Quelltext der Seite Korrektor (Teleskop)

Ein '''Korrektor''' ist eine spezielle Anordnung von [[Linse (Optik)|Linsen]] oder [[Spiegel]]n, die [[Abbildungsfehler]] eines [[Fernrohrobjektiv]]s vermindert oder Abbildungsfehler durch die atmosphärische Dispersion ([[chromatische Aberration]]) beseitigt, wobei der Strahlengang des Teleskops nur gering verändert wird. Eine Definition gibt [[Ralph Allen Sampson]] für ein Linsensystem:<ref name="sampson_cass" />
{{Zitat
 |Text=Corrector […] introducing very little deviation in the ray but an arbitary amount of aberration […].}}
Es gibt verschiedene Bauarten, die sich durch die Position des Korrektors im optischen System und infolgedessen auch des Korrektor-Durchmessers in Bezug auf die [[Apertur]] (Öffnung des Objektivs) unterscheiden.

== Apertur-Position ==
[[Datei:Schmidt-TeleskopII.svg|mini|Schematische Darstellung der Korrektor-Position und des Strahlengangs der Schmidt-Kamera]]
[[Datei:Maksutov-TeleskopII.svg|mini|Schematische Darstellung der Meniskuslinse und des gefalteten Strahlengangs des Maksutov-Cassegrain-Teleskops]]
Befindet sich der Korrektor in der Aperturposition, bildet er gleichzeitig die [[Blende (Optik)|Blende]] des Teleskops. Bedeutende Beispiele sind
* die [[Schmidt-Platte]] einer [[Schmidt-Kamera]] oder eines [[Schmidt-Cassegrain-Teleskop]]s,
* die [[Linse (Optik)#Sphärische Linsen|meniskusförmige Linse]] des [[Maksutov-Teleskop]]s,
* die zwei- oder dreilinsigen [[Houghton-Teleskop|Houghton-Korrektoren]]
* und daraus weiterentwickelt die drei Linsen der [[Baker-Nunn-Kamera]].

Diese ermöglichen die Verwendung eines sphärischen Hauptspiegels mit relativ großem Öffnungsverhältnis (im Bereich 1:3 bis 1:2) und ergeben einen nutzbaren Bildwinkel von mehreren Grad. Die aufwendige Baker-Nunn-Kamera, die spezielle Glassorten und asphärische Linsen einsetzt, erzielt einen Bildwinkel von 30° bei einem Öffnungsverhältnis von 1:1 und einem Linsendurchmesser von 50&nbsp;cm.

Die Grundlagen dieser Korrektoren wurden in den 1930ern und 40ern entwickelt. Es sind [[Afokales Linsensystem|afokale Linsen]], die durch ihre besondere Gestalt [[achromatisch]] sind und eine [[Abbildungsfehler|Aberration]] erzeugen, die der des Hauptspiegels entgegengesetzt ist und diese kompensiert. Man erkannte, dass die optisch vorteilhafteste Position des Korrektors im Mittelpunkt der Krümmung des Hauptspiegels, der doppelten Brennweite, liegt. Daraus ergeben sich trotz der hohen Öffnungsverhältnisse relativ lange Teleskopabmessungen und der Hauptspiegel muss einen größeren Durchmesser als die Apertur bzw. der Korrektor aufweisen, um das Bild nicht zu [[Vignettierung|vignettieren]]. Dies und die bei größeren Durchmessern schwierig zu fertigenden und stabilisierenden Linsen beschränken die Apertur typisch auf Durchmesser von etwa einem Meter. Die größten Aperturen werden mit der Schmidt-Platte erzielt, als Linse mit einem Durchmesser von 134&nbsp;cm im [[Thüringer Landessternwarte Tautenburg|Alfred-Jensch-Teleskop]] oder als Schiefspiegel im [[LAMOST]] mit einer Apertur von 4&nbsp;m.

