施密特望遠(yuǎn)鏡（Schmidt telescope）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，慧星，人造衛(wèi)星等的巡視觀測，也常用于大面積造相和天文科普活動。

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凹球面反射鏡組成。

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，同時折射引起的色差也很小[1]  。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。

施密特望遠(yuǎn)鏡的優(yōu)點(diǎn)：

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。

施密特望遠(yuǎn)鏡的缺點(diǎn)：

①改正鏡的非球面形狀比較特殊，加工比較困難；

美國帕洛馬山天文臺 1.2米施密特望遠(yuǎn)鏡

美國帕洛馬山天文臺 1.2米施密特望遠(yuǎn)鏡

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�，F(xiàn)在最大的施密特望遠(yuǎn)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，視場為3°4×3°4。