视宁度（seeing），拼音为shì níng dù，指望远镜显示图像的清晰度。

对受地球大气扰动影响的天体图像质量的量度，主要用以描述点源图像的质量优劣和角大小 。

它取决于大气湍流活动程度。肉眼所见星体的闪烁，一般认为是高层大气湍流引起。望远镜清晰度不佳往往是低层大气湍流所致。各层大气湍流使大气中产生密度不同的不稳定区域，使光线不能顺利地直接通过并保持强度不变。如果大气湍流使天体发出的光迅速而不规则地变换方向，那么，小型望远镜所显示的图像就会闪烁跳动。大型望远镜则扩大失真度，使图像更为弥散。

受视宁度影响，地面望远镜极限分辨率只有1角秒，远小于大型望远镜的衍射极限。为克服其影响，近年来发明了自适应光学技术。

视宁度是用于描述天文观测的目标受大气湍流的影响而看起来变得模糊和闪烁程度的物理量。视宁度严格来说是属于大气科学研究的范畴，可从事天文观测的科学家对此非常关注，因为它的好坏对天文光学观测的质量影响很大。

中国的国家天文台兴隆观测站，有报告称其视宁度不甚理想；而新建的云南天文台丽江高美古观测站的视宁度就比较好；上海天文台佘山观测站在每年夏天受副热带高压控制的气象条件下视宁度也还行。

世界上重要的光学天文台，如夏威夷的莫纳克亚山、加那利群岛的拉帕尔玛岛等的视宁度条件都很理想。

视宁度和星光抵达望远镜前所穿过的不同温度的大气有关

空气弯曲光的能力，也就是折射率，取决于它的密度，更直接地说是温度。当温度不同的空气团相遇时，它们之间的边界层会瓦解成漩涡或者涡流，其对光线的作用就像是薄透镜。在火焰的上方或者是被太阳拷热的公路上，你也能看到类似的情况；热气流会使本就糟糕的视宁度更加突出。在拥有各种天气现象的大气层中到处充满了微小的温度变化，当用望远镜观测时，也放大了这些天气的效应。

在离物镜1英寸处往往是视宁度最差的地方。如果物镜的温度与空气的温度不同，它就会使自己裹上一层或冷或热不规则流动的空气包层。对于望远镜的其他部分也会如此。因此，你得花时间让望远镜与周围环境的温度保持平衡。天文爱好者很快就发现，在把望远镜搬到户外半小时后，星像就会变得尖锐。对于较大型的设备则需要更长的冷却时间。这意味着你得早些把它安装架设好。

通常望远镜的温度会偏高，尤其是当它被存放在室内以防在天气变化时出现的毁灭性湿气凝结。但有时却恰恰相反。当望远镜开始结露或霜时，你就该知道望远镜通过辐射冷却，温度要比空气来得低。在这种情况下稍稍加热可以防止望远镜结露而且还可以使望远镜的温度升高到空气的温度——因此能提高望远镜的分辨能力。

望远镜中冷热空气的管流（tube current）是分辨率的真正杀手。管流在反射式望远镜中尤为严重，但是近筒的施密特－卡塞格林以及折射式望远镜也有类似的问题。现在天文爱好者倾向于认为底部开放的镜管应该尽可能的通风。在反射镜底部悬吊一个风扇是一个普遍的方法来加速冷却并且吹散有关的空气。检验是否有管流的方法是很简单。将一颗亮星的像调离焦点，使它形成一个大而均匀的亮盘。如果有管流存在，则在亮盘上会出现或亮或暗的细条纹，而且它们会慢慢的弯曲盘绕。

在望远镜前几英尺出也存在视宁度的问题。显然，应该确保你呼吸以及身体所发出的热量不会经过光路。这也就是为什么要为开放式镜筒罩一层布的原因。

望远镜所处的环境应该是低热容的，只有这样它们才不会储存白天的热量。所以草地或者灌木丛是比人行道更好的选择。而且树木越平整越好。被晒热的建筑物对视宁度来说是灾难性的，尤其是会发现就像是通过烟囱在观测。

如果要建造一个天文台，请使用较薄的建材，例如三合板或者铁皮，这样可以快速的冷却，但不要使用石料。然后把它漆成白色或者浅色来反射太阳的热量，而且要注意通风。地板上要铺上一块厚地毯。一个能敞开整个房间的卷动屋顶可以更快的冷却，而且比只有一个狭长观测窗的天文圆顶有更好的视宁度。如果你坚持要造一个圆顶，那你就要在墙上装一个大风扇将空气吹向望远镜，就象专业天文台做的那样。把天文台建在容易被晒热的屋顶上是不明智的，除非你想自己因为糟糕的工作而被解雇。或者至少你应该把它建在上风口。