Wenngleich es sich nachteilig auf die optischen Eigenschaften auswirkt, sind davon ausgehend eine ganze Reihe verkürzte Varianten entwickelt worden, wie sie im [[Maksutov-Cassegrain-Teleskop]] und [[Schmidt-Cassegrain-Teleskop]], wie dem Wright-Teleskop oder mit [[Strahlengang|Strahlengängen]] ähnlich dem Newton-Teleskop realisiert sind. Besonders vorteilhaft ist hier der Houghton-Korrektor, da er aufgrund der weiteren Freiheitsgrade durch die Verwendung von zwei Linsen diese Positionsverschiebung besser kompensieren kann. Weiterer Vorteile des Houghton-Korrektors sind die einfachere Herstellbarkeit und die Vermeidung einer [[Bildfeldwölbung]], die sich bei den anderen Korrektoren inhärent aus der Geometrie ergibt und durch einen gekrümmten Film oder einen zusätzlichen Bildfeldebner nahe dem Brennpunkt ausgeglichen werden.

Die Leistung der Korrektoren in der Apertur-Position kann durch weitere Korrektoren, meist nahe dem Fokus, verbessert werden.<ref>Mark R. Ackermann, John T. McGraw, Peter C. Zimmer: [http://www.dtic.mil/cgi-bin/GetTRDoc?AD=ADA531712 ''An Overview of Wide-Field-Of-View Optical Designs for Survey Telescopes''], Advanced Maui Optical and Space Surveillance Technologies Conference, 2010</ref>

== Fokus-Position ==
[[Datei:LensSchema-SpotDiagramm-Corrector-Rosin-Jones-James-None.svg|mini|[[Raytracing]] eines Rosin-Korrektors für hyperbolische Spiegel; die Spot-Diagramme sind im Zentrum, bei 0,35° und 0,5° ermittelt.<br />
Darunter ein Jones-James-Korrektor für sphärische Spiegel und die Spot-Diagramme im Zentrum, bei 0,175° und 0,25°.<br />
Als Referenz das Spot-Diagramm eines Parabolspiegels im Zentrum und bei 0,05°; alle mit eingezeichneten [[Airy-Scheibchen]] für einen Spiegel mit 600&nbsp;mm Durchmesser und ein Öffnungsverhältnis von 1:5,6. Die gezeigten Strahlengänge entsprechen den letzten 500&nbsp;mm bis zum Fokus.]]
Des Weiteren gibt es Korrektoren nahe der Bildebene, die im Englischen als ''Sub-Aperture Corrector'' bezeichnet werden. Deren Prinzipien wurden 1912–1914 von Ralph Allen Sampson publiziert<ref>{{Literatur |Autor=Ralph Allen Sampson |Titel=A New Treatment of Optical Aberrations |Sammelwerk=Philosophical Transactions of the Royal Society of London. Series A, Containing Papers of a Mathematical or Physical Character |Band=212 |Datum=1913 |Seiten=149–185 |Online=[http://rsta.royalsocietypublishing.org/content/212/484-496/149.full.pdf rsta.royalsocietypublishing.org] |Format=PDF |KBytes= |Abruf=2011-12-17 |JSTOR=91051}}</ref> und seitdem in vielen Varianten entwickelt:

