双筒镜

双筒镜几乎是不可或缺的。而对于天文观测的新手来说，它还是理想的第一架望远镜。双筒镜远比那些廉价的小型望远镜有用。双筒镜不需要（事实上也不应该）很大或者倍数很高，否则就会丧失其最便于携带和通用的优点。

双筒镜都有特殊的倍数和口径组合，以像8×30这样的形式标注，表示8倍的放大率和30毫米的口径。对天文观测来说口径越大越好，然而超过一定限度——约70毫米——后，作为手持仪器就显得过于笨重。8×40和10×50的双筒镜最为常见。强烈建议购买者警惕那种声称用于天文的20倍以上的廉价双筒镜。

通过任何优质的双筒望远镜——即便是最小的——也能看到比裸眼所见多得多的星星，还能看到画在星图上的明亮的星团、星云和星系。双筒镜具有视场宽阔及呈正立像的优点，很容易和眼睛直视看到的情景或者星图作比较。即使在使用天文望远镜时，也能用双筒镜来帮助定位天体。一些大的目标，例如昴星团或者银河中密集的群星，使用双筒镜观察比使用任何其他的望远镜更能令人印象深刻。业余天文中的某些领域，特别是在变星观测或者寻彗时，适当口径的双筒镜是优先选择的设备。

如果没有支撑，双筒镜就不能高效地使用。要减小观测者的心跳和不可避免的肌肉颤动造成的跳跃效应，就必须把双筒镜或者观测者的肘部靠在坚实的地方。稳像望远镜在光路中加入了能主动减小振动的元件，这样可以比同样口径手持的双筒望远镜看到的暗星低1个星等，不过这部分是因为它们比传统双筒镜的倍数稍高的缘故。但是，它们比普通的双筒镜更重而且昂贵得多。

双筒镜可以用来：

1）对星座、星野和银河的普通观测；

2）作为主望远镜的辅助设备，在使用寻星镜对准目标前确认天体的大致位置；

3）在霞光中寻找行星或者亮恒星，如果它们在天空中的精确位置不确定的话；

4）观测亮变星；

5）观测任何大范围的天象，例如深空天体、亮彗星或者流星尾迹；

6）跟踪人造卫星。

在二手市场或者古董店中经常可以看到“野外双筒望远镜”或者观剧双筒镜。遗憾的是它们简单的光学设计只能提供非常狭小的视场，所以不推荐在天文观测中使用。

天文望远镜

天文望远镜有三种主要的类型：折射式、反射式和折反射式，它们具有各自的优点，但对所有三种类型的望远镜来说，其效力很大程度上是由口径决定的。口径就是透镜或者反射镜的通光直径，它们是用来接收和聚焦从观测目标发出的光线的。口径越大，聚光力和分辨力就越强，从而能够看到更暗淡的天体，观察更微小的细节。对大多数天文应用，任何75毫米以上口径的优质望远镜都能从事有趣和有价值的观测；而很多天体在使用小型望远镜甚至双筒镜观看时也可以带来愉快的感受。

聚光力口径越大，望远镜就能接收和汇聚更多的光线。理论上，聚光力与口径的平方成正比，所以75毫米口径的望远镜比50毫米口径的聚光力高1倍，而100毫米口径的聚光力几乎是75毫米口径的2倍。

能够探测到的最暗的星星（极限星等）主要由望远镜的口径决定。表10中的数值来自以下的计算公式：

m=2.7+5logD

其中D是以毫米为单位的望远镜口径。这个公式是根据对昴星团里暗星的实际观测结果得出的，测试中使用了多种口径的望远镜。大气条件和观测者的技巧等因素都会对极限星等产生影响，所以计算值只是一个近似。

分辨率 尽管在夜晚看到的所有星星都是一个几乎无穷小的光点，它们在透镜或者反射镜的焦点上所成的像却是一个有限直径的光斑（艾里斑），其大小所对应的天球上的角距为116/D角秒，其中口径D以毫米为单位。这就是所谓的道斯极限（Dawes Limit）。无论使用多高的放大倍数，天空中相隔距离比这小的两颗星都没法清晰地分辨开，或独立显示出来。表10给出了不同口径下的道斯极限。

