Gerek yıldız gerekse Güneş gözlemlerine önemli sınırlamalar koyan birincil kaynak Arz'ın atmosferidir. Bunun yanında aletin kendisinden gelen sınırlamalarda vardır.

Atmosferik Türbülans

Atmosfer, yıldızdan bize ulaşan ışınlar için sürekli var olan sabit bir pertürbasyon kaynağıdır. Atmosfer rüzgarlardan, yerel hava akımlarından, hepsinden öte, teleskobun tüpünde veya atmosferin kendi tabakaları arasındaki sıcaklık farklarından dolayı lokal kararsızlıklar gösterir. Havanın kırılma indeksinin sıcaklıkla değişmesi ve hava sıcaklığında da sürekli değişimler olması gözlem yerinin yakın çevresinde ve üst kısmında homojensizliklere neden olur. Arz atmosferinden geçen ışınlar bahsedilen bu şartlardan dolayı etkilenecek, dolayısıyla gözlem kalitesi bozulacaktır. Her ne kadar optik uyarlamalarla “adaptive optics” bir dereceye kadar iyileştirmeler yapmak mümkünse de, atmosfer, ışının yolu üzerinde düzeltilemeyecek miktarda küçük sapmalara neden olur. Objektife ulaşan dalga cephesi bundan dolayı bir düzlemden ziyade daha çok düzensiz bir yüzey olarak rol oynar. Objektif yüzeyine gelen normal her bir ışın ortalama doğrultu civarında sabit bir salının halinde bulunur. Normale göre ışınların sapma miktarı atmosferik türbülans (seeing) derecesi olarak gözönüne alınabilir. Türbülans görüntünün muntazam olmayan hareketine veya Airy diskinin göze batacak kadar bozulmasına neden olur. Yaygın türbülans bölgelerinin 10 cm ile 25 cm aralığında değişen bir dalgaboyuna sahip olduğu not edilmektedir.

Hava sıcaklığının etkisi çok önemlidir: 1° C ısıtılan ve sadece 15 cm kalınlığında bir hava tabakası görüntüyü görüş doğrultusunda l /4 kadar kaydırabilir. Objektif açıklığı küçük (10-20 cm) olan teleskoplarda bir yıldızın görüntüsü odak düzleminde 0² .2 ila 3² arasında değişen bir salınıma (osilasyona) uğrayabilir. Bu durumda yüzey gösteren bir görüntü tamamen bulanıklaşır (blurring effect). Atmosferdeki refraksiyon indeksindeki farklılaşmalar 3000 m kadar olan yüksekliklerde etkindir. Seeing ışığın dalgaboyuyla ve gök cisminin zenit uzaklığıyla değişir. Seeing aynı zamanda yıldızdan gelen ışınımın atmosferden geçerken farklı kırılmaya maruz kalması sonucu, aletin odak düzleminde oluşacak olan görüntünün deformasyonuna uğramasına da sebep olur. Kısa dalgaboyları daha fazla perbürbasyona uğrar ve görüntüler zenit uzaklığının bir fonksiyonu olarak veya artan atmosferik kalınlıkla bozulur. Yıldız gözlemlerinde seeing bütün görüş alanını etkiler. Bazen görüntünün tamamı netliğini kaybedebilir. Bu hava tabakalarındaki değişken refraksiyonun bir sonucudur.

Ancak gündüz Güneş gözlemlerinde seeing tarafından görüntünün bozulması çok karmaşık bir olaydır. Olay basit olarak üç farklı şekilde ortaya konulabilir. Birincisi, bulunduğunuz yere bağlı olarak hava tabakaları arasındaki refraksiyon indeksinin değişmesi sonucunda görüntünün tam odaklanamamasından ileri gelen bulanıklaşma (blurring) etkisi. Bütün görüş alanını etkiler. İkincisi, görüntü genelde net kalır fakat hızla ileri geri hareket eder. Bu durumda görüntü hareketinden (image motion) söz ediyoruz demektir. Üçüncüsü, görüş alanının önemli bir kısmı nettir, fakat bazı kısımlar birbirlerine göre kayar. Bu durumda da görüntü bozulmasından (image distortion) bahsederiz. Güneş gözlemlerinde bu tür etkilerden kurtulmak için poz süresinin 10^-2 saniyeden daha kısa olması yeterdir.

Çeşitli türbülans tipleri vardır. Genelde üç grup altında toplanır:

• Atmosferin En Üst Seviyelerinde Oluşan Türbülans: Bu olay, Ay diskinin kenarının teleskobun odağına yerleştirilmesiyle ve görüntünün hava akımlarının olduğu tabakaya erişinceye kadar yavaş yavaş tekrar odaklanmasıyla gözlenebilir. Tekrar odaklama, ökülerin odak düzleminden olan uzaklığının arttırılmasıyla yapılır.

• Lokal Türbülans: Teleskobun yakın çevresinde ortaya çıkan türbülans. Güneşin günlük ısıtmasından ortaya çıkar. Isı her ne kadar gece boyunca azalsa da kendini gözlemlerde hissettirir. Güneş gözlemleri için etki çok daha fazladır.