* Sampsons Korrektor für Newton-Teleskope<ref>Ralph Allen Sampson: ''On correcting the field of a Newtonian telescope.'' {{bibcode|1913MNRAS..73..524S}}</ref> und für Cassegrain-Teleskope<ref name="sampson_cass">Ralph Allen Sampson: [http://rspa.royalsocietypublishing.org/content/88/602/188.full.pdf ''On a Cassegrain Reflector with Corrected Field.''] (PDF; 565&nbsp;kB).</ref>
* [[Sidney Charles Bartholemew Gascoigne|Gascoigne]],<ref>Sidney Charles Bartholemew Gascoigne: ''Some Recent Advances in Astronomical Optics.'' 1968, Quarterly Journal of the [[Royal Astronomical Society]], Band. 9, S. 98. {{bibcode|1968QJRAS...9R..98G}}</ref> [[Asphäre|asphärisch]], einlinsig, beispielsweise im [[Las Campanas-Observatorium|Irenée du Pont- und Henrietta Swope-Teleskop]],
* Rosin, zweielementig,<ref>{{Patent| Land=US| V-Nr=3274886| Code=A| Titel=Cassegrain tele-objective| A-Datum=1962-08-21| V-Datum=1966-09-27| Anmelder=Scanoptic Inc| Erfinder=Seymour Rosin}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=Seymour Rosin |Titel=Ritchey Chrétien Corrector System |Sammelwerk=Applied Optics |Band=5 |Nummer=4 |Datum=1966-03-01 |Seiten=675–676 |DOI=10.1364/AO.5.000675}}</ref><ref name="telescope-optics">[http://www.telescope-optics.net/sub_aperture_corrector.htm ''Sub aperture corrector''] (englisch).</ref>
* [[Frank Elmore Ross|Ross]]<ref>Frank Elmore Ross: ''LENS SYSTEM FOR CORRECTING COMA OF MIRRORS'', [[Astrophysical Journal]], Band 81, S. 156. {{bibcode|1935ApJ....81..156R}}</ref>, zwei- oder dreielementig, eingesetzt in den 60- und 100-Zoll-Teleskopen des [[Mount-Wilson-Observatorium]]s,
* [[Charles Gorrie Wynne|Wynne]]<ref>Charles Gorrie Wynne: ''Ritchey-Chrétien Telescopes and extended Field Systems'', 1968, Astrophysical Journal, Band 152, S. 675, {{bibcode|1968ApJ...152..675W}}</ref><ref>C. G. Wynne: ''A new wide filed triple lens parabolid field corrector'', 1974, [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]], Band 167, S. 189–198, {{bibcode|1974MNRAS.167..189W}}</ref>, dreielementig oder vierelementig, beispielsweise im 5-m-[[Hale-Teleskop]] und in den 2,3-m-Teleskopen des [[Vainu-Bappu-Observatorium]]s und des [[Wyoming Infrared Observatory]]
* Paul, ein konvexer und ein konkaver sphärischer Spiegel korrigieren Koma und Astigmatismus eines parabolischen Hauptspiegels.<ref>Maurice Paul: ''Systèmes correcteurs pour réflecteurs astronomiques'', Revue d’optique, Band 14, no. 5, S. 169–202, May 1935.</ref> Weiterentwickelt von Baker, der in dem Paul-Baker-Teleskop durch asphärische Spiegeloberflächen zudem die Bildfeldkrümmung beseitigt. Diese Konfiguration kam in einem 1,8-m-Teleskop und kommt in abgewandelter Form im [[LSST]] zum Einsatz.<ref name="Ackermann">Mark R. Ackermann et al.: [http://www.amostech.com/TechnicalPapers/2006/Telescope/Ackermann.pdf ''The Unique Optical Design of the NESSI Survey Telescope''] (PDF; 2,2&nbsp;MB), 2006</ref>
* Paracorr, zwei Achromate für parabolische Hauptspiegel<ref>[http://www.televue.com/engine/page.asp?ID=230 Tele Vue Optics: ''Paracorr'']</ref>
Diese Korrektoren werden bspw. in [[Newton-Teleskop]] zur Erweiterung des Sichtfeldes eingesetzt. Besonders vorteilhaft lassen sich Korrektoren mit einem speziell dafür konstruierten Hauptspiegel und ggf. Sekundärspiegels kombinieren, ersterer hat dann anstelle der parabolischen eine [[Hyperboloid|hyperbolische]] Form; entsprechende Teleskope werden auch als [[Hypergraph-Teleskop|Hypergraph]] bezeichnet.<ref>{{Webarchiv |url=http://www.astrooptik.com/Komplettgeraete/hypergraph.htm |wayback=20081012015041 |text=Hypergraph}}</ref>

Einige neuere Korrektoren dienen zur Aufwertung bestehender Großteleskope, um mit diesen [[Durchmusterung|Himmelsdurchmusterungen]] durchzuführen. Bedingt durch den großen Hauptspiegel und dessen nicht an den Korrektor angepasste Form erfordern sie große, beabstandete Linsen. Nachfolgende Tabelle gibt eine Übersicht über deren Dimensionen. Eine detaillierte Diskussion findet sich in <ref name="Ackermann" />