表10： 极限星等和道斯极限。不同口径望远镜下可见的最暗星，和可以分辨出的靠得最近的一对天体的角距离。均为近似值。

观察月面和行星时所见细节的数量，主要取决于望远镜的口径，同时也受到中央遮挡大小的影响（折射镜则不存在中央遮挡）。

折射望远镜

折射望远镜本质上由两组透镜构成：大的透镜焦距较长，称为物镜，它把星星或者其他目标成像到焦点上；焦距短得多的小透镜是目镜，它的实际作用是令观测者能在近距离上观察物镜所成的像。

物镜由两片或者更多的镜片组成，以减少单透镜所成的图像中的假色。物镜的质量很大程度上取决于这种色差消除的效果。通常的两片消色差透镜不可避免地在亮星象的周围或者月亮像的边缘呈现出淡淡的蓝色光晕。这种二级光谱可以通过在透镜中使用具有特殊性质的玻璃——例如萤石——或者增加镜片的方式来削弱。这种器材称为复消色差的，要昂贵得多。但是，为爱好者们提供的这类器材的数量一直在增长。

物镜的焦比（焦距除以口径）通常在10左右（写作f/10）或者更长，以帮助减小二级光谱。所以即使是中等口径的折射镜也非常庞大，100毫米以上口径的设备肯定不是便携式的。

反射望远镜

这种形式的望远镜使用一块凹面镜（主镜）来完成折射镜中物镜所起的作用。相对于透镜而言，镜面的优点是可以同等地反射所有颜色（波长）的光线，所以不存在色差的问题。不过在反射镜中，离开光轴越远，彗差就越严重。主镜安装在望远镜筒底部的镜室中，从天体来的光线穿过镜筒再被反射回镜筒上部的焦点处。此后的过程则与望远镜的特定设计有关。

牛顿式望远镜 汇聚的光线与一块和主镜成45°角的小平面镜（转向镜）相交，被反射到镜筒侧面上的目镜的位置〔图（5b）〕。这种结构对于中小型（口径最大可到400毫米）的反射镜最为方便，因为它们的焦比通常在f/5到f/8之间，镜筒长度比同样口径的折射镜短很多。而且，在观测时目镜常常位于让人感到很方便的高度。

卡塞格林式望远镜 光线在被主镜反射后，又被一面小的凹面镜（副镜）反射回镜筒内，随后要么穿过主镜上的通孔〔图5（c）〕，要么由一块类似牛顿镜中的转向镜反射到镜筒侧边〔图（5d）〕。经典的卡塞格林望远镜可以有效地把很长的焦距（比如f/20）压缩到相对很短的镜筒中，成为紧凑的设备。现在大多数卡塞格林望远镜是折反射式的。

望远镜中的反射镜 以光学反射原理工作。与日常的镜子不同，它是在前表面镀反射膜，所以光线不会在镜体中传播，因此可以使用不透明的材料制造——例如也用于烤箱炊具的低膨胀玻璃，甚至陶瓷——这样可以降低温度变化对异常精密的光学表面的影响。

反射膜通常是铝，在真空中蒸镀。此外在铝膜上面还常常增加一层透明的一氧化硅，对镜面进行保护，延长使用寿命。涂层也被用来保护娇嫩的银反射膜。以前镀银反射膜很普遍，随着更耐用的铝膜的出现，现在已经很少使用了。银镀层可以反射93%的可见光，而铝是89%。如果没有保护层，银膜会很快地失去光泽，经常每6个月甚至更短就要更换。可以反射96%的入射光的增强的铝膜现在也越来越常见。

折反式望远镜

这种望远镜使用透镜和反射镜片成像。对业余爱好者来说最感兴趣的两种类型都是卡塞格林式的设计，使用了球面的凹面镜，而非普通反射镜里的抛物面镜。球面镜比抛物面镜要容易制造得多，但其成像有球差缺陷。

