Grundsätzlich ist jedes Teleskop für das Beobachten von Doppelsternen bei entsprechender Auswahl der Objekte geeignet. Für die Auflösung von Doppelsternen sind für den Beobachter zwei technische Limitierungen des verwendeten Telekops relevant: Teleskop Magnituden Limit (TML) und Auflösung. Beide Werte werden in der Regel von den Herstellern angegeben und hängen im wesentlichen vom Durchmesser der Öffnung ab. TML gibt an, welche lichtschwächsten Sterne mit dem betreffenden Teleskop gerade noch aufgelöst werden können und die Auflösung gibt den minimalen Abstand zwischen zwei Objekten in Bogensekunden an, bei dem diese Objekte gerade noch als getrennt wahrgenommen werden können. Beide Werte werden üblicherweise mit empirisch ermittelten Formeln berechnet (TML = 2,7+5*LOG10[D_mm] und Auflösung = 116/D_mm), die als durchschnittliche Mittelwerte zu verstehen sind, da die effektiv erreichbaren Werte  von einer Vielzahl von Faktoren (wie vor allem Sichtbedingungen und Erfahrung des Beobachters) abhängen. Die Formel für die Berechnung des Auflösungsvermögens eines Teleskops geht auf die Arbeit des Doppelstern-Astronomen Dawes zurück, der diesen Wert für in etwa gleich helle Doppelsterne bis +6mag experimentell ermittelt hat. Damit sind gleich die wesentlichen Parameter für die Auflösbarkeit von Doppelsternen genannt: Abstand zwischen den Komponenten in Bogensekunden, Leuchtstärke der Komponenten in Magnituden und Unterschied in der Helligkeit der Komponenten. Die Auflösung von Doppelsternen mit lichtschwachen Begleitern nahe dem TML ist nur bei sehr weiten Doppelsternen möglich, bei denen die hellere Hauptkomponente das Auge bei der Wahrnehmung des Begleiters nicht mehr behindert und die Auflösung von engen Doppelsternen ist abhängig von deren Helligkeit und vom Helligkeitsunterschied. Speziell für enge Doppelsterne ist überdies noch genauer zu spezifizieren, was als Auflösung zu verstehen ist:

-        Klare Trennung in zwei Lichtpunkte (Split)

-        Zwei Lichtpunkte, die sich berühren (Kissing)

-        Zwei Lichtpunkte, die sich etwas überlappen (Dented Rod)

-        Zwei Lichtpunkte, die sich ohne Einbuchtung überlappen (Rod), aber eine klare Richtung für die Position des Begleiters angeben

-        Zwei Lichtpunkte, die einen eiförmigen Eindruck vermittlen und eine Andeutung für die Position des Begleiters vermitteln – damit können die relevanten Parameter Separation und Position mit hinreichender Genauigkeit geschätzt werden

-        Zwei  Lichtpunkte, die einen eiförmigen Eindruck vermittlen, jedoch keine Bestimmung der Position des Begleiters erlauben, sondern bestenfalls ein Raten – es ist hier zwar zu vermuten, dass es sich um einen Doppelstern handelt aber es kann sich aber genau so gut auch um eine optische Illusion oder um einen optischen Mangel des Teleskops handeln.