{| class="wikitable"
|-
! Name !! Teleskop !! Apertur
! Bildfeld !! Linsen !! Durchmesser !! Länge !! Kamera !! Datum
|-
| WFI<ref>''The Wide Field Imager at the 2.2-m MPG/ESO Telescope: First Views with a 67-Million-Facette Eye.'' {{bibcode|1999Msngr..95...15B}}</ref><ref>eso.org: [http://www.eso.org/sci/facilities/lasilla/instruments/wfi.html WFI – Wide Field Image]</ref> || [[La-Silla-Observatorium|2.2-m MPG/ESO]] || 2,2 m
| 0,6° × 0,6° || 6 || ≈ 40&nbsp;cm || ≈ 35&nbsp;cm || 67 Mpix || 1999
|-
| Megacam<ref>[http://www.cfht.hawaii.edu/Instruments/Imaging/MegaPrime/megaprimecomponents.html MegaPrime – Instrument Description]</ref> || [[CFHT]] || 3,6 m
| 1,4° || 4 || 81&nbsp;cm || 190&nbsp;cm || 340 Mpix || 2003
|-
| WFCAM<ref>[http://www.roe.ac.uk/atc/projects/wfcam/technical/optical_index.html UKIRT WFCAM – Optical Design]</ref> || [[UKIRT]] || 3,8 m
| 1,0° || 3 + 1 Spiegel || 81&nbsp;cm || || 16 Mpix || 2004
|-
| DECam<ref>K. Honscheid et al.: ''The Dark Energy Camera (DECam)'', 2008, {{arXiv|0810.3600}}</ref> || [[Cerro Tololo Inter-American Observatory#Teleskope|Victor M. Blanco Teleskop]] || 4,0 m
| 2,2° || 5 || 93&nbsp;cm || || 520 Mpix || 2011
|-
| Hyper-Suprime-Cam<ref>Satoshi Miyazaki: [http://oir.asiaa.sinica.edu.tw/hsc/specification.pdf ''Hyper Suprime-Cam''] (PDF; 4,5&nbsp;MB), Cosmology Near and Far: Science with WFMOS, 2008</ref> || [[Subaru-Teleskop]] || 8,2 m
| 1,5° || 7 (inkl. ADC) || 82&nbsp;cm || 185&nbsp;cm || 889 Mpix || 2011
|-
| WIYN-ODI<ref>{{Literatur |Autor=George H. Jacoby et al. |Titel=The WIYN One Degree Imager optical design |Sammelwerk=Proc. SPIE 7014, Ground-based and Airborne Instrumentation for Astronomy II |Seiten=70144S |Datum=2008 |DOI=10.1117/12.789998}}</ref> || [[Kitt-Peak-Nationalobservatorium|WIYN-KPNO]] || 3,5 m
| 1,4° || 2 (+ 4 ADC) || 63&nbsp;cm || || 1024 Mpix || 2011
|-
|colspan="9"|'''Integrierter Korrektor'''
|-
|colspan="2"|[[Sloan Digital Sky Survey#Teleskop und Beobachtungsmethode|SDSS-2,5-Meter-Teleskop]]<ref>[http://iopscience.iop.org/1538-3881/131/4/2332/pdf/1538-3881_131_4_2332.pdf THE 2.5 m TELESCOPE OF THE SLOAN DIGITAL SKY SURVEY] (PDF; 2,1&nbsp;MB) Beschreibung des [[Sloan Digital Sky Survey#Teleskop und Beobachtungsmethode|SDSS-Teleskops]] (englisch).</ref> || 2,5&nbsp;m || 3° || Cassegrain + 2/3 || 72&nbsp;cm || - || 126 Mpix || 1998
|-
|colspan="2"|[[Pan-STARRS]]<ref>[http://www.ifa.hawaii.edu/users/chambers/PSSem03_Hodapp.ppt What is Pan-STARRS?] ([[Microsoft PowerPoint|MS PowerPoint]]; 11,8&nbsp;MB) Diskussion der Eigenschaften des Korrektor des [[Pan-STARRS]] und eines weiterführenden Entwurfs. (englisch).</ref> || 1,8&nbsp;m || 3° || Cass. + 3 || 50&nbsp;cm || - || 1400 Mpix || 2006
|-
|colspan="2"|[[Paranal-Observatorium#VISTA|VISTA]]<ref>{{Literatur |Autor=G. B. Dalton, M. Caldwell, A. K. Ward ''et al.'' |Titel=The VISTA infrared camera |Sammelwerk=Proc. SPIE 6269, Ground-based and Airborne Instrumentation for Astronomy |Seiten=62690X |Datum=2006 |DOI=10.1117/12.670018 |Kommentar=Beschreibung des Kamera und des Korrektors des [[Paranal-Observatorium#VISTA|VISTA]]}}</ref> || 4&nbsp;m || 1,4° || Cass. + 3|| 52&nbsp;cm || - || 67 Mpix || 2008
|-
|colspan="2"|[[Paranal-Observatorium#VISTA|VISTA]] – 4MOST<ref>https://www.eso.org/sci/facilities/develop/instruments/4MOST.html</ref> || 4&nbsp;m || 2,5° || Cass. + 4 || - || - || - || 2025
|-
|colspan="2"|[[Paranal-Observatorium#VST|VST]]<ref>{{Webarchiv |url=http://www.astro-wise.org/~omegacam/documents/VST_FDR_Optics_Design_summary_rel_1.0.doc |wayback=20040718131857 |text=''VST FINAL OPTICS DESIGN SUMMARY FOR THE WHOLE SYSTEM''}} ([[Microsoft Word|MS Word]]; 735&nbsp;kB)</ref> || 2,6&nbsp;m || 1,4° || Cass.&nbsp;+&nbsp;1&nbsp;(+&nbsp;4&nbsp;ADC)<br />oder&nbsp;Cass.&nbsp;+&nbsp;2 || 46&nbsp;cm<br /> 44&nbsp;cm ||- || 268 Mpix || 2011
|-
|colspan="2"|[[Space Surveillance Telescope]] || 3,5&nbsp;m || 3,5° || Paul-Baker + ? || ? || - || ? || 2011
|-
|colspan="2"|[[LSST]]<ref>[https://www.lsst.org/about/tel-site/optical_design Large refractive corrector producing a 3.5 degree field of view] (engl.), Korrektor des [[Large Synoptic Survey Telescope]]</ref> || 8,4&nbsp;m || 3,5° || Paul-Baker + 3 || 162&nbsp;cm || - || 3200 Mpix || 2023
|}

