如何使用带赤道仪的天文望远镜

光轴调整可按如下步骤进行：
调节目镜调焦筒，使之垂直于主镜筒轴线
调节副镜，使之位于主镜筒轴线上
调节副镜，使之位于目镜调焦筒正下方
调节副镜指向，使目镜光轴经副镜反射后指向主镜中心
调节主镜指向，使其光轴与目镜光轴重合
以上只是调光轴的大致方法，具体 *** 作的过程中会有一些问题，有时很难控制精确度。这里首先介绍几个辅助工具：
带双十字线的窥管：

管的外直径同目镜接口直径，管的一端加盖，盖的正中心挖2mm直径的圆孔，管的另一端用白色棉线对称地拉上双十字线，两线间距3～4mm。管长用如下方法确定：从目镜调焦筒中放入窥管（窥孔在外），窥孔一端与目镜调焦筒外端口平齐，双十字线一端大约距副镜20～30mm即可。
做窥管的材料不限（如果你使用的是317mm目镜接口，可以考虑用柯达胶卷的黑色包装盒来制作做），关键是插入目镜调焦筒后要稳固，不能晃动太大。双十字线要拉正，相交处的小正方形与窥孔的连线应该是目镜调焦筒的轴线。
主镜中心定位点
剪一片直径5mm的黑纸，用两面胶准确地粘在物镜的正中心。（因为主镜的中心区域并不参与成像，所以这个黑点不会有负面影响）
主镜筒开口处十字线
在主镜筒开口处用粗线拉十字线，要求两线相互垂直，交点过主镜筒轴线。（在主镜开口处拉上十字线可能会影响对副镜的 *** 作，所以最好标记出十字线与镜筒的四个交点的位置，觉得十字线碍事时可以先把它拆下来，必要时再重新拉上。）
这三个工具制作并不复杂，但你很快会发现它们很有用。借助它们，现在我们可以开始一步一步地调整望远镜光轴了。
0预调主镜指向
取下副镜，调节主镜后面的螺栓，直到从镜筒开口前看过去，十字线交点、物镜中心黑点、十字线交点在物镜中所成的像三者成一条直线时，表明主镜指向基本正确。（下面专门有一步是调主镜的，预先加这一步 *** 作可以使下面的 *** 作更容易。）
调节目镜调焦筒，使之垂直于主镜筒
将窥管装入目镜调焦筒中，从窥孔中观察，可以看到从窥孔到双十字线的连线（实际就是目镜调焦筒轴线）再延长，会与主镜筒壁交于某一点，标记出这一点，用尺子测量其位置，再参考目镜调焦筒在镜筒的位置，我们就可以判断出目镜调焦筒是否与主镜筒垂直。
调节副镜，使之位于主镜筒轴线上
取下窥管，装上副镜，大致调节副镜指向，使眼睛从目镜调焦筒中可以看到经副镜反射所成的主镜的像，同时也应该可以看到副镜和主镜筒开口处的十字线经两次反射后所成的像。从这些像中我们可以看出副镜和十字线的相对位置，如果副镜的圆心和十字线交点重合，说明副镜位于主镜筒轴线上，否则就需要做相应的调节。
调节副镜，使之位于目镜调焦筒正下方
从目镜调焦筒方向看进去，副镜显然已经位于调焦筒的下方，但经过这样看精度无法保证。此时，装入窥管，眼睛从窥孔看到的，最外圈是窥管的内壁（双十字线现在不起作用，可以不管），中间是副镜。副镜的外圆轮廓和窥管的内壁轮廓如果是同心圆，说明满足要求，否则要在主镜轴线方向调节副镜。（如果因窥孔太小、光线太暗而看不清楚，可以在与窥管正对的主镜筒内壁垫上一张白纸；如果窥管太细，看不到副镜的外圆轮廓，可以把窥管往外抽或缩短其长度。）
调节副镜指向，使目镜光轴经副镜反射后指向主镜中心
在上一步的基础上，一面用眼睛从窥孔中观察，一面调节副镜指向，直到主镜在副镜中所成的像的外圆轮廓、副镜的外圆轮廓二者同心。
调节主镜指向，使其光轴与目镜光轴重合
用手电筒照亮窥管的双十字线，眼睛从窥孔看进去，可以看到双十字线、主镜的中心点所成的像以及双十字线经两次反射所成的像。调节主镜背后的螺栓，使上述三者同心。
至此，反射镜光轴调节完毕。下面给出从窥孔中所能看到的图象，以供参考。

