedene Bereiche. Die Kamera errechnet dann selbsttätig aus diesen Bereichen eine genauere         
                                                    Belichtungszeit.
c.) Mittenbetonte Messung: Die Bildmitte wird bei der Bewertung der korrekten Belichtung bevorzugt.
d.) Spotmessung: Die Kamera bewertet nur einen kleinen Bereich (ca. 1°) des Bildfeldes und bestimmt dafür die korrekte Belichtungszeit. Die Spotmessung
                            kann für die Astrophotographie Vorteile bieten, wenn es darum geht, ein speziellen Bereich (z.B. einen etc.) auszumessen.
D.h. im Zweifelsfalle sollte man lieber mehrere Aufnahmen machen und sich die Umstände möglichst genau notieren (Datum, Uhrzeit, Objekt ?, Film, Teleskop/Objektiv, Belichtungszeit, wenn Möglich auch das Entwicklungsverfahren) <= Sollte man sowieso immer machen J

Ein motorischer Filmtransport ist nur dann von Nutzen, wenn kurze Ereignisse aufgenommen werden sollen, wie z.B. die Kontaktphasen einer Sonnenfinsternis.

Autofokus Kameras bringen in der Astrophotographie keinen Vorteil => die Objekte liegt im Unendlichen, Objektkontrast für den Autofokus viel zu gering ist und die Kamera wird meistens an einem Teleskop angeschlossen.

Weiter Kameras werden gerne in die Liste aufgenommen, einfach eine Mail schicken

Kamera  \ Anforderung 1 2 3 4 5 6 7 8
Canon FTb J J J N N N J N
Canon F-1 J J J (M) N J J J J
Canon T90 N J J N J N J J
Fujica ST -701 N J J (M) N N N N N
Minolta SRT-202 J J J (M) N N N J N
Nikkormat FTn J J J (M) ? N N N N
Nikon F J J J (M) J J J N N
Nikon F2 J J+10s J (M) J J J J J
Nikon FE ? J J ? J N ? ?
Nikon FE2 ? J J ? J N ? ?
Nikon FM N J J (M) N N N J J
Nikon FM2 N J+1s J (M) N J N J J
Nikon F3 J J J (E) J J J J J
Olympus OM-1 J J+1s J (M) N J N N J
Olympus OM-2S N J J(E) N J N N J
Olympus OM-3 ? J ? N J N N J
Olympus OM-4 /-4T N J J(E) N J N N J
Pentax K1000 N J J (M) ? N N ? ?
Pentax ME / ME super N J J (M) N N N N J
Pentax LX J J J (M) N J J J J
Pentax MX J J J (M) N J N N ?
Zenit 11 N J J (M) J N N N N
Zenit E / EM N J J (M) N N N N N




Optische Teleskope und Instrumente


Im diesem Abschnitt, soll auf die im Amateurbereich  gebräuchliche Standartsysteme eingegangen werden.

Refraktor

Hierbei wird das Bild mit Hilfe von Linsen erzeugt. Die ersten Refraktoren besteht aus zwei verkittete Glaslinsen und wurden mit einem Öffnungsverhältnis von etwa f/8-f/15 hergestellt.
Frauenhofer hat den ersten Achromaten Refraktor entwickelt, dieser besteht aus zwei unterschiedlichen Glasssorten. Durch diese beiden Glassorten ist es möglich den Refraktor auf 2 Wellenlängen zu korrigieren, d.h. es werden die Spektralfarben in einem Brennpunkt gesammelt, dadurch besitzen die Sterne nur noch einen geringen Farbsaum. Gebaut werden diese Refraktor mit Öffnungsverhältnissen von f/9 - f/15.

In den darauf folgenden Jahren wurde die Abbildungsqualität durch die Verwendung von verschiedener Sondergläser verbessert, dies entspricht dann einem Halbapochromaten, leider hat man immer noch einen ganz geringen Farbsaum.
Deshalb entwickelte man den Vollapochromaten, welcher aus drei bis vier hochbrechenden Sondergläsern bestehen. Dadurch wird eine Korrektur von drei Wellenlängen möglich. Diese Vollapochromaten weisen keinen Farbfehler mehr auf.

Der Refraktor ist mehr für die Planetenbeobachtung, als für Deepskybeobachtungen geeignet, da Ihm ganz einfach die Lichtsammelfläche fehlt.

Refractor.gif (1689 Byte)


Newtonreflektor

Der Newton ist das Teleskop in der Amateurastronomie schlechthin. Hierbei werden mit Hilfe eines Spiegels die Strahlen gebündelt und kurz vor dem Brennpunkt mittels eines Fangspiegels aus dem Tubus heraus gelenkt.
Dieses Teleskop, sowie alle Reflektoren haben keinen Farbfehler und sphärische Aberration, dennoch hat auch dieses System seine Nachteile. Der in den Strahlengang eingesetzte Fangspiegel verursachte eine Abschattung des Hauptspiegel und damit zum Lichtverlust, auch obstruierter Strahlengang genannt. Ein weiteres optisches Problem bei kurzbrennweitigen Newtons,  ist die so genannte Koma, sie führt zu einer kometenförmigen Verzerrung der Sterne, die zum Bildfeldrand zunimmt. Dies führt zu einer Verkleinerung des brauchbaren Gesichtsfeldes.
Der Newton ist für die Beobachtung von lichtschwacher Galaxien, Sternhaufen und Nebeln bestens geeignet, lässt sich aber auch mit kleineren Einschränkungen für die Planetenbeobachtung einsetzen.