在施密特系统中〔图5（e）〕，一个特殊形状的几乎是平的薄镜片被置于镜头前端，这个透镜校正了主镜的像差，并在中央带有凸面的副镜。

在马克苏托夫系统中〔图5（f）〕，改正镜是一个曲率很大的弯月形透镜。在很多设计里，弯月形透镜的内侧中央部分（凸面）被镀上铝膜，作为副镜使用。

这两种望远镜都具有镜筒短小（通常小于口径的两倍），等效焦比在f/10到f/15之间的特点。这为爱好者们提供了拥有300毫米口径又真正便携的设备的机会。

目镜与倍率

目镜起的作用就像放大镜一样，只是后者仅仅是一片双凸透镜，而望远镜的目镜包含2片甚至更多不同类型的镜片。离眼睛最近的镜片是接目镜，最远的是场镜。

一只优质的目镜应该：

1）校正了色差；

2）校正了球差；

3）具有平坦的视场，即图像在视场中央和边缘都合焦；

4）具有较大的视野，在边缘也有相当的分辨率；

5）观看亮天体时没有鬼影。

目镜的性能和望远镜中其他的光学部件一样重要。某个特定的目镜不会在所有望远镜上都表现出色。上面列出的1）和2）点与物镜或主镜的焦比有很大关系；那些简单而廉价的目镜在f/15的折射镜上可能会用得很好，但是在f/5的牛顿镜上它们固有的像差会变得太明显。

出瞳距 物镜或者主镜通过目镜所成的像叫做出瞳，而目镜最外的表面到出瞳的距离称为出瞳距。要看到目镜中的整个视场，眼睛的瞳孔应该位于出瞳平面上。如果必须配戴眼镜的话，大的出瞳距离是非常必要的。

视场 在白天把望远镜指向明亮的天空，当眼睛处于出瞳的位置时，可以看到一片圆形的光斑。这个光斑的视角直径就是这只目镜的表观视场，其数值对不同的设计可以有25°到80°。将表观视场除以放大倍数就得到了实际的视场大小。

倒像 天文望远镜，无论是折射式还是反射式，都会呈倒像。双筒镜和地面望远镜中包含额外的透镜或棱镜，恢复成像的方向。但是天文望远镜的首要任务是保持最大的光线穿透力，及最高的像质，所以这些部件都被省略掉了。在有些折反射望远镜中设置了正像系统，使之可以用来观察地面目标。

目镜类型与使用 曾经被认为是复杂而昂贵的一些类型的目镜现在已经变得常见而且相对便宜了。此外，随着像短焦比反射镜和长焦但紧凑的折反射望远镜的普及，又出现了很多新种类。

总体上说，如果在大f数的望远镜上使用，或者观测者能够接受一个很小的视场，那么那种简单而廉价的设计是完全可以使用的。但当在低f数设备上，或者需要宽广的无畸变视场时，要求就要严格得多。

目镜筒通常是1.25英吋（31.7毫米）的直插式，也有0.965英寸（24.5毫米）的类型。2英寸（50毫米）的直插式目镜筒用在超广角和长焦距目镜上。目镜的焦距通常在5～50毫米范围内，其表观视场对标准目镜来说在30°～50°的范围，广角目镜可达60°～80°。目镜的不同类型见图6。

惠更斯目镜：小折射镜中最常见的形式。像场有些弯曲，要看清视场边缘需要稍微地调整焦点。不适用于低于10的f数，这就排除了大多数反射镜。设计稍有不同的惠更斯-米顿兹维型目镜具有较大的视场。

冉斯登目镜：与惠更斯目镜相比，视场较小但比较平坦。缺点是场镜会位于焦点上，上面所有的灰尘都会看到。有鬼影，但可以用在f/6以下的望远镜中。

凯尔涅目镜：具有相当宽阔和平坦的视场，而且出瞳距较长，在双筒镜中广泛使用。几乎所有被称为凯尔涅型的目镜事实上都是消色差型冉斯登目镜。这是一个相当普及而多样的设计，在f/8下使用效果甚佳；也可以使用在f/4上，此时在视场边缘有一些像差。

