光學觀測監測器可以測出望遠鏡到恒星路徑上的整個大氣亂流，它是研究觀測的重要工具。
這些儀器一般由 15 到 30 厘米的望遠鏡和一個光電焦平面探測器組成，用於測量影像大小。
它們自行運作，大大減少了對人類的依賴。
【光學觀察監視器】
北極星望遠鏡是安在混凝土橋墩上指向北天極的望遠鏡，20 世紀 60 年代被用於 4 米級望遠鏡的現場測試，它固定著，風震減小，跟蹤誤差沒了。
另一方面，它們在南半球用不了（沒有極星），在低緯度地區也用不了，因為觀測角度太大，退化得太厲害了。
還有一種是「星跡」法，就是用裝在傳統架子上的望遠鏡，觀測時停止跟蹤，以此來消除跟蹤誤差。
恒星影像在焦平面上留下「軌跡」，焦平面的寬度是對其的測量，但是風會影響測量，而且視覺只能單向測量。
剪下幹涉儀也可成功用於測量波前相幹性，其優點是測量結果不受望遠鏡光學系統影響，但有跟蹤誤差，且很難在惡劣環境中操作。
這些問題促使差分影像運動監視器（DIMM）的出現，現在它已經成為現場測試的主要工具了。
這方法是透過量度穿過大氣的兩條不同路徑看到的不同影像的運動，而這些影像的微分運動與 r0 直接相關，r0 是一種視覺的測量。
差分測量的優點是可以消除望遠鏡的跟蹤誤差和震動，透過小孔看到的恒星影像的瞬時位置是波前斜率的函數，不過這個影像的位置也會受到小孔自身運動的影響。
用同一掩模上的兩個孔收集星光，兩幅影像的差分運動，只是兩個孔上方波前斜率差值的函數，與掩模的運動沒關系。
根據大氣亂流理論，這斜率差是 r0 和波長的函數，更確切地說，是縱向和橫向影像運動的微分，即 σl 2 和 σt 2。
其中，D 是每個孔徑的直徑，D 是它們的分離度，λ 是波長。
明亮的恒星透過望遠鏡孔徑掩模的兩個孔收集，一束光被棱鏡偏離，以分離焦平面上的兩幅影像。
為了能更方便地讓瞳孔特征和觀察條件相匹配，有個更好的解決辦法是重新給瞳孔成像，再用分束器把兩束光分開。
一般來說，這個直徑是 30 厘米的望遠鏡，會被建在露天，周圍沒有遮擋，而且距離地面至少 5 米高，這樣就可以避免圓頂被看到，也能超過大部份表層。
面具上的孔直徑約幾厘米，相隔約 20 厘米，觀測 V3 星時，操作距離天頂小於 30°，每 200 ms 測量一次影像中心，然後計算每分鐘觀測的統計估計。
測量精度受光子雜訊限制，觀測精度大於 0.2 的話，測量精度約為 10%，DIMMs 測量的結果跟直徑約 2 米的望遠鏡觀測結果相關。
這種情況是因為 r0 和觀測到的觀測值之間的聯系假定了亂流的外部尺度 L 為無窮大（或與望遠鏡的尺寸相比非常大）。
實際上，L 在 10 到 100 米之間，平均是 25 米，這跟最大望遠鏡孔徑差不多，所以得修正一下。
通常情況下，8-10 米級的望遠鏡在可見光中的效果，比用 dimm 確定的效果好約 10%，這對紅外線的影響更大。
【太空軌域和月球】
大多數天文衛星都被放置在赤道附近的近地軌域上，這樣可以獲得完美的透明度和地球磁場對宇宙射線的遮蔽，不需要最小的發射能力。
這些軌域範圍在數小時內可到達的地球同步軌域，到大約 3 個月後的第二個拉格朗日點，但同時還得考慮可用的發射系統、它們的成本和效能，這些都與軌域選擇緊密相關。
盡管火箭技術已經有了半個多世紀的進步，但目前和可預見的運載火箭還是給天文台的設計帶來了巨大的財政和物理方面的限制。