上述各个调节步骤中，根据副镜支架的不同设计，下一步 *** 作会对前一步的结果带来或多或少的影响，所以必要时可以返回前面的 *** 作，可能要有几次反复，最后才能得到满意的结果。第一次调节会费一些工夫，一旦调好后，只要副镜支架稳固，以后的工作就轻松得多，即使为了运输而将主镜重装，一般只需调节主镜后的螺栓就行了，借助于窥管，可以很快将望远镜调整至最佳状态。
补充说明
一般认为光轴与副镜的交点在副镜的中心。在长焦距的望远镜中可以认为如此，但在大口径、短焦距的牛顿式反射望远镜中，副镜的尺寸也较大，副镜长边的两端到目镜的距离已经不能再近似认为是一样的了，请看下面的示意图：

光轴相交于副镜的B点，而不是副镜中心所在的A点。这相当于副镜从中心位置向主镜方向和远离目镜的方向都有一个位移。这两个方向的位移量可以用如下公式计算：
位移量=副镜短边长/（4主镜焦比）
例如我的望远镜副镜短边长35mm，主镜焦比为5，则两个方向的位移量都是175mm。
如果有此类短焦距的望远镜，需要把这种情况考虑进去。计算出位移量，在上述第2步调节中，应让副镜稍稍远离目镜方向；在第3步调节中，当我们看到副镜的外圆轮廓和窥管的内壁轮廓是同心圆时，实际上副镜已经向主镜方向有了位移，不需再额外做调节了。
天文望远镜的脚架台
望远镜的架台一般可分为地平式 支架和赤道式支架二大类。
一、地平式支架
地平式 支架是望远镜架台中最简单的一种结构形式。它有二根互相垂直的旋转轴系，一根在铅垂方向，叫垂直轴，也即是方位轴，另一根位于水平面内，叫水平轴，也即是高度轴。高度一般有0～±90。度盘，而方位则往往有0～360。度盘。如果跟踪天体周日运动（天体的方位与高度都随时在变化），必须同时二根轴旋转，且二根轴的旋转速度也分别需要不断地变化。因此，在普及望远镜中地平式装置多不采用，仅在以下情况下采用：
第一种情况是观测彗星及人造卫星的专用望远镜。为了方便地目视搜寻彗星，彗星搜寻者习惯于使用地平式装置，有的甚至将观测椅和寻彗镜设计成一体以减少观测者的疲劳。在专业或业余拦截观测人造卫星的仪器中，由于人造卫星运动速度快而大部分采用地平式装置。其中为全国各人造卫星观测站配备的广角望远镜和人卫打印经纬仪都采用地平式装置。此外一些流星雨观测者，也有将流星雨的拍摄装置设计成地平式的。
第二种情况是为了降低成本，也为了能兼顾地面观测方便而设计成地平式。此类往往用于价廉的天文望远镜，特别是采用一些木制脚架。爱好者自制望远镜时，为了方便制作而大都采用地平式，且高度及方位二根轴往往仅能手动。
地平式望远镜的优点是结构简单，基架稳定，圆顶随动控制较易，且价格也在同等口径时较低。随着电子计算机的普及，地平坐标与赤道坐标换算的软件精度越来越高，因此，地平式装置日益被天文工作者所接受。大型望远镜中也有采用。
二、赤道式支架
赤道式 支架有二根互相垂直的轴系，一根轴和地球自转轴平行，也即它和地平面的交角等于当地的地理纬度。此轴是"赤经轴"或称"极轴"。它是跟踪轴，望远镜在跟踪天体周日运动时，回绕其转动。对于普及型天文望远镜中，往往设计有电动跟踪装置，此跟踪轴的转速是24h一转，也即150/h，或15'/min。另一根轴叫"赤纬轴"。对于某一特定天体观测，望远镜可同时旋转赤经和赤纬两根轴系，而对于恒星等天体观测，往往只要赤经轴跟踪即可（赤纬仅在找星时旋转）。因此，在普及型望远镜中，很多将赤纬轴转动设计成手动的。由于跟踪天体仅要赤经轴以相同的方向和速度旋转，十分方便。这也就是在普及型天文望远镜中，绝大部分采用赤道式装置的原因。
赤道式 支架有德国式、英国式、摇篮式、马蹄式及叉式等许多种。在普及望远镜中，对于赤道式装置，应用最多的是德国式与叉式。
赤道仪的使用方法
追踪因日周运动而移动的天体,最简单的方法是使用赤道仪式台架,确实比经纬仪方便得多。只要明白了使用的要领,作目视观则或照相均会产生很好的效果。晚间的星空, 以北天极和南天极联机的自转轴为中心,每日旋转一次,称为日周运动。在赤道仪的台架上,把极轴(或称赤经轴)向北天极延长(在南半球时向南天极),就能简单地追踪星星的移动。换句话说,让赤道仪的极轴和地球的地轴平行,这个作业称为极轴调整,使用赤道仪时绝不能忘记,事先要与极轴对准平。
赤道仪的台架分为附有赤经、赤纬微动杆的, 以及附装极轴马达追踪式两种。附有微动杆的比经纬台的星星追踪方便, 但须连续手动以便继续追踪, 如果预算许可,最好是采用马达追踪式,会方便得多。必须调整赤道仪赤纬轴和极轴全体的平衡。如果平衡状态调节良好,固定螺丝放松时镜筒会静止,赤道仪的运转就会很圆滑,使用起来很平稳。
那我们就主要讲讲德国式赤道仪的使用方法吧！
(一) 赤道仪简介