• Aletsel Türbülans: Teleskobun içi kısmında oluşan türbülans. Parlak bir gezegene (Venüs veya Mars) bakarak bunun etkisini görebiliriz. Foucault testi direk olarak odak düzlemi üzerindeki görüntüde gerçekleştirilebilir. Gözlemcinin okülerden bakarken gözünü hareket ettirmesiyle “Foucault knife-edge” kenarı tarafından ışın hüzmesinin kesildiği nokta gözle bulunabilir. Birkaç teşebbüsten sonra, teleskobun tüpündeki sıcak hava akımlarından dolayı yavaşça hareket eden gölgeler görülebilir.

Danjon, 1935 'de zenit uzaklığı ile değişen harici türbülansı belirlemek için iyi bir metot teklif eder. Verilen bir objektif açıklığı için görüntünün görünüşü, Airy diski ve onun halkalarının modifikasyonu yardımıyla ortaya konulabilir. Türbülans için t, Airy diskinin yarıçapı için a yazalım. t, a 'ya göre küçükse teoriye uyan bir difraksiyon örneği elde edilir. İstenilen ideal durum aslında budur. t, artarken teorik difraksiyon örneği derece derece değişir ve niceliksel bir şekilde görüntü kalitesini tanımlamamıza imkan sağlar. Bu durumda görüntü bozulmaya başlar. Böylece, türbülans yay saniyesinin kesri cinsinden tahmin edilebilir.
Türbülansın 0² .25 olması durumunda  a = 14/D_cm (² ) dir. Objektifin yarı çapı bilinerek a 'nın değeri hesaplanabilir.

Harici türbülans görüntü kalitesini direk kontrol eden bir grup faktörün fonksiyonudur. İklimsel ve coğrafik şartların bilinmesi verilen bir yer için teleskopik görüntü kalitesinin tahmin edilmesini sağlar. Aşağıdaki şartlar altında görüntü kalitesi kesinlikte kötüdür: 24 saat içinde büyük sıcaklık değişimleri, kuvvetli rüzgarlar, sıcaklıktaki sürekli veya ani değişiklikler, gece boyunca sıcaklığın düşmesi, gözlem yerinin çukur veya eğimli yüzeylere yapılması gibi. Diğer taraftan sıcaklığın özellikle gece boyunca çok kararlı ve nemi düşük olduğu yerlerde iyi görüntü bekleyebiliriz. Etrafı su ile çevrili yüksek bir dağda veya sudan hafifçe rüzgar esen bir deniz kıyısında gözlem yapmak iyi görüntü kalitesi açısından elverişlidir.

Yerel Türbülans

Yerel veya lokal türbülanslar elimine edilmesi gereken etkenlerdir. Aksi takdirde olumsuz rol oynarlar. Gündüz olduğu gibi gece de teleskobun ısınmamasının sağlanması gerekir. Fakat bunun önlenmesi çok zor bir iştir. Aletin üzerinin örtülmesi yanlış bir iştir. Orta enlem kuşaklarında yazın teleskop tüpü 45° C kadar ısınır. Gözlemden birkaç saat önce kubbe açılmalı ve dış ortamın sıcaklığı ile iç ortamın sıcaklığı dengelenmelidir. Gündüz güneş gözlemlerinde aletin ısınması önlenmek isteniyorsa katranlı muşamba yerine teleskop alüminyum folye ile sarılabilir. Aletin koyu bir örtüyle sarılması absorbsiyonu dolayısıyla ısıyı attırır. Gözlem ortamında bulunan eşyaların tahtadan yapılmış olması ıs alışverişini bir minimuma indirmesi açısından avantajlar sağlar.

Aletsel Türbülans

Aletsel türbülans gerçekte yerel türbülansa bağlıdır. Şayet teleskop, çevresindeki hava ile termal denge halinde ise ciddi bir aletsel türbülans oluşmaz. Ticari amaçlı teleskopların siyaha boyanması gözlemciyi ilk bakışta şaşırtabilir. Ancak bu tür bir olayın gece teleskobu çok çabuk soğutacağı (ancak gündüz teleskop güneş ışınlarına kesinlikle maruz bırakılmamalı) işaret edilmektedir. Gözlemden önce teleskop tübünün ortamın sıcaklığına gelmesi sağlanmalıdır. Bu kubbe ortamının birkaç saatlik havalandırınmasıyla sağlanabilir. Tüp içindeki üç dört derecelik ısı farkları bile görüntü kalitesini bozar. Havanın çok sıcak olduğu zamanlarda özellikle objektifin bir fanla soğutulması tavsiye edilir.

Gözlem Yerinin Seçimi

Profesyonel amaçlı iyi bir gözlem yeri seçmek zor bir iştir. Astronomlar birkaç alternatif gözlem yerinde yıllarca “site testing” çalışmaları yapar. Bu çalışmalar sırasında bir çok faktör gözönüne alınır. Yükseklik, maksimum minimum ısı farkları, rüzgar hız ve yönü, nem bunlardan bazılarıdır. Seeing kalitesi için genelde kutup yıldızının izinden yararlanılır. Seeing’in değerinin 1² nin altına düştüğü yerler iyi gözlem yerleri olarak kabul edilir. Antalya’daki TÜBİTAK Ulasal Gözlemevi’nde seeing değeri 0² .7 civarındadır.