天文望遠鏡參數怎麽看
物鏡的口徑（D）
物鏡的口徑是望遠鏡最重要的參數，壹般是指有效口徑，也就是通光直徑，即望遠鏡的入射光瞳直徑，是望遠鏡聚光本領的主要標誌，而不是指鏡頭的玻璃的直徑大小。壹般用英寸(in)或者毫米(mm)來表示,口徑越大，它收集的光越多，成像的亮度和清晰度就越好。
（註：1in=25.4mm）
聚光本領(集光力)
這是理論上望遠鏡與眼睛相比收集光的能力。它直接與口徑的面積成正比。先把望遠鏡的口徑(單位：mm)除以7mm(年輕人眼睛瞳口的大小)，然後將得到的商平方，此結果即是集光力。比如，8英寸的望遠鏡的集光力是843((203.2/7)?=843)。
焦距（f）
就是從透鏡(或者主反射鏡)到焦點的距離，通常單位是毫米(mm)。壹般來說，望遠鏡的焦距越長，它的放大率就越大，成像的尺寸就越大，但是視場範圍就越小。比如，與焦距為1000mm的望遠鏡相比，2000mm焦距望遠鏡的放大率和視場範圍分別是前者的2倍和1/2。如果妳不知道焦距，只知道焦比(focalratio)，妳可以通過這樣計算的得到焦距：口徑(單位是mm)乘以焦比就是焦距。比如，口徑為8英寸(203.2mm)，焦比為f/10的透鏡，其焦距為203.2x10=2032mm。
相對口徑（A）與焦比（1/A）
望遠鏡有效口徑D與焦距f之比，稱為相對口徑或相對孔徑A，即A＝D/f。這是望遠鏡光力的標誌，故有時也稱A為光力。彗星、星雲或星系等有視面天體的成像照度與相對口徑的平方（A2）成正比；流星或人造衛星等所謂線性天體成像照度與相對口徑A和有效口徑D之積（D2/f）成正比。因此，作天體攝影時，要註意選擇合適的A或焦比1/A（即f/D。照相機上稱為光圈號數或系數）。
分辨角
對於望遠鏡來說，就是指杜氏極限(Daweslimit)。也就是能夠分開兩個距離很近的兩顆星的能力，單位是角秒1′(secondsofarc)。分辨能力與口徑大小有直接關系，即口徑越大，分辨能力越好。望遠鏡的理論分辨能力是4.56除以望遠鏡的口徑(單位：英寸)。比如，口徑為8英寸的望遠鏡的分辨能力是0.6′(4.56/8=0.6)。然而，分辨能力還與大氣狀況以及觀察者的視覺敏銳度有關。
對比度
觀察低對比度的物體，比如月亮和行星時，我們期望有最高的成像對比度。牛頓望遠鏡和反射折射望遠鏡都有壹個次級反射鏡(或稱副鏡)，它們阻擋了壹部分主反射鏡的發射光。除非25%以上的主反射鏡被阻擋，否則成像的對比度並不會因此受到很大影響。為了計算二級阻擋率，可以用公式(pi)r?來計算得到初級和次級的反射鏡面積。然後相除得到。比如，8英寸的望遠鏡的次級反射鏡直徑如果是2?英寸，則阻擋率是11.8%：
8英寸的主面積=(pi)r?=(pi)4?=50.27
2?英寸的次級面積=(pi)r?=(pi)1.375=5.94
阻擋率=5.94是50.27的11.8%
觀察的條件(大氣擾動)是影響對比度和行星細節的最重要的因素。
艾裏斑亮度參數(AIRYDISKBRILLIANCEFACTOR)
當妳用聚焦良好的望遠鏡觀察星星時，並不會看到變大的圖像。這是因為星星到我們的距離實在是太遠了(以至於發出的光都是平行光，直接在焦平面聚成壹點)，所以即使放大很多倍，星星也應該看起來是光點，而不是光斑或者光球。但是，如果將望遠鏡放大到60乘口徑尺寸(單位：英寸)的倍數，這時仔細觀察的話，妳會發現在星星周圍有光環，這不是星星自身的光環，而是由於望遠鏡的圓形口徑光闌以及光的物理特性造成的。進壹步觀察的話，當星星位於望遠鏡視野正中間的時候，放大的星圖會出現兩個現象：壹個中間的亮區域，稱作艾裏斑，和壹個或壹系列環繞的微弱的圓環，稱作衍射環。
當妳增加口徑的尺寸時，艾裏斑會變小。艾裏斑的亮度(點光源恒星的圖像亮度)正比於口徑尺寸的四次方。理論上，當妳將望遠鏡的口徑放大壹倍，它的分辨能力就會增加1倍，它的集光力就會增加為原來的4倍。但是更重要的是，妳還可以將艾裏斑的面積變成原來的1/4倍，從而將星象的亮度變為原來的16倍。
出射光_
望遠鏡的出射光瞳是指射出目鏡的圓形光束的直徑，單位是mm。為了計算出射光瞳，可將口徑(單位mm)除以目鏡的放大倍數。比如，帶有20mm目鏡的口徑為8英寸(203.2mm)的望遠鏡的放大倍數如果為102，那麽它的出瞳則為2mm(203.2/102=2mm)。或者，妳還可以將目鏡的焦距除以望遠鏡的焦比來得到出瞳尺寸。