=== Sphärischer Hauptspiegel ===
Eine andere Gruppe von Korrektoren ist für einfacher herzustellende sphärische Hauptspiegel entworfen:
* Meniskus<ref name="telescope-optics" />
* Jones-Bird, Doublet,<ref>{{Literatur |Autor=Thomas Bird, Alfred V. Bowen |Titel=A Compact All-Spherical Catadioptric Newtonian Telescope |Sammelwerk=Telescope Making |Nummer=03 |Datum=1979}}</ref><ref name="telescope-optics" /><ref name="handbook">Herbert Gross, Fritz Blechinger, Bertram Achtner: ''Handbook of Optical Systems, Survey of Optical Instruments'' S. 846 ({{Google Buch|BuchID=wrtFcUEIWTgC|Seite=826}})</ref>
Es zeigt sich, dass mit den einfachen Linsen nur bei kleineren Spiegeln bzw. Aperturen eine gute Korrektur möglich ist, bspw. für einen Durchmesser von 200&nbsp;mm und einer Öffnung von 1:5; bei größeren Spiegeln, bspw. einem 800&nbsp;mm F/4, ergibt sich auch im Zentrum kein scharfes Bild.<ref name="handbook" /> Während diese Linsen sphärische Aberrationen korrigieren, rufen sie meist zusätzlichen [[Abbildungsfehler#Astigmatismus|Astigmatismus]], [[Abbildungsfehler#Koma|Koma]] und eine stärkere [[Abbildungsfehler#Bildfeldwölbung|Bildfeldwölbung]] hervor<ref name="telescope-optics" />. Diese das Bildfeld begrenzenden Abbildungsfehler können durch weitere, räumlich separierte Glieder behoben oder vermindert werden:
* Jones-James<ref>{{Literatur |Autor=Damien J. Jones, William E. James |Titel=Prime focus correctors for the spherical mirror |Sammelwerk=Applied Optics |Band=31 |Nummer=22 |Datum=1992 |Seiten=4384–4388 |DOI=10.1364/AO.31.004384}}</ref><ref name="handbook" />
* eine streuende und fokussierende Linse<ref>{{Patent|Land=US|V-Nr=4881801|Titel=Fast, aberration-free flat field catadioptric telescope|V-Datum=|Erfinder=Rolin J. Gebelein}}</ref> oder [[Achromat]]<ref>{{Patent| Land=DE| V-Nr=60121561| Code=T2| Titel=Spiegelteleskop| A-Datum=2001-04-12| V-Datum=2007-07-26| Anmelder=Cape Instr. Ltd| Erfinder=Peter Wise}}</ref>
* Pankratz Triplett und Dublett,<ref>Michael Pankratz: [http://mipan.tripod.com/IcarusHome.htm ''Icarus750 – Optical Design'']</ref> für einen Spiegel mit einer Apertur von 1:2,13 und einem Durchmesser von 75&nbsp;cm erzielt eine Brennweitenverlängerung von 3.
* GAnAs bestehend aus zwei asphärischen Platten und einer Meniskuslinse für einen 1-m-Spiegel mit 5&nbsp;m Brennweite und ein Bildfeld von 0,5°.<ref>F. Della Prugna, H. Schenner: [http://www.astroscu.unam.mx/rmaa/RMxAC..35/PDF/RMxAC..35_fdellaprugna.pdf ''GANAS: A HYBRID ANASTIGMATIC ASPHERICAL PRIME-FOCUS CORRECTOR''] (PDF; 88&nbsp;kB), 2009RMxAC..35..259D</ref>