无畸变目镜：因其无畸变的大视场和长出瞳距而著名。尽管适用于大多数类型的望远镜，其标配目镜的地位已经为普罗素目镜所取代。

普罗素目镜：提供比无畸变目镜更大和更平坦的视场，得到很多观测者的喜爱。数种设计稍微不同的目镜都使用这个名称。因为其良好的名声，有些制造商也会用它来称呼相当不一样的目镜设计。

厄尔夫目镜：标准的低倍广角目镜，其视场可达60°，焦距20毫米甚至更长。康宁格目镜是一个变种，焦距短一些。

其他广角目镜：现在有许多特殊设计的超广角目镜，有些的表观视场达到80°甚至更大，例如Nagler目镜，适用于短于20毫米的焦距。除了提供一种“落地窗”般的望远镜观看感受外，这类目镜还很适合用于不带自动跟踪装置的望远镜上：宽广的视野使得观测者不必过于频繁地移动望远镜来把星像保持在视野中。这些目镜通常做工精良，镀有多层膜以增加光线在多组镜片中的透过率，同时它们也相当昂贵而沉重。

倍率 一架望远镜的放大倍数是物镜或者主镜的焦距与目镜焦距的比值。比如一架焦距1500毫米的折射望远镜或牛顿反射镜，在使用20毫米焦距的目镜时，放大倍数是1500/20=75倍，记为75×。所以每只目镜的放大倍数不是固定的，和所用的望远镜的焦距有关。

尽管高倍率能比低倍率显示更多的细节，但却存在如下缺点：

1）视场狭小；

2）如果视宁度较差，其影响会很显著；

3）镜筒的颤动或跟踪缺陷的影响更为明显。

此外，对于延展天体，例如彗星或者大星云，低倍率下因为光线更为集中所以能够看出更多的细节。所以对于大多数工作来说，需要一定范围内的倍率。至少应有3种不同的倍率供使用：

1）低倍率：望远镜口径毫米数的0.2～0.3倍。（100毫米望远镜20×或30×），显示所能达到的最大天区范围。

2）中等倍率：0.5～0.8倍口径（100毫米望远镜50×或80×），作通用观测。

3）高倍率：1～2.5倍口径（100毫米望远镜100×或250×），研究像双星或行星这样的天体。

对于大型望远镜，中高倍率的口径比例系数需要降低。大于400倍的放大率几乎没有用处，因为即便在最好的夜晚里也存在大气的轻微波动，这种波动会对图像造成影响。非常高的放大率还会降低月亮和行星表面特征的反差；不过高放大率却可以改善近距双星的可视度。

巴洛镜 是一种小型凹透镜，使得通过的光线发散而非会聚。巴洛镜应该是消色差的。当安装在目镜前时，相当于把望远镜的等效焦距增加到选定的倍数，通常是2×。因为目镜的放大倍数直接和望远镜的等效焦距成正比，对于一组目镜来说，巴洛镜相当于把可以使用的倍率数目翻番。用巴洛镜后，可以在不使用焦距和出瞳距很短的目镜的条件下，仍能获得高倍率。

望远镜支架装置

无论一架望远镜的光学质量有多好，要是没有正确地架设起来，都不会发挥出它的性能。一个良好的支架应该有以下功能：

1）防止镜筒颤动。当眼睛贴上目镜，或者调整焦距时图像不应抖动；

2）在移动望远镜寻找目标，把天体调整到视场中央，并在地球自转中保持它的位置时，控制应该顺滑有效；

3）保证望远镜能指向天空中的任何位置，或者至少能指向离地平几度高的地方。

支架装置类型 支架可以分成两大种类：地平式和赤道式（见图7）。

在地平式支架中，望远镜被连接在两个互相垂直的轴上，一个可以在高度上（垂直方向）移动，另一个则在方位上（水平方向）移动。过去地平式支架总是和小型廉价的入门级望远镜联系在一起，但是由于其机械上的简单结构使得今天它不仅被广泛用于高档的计算机控制的业余望远镜上，而且还被当前的大型专业望远镜采用。为了抵偿地球的自转，需要持续地调整高度和方位，不过对于计算机控制的驱动系统来说这不再是个问题。道布森支架是地平式设计的一个变型，其主要优点是易于制造，近年来在大口径短焦距反射镜上很流行。

