天文望远镜的基本性能参数

1、物镜的口径（D）

望远镜的物镜口径一般是指有效口径，也就是通光直径，即望远镜的入射光瞳直径，是望远镜聚光本领的主要标志，而不是指镜头的玻璃的直径大小。

2、焦距（f）

望远镜光学系统往往有二个有限焦距的系统组成，其中第一个系统（物镜）的像方焦点与第二个系统（目镜）的物方焦点相重合。物镜焦距常用f表示，而目镜焦距用f’表示。物镜焦距f是天体摄影时底片比例尺的主要标志。对于同一天体，焦距越长，天体在焦平面上的影像尺寸就越大。

3、相对口径（A）与焦比（1/A）

望远镜有效口径D与焦距f之比，称为相对口径或相对孔径A，即A＝D/f。这是望远镜光力的标志，故有时也称A为光力。彗星、星云或星系等有视面天体的成像照度与相对口径的平方（A2）成正比；流星或人造卫星等所谓线性天体成像照度与相对口径A和有效口径D之积（D2/f）成正比。因此，作天体摄影时，要注意选择合适的A或焦比1/A（即f/D。照相机上称为光圈号数或系数）。

4、分辨角（它的倒数称分辨本领）

刚刚能被望远镜分辨开的天球上两发光点之间的角距，称为分辨角，以δ表示。理论上根据光的衍射原理可得

δ=1.22λ/D

式中λ为入射光波长。在取人眼敏感波长（λ＝5.55×10-4mm）时，δ用弧度表示，有

δ″=140″/D (D以mm为单位)

对于照相望远镜，δ取下式：

δ″=(3100A+113)/D (D以mm为单位)

此为理论的分辨角，实际上因光学镜头的加工质量及观测条件的影响，很难达到此理想的数值。而对于照相观测，对于同一天体，物镜焦距越长在焦平面上天体影像就越大，此为比例尺，以每毫米对应天体上的张角α″来表示：

α″=206265/f

例如对于KP200R的主镜筒，f＝2400mm，则比例尺α″＝206265/2400＝86″/mm

5、放大率（G）

对目视望远镜而言，物镜焦距为f，目镜焦距为f′，则放大率为

G=f/f′

由式可知，只要变换目镜，对同一物镜就可以改变望远镜的放大倍数。由于受物镜分辨本领，大气视宁静度及望远镜出瞳直径不能过小等因素的影响，一台望远镜的放大倍数不是可以任意过大的配备的。根据观测目标及大气视宁静度的实际情况，放大率一般控制在物镜口径毫米数的1～2倍。

6、视场角（ω）

能够被望远镜良好成像的天空区域，直接在观测者眼中所张的角度，称为视场或视场角（ω）。望远镜的视场往往在设计时已被确定。折射望远镜受像质的限制而约束了视场角，反射望远镜或折反射望远镜往往受副镜尺寸影响而约束了视场角。但对于天体摄影，视场还可能受接收器像素尺寸大小的约束。

望远镜的视场与放大率成反比，放大率越大，视场越小。

在未知视场的数值时，可以自行测量。以望远镜对准天赤道附近某一颗恒星，调好仪器，使星像在视场中央通过。仪器不动（不开转仪钟），记录该星经过视场的时间间隔，设为t秒，星体的赤纬为δ，则视场角为

ω=15ts cosδ

7、极限星等或贯穿本领

在晴朗无月的夜间，用望远镜观察天顶附近的最暗星的星等，称为极限星等（mb），极限星等与望远镜的有效口径、相对口径、物镜的吸收系数、大气吸收系统和天空背景亮度等多种因素有关。不同作者给出的经验表达式，略有差异。较简单的估计式为

mb=6.9+5lgD

式中D用cm为单位，对于照相观测，极限星等还跟露光时间及底片特性等有关。有一个常用的经验公式：

mb=4+5lgD+2.15lgt

式中t为极限露光时间，不考虑底片的互易律失效，也没有考虑城市灯光的影响。检验望远镜极限星等的方便方法，是利用昴星团中央处选标星的标准星等（见右图），或者用北极星（NPS）的标准星等（照相星等，仿视星等）来估计或推算。

