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施密特望遠鏡（由折射和反射元件組成的望遠鏡）

次瀏覽 | 更新時(shí)間：2023-05-16

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施密特望遠鏡

由折射和反射元件組成的望遠鏡

施密特望遠鏡（Schmidt telescope）是一種由折射和反射元件組成的天文望遠鏡。1931年為德國光學(xué)家施密特·B·V所發(fā)明﹐因此得名。這種望遠鏡由一塊接近平行平板的非球面改正透鏡和一個(gè)凹球面反射鏡組成，星光在望遠鏡里先通過(guò)折射，再經(jīng)過(guò)反射，然后才成像。施密特望遠鏡光力強，可見(jiàn)范圍大，成像的質(zhì)量也比較好，因而特別適用于進(jìn)行流星，彗星，人造衛星等的巡視觀(guān)測，也常用于大面積成像和天文科普活動(dòng)。

基本信息

中文名	施密特望遠鏡
外文名	Schmidt telescope
組成	折射和反射元件
類(lèi)別	天文望遠鏡

改進(jìn)

貝克-施密特望遠鏡光路圖

對某些工作，施密特望遠鏡可作不同的改變，如增加平場(chǎng)透鏡把焦面改成平面；增加一個(gè)凸面副鏡把焦點(diǎn)引到主鏡的背面或附近，形成卡塞格林系統(見(jiàn)卡塞格林望遠鏡)。

美國光學(xué)家貝克首先對這種系統進(jìn)行了研究，經(jīng)他改進(jìn)的這種望遠鏡，稱(chēng)為貝克-施密特望遠鏡。

組成

施密特望遠鏡由一塊接近平行平板的非球面改正透鏡和一個(gè)凹球面反射鏡組成。

原理

施密特望遠鏡光學(xué)系統

雖然凹球面反射鏡具有球差，但它有一個(gè)重要特性──鏡面對于球心是對稱(chēng)的。如果在球心處設置一個(gè)限制光束的光闌，那么對于不同傾角入射的光束，除了光闌在斜光束方向的投影與正方向不同外，成像條件都完全相同，不存在光軸上和光軸外的差異。因而，在球面鏡的焦面上各處的像點(diǎn)都是對稱(chēng)的，具有相同球差造成的小圓斑。

在這種情況下，除了球差和場(chǎng)曲外，不存在其他像差。為改正球差，施密特，B.V.不是象過(guò)去人們所做的那樣，破壞這一對稱(chēng)成像條件，把鏡面形狀改成拋物面，而是在光闌處放置一塊與平行平板差別不大的、非球面的改正透鏡(常稱(chēng)施密特改正透鏡)。它對于法向和傾斜入射光束在球差的改正作用上所引起的變化不大，同時(shí)折射引起的色差也很小。所以在口徑和焦比相同的情況下，施密特望遠鏡比其他望遠鏡有更大的清晰視場(chǎng)。

優(yōu)點(diǎn)

施密特望遠鏡的優(yōu)點(diǎn)是：光能損失較少，改正透鏡厚度比折射望遠鏡薄，制作材料容易解決，口徑可以做得較大。

缺點(diǎn)

缺點(diǎn)是：

美國帕洛馬山天文臺 1.2米施密特望遠鏡

①改正鏡的非球面形狀比較特殊，加工比較困難；

②焦面是彎曲的，底片也必須彎成和焦面相符合，對使用玻璃底片不方便；

③焦面位于光路中間，增大視場(chǎng)就必然會(huì )使光的損失增加，而且底片裝卸也不方便；

④鏡筒長(cháng)度比主鏡焦距相同的反射望遠鏡長(cháng)，約為焦距的兩倍。現在最大的施密特望遠鏡在德國陶登堡史瓦西天文臺，是1960年制造的，改正透鏡口徑為1.34米，球面鏡直徑為 2米，焦距為4米，視場(chǎng)為3°4×3°4。

歷史

使用透鏡作物鏡的望遠鏡稱(chēng)為折射望遠鏡，即使加長(cháng)鏡筒，精密加工透鏡，也不能消除色象差，牛頓曾認為折射望遠鏡的色差是不可救藥的，后來(lái)證明是過(guò)分悲觀(guān)的。

1668年他發(fā)明了反射式望遠鏡，斛決了色差的問(wèn)題。第一臺反望遠鏡非常小，望遠鏡內的反射鏡口徑只有2.5厘米，但是已經(jīng)能清楚地看到木星的衛星、金星的盈虧等。

