一種觀察遠物的重要光學儀器。它廣泛地應用於天文、地理和軍事等各個領域。最簡單的望遠鏡由物鏡和目鏡兩個透鏡組組成。無窮遠物點發出的平行光束被物鏡會聚在其像方焦點上，由於這一點與目鏡物方焦點重合，從目鏡射出的仍為平行光束，再經觀察者眼睛聚焦，在視網膜上生成物的像。因望遠鏡有較高的解析度；並且有放大作用，觀察者得以看清楚原來用肉眼所難以辨認的細節。

　　望遠鏡的發展歷史可追溯到17世紀初。最早的望遠鏡是1608年由荷蘭人H.李普希希發明制造的。它由單個正透鏡作為物鏡和單個負透鏡作為目鏡而組成。伽利略曾自制這種望遠鏡觀察天象，發現木星的衛星和月球表面有山和谷等重要事實，因而被稱為伽利略望遠鏡。隨後不久，於1611年在J.開普勒的光學著作中首先論述瞭望遠鏡，並於1615年首次制造出以正透鏡為目鏡的望遠鏡，被稱為開普勒望遠鏡。

　　類型　伽利略望遠鏡因其目鏡的焦距為負(圖1)， 具有結構緊湊和對物體成正像的優點，這是用於一般觀察所必需的。但這種望遠鏡沒有中間實像平面，無法在像面上設置帶分劃標志的視場光闌，因而不能作瞄準和定位之用。其視場受物鏡孔徑尺寸限制，並隨放大率的增大而減小。為使視場不致太小，隻能有較小的放大率，一般不超過6倍。所以伽利略望遠鏡隻能作為一種簡易的觀察工具，例如娛樂場所用的觀劇鏡。

　　開普勒望遠鏡的成像原理如圖2所示。由於其目鏡有正的焦距(fé＞0)，導致與伽利略望遠鏡有很多不同之處。首先是對物體成倒像；其次，由於有中間實像平面，可在其上設置視場光闌和分劃標志，既有明晰的視場邊界，又能用於瞄準、定位和測量。早期的開普勒望遠鏡成像質量較差，色差的影響最為明顯；在三百多年的發展過程中出現瞭像差得到校正的各種類型的物鏡和目鏡（見透鏡及透鏡組），從而改善瞭望遠鏡像質。

　　除瞭折射望遠鏡外，還有反射和折反射兩類望遠鏡，它們的主要區別在於物鏡的結構。折射望遠鏡的物鏡由透鏡組成；反射望遠鏡的物鏡由反射鏡組成；折反射望遠鏡的物鏡由透鏡(或校正板)和反射鏡共同組成。最早的反射望遠鏡是I.牛頓在1672年制成的，其後又有卡塞格倫、格雷戈裡等類型的反射望遠鏡問世(見反射元件)。折反射望遠鏡也有施密特、馬克蘇托夫等多種類型。

　　望遠鏡根據用途可劃分為天文望遠鏡和地景望遠鏡兩大類。

　　① 天文望遠鏡。 望遠鏡成倒像對於天文觀測並無妨礙，而視場中有十字叉絲可做為觀測定位標志，因此從17世紀中葉起開普勒望遠鏡就取代瞭伽利略望遠鏡在天文觀測中的地位。為瞭對遙遠的、亮度微弱的天體進行觀測和照相，要求物鏡孔徑盡可能大，以收集盡可能多的光。安裝在美國耶凱斯天文臺的物鏡直徑 1米的望遠鏡是折射望遠鏡中最大者。磨制大透鏡首先要遇到如何制備高質量的大塊光學玻璃毛坯的問題，磨好後安裝在鏡筒頂端並保證透鏡不因受力而變形也是困難的事，因此折射望遠鏡孔徑沒有進一步增大的趨勢。目前世界上孔徑居於前列的天文望遠鏡都是反射望遠鏡，如美國1949年安裝在帕洛馬山上的望遠鏡，其主反射鏡的直徑為5米，蘇聯1976年安裝瞭直徑達6米的望遠鏡等。

　　現代天文望遠鏡不是單純的目視觀測儀器，它要用於照相、光譜分析、光度計量等許多工作領域。例如在物鏡焦面上放置照相底片，利用跟蹤機構使望遠鏡光軸始終對準拍攝目標，經過長時間曝光可獲得亮度微弱天體的照片，天文望遠鏡在這種場合已不是一般的望遠鏡，是當做一臺特殊的大型照相機使用的。