赤道式支架通过一根与地轴平行的极轴简化了操作。以此为轴，沿与地球自转相反的方向驱动设备每天转一圈，就可以使望远镜镜筒一直指向某颗星星，见图8。最开始的指向通过旋转极轴调整赤经，及使用赤纬轴调整赤纬完成。极轴通常使用电机驱动。

一部叉式地平支架很容易改成赤道式支架，只要把它的基座倾斜到当地的纬度角就行了。一般这需要一个可以在一定纬度范围内调节的斜板。

折射望远镜、反射望远镜和折反式望远镜对于支架的要求是不一样的，所以以下分别讨论。

折射望远镜的支架 因为目镜位于镜筒的底端而且镜筒较长，支架应该离地面较高。传统上小折射镜使用较高的三脚架，而口径100毫米以上的折射镜应使用固定式的立柱支架。在赤道式支架中，德国式装置具有能够使得长镜筒指向天极区域的优点。图9显示出典型的小型望远镜使用的德式赤道仪。里面标出的部件和附件在其他望远镜设计中也使用。

反射望远镜的支架 反射望远镜的镜筒较短；而且（牛顿式望远镜）目镜位于靠近顶端的地方，所以较矮的支架方便一些。道布森式地平支架既便宜又稳固，镜筒架在一个比主镜位置稍高的枢轴上，而枢轴位于一个较矮的盒状叉架上沿垂直方向转动；叉架装置则在基板上沿水平方向运动。在两个轴的支承面上使用几乎没有摩擦力的特氟隆，在观测中可以用手让镜筒可控地转动很小的角度。这种简单支架的成功掀起了一轮新的大口径短焦牛顿镜的热潮，因为制作或者购买这种支架的低成本，使得在同样的总花销下可以得到更大的口径。

牛顿镜需要赤道式安装时，通常用一架短支柱的德式赤道仪。叉式支架也很合适。经典的卡塞格林望远镜的架设和折射镜一样。

折反射望远镜的支架 这类望远镜的镜筒很短，所以通常配有叉式支架，好处是不需要配重。电机和短小的极轴都密封在基座里。仪器可以用自带的脚架，也可以安装在三脚架或立柱上。它们紧凑的结构，特别是几乎没有外悬重量，令这种设备异常稳固，使用轻松自如。但是，它们的优点也伴随着缺点，包括稍弱的图像反差，以及非常弯曲的焦面。

望远镜的驱动

很多望远镜都有手动的微动装置，可以通过旋转手轮跟踪天体。但要实现自动操作，电机是必须的。望远镜最简单的驱动电机是同步电机，它需要交流电（例如市电）。这种电机的转速同步于交流电频率，所以控制速度的唯一方法是调整交流电频率。这是通过可变频率振荡器（VFO）实施的。VFO可以用电池供电再转换成交流电，这样就不必依赖市电了。不过现在这类系统很大程度上已经被低压直流步进电机所代替。

步进电机在接收到一个直流脉冲后，其主轴就会转过一个精确的特定角度，所以很适合作为望远镜的动力。典型的电机在正常工作时一般需要几百赫兹的脉冲频率，其控制电路会发出适当频率的脉冲流为齿轮传动链使用。这种电机还具有可以用低压便携式电池组、或者汽车电瓶供电的优点，使其可以在任何地方使用。更高级的驱动系统使用伺服电机代替步进电机，它们装备编码器来测量转动位置并提供反馈来改善精度。

电机的控制单元通常可以提供一定范围的驱动速率，比如恒星时、月亮速度、太阳速度，或者“金氏速率”。所谓“金氏速率”以提倡者爱德华.S.金命名，比恒星时每天慢0.4秒。它是基于这样的事实：由于大气折射的影响，天体横跨天空的速度看上去要比没有大气时慢。不过，现在的自动指向（GOTO）望远镜的控制器都有补偿大气折射的驱动速率选项。把望远镜从一个天体移向另一个天体的快得多的速率，称为回转速率。