Durch das Teleskop sieht man jedoch den Stern nicht als Lichtpunkt, sondern ein durch den Stern erzeugtes Diffraktionsmuster in Form eines von Beugungsringen umgebenen Beugungsscheibchens (Airy Disk, benannt nach George Biddell Airy). Der Durchmesser der Airy Disk (gemessen von Zentrum bis zum ersten Helligkeits-Minimum - die Airy Disk im Querschnitt die Form einer Gauß-Kurve hat, d.h. im Zentrum ist die Leuchtkraft am höchsten und zum Rand hin fällt sie stark ab) ist in Abhängigkeit von der Öffnung des Teleskops und der Wellenlänge des Lichts konstant. Rayleigh hat für gelbes Licht den Radius der Airy Disk mit ~138/D_mm berechnet und diesen Radius zugleich auch als Auflösungskriterium für Doppelsterne mit um die +6mag gleich hellen Komponenten definiert, d.h. der Begleiter sitzt hier im Minimum der Airy Disk des Haupsterns. Bei einem 140mm Teleskop ergibt das z.B. rund 1 Bogensekunde. Bei diesem Abstand überlappen sich zwar die Airy Disks der beiden Sterne, die zentrale Beugungsscheiben (central oder spurious disk) haben aber in Abhängigkeit von der Helligkeit der Sterne einen geringeren Durchmesser von etwa ~67% bei sehr hellen Sternen bis wenige Prozent bei lichtschwachen Sternen. Der optische Eindruck am sogenannten Rayleigh Kriterium kann daher in Abhängigkeit von der Helligkeit der Sterne von sich leicht berührenden Sternscheiben bis zu einer klaren Trennung gehen.

Weniger an der optischen Theorie als am Eindruck am Okular hat sich der USNO Astronom Markowitz orientiert und gefunden, dass für einen klaren Split hellerer Doppelsterne eine Relation von ~152/D_mm erforderlich ist. Das könnte als Hinweis darauf interpretiert werden, dass die zentrale Sternscheibe sehr heller Sterne größer ist als angenommen –  dem steht allerdings entgegen, dass es kaum so helle und gleichzeitig so enge Doppelsterne gibt, die das empirisch belegen würden.

Aus dem Bereich der Mikroskopie kommt der Ansatz von Abbe, der ähnlich wie Rayleigh von der optischen Theorie ausgeht, mit seinen Überlegungen jedoch auf eine Relation von ~113/D_mm kommt.

Wie Dawes hat sich auch Sparrow experimentell an Auflösungsgrenzen herangetastet – allerdings nicht mit Teleskopen, sondern mit Mikroskopen, aber die Ergebnisse sind auf die visuelle Astronomie übertragbar. Er hat offensichtlich das Kriterium für eine Auflösung etwas großzügiger angesetzt als Dawes und war mit einer Rod ohne Einbuchtung zufrieden, was ja durchaus als eindeutige Beobachtung zu akzeptieren ist. Sein errechneter Durchschnittswert für die Auflösung liegt bei einer Relation von ~106/D_mm.

Experimente mit geeigneten Doppelsternen haben jedoch gezeigt, dass unter besonders günstigen Bedingungen eine Auflösung von Doppelsternen bis in etwa zur Hälfte des Rayleigh-Kriteriums ~69/D_mm möglich ist, wenn man Elongationen mit klarer Orientierung des Begleiters als Auflösung akzeptiert.

Bei all diesen Angaben ist jedoch zu berücksichtigen, dass es sich hier um keine "harten" Werte im Sinne von tatsächlichen Limits handelt, sondern um durchschnittliche Erwartungswerte, die je nach Bedingungen entsprechenden Schwankungen unterliegen.

Neben der Separation in Bogensekungen ist ein weiterer wichtiger Faktor der Leuchtkraftunterschied der Komponenten eines Mehrfachsterns – enge Doppelsterne mit hohem Unterschied in der Leuchtkraft sind mit Amateurteleskopen nur schwierig bis gar nicht auflösbar, wenn der Begleiter z.B. lichtschwächer als der erste Beugungsring des Hauptsterns ist. Daraus ergeben sich in Summe in der Praxis deutliche Limitierungen für die Möglichkeit der Auflösung von ungleich hellen Doppelsternen.