　　② 地景望遠鏡。 觀測地面目標的望遠鏡統稱地景望遠鏡。開普勒望遠鏡由於對物體成倒像，隻能在對專設目標進行瞄準和測量的大地測量儀器中應用。而在軍事上大量需要的各種儀器(如潛望鏡、瞄準鏡等)中，必須應用成正像的望遠鏡，各種觀察用望遠鏡也是如此。通常是在開普勒望遠鏡中加入轉像系統以獲得正像。轉像系統有兩類：棱鏡轉像系統和透鏡轉像系統。常見的雙筒望遠鏡用放在物鏡後面的棱鏡系統轉像，由於光軸在棱鏡系統中迂回轉折，可使望遠鏡的結構十分緊湊，便於隨身攜帶和手持觀察。而當望遠鏡需要很長的鏡筒時，便采用透鏡轉像系統。典型的例子是潛望鏡，在其物鏡和目鏡之間有若幹透鏡構成透鏡轉像系統，物鏡焦面上的倒像經過透鏡轉像系統再一次成倒像而變成正像。

　　放大率　望遠鏡的放大率與視覺緊密聯系，它定義為：眼睛通過望遠鏡所見遠物的像對眼張角的正切與肉眼觀察時該遠物對眼張角的正切之比，常稱視放大率。從圖2可見，上述張角分別為望遠鏡的像方半視場角w′和物方半視場角w，由此可得望遠鏡放大率的表示式

。

可見，物鏡的焦距fὀ大於目鏡的焦距fé時，望遠鏡就有放大作用；若為正目鏡(fé＞0)，放大率為負，眼睛所見是物體的倒像，若為負目鏡，則所見為正像；當目鏡焦距和像方視場一定時，放大率的提高，必導致物鏡焦距的增長，望遠鏡體積增大和物方視場2w的減小；當入射光瞳直徑D一定時，增大放大率必使出射光瞳直徑D′減小。所以，望遠鏡諸性能參量均受制於放大率，須根據儀器的使用要求合理確定。

　　分辨率　望遠鏡的分辨率（即分辨本領）用遠處剛能被分辨開的兩物點對入射光瞳中心的張角表征，稱為最小分辨角，其理論值由如下公式決定

。

眼睛最敏感的色光波長為 λ＝0.000555毫米，代入上式，並以角秒為單位，得

，

式中入射光瞳直徑D以毫米為單位。可見，望遠鏡的理論分辨率完全被入射光瞳直徑，即物鏡的有效孔徑所決定。

　　分辨率為合理確定放大率提供依據，原則是:被物鏡分辨的角度φ″應放大到能為肉眼所分辨的程度，即60″～70″。因此應滿足關系

，即

M≥0.5D 。

按M=0.5D所確定的放大率稱為正常放大率。此時，望遠鏡的出射光瞳直徑為

，正好與白天一般人的眼瞳直徑相當。實際上，為使觀察者易於分辨物體細節，常把放大率提高到正常放大率的兩倍。此外，對於用作瞄準的望遠鏡，為提高瞄準精度，也需采用較高的放大率，大地測量儀器中的望遠鏡就是如此。但是對於大多數手持的觀察望遠鏡，較高的放大率會產生視場小，出射光瞳直徑小，手持不穩容易引起像抖動等一系列問題，對觀察反而不利，因此實際的放大率常比正常放大率低。

　　主觀亮度　對視見像的明暗程度的主觀感覺稱為主觀亮度。通過望遠鏡看物體時的主觀亮度與肉眼看同一物體時的主觀亮度是不同的。前者與後者之比稱為相對主觀亮度。

　　相對主觀亮度隨所觀察物體的狀況而異。對於點光源，不管是否經望遠鏡放大，其在視網膜上的像僅落在單個感光細胞上，故主觀亮度僅由進入眼睛的光通量決定。通過望遠鏡觀察時，如果眼瞳直徑De大於出射光瞳直徑D′，則能進入眼睛的光通量Fi決定於入射光瞳直徑D和望遠鏡的透過率K，用肉眼觀察時進入眼瞳的光通量Fe決定於眼瞳直徑De，故相對主觀亮度為

；當 D e≤ D′時， 。對於有一定大小的物體，主觀亮度決定於視網膜上像的照度，當 D e≤ D′時，可導得相對主觀亮度等於 K，而望遠鏡透過率 K總是小於1的；若 D e＞ D′，相對主觀亮度為 ，因這時比值 也小於1，相對主觀亮度就更小瞭。由此可見，當用高倍天文望遠鏡作天文觀察時，作為點光源的恒星，主觀亮度要較肉眼觀察時高得多；而作為背景的天空，主觀亮度反比肉眼觀察時為低。因此可以看到亮度極為微弱的星。