常用的探测器有人眼、照相底片和光电探测器。
1）人眼和目镜
人眼虽然有因人因时而异等缺点，但仍方便常用，熟悉眼睛性能才会更好发挥其效用。眼瞳孔直径在白天约为2 mm，黑夜可扩大到6～8 mm，虽然用眼直接观测的极限星等只有6m，分辨角仅1′，但借助目视望远镜则可以看到很暗天体及分辨细节。人眼有选择性，对可见光，尤其黄绿光和黑暗环境很敏感，甚至可以觉察出几个光子的作用，从黑暗到光亮环境适应较快，但从光亮环境到黑暗需约15 min时间才能适应，因此在观测中应避免强光照射眼睛。目视观测的时间分辨率较高，可以观测到天体的变化现象，但视觉反应要慢0.1～0.25 s，而且光作用停止后还有“视觉暂留”，不能辨别快于25次／秒的闪现现象。
眼睛的分光响应和适应如图4-18所示，其中V为视见函数，表示人眼对不同波长的光的视觉灵敏度。
图4-18 眼睛的分光响应
虽然现代天文观测大量使用光电仪器，但目视观测仍是最基本的工作。用望远镜进行天体的目视观测需要目镜，目镜起两种作用：一是放大天体像的视角，这对观测延展天体（月球、行星、彗星、星云）表面的细节和分辨近距恒星（双星、聚星、星团）是很重要的；二是目镜的前焦点调节在物镜（焦面）所呈的天体像上，因而使从目镜出射的光束变为平行光，用人眼观测很方便。显然，目镜的光学质量会影响观测效果。目镜有多种：①惠更斯（Huygens）目镜（H或HW），由两个同型号玻璃的平凸透镜组成，凸面都朝向物镜，主焦点在两透镜之间，工作视场为25°～40°；②冉斯登（Ramsden）目镜（R或SR），由两个同型号玻璃的平凸透镜组成，两个透镜的凸面都朝内，工作视场为25°～40°，由于它的第一主焦点在前透镜之前，易安置十字丝或分划板，也易磨制而较价廉，改进型的冉斯登目镜的视场为40°～50°；③消畸变目镜，由于透镜有各种像差，导致横向（视场不同区域）放大率不同，结果使像的几何形状改变，这种现象称为“畸变”。用复合透镜组成的目镜可以更好地减少像差，尤其是减少畸变，扩大工作视场，这类目镜称为消畸变目镜。
惠更斯目镜和冉斯登目镜因成像质量差和视场小，已逐渐淘汰。为完善目镜的性能，增大视场，提高成像质量，科学家已研制出多种现代目镜。例如，Radian系列目镜：结构为6或7个镜片的视场为60°；超广角（Super Wide Angle，SWA）系列目镜的视场为67°；Nagler系列目镜的视场可达82°，大视场要转动眼球才可看遍，有所谓“太空漫游”的感觉，但其结构复杂，价格昂贵。(www.xing528.com)
2）照相底片
照相底片作为探测器对天文学发展起过重要作用，有多种类型照相底片供选用，虽然彩色底片可以拍摄出天体的美丽图像并有一定的科学价值，但天文观测上更有分析价值的是各种光谱响应的黑白专用天文底片。照相底片的特点是：①底片尺寸足够大（如30 cm×30 cm），可配合大视场望远镜使用；②底片颗粒细小，可配合长焦望远镜使用，分辨本领好；③长时间感光可拍摄很暗天体：④底片的信息容量大，可达108bits甚至1010bits。照相底片的缺点是：①可探测量子效率低，仅为4%；②响应的非线性，测量需定标特性曲线——“照相密度”（即黑度）与露光（能）量关系；③动态范围（“宽容度”）小，一般几十倍；④底片各部分不均匀，有像晕等缺陷。
3）光电探测器
利用金属或半导体受辐射作用而发生电性变化的现象（光电效应），人们已制成多种光电器件，天文观测常用的光电探测器有以下几种。
光电倍增管由光阴极、几个次极和阳极的真空管组成，在各极间加电压。光阴极的光敏物质受到辐射作用就飞出电子（称为光电子），受电场加速和聚集而轰击第一次极，击出更多的二次电子再依次从各次极击出更多（“倍增”）电子，最后轰击阳极，于是在最后次极和阳极间形成可测的电流（称为光电流）。光电倍增管的光谱响应取决于光阳极的光敏物质和窗口材料，而次极增益与其材料和结构有关。光电倍增管灵敏度高且线性好，时间分辨率好，但不能用于空间分辨，需检测暗电流及灵敏度变化。
电荷耦合器件（CCD）（见图4-19）是一种新型广泛应用的多元光敏（半导体）二极管面阵的固体探测器，兼具照相底片和光电倍增管的优点。每个二极管（像素）都是外加电压的电荷储存电容器，受辐射作用就产生并储存电子，电子数正比于入射光子数。通过一定方式耦合读出于电脑中，并显示天体图像。CCD的量子效率高达50%甚至可达90%，响应的线性好，动态范围为104～105，像素间距一般小于30μm甚至可小到11μm以下，各像素的不同响应及暗流等都可由电脑统一处理。CCD的像素从早期500×500增到2048×2048乃至更多。
图4-19电荷耦合器件CCD
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