遠景物的光源視作平行光，根據光學原理，平行光經過透鏡或球面凹形反射鏡便會聚焦在壹點上，這就是焦點。焦點與物鏡距離就是焦距。再利用壹塊比物鏡焦距短的凸透鏡或目鏡就可以把成像放大，這時觀察者覺得遠處景物被拉近，看得特別清楚。
O=物鏡 E=目鏡 f =焦點 fo=物鏡焦距 fe=目鏡焦距 D=物鏡口徑 d =斜鏡
折射鏡是由壹組透鏡組成，反射式則包括壹塊鍍了反光金屬面的凹形球面鏡和把光源作 90 度反射的平面鏡。兩者的吸光率大致相同。
折射和反射鏡各有優點，現分別討論：
折射望遠鏡的優點
1.影像穩定折射式望遠鏡鏡筒密封，避免了空氣對流現象。
2.彗像差矯正利用不同的透鏡組合來矯正彗像差(Coma)。
3.保 養主鏡密封，不會被汙垢空氣侵蝕，基本上不用保養。
折射望遠鏡的缺點 1.色 差不同波長光波成像在焦點附近，所以望遠鏡出現彩色光環圍繞成像。矯正色差時要增加壹塊不同折射率的透鏡，但矯正大口徑鏡就不容易了。
2.鏡筒長。為了消除色差，設計望遠鏡時就要把焦距盡量增長，約主鏡口徑的十五倍，以六吋口徑計算，便是七呎半長，而且用起來又不方便，業余制鏡者要造壹座這樣長而穩定度高的腳架很是困難的壹回事。
3.價 錢 貴光線要穿過透鏡關系，所以要采用清晰度高，質地優良的玻璃，這樣價錢就貴許多。全部完成後的價錢也比同壹口徑的反射鏡貴數倍至十數倍！
反射望遠鏡的優點
1.消色差。 任何可見光均聚焦於壹點。
2.鏡 筒 短 通常鏡筒長度只有主鏡直徑八倍，所以比折射鏡筒約短兩倍。短的鏡筒操作力便，又容易制造穩定性高的腳架。
3.價錢便宜 光線只在主鏡表面反射，制鏡者可以購買較經濟的普通玻璃去制造反射鏡的主要部份。
反射望遠鏡的缺點
1.遮光。 對角鏡放置在主鏡前，把部份入射光線遮掉，而對角鏡支架又產生繞射，三支架或四支架的便形成六條或四條由光星發射出來的光線。可以利用焦比八至十的設計減低遮光率。
2.影像不穩定 開放式的鏡筒往往產生對流現象，很難完滿地解決問題。所以在高倍看行星表面精細部份時便不容易了。
3.主鏡便形溫度變化和機械因素，使主鏡變形，焦點也跟著改變，形成球面差，球面差就是主鏡旁邊線和近光軸的平行光線聚焦於不同地方，但小口徑鏡不成問題。
4.保 養 鍍上主鏡表面的驢或銀，受空氣汙染影響，要半年再鍍壹次。不過壹塊良好的真空電鍍鏡面可維持數年之久。
折射望遠鏡由二塊透鏡組成，總***要磨四邊光學面，反射望遠鏡只需要磨壹邊光學面，所以制造反射式望遠鏡花費較少時間。技術精良的話，壹副自制的六吋口徑反射望遠鏡質量隨時超過市面出售的三吋折射望遠鏡。至於選擇何種類型的望遠鏡則是根據天文愛好者的需要和喜愛而定。通常壹枝四吋以下的折射望遠鏡已足夠作普通觀測研究的用途。如果興趣是觀察行星或雙星，便應該設計八吋口徑而放大倍數高的反射望遠鏡，因為如此大口徑的折射鏡十分難制造，價錢非常昂貴，而且又非常笨重。從經濟和難度考慮，初學者最適宜自制反射式望遠鏡。
反射望遠鏡的設計
反射望遠鏡有數種設計，現在只談談結構簡單的牛頓式。
牛頓式望遠鏡最主要的結構是壹塊鍍上反射物質的球面或拋物面玻璃。球面鏡作用是把星星來的平行光反射聚焦壹點，然後靠壹塊細小光學平面鏡放置於焦點前，把光作90度角的反射至望遠鏡筒的邊緣，再由壹塊凸透鏡將形像放大，便獲得普通望遠鏡應有的效果。不過球面鏡中心和旁邊的反射角不同，故此成像並不完全聚焦於同壹點上，而形成球面差；但拋物面卻可矯正這缺點，使離開光軸較遠的光線也可以同時聚於焦點上，因此實際上牛頓式望遠鏡主鏡乃拋物線面。球面鏡成像拋物面成像
設計望遠鏡時要考慮到它的實際用途，我們是用來觀察或是攝影的，我們要求的放大倍數等等，這便要介紹壹下影響望遠鏡用途的各種因素。
放 大 倍 數 1 吋 = 25.4 毫米 (mm) 直徑(吋) 直徑(mm) 最低有效倍數 最高有效倍數
1 25 3.5 50 2 51 7 100 2.5 63 9 125 3 76 10 150 4 100 14 200 6 150 21 300 8 200 28 400 10 250 35 500 12 300 42 600
望遠鏡的放大倍數是物鏡和目鏡焦距之比。即物鏡焦距越長，放大倍率越高；目鏡焦距越短，放大倍率越高。放大率亦可以量度入射瞳孔和出射瞳孔的直徑求得，入射瞳孔通常即望遠鏡物鏡直徑。放大倍數越低，影像越清晰，最宜觀測暗星雲。放大率高則可用來看行星表面的細微結構，但光度很弱。每枝望遠鏡的最高有效放大倍數是物鏡直徑的50倍。例如六吋口徑望遠鏡便可放大到 300倍。雖然天文望遠鏡的物鏡焦距是不能改變的，但望遠鏡放大倍數則不是固定的，它可以通過變換目鏡焦距的方式而獲得不同的倍率。但目鏡制造困難，多數購自光學商店，業余制鏡者只自制主鏡部份。即：放大倍數=物鏡焦距/目鏡口徑 =入射瞳孔直徑/出射瞳孔直徑