反射式天文望远镜

最早的一部反射式望远镜就是牛顿发明的牛顿式反射镜。牛顿式反射望远镜是使用一面凹的抛物面镜，将光线反射回镜筒前方并曲折聚焦，然后在镜筒前方用另一面椭圆形平面镜（副镜，又称斜镜），将光线以90°角反射出镜筒外，在这个光路射出的位置上放置对焦座及目镜座以方便观看。这种焦点位置在镜筒前方开口侧边的反射镜就称为牛顿式反射望远镜。牛顿式反射望远镜制造容易、重量轻、成本低，因而成为业余天文望远镜的主流商品。

另一种反射式望远镜是法国人盖赛格林于1672年发明的盖赛格林式反射望远镜。它的基本原理同牛顿式反射镜，都是用一面凹的抛物面主镜将光线反射回镜筒前，不同于牛顿式反射镜的是，盖赛格林式反射镜在镜筒前用一面凸的双曲面副镜将光线反射回主镜中央的开孔并聚焦成像，这种焦点位置在主镜后方的就称为盖赛格林式反射望远镜。盖赛格林式反射望远镜的光路是在镜筒内来回反射二次，并经过副镜的再放大，所以镜筒可以很短，焦距却可以很长，对高倍率的观察有很大的好处。反射式望远镜除了这二种焦点位置外，尚有库德式焦点等，不过并不常见，大都是大型天文台才采用。

由于反射式望远镜是将光反射而不是穿透，所以对玻璃材料的要求是热膨胀率要低，不像折射镜要求的纯净透明，而且反射镜没有折射镜特有的色差问题，再加上反射镜只需研磨一面，相对于折射镜，制造上就容易得多，现今全世界的大型天文台全是使用反射望远镜，就是这个缘故。

反射式望远镜的构造及各部解说

主镜--主镜位于整部望远镜的最后方，是一面凹面镜，表面以真空蒸镀法镀上高反射率的铝膜，并再镀上一层保护膜以防止铝膜氧化。不同的光学系统，会有不同的主镜型式，标准的牛顿式反射镜及古典盖赛格林式反射镜都是抛物面的主镜，其它如ＲＣ式反射镜的双曲面主镜等。

主镜的材料种类很多，但以热膨胀率低者为佳，例如现今很多厂商会采用零膨胀玻璃。镜片的厚度也是需要考虑的地方，因为愈厚的镜片愈重，愈会有主镜变形的问题，对架台也是一个非常大的负担。以前的主镜设计是厚度／直径比大约在１／６左右，现在某些厂商推出的薄型主镜设计，在厚度／直径比上甚至可达１／１５，实在是非常薄。

主镜固定在主镜座上，小型反射镜的主镜都直接固定在主镜座上，但大型反射镜的主镜则会用数支支撑杆支撑住，以免因主镜本身的重量而产生变形；主镜座接在镜筒后部，通常会有三支主镜座固定螺丝及三支光轴调整螺丝，以固定主镜座并保持主镜光轴的正确。

副镜--副镜就是第二反射镜，位于反射望远镜的开口处，表面也如同主镜般，镀上铝膜及保护膜，以提高反射率及防止氧化。副镜的型式也有许多种类：牛顿式反射镜采用平面镜，单纯地把光线导出镜筒外；古典盖赛格林式反射镜则是用凸的双曲面做副镜，可以把主镜的焦距延长2～3倍；其它也有凸的球面镜、复杂的多次非球面镜等多种型式。

