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不同望远镜下火星同一面貌的不同图像。
A图来自小天文仪器，放大倍数正常；B图来自放大A图，我们看到图像变得更大，但没有增加额外的细节；C图来自分离能力更强的仪器，放大倍数不变，所获得的图像更加完美。
所有这些对于望远镜的观察而言都至关重要，不管是视觉观察还是摄影观察。
而无论这一阐述多么简单，这些原理在此处都足以满足我们对望远镜研究的综述。
我们在前文谈到的它的某些局限性，就包括了绝对严谨地描绘通过理论上的放大（或接近）应被发现之物的可能性；由于距离遥远，某颗天体开始显现结构细节的最小尺寸与所使用的天文望远镜或望远镜的分离能力值精确对应。
在接下来的研究中，所涉及的仪器上的光学部件必然趋向完美。
如果我们还记得上文关于早期望远镜的内容，就很容易理解到这一点：早期仪器由于种种缺陷（在使用者对许多事物仍一无所知时，这是无法避免的），它们的性能始终十分有限。
天文仪器的正常放大倍数对应的数值略大于用毫米表示的物镜或镜头的直径数值，但如果涉及特别明亮的天体，这一数字则会轻易增加到2倍甚至3倍大（特殊情况下）。
因为对于一个给定尺寸的仪器而言，放大倍数越高，所观测到的图像亮度就越暗，这一点会大大降低对细节的分辨力，细节与细节之间的对比自然也不大明显。
从理论上讲，根据上面的数据，我们认为，特大仪器可以提供将其他星球与我们之间的距离拉近2000倍或3000倍的视野，但很快我们将认识到，这一观测能力经常不能得到充分利用。
我们现在不得不面对的障碍是人类中的天才都无法解决的：地球的大气层。
天体的光线在抵达我们的视野之前必须穿过地球大气层。
它就像一扇几乎纯净的玻璃窗，我们在玻璃后面观察天空，却没有打开窗户的能力。
（1）指分辨天体细节的能力，由望远镜能分辨的最小角度（分辨角）决定。
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