Alcune formule per determinare i parametri fisici di un telescopio sono da considerarsi teoriche o approssimate; non producono effetti reali proporzionali al risultato teorico, anche per il fatto che molti fattori esterni influiscono in modo decisivo. I parametri qualitativi non sono determinanti allo stesso modo sul risultato finale.

L'apertura è una caratteristiche importante, maggiore è l'apertura e  maggiore è la quantità di luce raccolta dal telescopio; maggiore è anche la risoluzione.  La quantità di luce, data dalla dimensione dell'apertura, è più importante per le osservazioni visuali tramite oculari che per la visualizzazione assistita e l'astrofotografia. In un telescopio di qualunque tipo, maggiore è l'apertura e maggiore può essere il degrado dell'immagine a causa della turbolenza atmosferica e dall'inquinamento luminoso.  Nella scelta del diametro della lente è bene tenere in considerazione le condizione del sito in cui sarà utilizzato, telescopi di qualunque tipo con diametri troppo grandi, oltre i 100 mm, in certe situazioni potrebbero risultare inutilizzabili. La classificazione dell'apertura è generalmente indicata in pollici, a cui sono associate altre misure:

•   3"  - da 70 a 90  mm.
•   4"  - da 94 a 115 mm.
•   5"  -  da 120 a 135 mm.
•   6"  - da 140 a 165 mm.
•   7"  - 180 mm.
•   8"  - 200 mm.
• 10"  - 254 mm.
• 12"  - 305 mm.

La lunghezza focale è la distanza tra l'obbiettivo e il punto di formazione dell'immagine (oculare o fotocamera). Maggiore è la lunghezza focale e maggiore sarà la dimensione dell'oggetto che vedremo, ma minore sarà il campo visivo. Focali lunghe (oltre 1000 mm.) sono adatte per stelle, pianeti, e piccoli oggetti deep sky. Per le grandi nebulose, galassie, ammassi stellari sono essenziali focali corte (meno di 1000 mm.) che rendono maggiore luminosità e un campo visivo molto più ampio. Per allungare la distanza focale si usano lenti Barlow (generalmente 2x o 3x), queste devono essere sempre di alta qualità per evitare di introdurre aberrazioni e riduzione della luminosità. Per accorciare la lunghezza focale si usano riduttori di focale (generalmente da 0,75x a 0,8x), questi velocizzano i fotoni che arrivano al punto focale aumentando di fatto la luminosità fotografica. La riduzione di focale troppo spinta, su ottiche non adatte, introduce aberrazioni molto visibili.

Il campo visivo è l'estensione dello spazio osservabile attraverso il telescopio, è una caratteristica determinata da una combinazione di oculare/telescopio o fotocamera/telescopio. Il limite fisico deriva dalla combinazione in cui il campo visivo (FOV - Field Of View) non può essere visualizzato più grande di un massimo definito dalla struttura dell'ottica. Il max FOV è il massimo campo visivo reale utile, è una limitazione fisica in cui gli aumenti oltre il massimo rimangono invariati. Max FOV solo telescopio, Real FOV telescopio con oculare, Digital FOV telescopio con fotocamera - formule per il calcolo in gradi (°) altri dati in millimetri (mm):

• Max FOV = (diametro Image circle / lunghezza focale telescopio) * 57,3 
• Real FOV = Campo apparente  oculare/ (Lunghezza focale telescopio /  Lunghezza focale oculare)
• Digital FOV =  (Dimensioni lato del sensore / Lunghezza focale telescopio) * 57,3  - ripetere per  calcolare l'altro lato

Il rapporto focale di un telescopio è il rapporto tra la lunghezza focale e il diametro della lente. Un telescopio con  lunghezza focale di 700 mm  e un diametro di 100 mm ha un rapporto focale di f/7 (700/100). Il rapporto focale ha poco effetto sull'osservazione visuale tramite oculare ma è fondamentale   per la visualizzazione assistita e l'astrofotografia. Rapporti focali bassi da f/4 a f/6 sono indispensabili per: aumentare la luminosità o disporre di tempi ridotti di esposizione, avere immagini ben contrastate e meno mosse, ottenere un basso rumore e un campo visivo molto ampio. Rapporti troppo bassi (meno di f/4) diventano difficili da gestire a causa della maggiore sensibilità ad alti valori del seeing e alla difficoltà di mantenere stabile la messa a fuoco. 