1672年牛頓做了一臺更大的反射望遠鏡，送給了英國皇家學(xué)會(huì )，至今還保存在皇家學(xué)會(huì )的圖書(shū)館里。1733年英國人哈爾制成第一臺消色差折射望遠鏡。

天文專(zhuān)家在安裝調試億像素近地天體望遠鏡

1758年倫敦的寶蘭德也制成同樣的望遠鏡，他采用了折射率不同的玻璃分別制造凸透鏡和凹透鏡，把各自形成的有色邊緣相互抵消。但是要制造很大透鏡不容易，目前世界上最大的一臺折射式望遠鏡直徑為102厘米，安裝在雅弟斯天文臺。

1930年，德國人施密特（BernhardSchmidt）將折射望遠鏡和反射望遠鏡的優(yōu)點(diǎn)（折射望遠鏡像差小但有色差而且尺寸越大越昂貴，反射望遠鏡沒(méi)有色差、造價(jià)低廉且反射鏡可以造得很大，但存在像差）結合起來(lái)，制成了第一臺折反射望遠鏡。

1951年10月24日，美國工程師貝克爾發(fā)明大視場(chǎng)的超施密特望遠鏡，用于觀(guān)察流星慧星及人造衛星。

2012年12月20日，我國首臺億像素近地天體望遠鏡在中科院紫金山天文臺江蘇省淮安市盱眙縣觀(guān)測站安裝調試成功并正式啟用。這架口徑為1.2米的施密特望遠鏡在該觀(guān)測站原有1600萬(wàn)像素望遠鏡的基礎上升級而成。中科院紫金山天文臺對該望遠鏡進(jìn)行為期4個(gè)多月的升級換代，使其分辨率達1億像素，在世界同類(lèi)望遠鏡中處于領(lǐng)先水平。

LAMOST

LAMOST望遠鏡

世界上最大的施密特天文望遠鏡LAMOST于2008年 10 月 16 日投入使用。2009年2月16日落成典禮在距北京東北部 2 個(gè)小時(shí)車(chē)程、靠近河北興隆縣的國家天文臺興隆觀(guān)測站舉行，眾多國際著(zhù)名天文學(xué)家均出席了慶祝儀式。大天區面積多目標光纖光譜望遠鏡（LAMOST）的落成有力加強了中國在世界天文研究領(lǐng)域的領(lǐng)先地位。這個(gè)造價(jià)約 4 千萬(wàn)美元的天文望遠鏡的核心部分是一個(gè)直徑達6 米的主鏡，由 37 塊肖特制造的六角形“Zerodur”微晶玻璃鏡坯單元拼接而成（與 2.4米口徑的麗江天文望遠鏡主鏡鏡坯材料相同）。麗江望遠鏡于2008年在中國云南省高美古天文臺投入使用。

LAMOST 是一臺具有主動(dòng)改正鏡的中星儀式施密特望遠鏡。當望遠鏡瞄向太空中不同區域時(shí)，主動(dòng)控制系統可確保 LAMOST 的各個(gè)鏡坯單元始終能夠把圖像清晰地呈現在其焦面上。傳統的施密特望遠鏡的特征是以主鏡前的透鏡作為其“眼鏡”。LAMOST則利用其主動(dòng)鏡面，以 5 度的觀(guān)測角收集遙遠而模糊的天體和星系發(fā)出的微弱光線(xiàn)，并投射到由“Zerodur”制成的主鏡上，由此再把這些光束集中到 20 米遠處的焦面上。在焦面上，4,000 束光纖再次把光線(xiàn)導向 16 臺光譜儀。這些光譜儀可以分辨 370 到 900 納米之間的波長(cháng)范圍，大于可見(jiàn)光光譜范圍。

超高速的并行處理器可實(shí)現非常高的光譜采集速率，LAMOST每晚可觀(guān)測數萬(wàn)個(gè)宇宙天體 ——這是天文望遠鏡的一項世界記錄。這些光譜信息可以揭示出各種星體在我們的宇宙發(fā)端之初是如何形成并生成星系的。LAMOST是世界上唯一的同時(shí)擁有如此多并行光譜通道的大孔徑望遠鏡，也是世界上目前光譜獲取率最高的望遠鏡。LAMOST的正式落成表明中國在世界天文觀(guān)測研究領(lǐng)域已經(jīng)處于了領(lǐng)先地位。

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