天文望遠(yuǎn)鏡是觀察星體、捕捉星體信息的主要工具。自1609年伽利略制作第一副望眼鏡以來，望眼鏡一直在不斷發(fā)展。從光學(xué)波段到整個(gè)波段，從地面到空間，望眼鏡的觀測(cè)能力越來越強(qiáng)，可以捕捉到越來越多的天體信息。人類有望在電磁波段、中微子、引力波、宇宙射線等方面使用眼鏡。

     規(guī)格(D)是物鏡的直徑，規(guī)格決定了光學(xué)系統(tǒng)的分辨率。根據(jù)瑞利的判斷，望遠(yuǎn)鏡的分辨率與規(guī)格有關(guān)。規(guī)格越大，分辨率越強(qiáng)。焦距(f)是從眼鏡到焦點(diǎn)的距離決定了光學(xué)系統(tǒng)在圖像平面上的顯像大小。對(duì)于天文攝影來說，物距(觀測(cè)到的物體的距離)可以認(rèn)為是無限的，所以像距等于焦距，所以像平面也叫焦平面。眼鏡的焦距越長(zhǎng)，焦平面上的圖像就越大；相反，焦比越低。(F)就是望遠(yuǎn)鏡的焦距除以望遠(yuǎn)鏡的通光規(guī)格，即F=f/D，它決定了單位面積在焦平面上單位時(shí)間內(nèi)接收到的光子數(shù)量。它也被用作曝光效率的重要指標(biāo)。焦比越低，單位面積在焦平面上接收的光子越多；相反，越少。換句話說，焦比越小，鏡子曝光效率越高。

     像差是對(duì)光學(xué)系統(tǒng)顯像不完善的描述。具體有球差、偏色、彗差、像散、場(chǎng)曲、畸變等。球差存在于球面反射鏡的光學(xué)系統(tǒng)中。平行于光軸入射的光線在球面透鏡或反射鏡后不會(huì)嚴(yán)格聚集在一點(diǎn)點(diǎn)，遠(yuǎn)離光軸的光線聚集位置會(huì)更接近鏡子。利用組合鏡片，將球面改為拋物面，可改善球差。偏色是映射光學(xué)系統(tǒng)中最明顯的像差，它形成于光的色散，使星光出現(xiàn)多種顏色，影響觀測(cè)。復(fù)消色差系統(tǒng)采用多片鏡片組合，可降低色差水平。彗差是拋物面反射光學(xué)系統(tǒng)中最明顯的形象差，這是由于傾斜于光軸的入射光無法聚集一點(diǎn)造成的，這將使星光看起來像彗星。利用彗差調(diào)整鏡組可以消除彗差。像散光一樣，傾斜于光軸的光出現(xiàn)垂直振動(dòng)的光波和能力振動(dòng)的光波不會(huì)稍微交叉。

     越是遠(yuǎn)離視場(chǎng)邊緣，像散越嚴(yán)重。安裝平場(chǎng)調(diào)整鏡組可以調(diào)整像散。場(chǎng)曲是指遠(yuǎn)離光軸的光線聚集在一個(gè)彎曲的球面上的現(xiàn)象，在顯像時(shí)會(huì)引起失焦。變形指軸上的物點(diǎn)與視場(chǎng)邊緣有不同的放大率，物和像因此不完全相似。