肉眼可见的天体,用寻星镜就可对准,赤道仪之作微调跟踪之用。而深空天体就必须利用赤道仪的时角、赤纬度盘才能找到。
赤道仪有三个轴：
1． 地平轴。垂直于地平面，下端与三脚架台连接，上端与极轴连接，有地平高度刻度盘。绕地平轴旋转可调整望远镜的地平方位角。
2． 极轴。一端与地平轴相连，上下扳动极轴可调整地平高度角。另一端与赤纬轴成90�0�2角连接，装有时角度盘，用于望远镜指向的时角（赤经）调整。
3． 赤纬轴。与极轴成90�0�2相连，上端与主镜筒成90�0�2相连，以保证镜筒与极轴平行。下端连接平衡锤，装有赤纬度盘，用于望远镜指向的赤纬度调整。
（二）对准、观测深空暗天体
第一步：极轴调整。使望远镜极轴和地球自转轴平行，指向北天极。
1． 主镜与赤道仪、三角架连接好，把有“N”标志的一条腿摆在正北方。调整三角架高度，使三角架台水平。
2． 松开极轴（赤经轴）制紧螺钉，把主镜旋转到左边或右边。松开平衡锤制紧螺钉,移动平衡锤,使望远镜与锤平衡。把望远镜旋回上方，制紧螺钉。
3． 松开地平制紧螺钉，转动赤道仪，使极轴（望远镜）指向北方（指南针定向），制紧螺钉。
4． 松开极轴与地平轴连接制紧螺钉，上下扳动极轴，使指针对准观测地点的地理纬度（例：济南地理纬度为+366�0�2,即北纬+366�0�2）,制紧螺钉。
5． 松开赤纬轴制紧螺钉，转动望远镜使其与极轴平行（亦即与当地经线圈平行），制紧螺钉。
6． 从望远镜（或调好光轴的寻星镜）中观看北极星是否在视场中央，如有偏差，则需对极轴的地平方位角，地平高度角作精细调整，直至北极星在视场中央不再移动。
7． 拧动时角刻度盘，零时（0h）对准指针；拧动赤纬刻度盘，90�0�2对准指针（有的在出厂时已经固定好90�0�2或0�0�2）。
至此，您的望远镜就与地球自转轴、观测点子午面完全平行。任凭地球转动，望远镜始终都对着北极星。
特别提示：极轴调整好后，三脚架、极轴方位角、高度角都不能有丝毫移动，否则要重新调整。北天极与北极星不完全重合，而是向小熊座β星偏1�0�2。
第二步：计算出观测点观测时刻的地方恒星时。
例：计算2002年5月1日北京时间19时的济南地方恒星时。
1． 从当年天文年历（北京天文馆每年出版一本）中查出2002年5月1日世界时0h格林尼治地方恒星时为：14h35m00s。
2． 从相关资料中查出济南（观测点）地理经度为东经117�0�2，化为时角为7h48m00s（15�0�2=1h，1�0�2=4m，1’=4s）。
3． 用下面公式计算
s=S�0�2+（m北-8h+λ）+(m北-8h)0002738
式中 s 地方恒星时，在观测点所测定的春分点γ的时角
S�0�2 世界时0h格林尼治地方恒星时
m北 北京地方平时
λ 观测点的地理经度（时角）
8h 北京时间是东八时区标准区时
0002738 换算系数（1/3652422）
将已知数据代入公式
S=14h35m00s+(19h00m00s-8h+7h48m00s)+(19h00m00s-8h)0002738
=14h35m00s+18h48m00s+00h1m48s =33h24m48s
因为结果大于24h，所以要把其中的24h化为一天，减去24h。S=43h25m13s-24h=19h25m13s
答：2002年5月1 日北京时间19h00m00s时的济南地方恒星时是
5月2日09h24m48s。
第三步：计算被观测天体观测时刻的时角（t）。
t：以本地子午圈为起点，由东向西将整个圆周分为24小时（每小时等于15�0�2）。
例：狮子座内的m65（河外星系）。
1． 查出该天体在天球上的坐标为：
赤经α=11h18m00s；赤纬δ=13�0�213’。
赤经α：天体在天球上的经度，以通过春分点γ的经纬为0点，由西向东将圆周分为24小时。
赤纬δ：天体在天球上的纬度，以天赤道为0�0�2，向北正向南负，各分90�0�2。
2． 用公式计算
t=s-α t=09h24m48s-11h18m00s= -1h53m12s
第四步： *** 作望远镜对准天体。
1． 松开赤纬轴制紧螺钉，旋转主镜，先对准天赤道（赤纬度盘0�0�2），然后向北旋转δ=13�0�213’，对准赤纬度盘指针，制紧螺钉。
2． 松开极轴制紧螺钉，绕极轴向东（时角t为负）旋转望远镜，将m65的时角-1h53m12s对准时角刻度盘指针，制紧螺钉。
3． 先用低倍镜观测m65，如不在市场中央，可用赤经赤纬微调手轮将天体调整到视场中央。由于地球转动，目标会渐渐移出视场，要不断用微调手轮跟踪。若为自动跟踪赤道仪，打开电门即可。
特别提示：第二天再观测该天体时，因地球公转，该天体的时角将增加3m56s，变为-1h49m16s。