Es gibt einige Versuche, dafür eine Daumenregel (Rule of Thumb) zu entwicklen, die sich allesamt bis dato nicht so besonders bewährt haben. Zu erwähnen sind hier vor allem Christopher Lord und Napier-Munn, die beide mit etwas komplexeren Algorithmen gearbeitet haben, die mit bestimmten Parameterwerten ganz gut funktionieren, in anderen Bereichen aber gröbere Schwächen aufweisen. Ein eigener Versuch zu diesem Thema scheint hingegen recht ansprechend zu funktionieren, wobei zu berücksichtigen ist, dass es sich bei der berechneten Empfehlung für eine bestimmte Teleskopgröße um einen statistischen Mittelwert mit entsprechender Standardabweichung handelt – wie es ja auch für die oben angeführten Kriterien gilt, für die allerdings keine Standardabweichung angegeben wurde. Ein eigener Versuch auf Basis statistischer Analyse mittles nichtlinearer Regression eines Datenbestandes von Auflösungen von Doppelsternen "am Limit" scheint durchaus erfolgversprechender.

Ein weiterer wesentlicher Faktor für die Auflösung von Doppelsternen ist neben den Sichtbedingungen (Stabilität und Klarheit der Atmosphäre – Seeing z.B. nach Pickering) natürlich die Sehschärfe des Beobachters selbst – sie wird ebenfalls in Bogensekunden angegeben und gibt die Fähigkeit eines Beobachters an, bei welcher Vergrößerung unter sonstigen optimalen Bedingungen er einen Doppelstern klar erkennen kann. Wer z.B. einen 2“ Doppelstern bei einer Vergrößerung von 100x auflösen kann, hat eine Sehschärfe von 200 Bogensekunden  – von Person zu Person sind da entsprechende Schwankungen möglich und die Erfahrung spielt da auch eine gewisse Rolle. Aus diesem Wert lässt sich dann ableiten, welche minimale Vergrößerung ein Beobachter benötigt, um einen Doppelstern mit bekanntem Abstand aufzulösen: Sehschärfe/Abstand – für einen 1“ Doppelstern wäre daher in unserem Beispiel eine 200x Vergrößerung erforderlich (was dann natürlich auch schon wieder entsprechende Anforderungen an das Teleskop stellt – die Faustregel "maximale Vergrößerung = doppelte Öffnung in mm" kann bei der Beobachtung von Doppelsternen meist problemlos überschritten werden).

Bezüglich Bauart des Teleskops spielt vor allem eine etwaige zentrale Obstruktion eine Rolle und das führt zum alten und sehr persönlichen Thema „Refraktor oder Reflektor“: Ein perfektes optisches System ohne zentrale Abschattung vereinigt bei ebenso perfekten Sichtbedingungen 84% des einfallenden Lichtes im Beugungsscheibchen (Airy Disk), der Rest verteilt sich auf die Beugungsringe. Davon ist der innerste Ring mit ca. 7% der gesamten Lichtmenge der hellste. Mit zentraler Onstruktion verändert sich das Diffraktionsmuster: Einerseits wird der Radius der Airy Disk etwas reduziert, andererseits wandert ein Teil der Energie des Lichts von der zentralen Scheibe in die Beugungsringe. Speziell für hellere Doppelsterne ergibt sich daraus entgegen jeder Erwartung eine etwas bessere Auflösung (in der Praxis zumindest für kleinere Dimensionen des Fangspiegels von etwa 1/6 der Öffnung) andererseits bewirkt die Obstruktion eine Reduktion der Helligkeit der zentralen Scheibe (Peak Intensity) und wirkt sich so negativ auf die Auflösung lichtschwächerer Begleiter speziell in der Nähe des ersten Beugungsringes aus. Zum Beispiel wird bei einem 200mm Spiegelteleskop die Lichtintensität im Zentrum durch eine 69 mm große Sekundärspiegelhalterung auf 64% reduziert, während die Helligkeit des ersten Rings auf 25% anwächst. Im Schnitt kann davon ausgegangen werden, dass gute Spiegelteleskope bis zu eine zentralen Obstruktion von ~25% in etwa gleichwertig mit einem gleich großen Refraktor sind und alles darüber hinaus mit zuerst geringen und dann immer stärker werdenden Abstrichen verbunden ist. Als oberstes Limit kann hier von etwa 40% ausgegangen werden, d.h. ab diesem Wert ist vor allem in Kombination mit kurzen Brennweiten von einer eher geringen Eignung für unsere Zwecke auszugehen. Generell ist hier noch anzumerken, dass für die Berechnung des generellen Teleskop-Qualitätsfaktors Strehl eine direkte Abhängigkeit von der Peak Intensity gegeben ist, was für die optische Qualität von Reflektoren besonders hohe Ansprüche bedeutet.