副镜会用一组支撑架固定住，并且也有三支光轴调整螺丝来保持副镜光轴的正确。支撑架大都是四支呈十字型，但也有少部份的反射镜用三支或只有一支来固定副镜。

镜筒--反射式望远镜的主镜位于后方，所以利用整个镜筒来当遮光罩用，但因为副镜就在镜筒开口处，所以最好仍有一个短的遮光罩来遮蔽杂光。反射镜的镜筒只是单纯一个圆筒，并不像折射镜般内部有遮光环的设计。在大型的反射镜中，甚至连这个圆筒都没有，只用数支骨架来做为镜筒，支撑住主镜与副镜，这种方法最大的目的是要降低重量，减轻架台的负担。

对焦座--反射镜的对焦座大都采用齿轮带动齿条的方法来控制伸缩量，可伸缩调整的伸缩量比折射镜少得多，尺寸大小也比折射镜小。牛顿式反射镜的对焦座在镜筒的侧边，会造成这一边比较重而不能平衡，这时会在对焦座的对面边加上重锤来平衡重量，盖赛格林式反射镜就没有这个问题。另有一些厂商出产的反射镜没有对焦座，而是用主镜或副镜的前后移动来对焦。

目镜座--反射镜的目镜座跟折射镜是一样的，都是用来放入目镜以观察天体的装置。反射镜的目镜座也有2吋、1.25吋及0.965吋等各种规格，必须是同一种规格的目镜及目镜座才能配合，只要选择与自己的目镜同一种规格的目镜座就可以了。

折反射式天文望远镜

光线先透一片透镜产生曲折，再经一面反射镜将光反射聚焦，这种结合折射与反射的光学系统就称为折反射式望远镜。

首先发明这种型式望远镜的是德国人史密特。他首先于1938年制作了第一部折反射式望远镜。史密特研磨了一片中央凸、周边凹、形状复杂的波浪状修正透镜，将这片修正透镜置于镜筒最前端，让光线进入后不是收缩聚焦，而是向外产生曲折，然后经后方的球面主镜反射聚焦。如果在焦点处放上底片，就是天文摄影专用的史密特照相机。若用第二面反射镜（副镜）将光线再反射到主镜后方的开孔，就称为史密特－盖赛格林式望远镜。1970年美国的Celestron公司首先量产了史密特－盖赛格林式望远镜，在大量生产下，价格非常便宜，而为眼视观测者最爱用的望远镜。

1943年，俄罗斯的马克斯托夫也发明了另一种折反射式望远镜。他用一片两面同曲率并同向主镜方向内凹的透镜做为修正镜，光线穿过修正透镜后产生曲折，然后经反射镜反射聚焦，再经第二反射镜（副镜）反射回主镜中央开孔处聚焦成像，所以称为马克斯托夫－盖赛格林式望远镜。大部份的马克斯托夫－盖赛格林系统的副镜，都是直接在修正透镜后方中央部份镀上铝成为曲率同修正镜的副镜。如果改变上述副镜曲率，就称为RUMAK型，把副镜独立出来制作并向主镜靠近的就是SIMAK型，像差程度也照这顺序减少，性能也就愈来愈好。世界上生产马克斯托夫－盖赛格林式望远镜的厂商以美国的Questar及德国的Zeiss最出名，但价格高昂，一般同好不容易买得起。

折反射式望远镜的构造及各部解说

镜筒--为了减轻重量，史密特－盖赛格林式望远镜和马克斯托夫－盖赛格林式望远镜的镜筒都采用轻量的铝合金材料，然后在修正透镜及主镜的位置再予以补强。在同口径的镜筒中，折反射镜的镜筒可以比其它种望远镜的镜筒轻上一半以上。镜筒内没有遮光环的设计，如果要增强影像反差，可以在镜筒内壁贴上绒毛纸来消除内反射。

修正透镜--折反射镜的修正透镜位于整部望远镜的最前端，最主要的作用是用来修正球面主镜的球面像差。市面上的折反射式望远镜的修正透镜上并没有光轴调整装置，并非修正透镜不用调整光轴，而是厂商把修正透镜直接固定在镜筒上，省略调整光轴的问题。而且若是修正透镜的光轴有轻微不准，对星点的成像质量影响并不大。

