Els telescopis s'utilitzen per a recollir la llum dels objectes celestes i que convergeixi en un punt, anomenat el punt focal. Es descriuen per dos paràmetres, obertura i relació focal. El diàmetre de la superfície col·lectora de llum s'anomena l'obertura del telescopi -com més gran sigui l'obertura, més brillant serà la imatge-. La relació de la distància focal f amb l'obertura D d'un telescopi es defineix com la relació focal. Això ens descriurà el poder de captació de llum d'un telescopi. Els telescopis «ràpids» tenen relacions focals més petites, ja que obtenen imatges brillants en un temps d'exposició més petit. A mesura que la relació focal es fa més gran, el telescopi necessita més temps d'exposició per a obtenir una imatge brillant, el qual és «més lent». La relació focal normalment és designada com «f/n», on n és la relació de la distància focal amb l'obertura.

Per a obtenir una imatge, els telescopis utilitzen lents o miralls. Malauradament, si fem servir ambdós, obtenim distorsions de la imatge conegudes com a aberracions. Algunes aberracions són comunes en ambdós, com astigmatisme i curvatura del camp.

L'astigmatisme apareix quan les diferents parts de la lent o mirall fan que els raigs de la llum entrant convergeixin en llocs lleugerament diferents en el pla focal. Quan es corregeix l'astigmatisme, la curvatura del camp pot aparèixer en la superfície de la lent/mirall, el qual fa que la llum convergeixi més aviat sobre una corba en lloc de sobre un pla.

No obstant això, també hi ha aberracions específiques de la lent i aberracions específiques del mirall.

L'aberració cromàtica és una característica dels telescopis que utilitzen lents per a convergir la llum. Principalment, la distància focal d'una lent depèn de la longitud d'ona, el qual significa que el punt focal de la llum blava difereix del de la llum vermella. Això resulta en una imatge borrosa. L'efecte de l'aberració cromàtica es pot disminuir afegint lents correctores en el sistema. L'aberració esfèrica també pot ser un problema per a les lents, com a resultat de la seva forma. Les superfícies esferoidals no faran que la llum entrant convergeixi en un sol punt, el qual és la raó per a altres superfícies òptiques com paraboloides, que són les preferides. Fins i tot quan s'utilitzen no estan lluny de problemes, com l'aberració comatosa que apareixerà en aquest cas. Aquesta resulta de la dependència de la distància focal i l'angle entre la direcció del raig entrant i l'eix òptic del sistema. Per tant, les imatges dels punts que es troben fora de l'eix òptic són allargades, en lloc de ser simples punts, com seria normal.

Ampliació, l'augment de la mida angular d'un objecte tal com es veu en un telescopi, es descriu com la relació entre la longitud focal de l'objectiu de la distància focal de l'ocular. Per tant, com més gran sigui la distància focal de l'objectiu, major serà l'ampliació. Si voleu tenir una imatge gran, llavors necessitareu un objectiu de distància focal llarga i un ocular de distància focal curta.

Com a exemple, si teniu un objectiu de 500 mm i un ocular de 25 mm l'ampliació resultant serà de 500 / 25, el qual és 20 o 20X.

El camp de visió és l'angle cobert al cel pel telescopi. El camp de visió aparent d'un telescopi es determina només per a l'ocular. És una característica específica d'aquest, en general al voltant de 52 graus. Per tal de trobar el veritable camp de visió d'un telescopi, cal dividir el camp de visió aparent per l'ampliació. El veritable camp de visió és l'angle real cobert al cel pel telescopi.

Atès que els telescopis s'utilitzen en les observacions sobre l'espectre electromagnètic, es classifiquen com a telescopis òptics, ultraviolats, raigs gamma, raigs X, infrarojos o ràdio-telescopis. Cadascun té el seu propi paper ben definit en l'obtenció d'una anàlisi detallada d'un objecte celeste en estudi.

S'utilitzen per a observacions en el camp de visió visible, principalment són refractors i reflectors, la diferència entre els dos és la forma de recollir la llum d'una estrella.

Els telescopis de refracció utilitzen dues lents amb la finalitat de crear una imatge, una lent primària o un objectiu, que recull la llum entrant, formant una imatge en el pla focal i l'ocular, el qual actua com una lupa d'ampliació utilitzada per a l'observació de la imatge final. Les dues lents estan situades en extrems oposats d'un tub en moviment i la distància entre les dues es pot ajustar per a obtenir la imatge final.

El telescopi refractor més gros del món és a l'Observatori Yerkes a Williams Bay, Wisconsin. Construït el 1897, compta amb un objectiu d'1,02 m (40 polzades) i una distància focal de 19,36 m.

Els telescopis de reflexió, a l'altre costat, utilitzen miralls en lloc de lents per tal d'obtenir la imatge final. Substituint la lent d'objectiu amb un mirall, s'obté un punt focal que es troba en el camí de la llum entrant. Un observador situat en aquest punt podria veure una imatge, però podria bloquejar part de la llum entrant. El punt focal del mirall principal s'anomena enfocament primari, i aquest és també el nom de la primera categoria dels telescopis reflectors. Per tant, els telescopis d'enfocament primari utilitzen un mirall per a captar la llum d'un objecte celeste i per a reflectir la imatge de l'objecte de manera que es pugui observar des de l'enfocament primari del telescopi. Altres tipus de telescopis reflectors són Newtonià, Cassegrain i Coude.