比如，想把有效載荷送上高軌域，就需要多得多的燃料、復雜的發動機和分段系統，有效載荷質素得達到要求的一百倍才行。
此外，新發射系統開發成本高、風險大，導致發射和軌域選擇選單有限。對於大型望遠鏡來說，整流罩尺寸也很關鍵，這實際上要求望遠鏡可以在軌域上展開。
【低傾角近地軌域】
低傾角低地軌域（LEO）的海拔高度在 300 至 1000 公裏之間，傾斜度約為 30?，但在海拔 300 公裏以下的地方則不是這樣，這可能是因為大氣中的阻力。
太高了不行，在範艾倫帶裏會被困住，那裏有很多高能粒子；傾斜度小一點好，因為地球自轉能增加發射速度。
軌域傾角通常為發射場的緯度（NASA 從堅尼地角發射為 28°，從法屬圭亞那的庫魯發射為 5°），因為這樣能最大限度地提高有效載荷 的質素能力。根據開普勒第三定律，軌域周期等於：
根據公式，a 為軌域的半長軸，G 為重力常數（G=6.67×10?11 N·m2/kg2），M 為地球質素（M=5.98×102? kg）。對於在海拔 600 公裏（如 HST）的圓形軌域上的天文台，其周期約為 96 分鐘。
近地軌域的一個特殊之處在於，這個軌域的平面會隨時間轉動，這是因為地球是個扁球形，重心和質心不重合。
在遠離地球的地方，差異可以忽略不計，但對於低地軌域來說，這種影響就很明顯了，比如 HST，其軌域平面每天大約旋轉 6.2832 度（56 天的周期）。
大多數科學衛星被放在近地軌域上，或者透過專用發射裝置，或者透過美國太空運輸系統（STS，一般叫「太空穿梭機」）。
對於地球觀測儀器來說，這是個明顯的選擇，但對天文學而言並非如此。近地軌域的主要優點是，可以進入軌域的質素大得多。
當用太空穿梭機時，這設施也能做「維護」，像是修理或升級。近地軌域的另一個好處是，在被粒子困的範艾倫帶裏，宇宙射線的程度很低。
另一方面，地球頻繁地進行目標掩星，導致觀測效率低，在一個典型的 96 分鐘軌域周期內，差不多有一半的時間（約 40 分鐘）都浪費了。
長時間曝光時，每次傳球都要「重新找」目標星和引導星，對於紅外望遠鏡來說，還有一個困難，就是地球會對望遠鏡光學部份產生熱加熱。
來自地球的熱量輸入很可觀（240 瓦/平方米），這使得光學器件無法靠被動冷卻到低溫，望遠鏡必須遮光良好，以減少來自太陽和明亮地球的雜散光，光學器件需要主動冷卻。
地球對太陽的周期性日食會引起溫度大幅波動，可能導致光學失調、影像退化和指向誤差，例如，HST 的遮光罩溫度從暗面的約-80?C 到軌域太陽面的約+50?C。
所以，哪怕主反射鏡是用低熱膨脹材料做的，也得給它做隔熱和溫度控制，免得圖形變了。
【太陽同步軌域】
正如前文所述，近地軌域進動的影響會隨傾角的增大而減小。我們可以透過選擇一個足夠高的近極軌域，讓進動率達到每年向東 1 天，以此確保軌域平面始終對準太陽的固定方向。
這種軌域被稱為「太陽同步」，要是軌域平面選得垂直於太陽（即在地球的終結面上），那麽太陽在飛船上看到的天空位置始終不變。
要是只觀測太陽背面，來自地球和太陽的溫暖輻射，能被簡單的遮光片和雜散光擋住。
這樣的話，大型散熱器就能裝在航天器的冷那邊，讓溫度能比較低地達到相對穩定。
但是，太陽同步軌域對 IRAS 等全天時巡天望遠鏡而言是個好選擇，極地軌域則需要特定的發射地點，得是無人居住的區域（美國加州範登堡空軍基地的美國發射），且發射速度效率較低，因為它們無法利用地球的自轉速度。
