The biggest intrinsic limitation of a telescope's resolving power is the angular resolution that its optical components are capable of. The [angular resolution](_URL_0_) is the smallest angular distance between two sources of light, for which the system will see two distinct sources rather than one blob. In principle the resolution can be increased by increasing the size of the collecting lens in the telescope, however in practice you will be limited by [optical aberrations](_URL_1_) (i.e. imperfections in the imaging system), as well as the sheer physical size of the system. 

[This cartoon](_URL_3_) helps to visualize what angular distance is and how it is related to angular size. In short the idea is that what determines whether you can resolve two features (and how well you can see them) is not just their actual separation in terms of distance, but the angle that separates them. For large separations, the angular distance (A) between two features is A=r/R, where r is the physical separation of the objects and R is the distance between the observer and the object. 

This angular resolution (a) of a telescope in turn is limited by [diffraction](_URL_2_) and can be expressed as a=1.22\*l/D, where l is the wavelength of the light and D is the diameter of the lens. In other words, the angular resolution of the telescope is fixed by its physical parameters, especially the size of an aperture. So putting the two ideas together, if you are looking at a faraway object then its features will have an angular size A=r/R, and the smallest angular distance between two objects that your system can detect is  a=1.22\*l/D. So in order to see what diameter of a lens you would need to observe a feature of size r at a distance R away, you would set a equal to A and solve for D giving: 

D = 1.22l\*R/r

So let's take your example of sand on Mars. Let us say you are trying to observe grains of sand that have a center to center distance of abut 1mm and let's say we are detecting visible light (e.g. 500nm). The last thing we need is the distance from Earth to Mars, for which we can take the most optimistic scenario of closest approach, which is a separation of 50 million km. Going through the math, you get a lens diameter of 30,000km, which is more than twice the diameter of the entire Earth. 
දුරේක්ෂයක විසර්ජන බලයේ විශාලතම සහජ සීමාව වන්නේ එහි දෘශ්‍ය සංරචක වලට හැකියාව ඇති කෝණික විභේදනයයි. [කෝණික විභේදනය](_URL_0_) යනු ආලෝක ප්‍රභව දෙකක් අතර ඇති කුඩාම කෝණික දුරයි, ඒ සඳහා පද්ධතියට එක තලයකට වඩා වෙනස් ප්‍රභව දෙකක් පෙනෙනු ඇත. ප්‍රතිපත්තිමය වශයෙන් දුරේක්ෂයේ එකතු කරන කාචයේ ප්‍රමාණය වැඩි කිරීමෙන් විභේදනය වැඩි කළ හැක, කෙසේ වෙතත් ප්‍රායෝගිකව ඔබ [ප්‍රකාශ විකෘති](_URL_1_) (එනම් ප්‍රතිරූපණ පද්ධතියේ ඇති දුර්වලතා) මෙන්ම සම්පූර්ණ භෞතික ප්‍රමාණයෙන් සීමා වේ. පද්ධතියේ. [මෙම කාටූනය](_URL_3_) කෝණික දුර යනු කුමක්ද සහ එය කෝණික ප්‍රමාණයට සම්බන්ධ වන්නේ කෙසේද යන්න දෘශ්‍යමාන කිරීමට උපකාරී වේ. කෙටියෙන් කිවහොත්, ඔබට විශේෂාංග දෙකක් විසඳිය හැකිද යන්න තීරණය කරන්නේ (සහ ඔබට ඒවා කෙතරම් හොඳින් දැකිය හැකිද) දුර ප්‍රමාණය අනුව ඒවායේ සැබෑ වෙන්වීම පමණක් නොව ඒවා වෙන් කරන කෝණයයි. විශාල වෙන්වීම් සඳහා, ලක්ෂණ දෙකක් අතර කෝණික දුර (A) A=r/R වේ, එහිදී r යනු වස්තූන්ගේ භෞතික වෙන්වීම වන අතර R යනු නිරීක්ෂකයා සහ වස්තුව අතර දුර වේ. දුරේක්ෂයක මෙම කෝණික විභේදනය (a) අනෙක් අතට [විවර්තනය](_URL_2_) මගින් සීමා වන අතර එය a=1.22\*l/D ලෙස ප්‍රකාශ කළ හැක, මෙහි l ආලෝකයේ තරංග ආයාමය වන අතර D යනු කාචයේ විෂ්කම්භය වේ. . වෙනත් වචන වලින් කිවහොත්, දුරේක්ෂයේ කෝණික විභේදනය එහි භෞතික පරාමිතීන්, විශේෂයෙන් විවරයක විශාලත්වය මගින් සවි කර ඇත. එබැවින් අදහස් දෙක එකට තබා, ඔබ දුරස්ථ වස්තුවක් දෙස බලන්නේ නම්, එහි ලක්ෂණ A=r/R කෝණික ප්‍රමාණයකින් යුක්ත වන අතර, ඔබේ පද්ධතියට හඳුනාගත හැකි වස්තූන් දෙකක් අතර කුඩාම කෝණික දුර a=1.22\*l/ වේ. ඩී. එබැවින් ඔබට R දුරින් r ප්‍රමාණයේ ලක්ෂණයක් නිරීක්ෂණය කිරීමට අවශ්‍ය කාචයක විෂ්කම්භය කුමක්දැයි බැලීමට, ඔබ A ට සමාන අගයක් සකසා D ලබා දීම සඳහා විසඳන්න: D = 1.22l\*R/r එබැවින් අපි බලමු. අඟහරු මත වැලි පිළිබඳ ඔබේ උදාහරණය ගන්න. අපි කියමු ඔබ මධ්‍යයේ සිට මධ්‍යයට මිලිමීටර 1 ක දුරක් ඇති වැලි කැට නිරීක්ෂණය කිරීමට උත්සාහ කරන අතර අපි දෘශ්‍ය ආලෝකය (උදා: 500nm) හඳුනා ගන්නා බව කියමු. අපට අවශ්‍ය අවසාන දෙය නම් පෘථිවියේ සිට අඟහරු වෙත ඇති දුරයි, ඒ සඳහා අපට ආසන්නතම ප්‍රවේශයේ වඩාත්ම ශුභවාදී දර්ශනය ගත හැකිය, එනම් කිලෝමීටර මිලියන 50 ක වෙන්වීමක්. ගණිතය හරහා ගොස්, ඔබට කිලෝමීටර 30,000 ක කාච විෂ්කම්භයක් ලැබේ, එය මුළු පෘථිවියේම විෂ්කම්භය මෙන් දෙගුණයකටත් වඩා වැඩිය. 