望远镜的保养和维护
1擦拭透镜时,用附带的绒布或其他柔软、洁净的布(纸) 最好的用专业的麂皮。
2清除残留的脏点或污迹时，可滴上一、二滴酒精 不可以用水擦拭。
3把望远镜保存在干燥的环境中
4不要试图清擦望远镜内部或拆卸望远镜 拆卸之时最好有专业人士在旁。本店长期维修望远镜，天文望远镜，如有客户维修不了的，可以来本店维修。本店售出产品均免费维修。
5不要用望远镜直接观察太阳 （那会刺伤你的眼睛）
6不要对望远镜重摔、重压或其他剧烈动作（那样容易导致重影或者镜片损坏。）

其实天文望远镜可以观测的天体就这么几种：行星、深空、月面。

  先说行星：虽然太阳系有八大行星，但实际上适合业余天文爱好者观测的连一半都不到。

  水星与太阳的角距太小，只有在东西大距时才可以在日出前或日落后很短暂的一段时间在地平线附近看到它，而地平线附近的可视度往往很低，因此水星在多数时间里基本无法观测；金星有浓密的大气层，因此普通天文望远镜最多也就是看到金星相位的变化，却看不到地表细节，并不太吸引天文爱好者的关注；火星个头太小，在大数时间里用业余普通天文望远镜只能看到一个小小的圆面，只有在冲日前后才可以看到极冠等细节；天王星、海王星离地球太远，多数情况下，它们如同遥远的恒星一样即使放大很多倍都只不过是一个亮点。

  这样一来，太阳系内的行星就只剩下木星和土星了，而且天文爱好者观测最多的行星正是这两颗行星，它们不但体积巨大，而且距地球都不是太远，最重要的是它们那标志性的细节（土星光环、木星云带）是天文爱好者观测的重点，而土星环缝、木星大红斑也成了检测天文爱好者手里的望远镜素质的一个指标。在冲日前后，使用有效倍率60倍以上的望远镜就可以看到土星光环，木星有效倍率60倍以上可以看到云带及四颗较大的伽利略卫星。

  目前，土星已错过最佳观测期（今天夏天），基本上与太阳同升共落，无法观测了；木星要到后半夜才能看到，午夜从正东略偏北方向升起，凌晨三四点左右，在天顶附近可以看到它，亮度很高，十分容易辨认，楼主可以试试。

