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施密特望远镜（由折射和反射元件组成的望远镜）

次浏览 | 更新时间：2023-05-16

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施密特望远镜

由折射和反射元件组成的望远镜

施密特望远镜（Schmidt telescope）是一种由折射和反射元件组成的天文望远镜。1931年为德国光学家施密特·B·V所发明﹐因此得名。这种望远镜由一块接近平行平板的非球面改正透镜和一个凹球面反射镜组成，星光在望远镜里先通过折射，再经过反射，然后才成像。施密特望远镜光力强，可见范围大，成像的质量也比较好，因而特别适用于进行流星，彗星，人造卫星等的巡视观测，也常用于大面积成像和天文科普活动。

基本信息

中文名	施密特望远镜
外文名	Schmidt telescope
组成	折射和反射元件
类别	天文望远镜

改进

贝克-施密特望远镜光路图

对某些工作，施密特望远镜可作不同的改变，如增加平场透镜把焦面改成平面；增加一个凸面副镜把焦点引到主镜的背面或附近，形成卡塞格林系统(见卡塞格林望远镜)。

美国光学家贝克首先对这种系统进行了研究，经他改进的这种望远镜，称为贝克-施密特望远镜。

组成

施密特望远镜由一块接近平行平板的非球面改正透镜和一个凹球面反射镜组成。

原理

施密特望远镜光学系统

虽然凹球面反射镜具有球差，但它有一个重要特性──镜面对于球心是对称的。如果在球心处设置一个限制光束的光阑，那么对于不同倾角入射的光束，除了光阑在斜光束方向的投影与正方向不同外，成像条件都完全相同，不存在光轴上和光轴外的差异。因而，在球面镜的焦面上各处的像点都是对称的，具有相同球差造成的小圆斑。

在这种情况下，除了球差和场曲外，不存在其他像差。为改正球差，施密特，B.V.不是象过去人们所做的那样，破坏这一对称成像条件，把镜面形状改成抛物面，而是在光阑处放置一块与平行平板差别不大的、非球面的改正透镜(常称施密特改正透镜)。它对于法向和倾斜入射光束在球差的改正作用上所引起的变化不大，同时折射引起的色差也很小。所以在口径和焦比相同的情况下，施密特望远镜比其他望远镜有更大的清晰视场。

优点

施密特望远镜的优点是：光能损失较少，改正透镜厚度比折射望远镜薄，制作材料容易解决，口径可以做得较大。

缺点

缺点是：

美国帕洛马山天文台 1.2米施密特望远镜

①改正镜的非球面形状比较特殊，加工比较困难；

②焦面是弯曲的，底片也必须弯成和焦面相符合，对使用玻璃底片不方便；

③焦面位于光路中间，增大视场就必然会使光的损失增加，而且底片装卸也不方便；

④镜筒长度比主镜焦距相同的反射望远镜长，约为焦距的两倍。现在最大的施密特望远镜在德国陶登堡史瓦西天文台，是1960年制造的，改正透镜口径为1.34米，球面镜直径为 2米，焦距为4米，视场为3°4×3°4。

历史

使用透镜作物镜的望远镜称为折射望远镜，即使加长镜筒，精密加工透镜，也不能消除色象差，牛顿曾认为折射望远镜的色差是不可救药的，后来证明是过分悲观的。

1668年他发明了反射式望远镜，斛决了色差的问题。第一台反望远镜非常小，望远镜内的反射镜口径只有2.5厘米，但是已经能清楚地看到木星的卫星、金星的盈亏等。

1672年牛顿做了一台更大的反射望远镜，送给了英国皇家学会，至今还保存在皇家学会的图书馆里。1733年英国人哈尔制成第一台消色差折射望远镜。

天文专家在安装调试亿像素近地天体望远镜

1758年伦敦的宝兰德也制成同样的望远镜，他采用了折射率不同的玻璃分别制造凸透镜和凹透镜，把各自形成的有色边缘相互抵消。但是要制造很大透镜不容易，目前世界上最大的一台折射式望远镜直径为102厘米，安装在雅弟斯天文台。

1930年，德国人施密特（BernhardSchmidt）将折射望远镜和反射望远镜的优点（折射望远镜像差小但有色差而且尺寸越大越昂贵，反射望远镜没有色差、造价低廉且反射镜可以造得很大，但存在像差）结合起来，制成了第一台折反射望远镜。

1951年10月24日，美国工程师贝克尔发明大视场的超施密特望远镜，用于观察流星慧星及人造卫星。

2012年12月20日，我国首台亿像素近地天体望远镜在中科院紫金山天文台江苏省淮安市盱眙县观测站安装调试成功并正式启用。这架口径为1.2米的施密特望远镜在该观测站原有1600万像素望远镜的基础上升级而成。中科院紫金山天文台对该望远镜进行为期4个多月的升级换代，使其分辨率达1亿像素，在世界同类望远镜中处于领先水平。

LAMOST

LAMOST望远镜

世界上最大的施密特天文望远镜LAMOST于2008年 10 月 16 日投入使用。2009年2月16日落成典礼在距北京东北部 2 个小时车程、靠近河北兴隆县的国家天文台兴隆观测站举行，众多国际著名天文学家均出席了庆祝仪式。大天区面积多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）的落成有力加强了中国在世界天文研究领域的领先地位。这个造价约 4 千万美元的天文望远镜的核心部分是一个直径达6 米的主镜，由 37 块肖特制造的六角形“Zerodur”微晶玻璃镜坯单元拼接而成（与 2.4米口径的丽江天文望远镜主镜镜坯材料相同）。丽江望远镜于2008年在中国云南省高美古天文台投入使用。

LAMOST 是一台具有主动改正镜的中星仪式施密特望远镜。当望远镜瞄向太空中不同区域时，主动控制系统可确保 LAMOST 的各个镜坯单元始终能够把图像清晰地呈现在其焦面上。传统的施密特望远镜的特征是以主镜前的透镜作为其“眼镜”。LAMOST则利用其主动镜面，以 5 度的观测角收集遥远而模糊的天体和星系发出的微弱光线，并投射到由“Zerodur”制成的主镜上，由此再把这些光束集中到 20 米远处的焦面上。在焦面上，4,000 束光纤再次把光线导向 16 台光谱仪。这些光谱仪可以分辨 370 到 900 纳米之间的波长范围，大于可见光光谱范围。

超高速的并行处理器可实现非常高的光谱采集速率，LAMOST每晚可观测数万个宇宙天体 ——这是天文望远镜的一项世界记录。这些光谱信息可以揭示出各种星体在我们的宇宙发端之初是如何形成并生成星系的。LAMOST是世界上唯一的同时拥有如此多并行光谱通道的大孔径望远镜，也是世界上目前光谱获取率最高的望远镜。LAMOST的正式落成表明中国在世界天文观测研究领域已经处于了领先地位。

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