Für Teleskope mit einem Cassegrain-Strahlengang werden Korrektorlinsen auch nahe dem Fangspiegel verwendet, wie bereits in der Arbeit von Sampson gezeigt<ref name="sampson_cass" />, im [[Klevtsov-Teleskop]] und im Argunov-Teleskop.<ref>P. S. Argunov: ''Isochromatic telescope designs with spherical optics.'' Astron. Vestn. 6 (1), 52 (1972)</ref><ref>Pavol A. Dubovský: {{Webarchiv |url=http://www.astrokolonica.sk/dubovsky.pdf |wayback=20140222064501 |text=Astronomical Observatory on Kolonica Saddle}} (englisch).</ref> Auch für [[Gregory-Teleskop]]e mit sphärischen Spiegeln sind eine Reihe von Korrektoren entwickelt worden.<ref>Peter Ceravolo: [http://www.ceravolo.com/Ceravolo_all_spherical_catadioptric_gregorian.pdf ''All-Spherical Catadioptric Gregorian Optical Designs for Meter Class Telescopes''] (PDF; 169&nbsp;kB)</ref>

== Retrofokal ==
Ein Korrektor kann auch hinter dem Fokus angeordnet werden, wobei bei einem Aufbau nach Schupmann die Lichtstrahlen durch einen Magnin-Hohlspiegel wieder nahe den Fokus zurückgeworfen werden. Hierzu sind nachfolgend verschiedene Variationen entwickelt worden.<ref>{{Literatur|Titel=The retrofocally corrected apochromatic dialyte refracting telescope |Autor=J. Wall, P. Wise |Sammelwerk=Journal of the British Astronomical Association |Band=117 |Nummer=1 |Seiten=29-34|bibcode= 2007JBAA..117...29W}}</ref> Schupmann entwarf diese Optiken 1899 zur Korrektur von Farblängsfehler von einfachen Linsen – [[Achromat]]e waren seinerzeit schwer herzustellen – sie eignen sich aber auch für sphärische Aberration. Ein einfacher Korrektor für sphärische Aberration besteht aus einer Linse im Brennpunkt und einem leicht gekippten ellipsoiden Fangspiegel, der das Bild neben den Brennpunkt projiziert; in dieser Anordnung, die [[Schupmann-Medial-Fernrohr]]en ähnelt, werden zudem Koma, Astigmatismus, Bildfeldkrümmung und -verzerrung beseitigt.<ref>{{Literatur |Autor=John J. Villa |Titel=Adaptation of the Schupmann Medial Telescope to a Large Scale Astronomical Optical System |Sammelwerk=Applied Optics |Band=11 |Nummer=8 |Verlag= |Datum=1972-08 |ISSN=1539-4522 |Seiten=1814–1821 |DOI=10.1364/AO.11.001814}}</ref><ref>Michael Bass (Hrsg.): ''Handbook of optics.'' Band 2.</ref> Ebenfalls zum Ausgleich der sphärischen Aberration dienen der aus zwei Spiegeln konstruierte Mertz-Korrektor des [[Arecibo-Observatorium|Arecibo-Radioteleskops]] und die aus vier Spiegeln konstruierten Korrektoren des [[Hobby-Eberly-Teleskop]]s und des [[Southern African Large Telescope]];<ref>[http://www.saao.ac.za/~dod/salt-nassp-2007-handouts.pdf Handout] (PDF; 6,5&nbsp;MB) S. 7 (englisch).</ref> diesem folgt erforderlichenfalls noch ein siebenlinsiger Korrektor zur Erweiterung des Bildfeldes.