主镜--史密特式和马克斯托夫式望远镜的主镜都是焦距很短的球面主镜，大约在F2～F3之间。主镜直接固定在主镜座上，然后与镜筒是分离的，没有任何可调整光轴的装置。主镜中央有一段中空细长的金属管，这截圆管除了是让副镜反射回来的光通过之外，也有防止非指向方向来的杂光，直接从修正透镜射到焦点部的作用。

副镜--折反射镜的副镜都直接固定在修正透镜的中央部，不像纯反射镜的副镜需要用支撑架来固定。史密特－盖赛格林式望远镜的副镜为凸的球面镜，可将主镜的焦距做4～5倍的扩大。副镜有三支光轴调整螺丝以修正副镜的光轴，这是史密特－盖赛格林式望远镜上唯一的光轴调整装置。史密特－盖赛格林式望远镜的副镜光轴正确与否对星点成像影响非常大，必须精确地对正。马克斯托夫－盖赛格林式望远镜的副镜，除了SIMAK型外，其余都是直接在修正镜的中央部镀上高反射率的铝来做为副镜，所以并不需要调整光轴。

遮光罩--由于折反射镜的修正透镜在镜筒的最前端，所以非常需要遮光罩来挡掉非望远镜指向方向的杂光。但是折反射镜的镜筒都很短，相对的遮光罩就不能太重，以免前后重量相差太大而无法平衡。

对焦--史密特－盖赛格林式望远镜和马克斯托夫－盖赛格林式望远镜大都是用主镜的前后移动来对焦而没有对焦座，这跟其它种望远镜完全不同。这种对焦法的好处是主镜的移动量小，可对焦范围却非常大，从近距离地面的景物到天上的星体，都可轻易地看清。但是这种方法稳定性较差，容易有主镜位移的问题。

目镜座--与任何一种折射式或反射式望远镜一样，有2吋、1.25吋及0.965吋等各种规格可以选择，只要目镜与目镜座规格一样就可以使用了。

如何选择天文望远镜

一）要了解天文望远镜的基本知识

天文望远镜有折射式、反射式和折反射式3种：

1.折射式使用起来比较方便，视野较大，星像明亮，但是有色差，从而降低了分辨率。优质折射镜的物镜是两片双分离消色差物镜或3片复消色差物镜。不过，消色差或复消色差并不能完全消除色差。

2.反射镜的优点是没有色差，但是，反射镜的彗差和像散较大，使得视野边缘像质变差。常用的反射镜有牛顿式和卡塞格林式两种。前者光学系统简单、价格便宜，球面反射镜在后端，目镜在前端侧面；后者光学系统的主、副镜为非球面，主镜和目镜都在后面，成像质量较好，价格也较贵。

3.折反射镜兼顾了折射镜和反射镜的优点：视野大、像质好、镜筒短、携带方便。与等焦距和同等口径的折射望远镜相比，价格还不及三分之一。折反射镜有施密特—卡塞格林式和马克苏托夫—卡塞格林式两种，后者又称马—卡镜。马—卡镜有两片式和三片式两种。譬如：博冠BOSMA1800150和BOSMA2400200都是三片式，因像质比两片式更好，倍受国内外天文爱好者的欢迎。

二）合理选择望远镜的焦距

选择望远镜的焦距，与你想要观测的天体有关。如果你想观测星云、寻找彗星，要选择短焦距镜；如果你想观测月亮和行星，要选择长焦望远镜；如果你想观双星、聚星、变星和星团，最好选择中焦距镜。中焦距镜可以两头兼顾，比较受欢迎。通常短镜是指焦距与口径之比小于或等于6，长镜是指焦距与口径之比大于15，介于两者之间称之为中焦距镜。

三）放大倍数并非越大越好

跟据天文学家长期观测的经验，最大放大倍数不得大于1.5倍物镜的口径（以毫米数表示），用口径100毫米的望远镜，在大气条件为中等宁静度的情况下观测，不得大于125倍。最佳宁静度时可