Come da tabella sopra-raffigurata, al diminuire del rapporto focale aumenta la velocità, tutto questo si trasforma in un effettivo aumento della luminosità. Questo fa capire l'importanza del rapporto focale nel caso di utilizzo di una fotocamera al posto dell'oculare. Un telescopio con f/4,0  ha una luminosità doppia rispetto a un f/5,6 e quadrupla rispetto a un f/8,0 (sempre considerando lo stesso diametro). L'aumento della luminosità è visibile solo nelle esposizioni fotografiche a lunga posa o nella visualizzazione assistita, in tutti quei casi dove l'aumento abbia la consistenza e il tempo di essere percepita. La struttura ottica umana ha dei limiti che peggiorano con l'avanzamento dell'età, uno di questi è la capacità di percepire la variazione della luminosità. Su di un oggetto debolmente luminoso il nostro occhio ha una bassa capacità di percepire le variazioni della luminosità. Nel live viewing di un classico oggetto deep sky l'aumento di luminosità da f/5,6 a f/4,0 potrebbe non essere percepita.

La capacità di raccolta della luce indica la quantità di luce che il telescopio  è in grado di raccogliere rispetto al nostro occhio, la formula è la seguente: Capacità raccolta luce = (apertura del telescopio in mm)² /  (diametro della pupilla)²  il diametro della pupilla diminuisce all'aumentare dell'età.

Il valore viene calcolato in base all'età dell'individuo e solo per uso visuale tramite oculare. In pratica un telescopio da 100 mm di diametro assume il valore 156 per un ventenne, e 1600 per un ottantenne. I valori standard vengono in genere indicati sulla base di una pupilla da 7 mm. di diametro. Valori elevati (oltre 500 volte) di raccolta luce sono validi per oggetti non visibili a occhio nudo o  poco luminosi. Per tutti gli oggetti visibili a occhio nudo valori elevati sono inutili, in quanto la pupilla del nostro occhio tenderà a chiudersi progressivamente all'aumentare della luminosità (tramite oculare).

Luminosità fotografica o rapporto di luminosità: in ambito fotografico le fotocamere, al contrario dell'occhio umano, non sono limitate dal diametro pupillare e hanno la capacità di accumulare e incrementare la luminosità per diverso tempo (tempo di esposizione e guadagno). Maggiore è la luminosità fotografica del rifrattore minore sarà il tempo di esposizione e il guadagno, il tutto a vantaggio della qualità dell'immagine. La formula per calcolare il rapporto di luminosità, tramite l'utilizzo di una fotocamera è la seguente: Rapporto di luminosità = (apertura del telescopio in mm)² / (rapporto focale)². Nella visualizzazione assistita e astrofotografia il rapporto di luminosità è il secondo parametro veramente importante dopo la qualità ottica e meccanica del telescopio.

Nella tabella sopra esposta vengono indicati, per ogni riga, luminosità (Luce), ampiezza del campo visivo (Campo) e rapporto focale (velocità fotografica) equivalente per ogni diametro di lenti elencate. La tabella considera i valori ottimizzati di rifrattori maggiormente presenti nel mercato. In ogni riga sono esposti rapporti focali e diametri che generano una luminosità fotografica uguale (esempio: un rifrattore da 100 mm f/3,5 ha la stessa luminosità fotografica di uno da 160 mm f/5,5). Un'altra relazione da considerare è il rapporto tra lunghezza focale e dimensioni dell'oggetto che viene visualizzato sullo schermo: maggiore è la lunghezza focale e più grande verrà visualizzato l'oggetto.