【地球靜止軌域和地球同步軌域】
如果有顆衛星在圓形、赤道、向西的軌域上，其周期剛好等於恒星日（23 小時 56 分鐘），那麽從地球上看它是靜止的。
這種「地球靜止地球軌域」（GEO）對通訊和氣象衛星很有用，對天文衛星也有用，因為它能讓衛星與單個地面站持續聯系，實作類似地面觀測器的即時操作。
這個軌域的優點是它離地球較遠，只有 16?，所以被地球擋住的天空部份小，地球的熱量輸入也最小。
缺點是它處於範艾倫輻射帶，這會增加探測器背景和電子器材永久損壞的概率，並且該軌域是「地球同步」軌域，與地球自轉同步。
【高地球軌域】
為了躲開範艾倫帶，人們得去更高的地方，這些遠地軌域（HEO）可以是圓的，也可以是高度橢圓的。
這種軌域的缺點在於迴圈化耗能高，有效載荷質素相應降低，高度橢圓軌域（例如，1000×200000 公裏）所需能量較少，允許對地球進行數周的觀測，但衛星在每個近地點會穿過輻射帶兩次。
當衛星遠離地球附近時，太陽的重力就不可忽略了，這時衛星的運動也不能用簡單的方式來描述了。
這就是三體問題，其軌跡不是橢圓那樣的封閉曲線，也不能用開普勒定律的簡單方程式來計算。
但是，有一種特殊情況，那就是第三個物體的質素相比另外兩個物體的質素可以忽略不計，並且兩個大質素物體中的一個處於圓形軌域上，另一個也是。
在這種情況下，軌域平面上有五個位置，小質素物體一旦嵌入該平面，就會在圓形軌域上運動，與其他兩個物體「繫結」在一起。
這些點被叫做與兩個大質素相關的「拉格朗日點」，分別是 L1 到 L5。在這些點上，來自兩個主體的重力與軌域離心力相平衡。太陽系中每一對大質素點都有這樣的拉格朗日點，比如地-月系統和太陽-地系統。
五個拉格朗日點中的兩個，L4 和 L5 是穩定的，另外三個是亞穩定的，放在那裏的物體受擾後不會回到原來位置。
當然，擾動是不可避免的，比如太陽壓力和月球及其他行星的拉力。不過，航天器可以透過空間站的定期操作，保持在這兩個亞穩態軌域上。實際上，航天器是在繞拉格朗日點執行，而不是天體，這種軌域就叫「暈軌域」。
L2 點是觀測太陽地球系統的絕佳位置，因為那兒太陽、地球和月球會一直處於望遠鏡的同一側，能最大限度地觀測天空。
這也是個理想的軌域，可以被動地給望遠鏡降溫，而不用完全脫離地球，也不需要長距離的通訊鏈路。
【總結】
一個盾牌就能保護天文台，擋住太陽，限制最小，還能防地球和月亮。
除此之外，太陽的恒定距離（1 AU）確保了穩定的熱環境和持續的太陽能照明，而且，地球到太陽的距離足夠小，可以進行寬頻無線電通訊，無需使用非常大的地面天線。
比如 MAP、NGST 這類為 L2 發射或計劃的任務，與近地軌域上的軌域碎片相比，其影響是相對較溫和的。
【1】Sarazin，M.，未來地面望遠鏡專案的理想地點，國際天文學聯合會可見和無線電範圍內天文地點評估研討會，2000.
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【3】 Singal，聲學遙感，第五屆大氣和海洋聲學遙感年度研討會論文集，1990.
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