达190倍；口径200毫米时，在大气宁静度为中等的情况下观测，不得大于170倍。最佳宁静度时，可达340倍；实际上对于天文爱好者观测明亮的天体，最大倍率可达两倍，甚至2.5倍物镜的口径（以毫米数表示）。不过，过大的倍数使影像更大、更暗，同时大气的抖动也放大了，使影像更模糊。

四）跟据个人的经济能力，尽可能选择口径大的望远镜

1.口径大，接收到的光能量就多，可以观测更暗的天体；

2.口径大，最大有效放大倍数V就大，因为V=主镜口径D（以毫米数表示）；

3.口径大，分辨率高，可以观测到行星更多的细节，可以分辨双星，还有可能发现更暗的小行星和彗星。分辨率理论上讲，只是与口径有关，实际上与光学设计、加工和装、校都有关系。一般科普望远镜的分辨率能达到2倍理论分辨角，就算是优质望远镜，而博冠BOSMA1800150，经进口计量仪器检验，分辨率优于1″，已接近理论值。

五）如何辨别科普天文望远镜的光学质量？

白天购买时，你可用望远镜观测远处一幢大楼，将大楼的轮廓线移到视野的1／4处，如果轮廓线橙黄色或蓝紫色特别明显，或轮廓线弯曲得特别厉害，不要买；再看一看远处的树叶，一般来说，60毫米口径的望远镜，能看清40米远处的叶筋，看不清的别买。当然，口径越大，看得越远。博冠BOSMA70060（口径60毫米）能看清85米外的叶筋。晚上你可以看星星，如果看到的星星是带颜色的而且特别明显，或是视野边缘的星星拖着尾巴，其长度达到星星大小的2倍，这种望远镜不适合用于天文观测。

六）对望远镜的分辨率本领（即分辨率）的检测

最好的方法是观测双星。譬如：天鹰座π星是双星（牛郎星附近），角距为1″.4；白羊座ε星是双星，角距1″.5；天鹅座δ星是双星，角距2″.1；御夫座星是双星，角距3″.0；狮子座的γ星是双星，角距4″.3。

七）关于行星的观测

观测金、木、水、火、土星时所需的放大倍数便是望远镜视场内的行星小圆面与肉眼看到的满月有同样视场大小（31角分）。所以用口径50mm的物镜就可观测木星，用80mm的物镜就可观测金星和火星，而观测水星则要用280mm的物镜。

八）关于太阳黑子的观测

大的黑子用小望远镜就能看到，而一些很小的黑子则要用大望远镜才能看清楚。业余观测黑子一般采用投影观测。观测太阳和月球要用口径比（D／F）小的望远镜，最好是1：15～1：20。也可以在镜前加一只光栏，用以减小口径比。不过，这样做会降低望远镜的分辨本领。

九）关于月球的观测

月球有环形山、链状山脉、月海、月谷、沟纹（干涸的河流）和亮辐射条纹，好的望远镜可看到月球上非常细微的细节。观测月球最好的放大倍率是（1～1.5）×主镜口径（mm）。

十）关于天文望远镜的支架

望远镜的支架有地平式和赤道式2种，都有2个互相垂直的转轴。天文望远镜的视野一般都比较小，而且放大倍率越大，视野就越小。所以，要选择一个不会因风吹而抖动的支架。

支架及主镜安装

造房子没有坚实的地基，再漂亮的房屋也只是空中楼阁——好看不中用，使用望远镜也是一样的道理。业余天文望远镜的质量一般超过１千克，重的可达到几十千克，一个稳固的支架才能最大限度发挥望远镜的功效。而许多初学者常常忽视这一问题，往往将注意力放在镜筒上。为了获得较好的观测效果，天文观测活动通常在野外开展，如果风速较大（这种情况常常出现，特别是在山上）而支架又不稳固，别说享受观星乐趣，眼睛还得跟着受累。支架的微小震动，会被望远镜放大几十到几百倍，你看到的景象便是目标天体在视场中剧烈晃动，无法进行观测。望远镜的支架分为地平式经纬仪和赤道仪两种。地平式经纬仪轻便、架设简单、容易调试，适用于初学者培养观察天体的兴趣，就是观测时需要不断调整微动手柄追踪天体目标。赤道仪则适用于大倍率行星观察和天文摄影。