  深空天体：主要是指星云、星系、星团，这类天体视直径较大但亮度往往很低，比如著名的仙女座星系（M31）视直径比满月都大很多，但亮度很低，只有35等，只有在天气极好的情况下才可以看到，而其它多数深空天体亮度都在5、6等甚至更暗，需要借助大口径望远镜才可以看到。

  深空天体目视没啥意思，通过望远镜只能看到淡淡的、没有细节和颜色的一团雾气，只有借助自动跟踪赤道仪和单反相机对它们进行长时间曝光才可以得到炫目的效果，而且深空天体的观测对环境的要求极高，在人口密集地区，由于大气污染和光污染的影响，往往一年之中没有几天适合观测深空天体。

  月面就不多说了，基本上是所有初学者第一个观测的天体。

  此外，楼主可以下载安装虚拟天文馆（Stellarium），设定你所在地区的经纬度为默认启动地址，就可以看到你所在的地区的实时星图了。

满意答案斩月3级2011-04-12无法观测到？不会啊，虽然口径有点小，但像木星，土星之类的都可以啊…有的星云在天气好的情况下肉眼可见的…我用双筒就可以观测到的！当然了首先你要知道他的位置，这些不像月亮那么明显… 追问： 如何知道土星、木星、还有星云的位置啊？那个软件什么的都看了，还是一头雾水唉！ 回答： 我用的是虚拟天文馆，不知你的是不是，就是在上面找到想要观测的星体的大体位置，上面有查找的功能，确定大体方向后就可以出去找了，或者在带上星图…我就是这样找的，上面的什么角度我也没看，记得第一次找土星时就只知道它在东方偏南，看到东方有两颗可疑目标，结果就是其中一颗…不知你找目标时是怎么做的？ 追问： 恩，我也用那个软件的。呵呵，明白了，我回去试试。晚上回去了给你追加一百分哈谢谢了。可以加好友吗？多多指教我，我就是和天文白痴，呵呵。