放大倍數
放大倍數是望遠鏡最不重要的參數之壹。望遠鏡的放大倍數其實就是兩個獨立的光學系統焦距的比值——望遠鏡物鏡以及所使用的目鏡。
將望遠鏡物鏡的焦距(單位:mm)除以目鏡的焦距(單位:mm)，就可以得到望遠鏡的放大率。比如，型號為C8的望遠鏡的焦距為2032mm，如果配備30mm的目鏡，放大率就為68x(2032/30=68)，如果換用10mm的目鏡，放大率就變為203x(2032/10=203)。由於目鏡是可更換的，望遠鏡根據需要可以有不同的放大率。
在實際使用中，望遠鏡有上限和下限放大率。這是由光學定律和眼睛的特性決定的。在理想狀態下，望遠鏡可用的最大放大率是其口徑尺寸(單位：英寸)的60倍左右。如果放大率超過這個上限，圖像往往會變得昏暗，對比度降低等。比如，口徑為60mm(即2.4英寸口徑)的望遠鏡最大放大率為142x。當放大率繼續增加時，圖像的銳利度和細節表現力就會下降。更高的放大率通常用於月亮，行星和雙子星的觀察。那些號稱60mm口徑望遠鏡的放大率可以達到375甚至750的生產廠家，其實是在誤導消費者。晚上時望遠鏡放大率的下限是其口徑的3到4倍。白天時的下限是口徑的8到10倍。如果放大率低於此下限，由於次級反射鏡或者斜反射鏡的投影，在反射折射望遠鏡或者牛頓望遠鏡的視野中央會出現壹個黑點。
極限星等或貫穿本領
在晴朗無月的夜間，用望遠鏡觀察天頂附近的最暗星的星等，稱為極限星等（mb），極限星等不僅與望遠鏡的有效口徑、相對口徑、物鏡的吸收系數、大氣吸收系統和天空背景亮度等多種客觀因素有關，還與觀察者的視覺靈敏度有關。不同作者給出的經驗表達式，略有差異。較簡單的估計式為mb=6.9+5lgD式中D用cm為單位，對於照相觀測，極限星等還跟露光時間及底片特性等有關。有壹個常用的經驗公式：mb=4+5lgD+2.15lgt式中t為極限露光時間，不考慮底片的互易律失效，也沒有考慮城市燈光的影響。檢驗望遠鏡極限星等的方便方法，是利用昴星團中央處選標星的標準星等，或者用北極星（NPS）的標準星等（照相星等，仿視星等）來估計或推算。
衍射極限(瑞利判據)
在焦點附近，衍射受限的望遠鏡的殘余波像差遠遠小於1/4的入射光波長。這樣的望遠鏡才適合做天文望遠鏡。在組合光學系統焦點附近，單獨的光學組件的波像差必須小於1/4波長。當波前像差值減小(1/8或者1/10波長)時，光學質量就會大大提升。
近焦
這是指在近陸觀測任務中，妳能用望遠鏡所能看清的最近的距離。
視場角（ω）
能夠被望遠鏡良好成像的天空區域，直接在觀測者眼中所張的角度，稱為視場或視場角（ω）。望遠鏡的視場往往在設計時已被確定。折射望遠鏡受像質的限制而約束了視場角，反射望遠鏡或折反射望遠鏡往往受副鏡尺寸影響而約束了視場角。但對於天體攝影，視場還可能受接收器像素尺寸大小的約束。望遠鏡的視場與放大率成反比，放大率越大，視場越小。
在未知視場的數值時，可以自行測量。以望遠鏡對準天赤道附近某壹顆恒星，調好儀器，使星像在視場中央通過。儀器不動（不開轉儀鐘），記錄該星經過視場的時間間隔，設為t秒，星體的赤緯為δ，則視場角為ω=15tcosδ
光學像差
像差是造成不完善像的所有因素。在望遠鏡設計中都存在著幾種像差，沒有所謂的完美的光學系統。光學設計工程師必須能夠平衡控制各種像差來得到想要的設計結果。下面是壹些不同望遠鏡中存在的像差：
色差：經常在折射望遠鏡的物鏡上出現，是因為透鏡不能把不同波長(顏色)的光聚焦到壹點而形成的。結果是明亮物體周圍有壹圈光暈。當感光度和口徑增加的時候，這種現象往往會加重。
球差：使以不同口徑角穿過透鏡(或從鏡面上發射)的光線不能聚焦在軸上的同壹點。它會使星星的圖像看起來不是銳利的點，而是壹個模糊的光斑。
彗差：主要跟拋物面反射望遠鏡有關，影響軸外點成像，在視場的邊緣往往更明顯。星星的圖像看起來像V字型的圖案。對於優質的儀器，焦比越小，邊緣的彗差就會越明顯，但視場中心不會出現彗差。
像散：該像差在最佳對焦點兩面從水平位置到垂直位置拉長圖像。這經常是由於生產不良或者裝配失誤造成的。
場曲：是指光線精確聚焦形成的面不是壹個平面，而是壹個曲面。像面的中心可能成像犀利並且對焦準確，但是邊緣卻沒有對準焦點，或者相反。