地平式经纬仪：一般是两段伸缩式，操作非常简单。首先，展开脚架，根据您的身高调整支架高度并锁紧固定钮；接着，将镜筒环与经纬仪连接，别忘了上紧螺丝；然后把主镜装入镜筒环并固定。若镜筒较重，应由两人协同完成较为稳妥。最后，安装水平和垂直微动手柄。使用时，先松开水平、垂直固定钮，将镜筒指向目标后旋紧两个固定钮，再转动两个微动手柄作最后的位置调整。

赤道仪则一般供有一定观测经验的爱好者使用。但笔者并不反对初学者使用，只是要特别小心。这里仅向大家介绍使用最广泛的德式赤道仪。赤道仪架设较经纬仪复杂，一般过程如下：（1）展开三脚架，调整高度。（2）赤道仪本体与三脚架台连结。（3）安装重锤杆和镜筒环。（4）旋紧赤经、赤纬固定钮，安装镜筒和重锤。（5）赤经、赤纬轴平衡。调整重锤位置及数量平衡赤经轴，松开镜筒环调整镜筒位置平衡赤纬轴。两轴平衡很重要，否则轻则影响跟踪精度，重则可能损坏赤道仪内的齿轮部件。（6）连接跟踪马达控制器、电源。（7）对极轴。对于一般的目视观测，调整极轴水平、仰角位置，将北极星放入极轴，望远镜就可以认为是对好极轴了。使用时，先松开赤经、赤纬固定钮，将望远镜对准目标，再旋紧固定钮，然后依靠赤经、赤纬微调旋钮或控制器微动按钮进行位置微调即可。