计算机控制（GOTO）望远镜

如果望远镜支架的两个轴上都带有位置编码器和驱动电机，就可以通过软件控制望远镜指向天空的任意角落。软件中还会带有天体的数据库，这样在校准之后，望远镜就可以自动地转向所选择的天体目标。这通常称作自动指向（GOTO）望远镜。从小型折射镜到天文台使用的反射镜，有多种类型和大小的GOTO系统可供选择。控制器上还装有可连接到望远镜基座上的键盘。

这类系统的工作原理是：一旦知道了任意两个固定天体在天球上的方向，就可以确定望远镜相对于天球的方位，这样所有已知位置的天体都能找到。数据库里还包括地球表面各个地点的坐标，并可以计算任意时刻的太阳系天体的位置。所以一旦在观测开始时输入了时间和地点，软件就能预告数据库中所有天体的高度和方位。更先进的设备包括了GPS（全球定位系统）的接收机，免除了在观测前输入地点和时间的步骤。

余下的任务是把望远镜指向两个特定的天体以确定望远镜的方位。这个校准步骤对地平式和赤道式支架都相同，它甚至不要求支架在一个水平的地面上。不过，校准步骤可能会要求将望远镜置于水平状态并指向北方，这样软件随后将望远镜指向两颗亮星以建立支架的方位。其后望远镜将能找到数据库里的任何目标。一架调整好的设备应能使天体进入低倍目镜视场的中央1/3区域内。

这种设备也常常可以连接到运行星空软件的计算机上，所以可以在计算机控制下进行操作。这样就可以从事远程观测，而观测者位于远离望远镜的另一个地点的控制室内。另外也可以进行自动观测，例如星系内的超新星巡天等。

对于廉价的设备，驱动可能无法保证精确的指向，而且误差会很快地积累起来。所以要经常通过把天体调整到视场中央并按下相应的按键来让系统获取其指向。

一旦设备校准好，它的数据库就可以计算出高度和方位的变化量。即使是地平式系统也能对天体进行跟踪，这样就能对任何天体观测很长时间而不用进一步的调整。然而地平式系统的缺点是它的视场一直在旋转，所以不可能进行长时间曝光。为消除这种效应，必须加装像场旋转器，来自动补偿视野方位的变化。

附件

对于不同的观测领域，有很多种附件可供选择。面对专业设备在灵敏度和精度上的优势，高级的爱好者们和商业公司也不甘示弱。下面介绍一些最常见的附件。

防露罩 在潮湿的夜晚，露水会在外表面凝结。物镜最外面的镜片，或者折反射望远镜的改正镜特别脆弱，必须安装防露罩进行保护。这是用非传导材料制成的一个圆柱形的部件，理想长度是望远镜前面镜头口径的2～3倍。一个用黑色薄卡纸卷成的圆筒对于望远镜平衡的影响最小，并可以根据需要随时修整。对更极端的情形，可以使用低压电源供电的加热防露罩。

滤光片 在月亮和行星观测中经常使用彩色滤光片。因为大多数天文目标都相对较暗，而颜色也很淡（即使在望远镜中很晃眼的月亮，用白昼的标准看也很暗弱），所以眼睛主要依靠视网膜上没有色感的杆状细胞感受图像。然而，一个彩色的天体在通过和它自身颜色相同的滤光片观看时，会比通过一个颜色相反的滤光片观看（比如，通过红色滤光片看绿色目标）时显得明亮。

染料玻璃滤光片带有能够拧到目镜筒螺纹里的金属座圈。滤光片有各种颜色，和雷登明胶滤光片的光谱响应对应，其中一些在图10中画出。特殊的干涉滤光片，或者叫星云滤光片或光害滤镜（LPR），可以阻挡最严重的光污染波长，而让显示星云和星系效果最佳的波带通过，有效地增强了它们对于天空背景的反差。宽带滤镜用于彩色摄影可以得到色平衡良好的照片。窄带滤镜用于光污染严重的场合。窄带滤镜的极端例子是谱线滤镜（OⅢ和Hβ），只透过星云的发射线，而天空几乎显示为黑色。