<ref>[http://www.astro.tau.ac.il/projects/large_tel/salt_doc/SALTICAM/SALTICAM%20SALT.htm SALTICAM] (englisch).</ref> Ein neueres Design für das Hobby-Eberly-Teleskop verspricht durch einen Mertz-Korrektor, gefolgt von einer inversen Cassegrain-Anordnung, eine Korrektur über ein Bildfeld von 18 Bogenminuten durch 4 Spiegel.<ref>John A. Booth et al.: {{Webarchiv|url=http://hetdex.org/pdfs/research/Booth1.pdf |wayback=20140222045041 |text=''The wide field upgrade for the Hobby-Eberly Telescope''}} (PDF; 1,6&nbsp;MB), Proc. SPIE, Band 6267, 2006</ref> Eine Übersicht und weitere Konfigurationen geben Ackermann et al.<ref>{{Literatur |Autor=Mark R. Ackermann, John T. McGraw, Peter C. Zimmer |Titel=Improved spherical aberration corrector for fast spherical primary mirrors |Sammelwerk=Proc. SPIE 7061, Novel Optical Systems Design and Optimization XI |Seiten=70610I   |Datum=2008 |DOI=10.1117/12.791666}}</ref>

Durch einen gänzlich anderen Ansatz können auch mit sphärischen Hauptspiegeln sehr große Bildwinkel erzielt werden. Hierbei besteht der Korrektor aus vielen kleinen Segmenten, die aus zwei paarweise angeordneten asphärischen Spiegeln, Segmente eines Mertz-Korrektor, zusammensetzen und die Bildfehler jeweils in ihrem kleinen Bereich ausgleichen. Damit ist es möglich, ein 30-m-Teleskop mit 3° Bildwinkel zu konstruieren.<ref>Burge, J.&nbsp;H., Angel, J.&nbsp;R.&nbsp;P.: {{Webarchiv |url=http://www.optics.arizona.edu/loft/Publications/Papers/Burge/Burge%20Proc%20SPIE%204840%20574.pdf |wayback=20100723010025 |text=''A 30 meter Cassegrain telescope with spherical optics and a 3° field''}}, Proc. SPIE Band 4840, 2003.</ref> Für die gleiche Spiegelanordnung zeigt Allan David Beach einen postfokalen Linsenkorrektor, der ein erneutes Abbild erzeugt und mit einer Meniskuslinse dabei die sphärische Aberration beseitigt und wie in einem Schuppmann-Teleskop eine Bildlinse einsetzt.<ref>Beach, A. D.: ''KiwiStar: a design system for ultrafast high-resolution broad-spectrum wide-angle catadioptric lenses'', {{bibcode|1997SPIE.3130...13B}}.</ref><ref>{{Patent| Land=US| V-Nr=5734496| Code=A| Titel=Lens system| A-Datum=1994-11-18| V-Datum=1998-03-31| Anmelder=NZ Government| Erfinder=Allan David Beach}}</ref> In ähnlicher Weise arbeitet die Relaisoptik für sphärische Spiegel in Cassegrainanordnung und in Newtonteleskopen von Michael Paramythioti, die in dem Clavius-Teleskop eingesetzt wird.<ref>Michel Paramythioti, Paul-Louis Vinel: ''Clavius: an operational concept in relay telescopes'', {{bibcode|2003SPIE.4842..106P}}</ref><ref>{{Patent| Land=US| V-Nr=6735014| Code=B2| Titel=Aberration correcting optical relay for optical system, in particular mirror telescope| A-Datum=2002-08-30| V-Datum=2004-05-11| Erfinder=Michel Paramythioti}}</ref>