主镜与寻星镜同轴调整

望远镜架设好之后，还要调整寻星镜与主镜同轴。

(1)主镜装上低倍目镜，对准远处目标(例如楼房、水塔、树等)将其调整至视野中央。

(2)调整寻星镜支架上的固定螺丝(通常是3颗）使主镜所对准的目标也位于寻星镜十字丝交叉处。

(3)检查主镜视场，若目标有偏移，重新调整至视场中央，再调整寻星镜。重复上述过程直到主镜与寻星镜视场中心重合无偏移。

主镜与寻星镜处于同轴状态后，寻找天体目标就很方便了。先通过寻星镜，调整望远镜对准目标所在的大致方向，再通过微调将天体目标导入目镜视场。

关于双筒镜及建议

观测星云星团，可以从小型双观测者往往本能的屏住呼吸以保持静止，结果是造成大脑缺氧，影响观测的效果。所以保持身体的放松和自然顺畅的呼吸也是很重要的。

使用望远镜时，应轻轻转动调焦器手轮进行对焦。用力要均匀，速度不应太快，达到最大行程后不要继续转动手轮，以免损坏调焦器。遮光罩如果是伸缩式的，请将其拉出。

望远镜使用后，请盖上镜头盖、目镜座后盖，以防止灰尘进入。收好目镜、寻星镜等附件，望远镜、赤道仪、经纬仪、附件最好放置在定做的带衬垫的铝箱内，以便运输、保管。

最后，提醒爱好者注意，不要在没有防护措施的情况下，通过望远镜、寻星镜看太阳、这可能导致你的眼睛遭到永久性伤害。

下面再向爱好者提供一些建议：

（1）至少常备一份星图，印刷质量要好，方便携带。

（2）经常查阅天文期刊或浏览网上天文论坛，及时获取信息。若当地有业余天文组织，请积极加入，大家取长补短，共同进步。

（3）外出观测，请带足御寒衣物和通信工具，最好结伴而行，注意安全。

（4）谦虚谨慎，胆大心细，不耻下问，相信你定有收获。

使用望远镜的艺术

一旦你拥有了一架望远镜，你期望从它那儿得到些什么呢？或多或少都会有些出乎你的意料。

　 业余天文学家的最大乐趣之一是向他人展示星空的壮美。当人们第一次通过望远镜看到月亮和土星时所发出的惊叹声是对那些望远镜拥有者的最大回报。自然地，你会将望远镜对准地平线上最壮观的天体。有时你会有一种向人们展示更经典的天体的冲动——那些若隐若现、勉强可见的目标——“让人们了解什么是真正的天文学”。但反映却不那么令人鼓舞，甚至当人们被告知他们正在看的是一颗回归的彗星或是一个离我们4000万光年远的星系时，也是如此。

　 事实上，在业余级设备所能看到的数千个天体中，大多数一点也不壮观。任何有望远镜的人，期望得到那些具有视觉冲击的画面都是徒劳的，他们已经走入了误区。

　 天文学的魅力不在于此，它更有深一层的含义。目视观测意味着去寻找那些极其暗弱、微小、难以找到的天体，或者是三者皆而有之的天体。任务越是艰巨，然而，成功之后的回报越是大。兴奋与喜悦总蕴藏在寻找和看到那些离我们极其遥远的天体之中——并且从中获得技巧和知识，就像一个业余天文学家。

　 许多人买望远镜，就好像它是一部彩电，希望它们自己能放出图像。可是望远镜更像一架钢琴，它的回报总是与你在它身上花的时间成正比的。然而，学习用好一架望远镜远比学会一种乐器要来的简单。如果你坚持不懈并且仔细实践在下文中提到的一些技术，相信不久之后你就会精于此道了。

了解你的设备

　 很自然，每个人都会在白天第一次使用他的新望远镜。这是你熟悉望远镜的机会，它的运转、指向、调焦、不同的目镜和放大倍数，之后你就可以在晚上干任何事了。

　 寻星镜。几乎每台望远镜在其一侧都有寻星镜来帮助你瞄准目标。你需要一个寻星镜，因为主望远镜的视场太小——只能看到一小片天空——你无法精确的辨认出他正指向哪儿。

　 放大倍数越高，视场越小。例如，在50倍的放大倍率下，你所能看到的天区大小仅相当于在离你一个手臂远的地方你手指甲所能覆盖的范围。另一方面，通过一个8倍的寻星镜，你能看到的天区则相当于一个高尔夫球在一个手臂远的地方所能覆盖的区域。

　 这已足够大来瞄准一些目标了，并且使它们出现在寻星镜的视场中。一旦它们出现在视场中了，把它们调至十字叉丝的中央。如果用主镜来完成这些工作，其艰巨程度是难以想象的。

　 最重要的事先做：你需要调节寻星镜支架的螺丝使它与主望远镜平行。在白天，使用低倍目镜将主镜对准至少数百米远的某个物体（但不要对准太阳！不要将望远镜对准太阳，否则你会使自己致盲）。远处的树顶是理想的选择。不要介意它是上下颠倒的。

　 现在通过寻星镜观察，看到树顶了？它是否在十字叉丝的中央？调整寻星镜支架上的螺丝，直到十字叉丝的交叉点与目标重合。现在检查一下主镜，确定它没有转动。然后换一个高倍目镜，重复前面的步骤直到寻星镜的指向以被精确的调整并且锁定。

　 你会问，为什么树顶是上下颠倒的或是指向其他古怪的方向？答案是这是一架天文望远镜,毕竟在宇宙中没有上下之分。因此，视场的方向性无关紧要。把影像调回正确的指向需要额外的光学器件，这会增加费用和设备的复杂度并且可能会稍稍降低图像的质量。因此，“正像”透镜组织用于地面上的望远镜，它们只用于观察地面上的东西。