L'ingrandimento massimo del telescopio viene generalmente calcolato, in modo poco attinente alla realtà, secondo questa vecchia formula: Ingrandimento = Diametro delle lenti in mm * 2, questo significherebbe che un telescopio con lenti da 130 mm di diametro potrebbe raggiungere un ingrandimento massimo di 260x. In realtà ci sono molti telescopi da 130 mm che a 150x rendono immagini scadenti e altri da 130 mm che possono arrivare comodamente a 400x con immagini stupende. Il massimo ingrandimento, in relazione alla qualità del sistema ottico, è interessante solo per l'osservazione visuale. 

Una formula valida, e corrispondente alla realtà, è quella relativa al calcolo degli ingrandimenti rispetto all'oculare utilizzato: Ingrandimento = lunghezza focale obiettivo/lunghezza focale oculare. Questo traduce che  per esempio un telescopio lunghezza focale 900 mm dotato di un oculare da 3 mm produce un  ingrandimento di 300x, sempre che la qualità del sistema lo supporti. 

Se dividiamo l'apertura dell'obiettivo per il diametro medio della pupilla otteniamo l'ingrandimento minimo del telescopio: Ingrandimento minimo = Diametro apertura / 7 mm, l'ingrandimento minimo di un telescopio da 140 mm di apertura è di 20X. A questo ingrandimento un insieme di raggi di luce di 7 millimetri esce dall'oculare e colpisce l'occhio. Se con ingrandimenti ancora più ridotti, si aumenta la pupilla d'uscita, le restanti informazioni luminose vanno perdute. Lunghezza focale dell'oculare per ottenere l'ingrandimento minimo: Lunghezza focale oculare = Lunghezza focale telescopio / Ingrandimento minimo.

La dimensione limite magnitudine del telescopio è un valore relativo al suo diametro. Il valore di magnitudine apparente è la dimensione visiva, è utile in fase di scelta per verificare la possibilità  di osservazione e/o fotografia. Di sotto è riportata una tabella con le indicazioni delle magnitudini apparenti per osservazione visuale. Tramite fotocamera i valori di magnitudine possono aumentare anche oltre il 30%.

Il limite di magnitudine è molto influenzato dal Seeing, le condizioni atmosferiche e l'inquinamento luminoso  sono più determinanti rispetto al diametro delle lenti.  La scala dei valori di magnitudine apparente indica la luminosità degli astri così come noi li vediamo, la magnitudine di valore 1 rappresenta la luminosità più intensa, il Sole ha una magnitudine  apparente enorme di -26,74. La magnitudine assoluta è la luminosità reale dell'astro in funzione della sua reale energia luminosa emessa.

Il potere risolutivo è un valore che indica la capacità di visualizzare oggetti molto vicini tra loro in modo distinto (prima immagine). Via via che il valore del potere risolutivo aumenta la separazione dei due oggetti diventa sempre meno distinguibile (le due figure centrali). Quando il valore di risoluzione è pari alle distanze periferiche opposte, dei due oggetti,  si visualizza un solo oggetto (ultima immagine). 

Il valore del potere risolutivo è una distanza angolare espressa in secondi d'arco: un grado (1°) è composto da 60 minuti d'arco (60'), ogni minuto d'arco corrisponde a 60 secondi d'arco (60"), un secondo d'arco è 1/3600 di grado. Un secondo d'arco, sulla Terra è una misura infinitesimale ma a qualche migliaia di anni luce dal nostro pianeta assume un valore gigantesco.

Le stelle doppie sono le più adatte come oggetti di prova, specialmente quelle in cui le due componenti sono quasi egualmente luminose. Esistono due criteri per valutare il potere risolutivo:

• Il criterio di Rayleigh deriva dalla teoria della diffrazione (limite di diffrazione) ed è riferito alla lunghezza d'onda di 550 nanometri (cioè con la più alta sensibilità dell'occhio umano): potere risolutivo teorico in secondi d'arco = 138 / apertura in mm. Un telescopio con un'apertura di 100 mm vede un stella doppia con una distanza di 1,38" d'arco tra i due componenti come una forma a 8.
• Il criterio di Dawes è una formula empirica basata sull'osservazione: una stella doppia può ancora essere identificata come tale se ha un aspetto ovale, cioè più simile a uno 0 invece che a un 8: potere risolutivo secondi d'arco= 116 / apertura in mm. Un telescopio da 100 millimetri di apertura rappresenterebbe quindi una stella doppia con distanza  tra i due componenti di 1,16 " d'arco come un oggetto ovale.