== Atmosphärische Dispersion ==
[[Datei:Atmospheric Dispersion spots.png|mini|Atmosphärische Dispersion bei unterschiedlichen Zenitabständen Z]]
[[Datei:Atmospheric dispersion corrector amici prism.png|mini|Atmosphärischer Dispersionskorrektor durch verdrehbare Amici-Prismen]]
Werden mit einem Teleskop Beobachtungen außerhalb des [[Zenit (Richtungsangabe)|Zenits]] durchgeführt, führt dies durch die Atmosphäre zu einer Aufspaltung des Lichts ähnlich der Farbaufspaltung eines [[Prisma (Optik)|Prismas]]. Das nebenstehende Bild verdeutlicht diesen Effekt für drei Wellenlängen. Die atmosphärische Dispersion wurde 1869 von [[George Biddell Airy|Airy]] beobachtet; er und sein Assistent schlugen verschiedene Gegenmaßnahmen vor.<ref>C. G. Wynne: ''An new Form of Atmospheric Dispersion Corrector'', {{bibcode|1993MNRAS.262..741W}}</ref> In modernen Teleskopen werden häufig [[Geradsichtprisma|Geradsichtprismen nach Amici]] eingesetzt, die durch gegenseitiges Verdrehen eine gegenteilig Dispersion hervorrufen und den Effekt kompensieren.<ref>eso.org: [http://www.eso.org/sci/facilities/lasilla/instruments/feros.html FEROS – The Fiber-fed Extended Range Optical Spectrograph]</ref> Diese sind, um eine kleine Baugröße zu ermöglichen, nahe dem Fokus angeordnet und sind gegebenenfalls dort mit weiteren Korrekturlinsen kombiniert.

== Einzelnachweise ==
<references />

== Weblinks ==
* [http://www.telescope-optics.net/catadioptric.htm CATADIOPTRIC TELESCOPES: Full-aperture and sub-aperture correctors] (englisch)
* {{Internetquelle |url=http://www.fvastro.org/articles/schmidtp3.htm |titel=Schmidt: The Man and The Camera |autor=Mark Christensen |datum=2000 |sprache=en |abruf=1970-01-01 |abruf-verborgen=1 |archiv-url=https://web.archive.org/web/20010308213321/http://www.fvastro.org/articles/schmidtp3.htm |archiv-datum=2001-03-08}}
* {{Internetquelle |url=http://www.mmto.org/MMTpapers/pdfs/tr/tr35.pdf |titel=Optical Specification of the MMT Conversion |autor=Daniel Fabricant, Brian McLeod, Steve West |datum=1999-10-26 |sprache=en |format=PDF; 473&nbsp;kB |abruf=1970-01-01 |abruf-verborgen=1 |archiv-url=https://web.archive.org/web/20140221181344/http://www.mmto.org/MMTpapers/pdfs/tr/tr35.pdf |archiv-datum=2014-02-21 |kommentar=Beschreibt einen Korrektor für das 6,5&nbsp;m [[Multiple/Magnum Mirror Telescope|MMT]], der wahlweise 1° Bild mit gekrümmter Bildfläche (für Spektroskopie) oder 0,5° mit ebener Bildfläche liefert.}}
[[Kategorie:Optisches Teleskop]]
[[Kategorie:Optisches Bauteil]]
[[Kategorie:Physikalisches Prinzip eines Optischen Bauteils]]