在观测太阳时必须使用覆盖全口径的滤镜，所有其他类型的滤镜都有危险。安全的太阳滤镜是在坚实的塑料（聚酯薄膜）或者玻璃圆片上镀合金膜，它可以在聚焦之前，在很宽的波长范围内降低太阳光的强度，包括红外波段。这样在光学系统中，任何地方的光强都不会在安全限度之上。在晴天，大气的扰动将分辨率限制在1角秒上下，所以很多使用大型设备的观测者会把望远镜口径缩小到125～150毫米，继而使用这个尺寸的太阳滤镜。

寻星镜 即便对最小的天文望远镜来说，一个优质的寻星镜也是十分必要的。特别是当观测者需要参考附近的星星寻找目标时，寻星镜能够使得肉眼看到的区域迅速地展现在主望远镜的视野中。

所以寻星镜应该具备较宽的视野（即低放大率），至少使得肉眼容易看到的星星能够作为目标天区的参考。口径30～40毫米的望远镜，配上一只能得到5倍放大率的目镜，视场10°左右就非常合适。它可以显示出足够的星星，使得天体或者它所在的一小块天区进入主设备的低倍率视场中。寻星镜是正像还是倒像则取决于个人的喜好。大型设备和用来做变星常规观测的设备，通常还会配备第二只威力更大的寻星镜，以填补两个相差很大的口径之间的空隙。

无放大的寻星器可以在无穷远处产生一幅照亮的网格虚像，看上去就像投影到天球上似的，广泛用于望远镜的初始指向。对于道布森式望远镜来说这已足够。望远镜上简单的准星式瞄准装置的缺点是眼睛无法同时对瞄准具和天空聚焦。

导星望远镜 用于照相的设备，当曝光时间大于几秒钟时，通常配备一只略小口径的高倍辅助望远镜。通过将附近的被导星精确地保持在目镜里十字叉丝的中心，就可以补偿任何残余的跟踪误差。另一个方法是使用放置在主镜视野边上的目镜，追踪主望远镜像场里的被导星。

测微计 在天文领域，测微计用来测量在望远镜中或者照片上两个天体之间的角距离。动丝测微计里面有两个精细的网格，可以标记出移动的距离，是测量双星角距的传统设备。但是还有许多适合爱好者们制作的其他类型的测微计已经发明出来。比如双像型，就是用移动分光透镜或者玻璃板的方法使得两个星像叠加在一起，达到重合的移动量就代表了分离距离。

物端光栅或者衍射测微计的优点是易于制作。在望远镜前端安置的间隔的平行条带构成了光栅，会在每一个星像附近生成一系列伪像。通过调整光栅产生一个对称的星像图样，就可以确定双星的角距以及位置角。

除了测量双星角距，有些爱好者还成功地测量了CCD图像中的小行星和彗星的位置，并达到了专业水准。通过计算机软件对扫描底片的测量已经取代了传统的测量系统。

光度计 确定望远镜中星星亮度的设备可以分为目视和光电两类。大多数目视测光是基于均等化原理：观测者要判断何时星星的亮度看上去与一颗比较星相同。这可以使用真实的比较星，利用人工手段减弱待测星或者比较星的亮度——比如插入染色玻璃光楔等——来完成；也可以用相应的设备制造出人工比较星投影到视场中，并且调整它的亮度。

在光电测光时，使用光敏感器件来记录星象的亮度。为了标定系统，需要测量其他已知亮度的星星。光电测光比目视测光的精度要高很多，但设备也昂贵和复杂得多。

不过现在，大多数业余测光是使用相应的计算机软件在变星和比较天体的CCD照片上进行。对于高精度的工作，应该使用标准的测光滤镜，并要考虑CCD的光谱响应。

天顶转向镜 如果没有合适的椅子，使用折射镜或者卡塞格林式望远镜观测距离天顶30°以内的天体时脖子会很难受。天顶转向镜内包括一面平面镜或者全反射的棱镜，形成一个舒服得多的观看角度，代价是一些光线损失和横向（左右）的图像反转。 OA4vwFDxptFS+7sxI8yLFX/lperDCdgkxFoVf+5EOzkmStrruEu+CZ/S2YzrAS/O