Für die spektroskopischen Beobachtungen werden heute fast
ausschließ lich Spiegelteleskope verwendet, da Refraktoren wegen der
Fließ eigenschaften des Glases einen Objektivdurchmesser von etwa 1m
nicht überschreiten können, während kombinierte Systeme wie
Schmidt-Kameras mit ihren groß en Öffnungsverhältnissen
hauptsächlich für die astronomische Abbildung groß er Felder
eingesetzt werden. Die Hauptspiegel spektroskopischer Teleskope haben
zumeist Objektivdurchmesser von 
. Typische
Öffnungsverhältnisse reichen von 
1:3 (Primärfokus)
über 1:8 (Cassegrain-Fokus) bis 1:100 (Coude-Fokus). Die
Lichtstärke der Teleskope wird bestimmt durch die unvignettierte
Fläche des Hauptspiegels, dessen Durchmesser somit eine wesentliche
Rolle spielt.
Das Winkelauflösungsvermögen eines Spiegelteleskops wird
theoretisch begrenzt durch die Beugung am Hauptspiegel. Bekanntlich
erhält man für das erste Minimum der Beugungsfigur 
einer punktförmigen Lichtquelle einen Winkeldurchmesser
Für ein Teleskop mit 3.6m Öffnung (ESO, La Silla) ergibt sich bei
. Dieser Teleskopdurchmesser sollte
also ausreichen, um rote Riesensterne mit Winkeldurchmessern von
0.04'' bis 0.05'' wie 
Ori, 
Sco oder oCet
(Mira) als flächenhafte Lichtquellen aufzulösen. Daß dieser
Versuch unter terrestrischen Beobachtungsbedingungen dennoch nicht
gelingt, liegt am Auftreten turbulenter Dichtevariationen in der
Erdatmosphäre ( ``seeing''). Durch vielfache Brechung an
atmosphärischen Globulen unterschiedlicher Dichte wird ein
ursprünglich paralleles Lichtbündel statistisch abgelenkt und eine
Punktquelle (
-Funktion) als näherungsweise Gauß sches
Intensitätsprofil 
abgebildet. Die Halbwertsbreiten
(FWHM) dieser atmosphärischen Transferfunktion reichen von 0.5'' bis
mehr als 10'', wobei 2'' ein typischer Wert ist.
Die in der
Fokalebene des Teleskops beobachtete Intensitätsverteilung
eines astronomischen Objekts ist somit das Resultat
einer Faltung der Abbildung der wahren Intensitätsverteilung
des Objekts, 
mit der Beugungsfigur b(x,y) und dem
Seeing s(x,y)