Spot diagram: è molto importante definire quando un tipo di figura di scattering (diffusione, dispersione ottica), corrisponde un’immagine qualitativamente buona. Nell'uso visuale del telescopio il fascio di raggi proveniente da una stella (>84%) si deve concentrare dentro un cerchio non più grande del disco di Airy. Nell'uso fotografico, utilizzando una fotocamera, è fondamentale che il fascio di raggi proveniente da una stella (>84%) si concentri all'interno di almeno due pixel (minimo); la misura dei pixel è relativa al campionamento   vedi pagina. Nel grafico IMA rappresenta la distanza dello spot dal centro del campo ottico. Il raggio GEO, dato nella parte inferiore del grafico, fornisce il raggio entro il quale sono raccolti tutti i raggi. Quindi, il raggio GEO fornisce informazioni sulla distanza dal raggio più lontano al punto di riferimento centrale. Questo raggio corrisponde quindi alle aberrazioni massime dei raggi. Il raggio RMS fornisce un valore quadratico medio del raggio di tutti i raggi. Il raggio RMS è un'entità più utile e rappresentativa poiché fornisce una distribuzione ponderata dei raggi. In conclusione minore è la dispersione lontana dal centro dello spot e migliore è il sistema ottico. Più tondi e piccoli sono gli spot e minori problemi ottici gravano sul telescopio. Valori RMS radius compresi tra 1,5 e 5 um sono considerati ottimi e buoni da 6 a 9 um.

Aberrazione sferica longitudinale: I raggi luminosi che incidono su una lente si dividono in raggi parassiali e raggi marginali. I raggi parassiali sono quelli che cadono in prossimità dell'asse ottico, mentre i raggi luminosi distanti dall’asse ottico vengono chiamati raggi marginali. L’aberrazione sferica longitudinale è la distanza tra il fuoco parassiale e il fuoco marginale, quando la radiazione luminosa proviene dall’infinito otteniamo che ASL = f’p - f’m. Nel grafico viene indicata la variazione della distanza tra i fuochi in relazione alla posizione sui raggi della lente (1.0=70.5000 mm).

Strehl ratio: è un dato fondamentale per definire la qualità della formazione dell'immagine ottica, originariamente ideata da Karl Strehl da cui prende il nome, lo Strehl ratio ha un valore compreso tra 0 e 1, con un ipotetico sistema ottico perfetto avente uno Strehl di 1. Il valore è in funzione della lunghezza d'onda della luce visibile, generalmente si indica solo il valore a 550 nm ma il grafico dettagliato permette una valutazione qualitativa migliore. Valori di picco al di sotto di 0,90 sono indice di una scarsa qualità dell'ottica.

Cannochiale guida: Per una guida precisa  il rapporto tra risoluzione cannocchiale guida e risoluzione telescopio dovrebbe essere compreso tra 4 e 5 (per valori più alti è molto importante la qualità della fotocamera e del software utilizzato). L'errore RMS per un'ottima guida deve essere compreso tra 0,2 e 0,5 arcosecondi, per una buona tra 0,6 e 1.0 arcosecondi.

(A) Risoluzione cannocchiale guida (arcosec.) = (Dimensione pixel fotocamera in mm. / Lunghezza focale cannochiale in mm.)   X 206.265 

(B) Risoluzione telescopio (arcosec.) = (Dimensione pixel fotocamera in mm. / Lunghezza focale telescopio in mm.)   X 206.265

Il rapporto ottenuto dividendo le Risoluzioni ottenute (A / B) non dovrebbe superare il valore 5. Per un calcolo più veloce vedi:  https://astronomy.tools/calculators/guidescope_suitability