焦比(Focal Ratio) 望遠鏡放大倍數不能無限制的增加，即目鏡不能太短；最短約四毫米，主鏡焦距亦不能太長，究竟焦距長度如何決定呢？通常焦距和物鏡直徑的比例不能超過壹個數值，它們的比值稱為焦比，焦比是用來表示望遠鏡的特性的指標，焦比即照相機上的光圈，焦比值多數定於2.5 和 1 1 之間。例如六吋望遠鏡焦距最長可達 66 吋，最短是 15 吋。焦比的限制是和望遠鏡的曲率有關，焦比大，球面和拋物面值相差不遠，主鏡磨成球面便行。但焦比太大，鏡筒便會很長，搬運不方便，腳架制作也不容易。焦比短，球面主鏡便不能把平行光聚於壹點，形成球面差，那時要將球面修改成拋物面就頗費功夫。另壹方面，照相曝光時間和焦比的平方成正比，所以焦比值越小曝光時間越短，拍攝暗星體時便很有用，故多用作觀測或拍攝星雲、星團。焦比大，焦距長度增加，放大倍率高，故此多用作觀測行星。即：焦比=焦距/物鏡直徑（通常會寫成F/或F值）
集光本領(Light Gathering Power) 直徑 直徑 集光本領 極限星等 吋毫米 倍 星等
2.5 63 81 10.8 3 76 118 11.2 4 100 204 11.8 6 150 459 13.0 8 200 820 13.3 10 250 1300 13.8 12 300 1800 14.2 14 350 2500 14.5 16 400 3300 14.8 18 450 4100 15.1 20 500 5100 15.3
望遠鏡口徑越大，集光力愈強，可以看見星星的數目亦增加，集光力是收音機收集光線比眼睛強多少倍的意思。集光本領乃望遠鏡物鏡直徑平方和瞳孔直徑平方之比。人的瞳孔，日間受光影響，故收縮，晚上則盡量擴大，直徑伸縮由四毫米至八毫米，平均值是七毫米。望遠鏡比肉眼大上許多倍，以壹枝150 毫米即六吋口徑反射鏡來記算，就比肉眼看東西明亮 495 倍。當然望遠鏡口徑大還可以觀察到更加暗的星星，口徑和星等的關系如右。人的瞳孔是固定的，所以要增加集光本領就唯有向物鏡直徑打主意，造壹枝大口徑望遠鏡。但大口徑鏡的球面和拋物面值相差頗大，壹定要磨成拋物面，初學者未掌握好磨鏡技術的話，因該以小口徑開始。另外大口徑望遠鏡又必須做壹座重型精密、穩定性高的腳架，否則在調校光軸，對準星體時就會出現困難。而機械制作所花的時間可能還比磨鏡還多，怎樣可令至初學者興趣慢慢減低。而搬運如此重的裝備往郊外觀測也很成問題。經歷數次辛勞後，望遠鏡可能被放置在屋角去渡其晚年。
即：集光本領=物鏡直徑（mm)平方/49 極限星等=1.77+5xlog物鏡直徑（mm)=8.8+5xlog物鏡直徑（吋）
分 辨 本 領 (ResolvingPower) 直徑 直徑 分 辨 本 領 吋 毫米 弧秒
2.5 63 1.82 3 76 1.52 4 100 1.14 6 150 0.76 8 200 0.57 10 250 0.46 12 300 0.38 14 350 0.33 16 400 0.29 18 450 0.25 20 500 0.23
集光本領，放大倍數並不能表達望遠鏡的質量，望遠鏡質地取決於它的分辨本領，它就是分開兩顆很相近的雙星的最高能力。分辨力高，星像清晰的六吋鏡會遠比只得集光力強的大口徑十吋鏡實用得多。天文觀察要求光學質量最高，若大口徑鏡只看見模糊的星像，用處就不大，只可用來看看風景吧! 英國業余天文學家杜氏(Dawes)根據觀測雙星的經驗，記算出望遠鏡口徑的最高分辨能力，這就是著名的杜氏極限(Dawes\' Limit)。 六吋口徑望遠鏡，分辨本領最高是0.76 弧秒，雖然因星空觀察受大氣流動影響，而會使分辨本領降至壹弧秒，但已經比肉眼只可分辨兩顆距離壹弧分以上雙星的能力要大上六十倍。以天文愛好者的需要和能力來決定定，初學者最適宜自制壹枝六吋口徑，48 吋焦距，焦比是八的牛頓式望遠鏡，因為主鏡只需要磨成壹個球面，鏡筒短，腳架制造比較容易。若喜歡輕巧和方便攜帶的可造壹枝120 毫米口徑，720 毫米焦距，即 f/6 的望遠鏡。
計算方法：分辨本領=116/物鏡直徑（mm) (單位：弧秒） =4.56/物鏡直徑(吋) (單位：弧秒)