Cassegrainreflektor

Die Funktion ist der des Newtons nicht unähnlich, allerdings mit dem Unterschied, dass der in der Mitte durchbohrte Hauptspiegel den Lichtstrahlen auf den konvexen Sekundärspiegel umlenkt. Welcher die Lichtstrahlen vor erreichen des Brennpunktes wieder in Richtung des Hauptspiegels, durch die Bohrung hindruchgelenkt.
Dadurch kann die Tubuslänge halbiert werden, bei gleich bleibender  Brennweite, d. h. ein Newton
hat F= 1140mm hat auch eine Länge von 1140mm, ein Cassegrain hat bei gleichem F eine Länge von 650mm. Auch der Cassegrain ist frei von Farbfehlern und hat einen mittleren bis hohen Bildkontrast, was in als echte Refratoralternative machen lässt. Nachteilig ist wieder der obstruierte Strahlengang durch die Fangspiegel(-streben), sowie der außeraxial Bildfehler (Koma).
Der Cassegrain ist für die Beobachtung von Doppeltsternen und Planeten bestens geeignet.

Cassegrain.gif (1590 Byte)


Schiefspiegler


Der Schiefspiegler ein Reflektor, dessen Hauptspiegel schief zur optischen Achse eingestellt ist, welcher die Lichtstrahlen auf einen außerhalb des Haupttubus montierten Sekundärspiegel umlenkt. Dieser Sekundärspiegel lenkt die Lichtstrahlen an das hintere Ende des Tubuses um in Richtung Okular. Bei diesem Teleskop tritt zwar kein obstruierter Strahlengang mehr auf, dafür ein Abbildungsfehler "Astigmatismus". Welcher durch den schräg zur optischen Achse stehenden Spiegel ausgelöst wird, welcher dazu führt, dass die Strahlen nicht in einem Brennpunkt zusammenfallen, sondern in zwei kleinen ovalen Scheibchen. Dieser Fehler wird durch eine Korrektionslinse verringert. Herr Kutter hat das Problem mit der schwer herstellbaren Korrekturlinse mithilfe eines dritten Spiegels umgangen => Tri-Schiefspiegler.
Der Schiefspiegler ist ein echtes Planetenteleskop, bedingt durch seine hohe Auflösung und den hohen Kontrast.

schief.gif (3070 Byte)


Schmidt-Cassegrain

Bei Schmidt-Cassegrain handelt es sich um ein katadioptrisches System, d.h. es besteht aus Spiegeln und Linsen. Der Hauptspiegel ist sphärisch geschliffen, welcher frei von Koma ist und die sphärische Aberration wird durch die von Herrn Schmidt entwickelte Korrekturplatte kompensiert. Der konvexe Sekundärspiegel ist in die Korrekturplatte eingelassen, dadurch entfallen die Streben wie z.B, beim Newton, zudem lenkt der Sekundärspiegel wie beim Cassegrain, den Lichtstrahl durch die Bohrung des Hauptspiegels in Richtung des Okulars.
Nachteilig ist wieder der obstruierte Strahlengang durch den Sekundärspiegel.
Das Schmidt-Cassegrain für lichtschwache Objekte, aber nur bedingt für die Planetenbeobachtung geeignet.

SC.gif (1764 Byte)


Maksutov

Das Maksutov ist ebenfalls ein katadioptrisches Teleskop wie schon das SC, was auch auf die ähnliche Konstruktion zurückzuführen ist. Als Korrekturplatte wird hier eine so genannte Meniskuslinse eingesetzt. Diese Linse ist in der Mitte mit Aluminium bedampft, welche die vom Hauptspiegel kommenden Lichtstrahlen in Richtung des Okulars zurücklenkt. Ein wesentlicher Vorteil gegenüber dem SC ist die bessere außeraxiale Bildkorrektur.
Das Maksutov ist wie das SC für lichtschwache Objekte geeignet.


Astrokameras

Die Schmidtkamera dürfte wohl die bekannteste Astrokamera sein. Sie eignet sich allerdings nur für photographische Zwecke, da sich direkt in der Brennebene des Spiegels der gewölbte Film befindet. 
Ein weiterer Vertreter dieser Art ist die Flat-Field-Kamera von Lichtenknecker. Welche auf dem Prinzip der Schmidtkamera beruht, anders als bei der Schmidtkamera werden die Lichtstrahlen aus dem Tubus heraus lenkt, wo man eine Kamera anschließen kann.
Beide "Teleskope" sind nur für photographische Zwecke geeignet,  z.B. Kometen,