簡介
施密特卡式折反射望遠鏡與赤道儀施密特望遠鏡是一種由折射和反射元件組成的天文望遠鏡。1931年由德國光學家施密特﹐B.V.所發明因此得名。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凹球面反射鏡組成，星光在望遠鏡里先通過折射，再經過反射，然後才成像。
施密特望遠鏡光力強，可見範圍大，成像的質量也比較好，因而特別適用於進行流星，慧星，人造衛星等的巡視觀測，也常用於大面積造相和天文科普活動。
對某些工作﹐施密特望遠鏡可作不同的改變﹐如增加平場透鏡把焦面改成平面﹔增加一個凸面副鏡把焦點引到主鏡的背面或附近﹐形成卡塞格林系統。
美國光學家貝克首先對這種系統進行了研究﹐經他改進的這種望遠鏡﹐稱為貝克-施密特望遠鏡。
歷史發展
2012年12月20日，中國首台億像素近地天體望遠鏡在中科院紫金山天文台江蘇省淮安市盱眙縣觀測站安裝調試成功並正式啟用。使用透鏡作物鏡的望遠鏡稱為折射望遠鏡，即使加長鏡筒，精密加工透鏡，也不能消除色象差，牛頓曾認為折射望遠鏡的色差是不可救藥的，後來證明是過分悲觀的。
1668年他發明了反射式望遠鏡，斛決了色差的問題。第一台反望遠鏡非常小，望遠鏡內的反射鏡口徑只有2.5厘米，但是已經能清楚地看到木星的衛星、金星的盈虧等。
1672年牛頓做了一台更大的反射望遠鏡，送給了英國皇家學會，至今還保存在皇家學會的圖書館裡。1733年英國人哈爾製成第一台消色差折射望遠鏡。
1758年倫敦的寶蘭德也製成同樣的望遠鏡，他採用了折射率不同的玻璃分別製造凸透鏡和凹透鏡，把各自形成的有色邊緣相互抵消。但是要製造很大透鏡不容易，目前世界上最大的一台折射式望遠鏡直徑為102厘米，安裝在雅弟斯天文台。
1930年，德國人施密特（BernhardSchmidt）將折射望遠鏡和反射望遠鏡的優點（折射望遠鏡像差小但有色差而且尺寸越大越昂貴，反射望遠鏡沒有色差、造價低廉且反射鏡可以造得很大，但存在像差）結合起來，製成了第一台折反射望遠鏡。
1951年10月24日，美國工程師貝克爾發明大視場的超施密特望遠鏡，用於觀察流星慧星及人造衛星。
2012年12月20日，中國首台億像素近地天體望遠鏡安裝調試成功並正式啟用。這架口徑為1.2米的施密特望遠鏡，設在中科院紫金山天文台江蘇盱眙縣觀測站，在此前“服役”6年中，已發現了1300顆小行星。中科院紫金山天文台對該望遠鏡進行拆卸，經過4個多月的升級換代，其解析度由1600萬像素提升到1億像素，在世界同類望遠鏡中處於領先水平。
組成
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凹球面反射鏡組成。
原理
施密特卡式雖然凹球面反射鏡具有球差,但它有一個重要特性──鏡面對於球心是對稱的。如果在球心處設定一個限制光束的光闌，那么對於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。
在球面鏡的焦面上各處的像點都是對稱的，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，B.V.施密特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）。它對於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。
特點
優點
光能損失較少，改正透鏡厚度比折射望遠鏡薄，製作材料容易解決，口徑可以做得較大。
缺點
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、焦面位於光路中間，增大視場就必然會使光的損失增加,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鏡長，約為焦距的兩倍。
代表
世界上最大的施密特天文望遠鏡LAMOST世界上最大的施密特天文望遠鏡LAMOST於2008年10月16 日投入使用。落成典禮在國家天文台興隆觀測站舉行。LAMOST 是一台具有主動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，主動控制系統可確保LAMOST的各個鏡坯單元始終能夠把圖像清晰地呈現在其焦面上。
LAMOST是世界上唯一的同時擁有如此多並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測研究領域已經處於了領先地位。