Els telescopis newtonians utilitzen un mirall pla addicional situat a prop de l'enfocament primari, en el camí de la llum reflectida. Això resulta en el moviment del punt focal a una altra ubicació, sobre un dels costats del telescopi, més accessible per a l'observació. Per descomptat, un mirall col·locat en la trajectòria de la llum reflectida també bloquejarà part de l'entrada, però si la relació entre les àrees de la superfície dels miralls primari i secundari és prou gran, la quantitat bloquejada de la llum entrant a penes serà perceptible.

El telescopi de Cassegrain és similar al newtonià, però aquesta vegada el mirall secundari reflecteix la llum a la part inferior del telescopi. Hi ha un forat al centre del mirall primari per a permetre que la llum reflectida segueixi el seu camí fins que convergeixi al punt focal. El mirall secundari ha de ser convex, de manera que incrementi la distància focal del sistema òptic. El mirall primari d'un telescopi Cassegrain és un paraboloide. Si se substitueix per un hiperboloide, s'obté un telescopi Ritchey-Chretien. L'avantatge d'utilitzar un telescopi Ritchey-Chretien és que elimina la coma dels reflectors clàssics.

El tipus Coude consisteix en més d'un mirall que reflecteix la llum cap a una sala especial, la sala de Coude, la qual es troba per sota del telescopi. Els avantatges d'utilitzar un telescopi Coude són variades, des de l'obtenció d'una gran distància focal útil en diferents camps d'astronomia i astrofísica, com l'espectroscòpia per a evitar l'ús d'un instrument de masses. Però també hi ha desavantatges en el seu ús, ja que contra més miralls es col·loquin en el sistema, menys quantitat de llum arribarà al detector. Això succeeix perquè s'utilitzen miralls d'alumini, sols es reflecteix el 80% de la llum incident.

Els telescopis catadiòptrics són del tipus que utilitzen sistemes de lents i miralls per a fer que la llum convergeixi. El catadiòptric més popular és el telescopi Schmidt-Cassegrain. Té l'avantatge de proporcionar un ampli angle de camp de visió. Per tal de minimitzar la coma, s'utilitza un mirall primari esfèric amb una lent de correcció que elimina les aberracions esfèriques. El mirall secundari es col·loca al centre de la lent correctora, reflectint la llum a través d'un orifici en el mirall primari. No és tan famós com el telescopi Schmidt-Cassegrain, però fins i tot és més comú que el telescopi Maksutov que també utilitza una lent correctora amb el mirall primari, en aquesta ocasió la seva superfície és concèntrica.

Per a una anàlisi detallada del cel, les observacions també es realitzen en altres regions de l'espectre electromagnètic. Molt popular i eficients són els radiotelescopis, desenvolupats en la seva majoria al segle passat. Un problema comú per als radiotelescopis i telescopis òptics és la necessitat d'una millor resolució. Podem derivar la resolució d'un telescopi utilitzant el criteri de Rayleigh, el qual indica que el poder de resolució és igual que la relació entre la longitud d'ona d'entrada al diàmetre de l'obertura (1,22 vegades per a les obertures circulars). De manera que per a una bona resolució, necessitarem un diàmetre tan gran com sigui possible. El telescopi de ràdio més gran al món és el telescopi d'Arecibo a Puerto Rico, que utilitza un plat enorme de 305 m de diàmetre. Per tal de resoldre el problema de les resolucions, els astrònoms han desenvolupat una tècnica nova anomenada interferometria. El principi bàsic de la interferometria és que en observar el mateix objecte amb dos telescopis diferents, podem obtenir una imatge final en «connectar» les dues imatges inicials. Avui dia, l'observatori més eficient que utilitza la interferometria és el Very Large Array situat a prop de Socorro, Nou Mèxic. Utilitza 27 telescopis disposats en forma de «Y», amb 25 m d'obertura de cadascun. També hi ha una tècnica anomenada interferometria de base molt llarga (Very Long Baseline Interferometry -VLBI-) que permet als astrònoms resoldre les imatges de la mida dels continents. El projecte més important del segle en aquest àmbit és la construcció de l'Atacama Large Millimeter Array (ALMA), que utilitzarà 66 telescopis situats al desert d'Atacama al nord de Xile.

Com que les observacions des de la Terra es veuen afectades per l'extinció, a causa de l'atmosfera, les observacions dutes a terme en l'espai tenen més èxit. Esmentem el telescopi espacial Hubble (Hubble Space Telescope -HST-) que té un mirall primari de 2,4, F/24, el mirall més suau mai s'hagi construït. Aquest telescopi espacial es troba en una òrbita baixa al voltant de la Terra i per la falta d'atmosfera es poden observar objectes molt dèbils. Un altre telescopi espacial és el telescopi espacial James Webb (James Webb Space Telescope -JWST-), que està previst per a ser llançat el 2018. Comptarà amb un mirall primari de 6,5 metres i orbitarà al voltant d'un punt de gravitació estable a la línia Sol-Terra, conegut com el segon punt de Lagrange (L2). Aquí les atraccions gravitacionals a causa tant del Sol com de la Terra equilibren la força centrífuga d'un objecte posat en moviment al voltant del sol. Aquest punt té la característica especial que si un objecte es col·loca aquí, restarà en equilibri pel que fa al sistema Sol-Terra. El segon punt de Lagrange es troba en la línia que connecta Sol i Terra, a l'altre costat de la Terra. De manera que un telescopi disposat aquí rebrà menys radiació tèrmica, el qual millorarà les observacions infraroges.