施密特望遠(yuǎn)鏡

施密特望遠(yuǎn)鏡一種由折射和反射元件組成的天文望遠(yuǎn)鏡01改進(jìn)原理組成優(yōu)點(diǎn)目錄03020405缺點(diǎn)LAMOST發(fā)展歷史目錄0706基本信息施密特望遠(yuǎn)鏡（Schmidttelescope）是一種由折射和反射元件組成的天文望遠(yuǎn)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(yuǎn)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(yuǎn)鏡里先通過折射，再經(jīng)過反射，然后才成像。施密特望遠(yuǎn)鏡光力強(qiáng)，可見范圍大，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(wèi)星等的巡視觀測，也常用于大面積成像和天文科普活動(dòng)。改進(jìn)改進(jìn)貝克-施密特望遠(yuǎn)鏡光路圖對某些工作，施密特望遠(yuǎn)鏡可作不同的改變，如增加平場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(tǒng)(見卡塞格林望遠(yuǎn)鏡)。美國光學(xué)家貝克首先對這種系統(tǒng)進(jìn)行了研究，經(jīng)他改進(jìn)的這種望遠(yuǎn)鏡，稱為貝克-施密特望遠(yuǎn)鏡。組成組成施密特望遠(yuǎn)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。原理原理施密特望遠(yuǎn)鏡光學(xué)系統(tǒng)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的。如果在球心處設(shè)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，除了球差和場曲外，不存在其他像差。為改正球差，施密特，B.V.不是象過去人們所做的那樣，破壞這一對稱成像條件，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(yuǎn)鏡比其他望遠(yuǎn)鏡有更大的清晰視場。優(yōu)點(diǎn)優(yōu)點(diǎn)施密特望遠(yuǎn)鏡的優(yōu)點(diǎn)是：光能損失較少，改正透鏡厚度比折射望遠(yuǎn)鏡薄，制作材料容易解決，口徑可以做得較大。缺點(diǎn)缺點(diǎn)缺點(diǎn)是：美國帕洛馬山天文臺(tái)1.2米施密特望遠(yuǎn)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鏡筒長度比主鏡焦距相同的反射望遠(yuǎn)鏡長，約為焦距的兩倍。現(xiàn)在最大的施密特望遠(yuǎn)鏡在德國陶登堡史瓦西天文臺(tái)，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，視場為3°4×3°4。發(fā)展歷史發(fā)展歷史使用透鏡作物鏡的望遠(yuǎn)鏡稱為折射望遠(yuǎn)鏡，即使加長鏡筒，精密加工透鏡，也不能消除色象差，牛頓曾認(rèn)為折射望遠(yuǎn)鏡的色差是不可救藥的，后來證明是過分悲觀的。1668年他發(fā)明了反射式望遠(yuǎn)鏡，斛決了色差的問題。第一臺(tái)反望遠(yuǎn)鏡非常小，望遠(yuǎn)鏡內(nèi)的反射鏡口徑只有2.5英寸，但是已經(jīng)能清楚地看到木星的衛(wèi)星、金星的盈虧等。1672年牛頓做了一臺(tái)更大的反射望遠(yuǎn)鏡，送給了英國皇家學(xué)會(huì)，至今還保存在皇家學(xué)會(huì)的圖書館里。1733年英國人哈爾制成第一臺(tái)消色差折射望遠(yuǎn)鏡。天文專家在安裝調(diào)試億像素近地天體望遠(yuǎn)鏡(2張)1758年倫敦的寶蘭德也制成同樣的望遠(yuǎn)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(tái)折射式望遠(yuǎn)鏡直徑為102厘米，安裝在雅弟斯天文臺(tái)。1930年，德國人施密特（BernhardSchmidt）將折射望遠(yuǎn)鏡和反射望遠(yuǎn)鏡的優(yōu)點(diǎn)（折射望遠(yuǎn)鏡像差小但有色差而且尺寸越大越昂貴，反射望遠(yuǎn)鏡沒有色差、造價(jià)低廉且反射鏡可以造得很大，但存在像差）結(jié)合起來，制成了第一臺(tái)折反射望遠(yuǎn)鏡。1951年10月24日，美國工程師貝克爾發(fā)明大視場的超施密特望遠(yuǎn)鏡，用于觀察流星彗星及人造衛(wèi)星。LAMOSTLAMOSTLAMOST望遠(yuǎn)鏡世界上最大的施密特天文望遠(yuǎn)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)車程、靠近河北興隆縣的國家天文臺(tái)興隆觀測站舉行，眾多國際著名天文學(xué)家均出席了慶祝儀式。大天區(qū)面積多目標(biāo)光纖光譜望遠(yuǎn)鏡（LAMOST）的落成有力加強(qiáng)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4千萬美元的天文望遠(yuǎn)鏡的核心部分是一個(gè)直徑達(dá)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(yuǎn)鏡主鏡鏡坯材料相同）。麗江望遠(yuǎn)鏡于2008年在中國云南省高美古天文臺(tái)投入使用。LAMOST是一臺(tái)具有主動(dòng)改正鏡的中星儀式施密特望遠(yuǎn)鏡。當(dāng)望遠(yuǎn)鏡瞄向太空中不同區(qū)域時(shí)，主動(dòng)控制系統(tǒng)可確保LAMOST的各個(gè)鏡坯單元始終能夠把圖像清晰地呈現(xiàn)在其焦面上。傳統(tǒng)的施密特望遠(yuǎn)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度的觀測角收集遙遠(yuǎn)而模糊的天體和星系發(fā)出的微弱光線，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(yuǎn)處的焦面上。在焦面上，4,000束光纖再次把光線導(dǎo)向16臺(tái)光譜儀。這些光譜儀可以分辨370到900納米之間的波長范圍，大于可見光光譜范圍。超高速的并行處理器可實(shí)現(xiàn)非常高的光譜采集速率，LAMOST每晚可觀測數(shù)萬個(gè)宇宙天體——這是天文望遠(yuǎn)鏡的一項(xiàng)世界記錄。這些光譜信息可以揭示出各