Für die Beobachtung des Sternenhimmels ergeben sich daraus folgende Konsequenzen:

-        Für enge Doppelsterne annähernd gleicher Helligkeit bis etwa +9mag ist ein Reflektor mit kleiner zentraler Obstruktion leistungsfähiger als ein Refraktor und bis zu etwa 25% Abschattung gleich leistungsfähig

-        Für enge Doppelsternen mit großem Unterschied in der Helligkeit ist ein Refraktor besser geeignet als ein Reflektor, da die Lichtausbeute in der zentralen Scheibe deutlich größer ist

-        Für weite Doppelsterne sind Refraktor und Reflektor gleichermaßen gut geeignet, wenn man davon ausgeht, dass der Verlust an Peak Intensity bei einem Reflektor durch die in der Regel größere Öffnung überkompensiert wird.

Für Deep Sky Objekte (und da insbesondere Galaxien und auch die meisten Kugelsternhaufen sowie Nebel) ist aufgrund der geringen Flächenhelligkeit Öffnung durch nichts zu ersetzen, also bietet hier ein Reflektor deutlich mehr. Und wer einmal den Kugelsternhaufen M13 mit einem 8 oder mehr Zoll großem Teleskop (für den Amateur in der Regel nur als Reflektor erschwinglich) betrachtet hat, der braucht kein Feuerwerk mehr.

Quintessenz: Für befriedigendes Sterngucken sind 2 Teleskope erforderlich – ein Refraktor mit 120mm oder mehr für Doppelsterne, offene Sternhaufen, planetarische Nebel und Asterismen sowie einen Reflektor mit 8“ oder mehr für Kugelsternhaufen und Galaxien (die allerdings auch mit 8“ noch kaum mehr als graue Flecken hergeben). Im Idealfall können diese beiden Teleskope auf einer Tandemmontierung parallel verwendet werden, wobei der Refraktor eine eher kurze Brennweite aufweisen sollte, damit das Sichtfeld ausreichend groß ist, um den Refraktor als „Sucherfernrohr“ für den Reflektor verwendet werden zu können, sofern dieser eine höhere Brennweite aufweist und damit schwieriger zu navigieren ist.

Bezüglich Montierung: Für das Sterngucken ist eine einfache azimutale Montierung mit manueller Feineinstellung in beiden Achsen (mit möglichst hoher mechanischer Qualität) aus meiner Sicht perfekt. Eine parallaktische Montierung erleichtert zwar die Nachführung, aber dafür ist die Navigation anhand von Sternkarten weniger intuitiv. GoTo nimmt dem Sterngucker den Spaß an der Lokalisierung der Objekte und automatische Nachführung ist im Normalfall verzichtbar – es sei denn, Astrofotografie kommt ins Spiel, aber das ist ohnehin ein anderes Revier. Bei sehr hellem Himmel bzw. bei Sternzeichen mit zu wenig oder keinen direkten Einstiegspunkten (d.h. ausreichend hellen Sternen wie z.B. Krebs) ist es fallweise ganz hilfreich, zur Unterstützung beim Auffinden von Einstiegspunkten ein DSC-System wie z.B. Sky Commander zur Verfügung zu haben, aber meist genügen Sterne aus benachbarten Sternzeichen zur Orientierung, muss also nicht sein.