望远镜使用者能识别出两种视宁度：“慢”视宁度和“快”视宁度。慢视宁度会使得恒星和行星跳动或者摇晃；快视宁度则会使它们变成模糊球但却几乎不运动。你可以在慢视宁度的情况下看到尖锐的细节，因为我们的眼睛很善于捕捉运动的目标。但是快视宁度则超出了我们眼睛的响应时间。在爱好者中流传着一条经验，用肉眼通过计算闪烁恒星的数目可以判断视宁度。通常这是有效的。让恒星闪烁的湍流一般都很靠近地面。但是这一方法对于高空的快视宁度却无能为力。如果恒星闪烁的速度高于人眼的时间分辨率（大于0.1秒），它就会看上去很稳定，但在望远镜中它仍是一个模糊的绒球。

天文学家通常所说的“视宁度胞”就是天空中尺度从毫米到几米的空气涡流。当空气团彼此经过时就会产生这些涡流——在水平方向的风中，或是在垂直方向的对流里。有时，当我们观测一个延展的天体，例如月亮或者行星，你会看见几千英尺高的水平“剪切湍流”层。当你调焦至无穷远稍外一点（目镜离物镜更远）时，这些波动就会变得明显。这预示着一个反变层，其中暖空气正从下方的冷空气上流过。但是冷暖空气的温差却可能非常的小。

这一复杂的情况往往使我们误会天文学家经常重复的话：视宁度胞的尺寸大约在10厘米（4英寸）左右。事实上，它们可以是任何的尺寸。但是这一中等尺寸的视宁度胞有一个重要的特性：它们对大望远镜的影响远大于对小望远镜的影响。如果你有一架4英寸的望远镜，那么4英寸或者更大的视宁度胞经过你的视线的时候就会产生略有移动但相对不动的影像。同样的气流胞经过12英寸望远镜的上方时则会产生多重影像，而使像变得模糊。

视宁度取决于天气

但是并没有一条简单的规律可以适用于任何地方。当天气变化、多云、刮风以及反常寒冷天气的前后视宁度都会变差。任何会带来剪切气流的天气都是坏消息。一些观测者认为，当高气压控制某一地区数天就会出现较好的视宁度。绘制一张当地的视宁度－天气图，你会发现其中的规律，它将成为你观测的得力助手。季节特征通常更易于预报。当高纬度地区高空有气流经过时，美国北部和加拿大南部的视宁度往往表现一般。最好的视宁度出现在无风湿热的夏夜，此时空气中充满着水分，天空看起来呈白雾状。一些天文学家认为工业废气也能使空气稳定下来，就象夏天的湿气——更准确地讲，它伴随着宁静空气出现，而后者会带来良好的视宁度。

时间也扮演着重要的角色

但是同样没有一条普适的原理。日落之后的视宁度通常非常好，因此你应该在黄昏时就开始行星观测。黄昏之后视宁度开始恶化。一些观测者发现，午夜之后视宁度又会有所改善；但是另一些观测者的看法正好相反。其实这取决于你所处的地形；夜晚冷空气会涌入山谷使那里的视宁度变差。而黎明之后又会出现另一个良好视宁度时期。

地理因素也至关重要

天文台选址委员会在全世界范围内寻找有平缓片流的地方。地球上最好的地方是面向信风吹来方向的山顶，此时信风穿越了数千英里平坦而寒冷的海洋。你不会想要山峰的下风口，因为当气流经过山峰之后就会瓦解成湍流。同样地，你也不会要地形变化的下风口，那里会不均匀的吸收太阳的热量。广阔的平原或者逐渐抬升的山脉也会带来和海洋相似的片流。这样你就可以通过风向来预报视宁度了。对抗视宁度的关键是耐心。多看一会儿，你就会发现一些惊人的影像。这就是有经验的行星观测者会比初学者多看一会儿的原因，他们会忽略所有的模糊影像，而只保留那些最稳定的画面。而且，视宁度一般每分钟甚至每秒种都在变化。当大气宁静的时刻到来时，只有专注的观测者才能在目镜中捕捉到它。

通常爱好者在自己的观测日志中主观地从1到10对视宁度进行评定，其中1最差，10最好。每个人对这些数字可能都有自己的定义。为了统一起见，这儿给出了哈佛大学天文台威廉·皮克林早年所提出来的标准。皮克林使用5英寸的折射望远镜进行观测。对于更大或者更小的望远镜，他所描述的衍射圆面和衍射环的大小必须进行修正。

（1）星像的直径通常是第3衍射环的2倍（如果第3衍射环能被看见的话），直径为13″。

（2）星像的直径偶尔会达到第3衍射环的2倍（直径为13″）。

（3）星像的直径与第3衍射环的直径（6.7″）相当，且中心明亮。

（4）中央的爱里衍射斑通常可见；有时亮星会出现衍射弧。

（5）爱里斑一直可见；亮星经常出现衍射弧。

（6）爱里斑一直可见；短衍射弧通常可见。

（7）爱里斑有时很明显；衍射弧长而且能形成完整的圆形。

（8）爱里斑一直很明显；衍射弧长而且能形成完整的圆形，但总是在变化。

（9）内衍射环保持静止；外衍射环有时保持静止。

（10）整个衍射环都保持静止。