天文光学望远镜的基本性能参数主要有下列几项： J9 NuqV3
>m1b/J3#
1、物镜的口径（D） R+uZi~
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。 T|S-?X,
lN5PKsGl
2、焦距（f） n5A|Zjk;
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。 v}t{* P
F3!@|/<w
3、相对口径（A）与焦比（1/A） dS 4/spNq
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）。 k}< H
-YQS\@?
4、分辨角（它的倒数称分辨本领） B\rY\
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 ",gVo\^
δ=1.22λ/D 1=IOio4U
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 C T|0KB&
δ″=140″/D (D以mm为单位) Y&=DjKoVh
对于照相望远镜，δ取下式： 9x4z m
δ″=(3100A+113)/D (D以mm为单位) y,&[OrCm^\
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： &glh >9:G
α″=206265/f w ]T_%mdk
例如对于KP200R的主镜筒，f＝2400mm，则比例尺α″＝206265/2400＝86″/mm jA:'P~`Hj
R#~l[S8u^
5、放大率（G） *:
FS/ ir
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 %{r3"Q=;W
G=f/f′ Hc\@{17
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。 B!quj!A
yxpv;v:)=
6、视场角（ω） !0zcS7&P
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。 mk~CE
望远镜的视场与放大率成反比，放大率越大，视场越小。 BWYv.& =(
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 v
))`U,Gm
ω=15ts cosδ Z D" *fr
lbovwj
7、极限星等或贯穿本领 UJL'4 t/
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 _ti ^i\8~
mb=6.9+5lgD }eZ \~2
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： |;Jt *
_
mb=4+5lgD+2.15lgt kkHK~(>G
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（见下图），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。