专供目视寻星用的折射望远镜，附加在主望远镜镜筒上，用来搜寻待观测天体。它的作用是将待观测天体引导到主望远镜视场中央。寻星镜一般采用双分离或双胶合物镜，口径5～10厘米,焦平面处置有供瞄准用的分划板。视场一般为3°左右，常用大视场角的目镜,其放大率约10～20倍。
目 镜
观测用的目镜依其焦距来区分其放大倍率，目镜的焦距愈长，数字愈多其放大倍率愈小，视野也就愈大。
一般而言40毫米以上，称之为低倍目镜，适合观测星云、星团、彗星等微光、暗淡天体。
25毫米—12毫米，称之为中倍目镜，适合观测月面、行星、双星及明亮星云内部。
12毫米—4毫米称之为高倍目镜，适合观测月面细部坑洞、行星表面、双星等。
英国数学家。1630年10月生于伦敦，1677年5月4日卒于同地。1643年入剑桥大学三一学院，1648年获学士学位，1649年当选为三一学院院委，1662年任伦敦格雷沙姆几何教授，1664年任剑桥首届卢卡斯教授，1672年任三一学院院长。
赤道仪 一套标准备置的天文望远镜往往由望远镜、赤道仪、脚架等部件组成，而望远镜、脚架相信大家都见过。没接触过天文望远镜的朋友，恐怕对赤道仪是最陌生的，因为它也是天文中特有的一个东东。这里我就给大家简单介绍一下。
要说赤道仪，应该先说一下地平式的装置。
地平式的装置很常见，是一种具有两根轴的支架，望远镜装在上面，可以很方便地调整指向的方向和高度。初学者使用地平式装置找星应该没什么问题：想看哪儿就指向哪儿好了！不知道要找的星的位置？看星图好了，按图索骥嘛。通过星图找星是不是很困难？其实不难。当然，前提就是你应该熟悉全天的一些亮星较多或有指向功能的星座。比如小熊、大熊、天鹅、人马、天蝎、天鹰、天琴、猎户、飞马、仙女、天狼、狮子（顺便透露一下，其实我也只认识那么多了，再问我就去查星图了）。反正我就是这样找到c/2001 A2彗星的。通过已认识的星座再去认别的星座，难度会小很多。所以我建议，初学者在开始认星时最好找一个已经认识星座的朋友指导。
但用地平式的望远镜看星的时候，有一个明显的缺点：本来对准了一颗星，可一会以后，这颗星就跑到了视场外了，并且使用的放大倍率越高，这种现象越明显。这是因为每天星星都在做东升西落的运动。在地平坐标中，描述每颗星位置的两个值——方位角和地平高度都是随时间变化的。如果望远镜要一直指向某颗星，就必需同时调整望远镜的仰角和方位角。由于两个方向变化的量完全不一样，用这样的装置跟踪一颗星会相当困难（当然，现在用计算机导星的系统是可以做到在地平式装置下精确导星的）。
于是赤道仪就应运而生。赤道仪（如右图）是为了改进地平式装置的缺点而制作出来的。它的主要目的就是想克服地球自转对观星的影响。大家知道，正是由于地球自转，星星才产生东升西落的现象。
知道了原因，要解决这个问题就不难了，地球不断由西向东自转，24小时转360度，我们只要设计一个装置，让望远镜转动的速度和地球一样，而方向正好相反（由东向西），就可以消除地球自转的影响了。
从理论上说，赤道仪使用的坐标系是赤道坐标系。它相当于一个和星星一起旋转运动的大网格。由于它和星星一起转动，所以描述每颗星位置的两个值——赤经和赤纬是不变的。通俗地说，赤道仪就是一个试图让望远镜和这个网格一起转动的装置。
赤道仪使用时首先要将其极轴对准北天极。（理想的情况下）完全对准后，望远镜对向任何的星星，赤纬都不需要再调整，只需要让望远镜在赤经（或称时角）方向按星星的行进速度匀速转动，就可以让这颗星一直保持在望远镜的市场内。这个速度就是每天360度（因为地球每天转一圈嘛）。这就是所谓的自动跟踪。当然，如果你使用的是手动的赤道仪，你就得每隔一定时间调整一下赤经（或时角）旋钮，赤纬则无需调整（当然这是理想状况，如果极轴对得不够准，还要适当微调一下赤纬）。毋须同时调整两个轴，便于跟踪，这就是要使用赤道仪的根本原因
很多天文普及书籍会教大家通过计算时角来找星，而根据我的经验，真正做业余观测时使用时角并不方便，因为得先算出恒星时，还要知道你想观测天体的赤经赤纬值。加上时角盘的精度的问题，这样找星远不如用星图直接找星方便。
所以，只有对于那种有固定底座、极轴已经对准的固定望远镜，以及对星座很不熟悉的人，它才有优势（我在南京大学天文系的时候就是这么玩法，老师从不教怎么看星座。要看星？先算恒星时，再算时角……哈哈，烦！所以天文系毕业的学生在天上找不到星座一点也不奇怪呀……）。
另外，直接用天文望远镜找星的确是有点困难的，因为主镜的视场往往很小。所以天文望远镜通常都有一个寻星镜，它的视场比较大，用于辅助找星。当然，如果有一架双筒镜帮忙，会轻松很多。这就是很多有经验的爱好者建议初学者先买双筒望远镜的缘故

观测月球，最好的当然是满月那几天啦（注意长时间目视请用月亮滤镜），
月亮目标好找，视直径大，亮度高，其实没有太多讲究，但如果细一点讲，
如果你有天顶镜（反射镜请忽略这条），时间早晚也无所谓的话，月量高度较高时再观测，现在这时节，月亮晚7点就很高、9点就到中天了，很合适，不用熬夜。
如果没有天顶镜，那尽量避开月亮中天的时间，因为观测会很辛苦，你搞不好要躺地上看。
下载一个虚拟天文馆Stellarium，还有晴天钟软件（看云量和视宁度用的，对月亮观测非必须），这俩有电脑也有手机app，提前在虚拟天文馆里面，查看月亮的起落时间（还有天黑天亮的时间），月亮高度角达到20度以上，一般就可以较好的观测了，对于光害严重，或/和视宁度很差的地区，尽量等月亮高度高一些再观测，另外不要隔着玻璃观测。
望远镜要追求好，那投入是无底洞，不仅是主镜，还有赤道仪/经纬仪、各焦段的目镜、巴洛、改正镜类。。。花钱的地方很多。即使不怎样的镜子，看月亮应该也没问题的，木星、金星、再过几月看土星，不管像质好坏，看是能看到的（不像恒星是个点），先把镜子用熟了，原理搞清楚，找星、搭配目镜与巴洛等，如果是搭配赤道仪，把赤道仪也用熟。

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