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天文望远镜作为辐射能收集器主要追求大的聚光本领，然而现代天文光学望远镜同时也是一种成像装置。对于成像装置，视场是衡量其信息传递能力的一个重要指标。大视场可以在同样时间内获取更多的天体信息，从而提高望远镜的效率。
望远镜的视场是由哪些因素决定的呢？像斑大小是影响视场大小的主要因素，另外望远镜的观察方法、接收器的尺寸、像场的渐晕（指视场中不同视场角对应于不同集光面积的现象）以及大气的较差折射（指大气折射率随高度角不同而变化的现象）等也对望远镜的视场尺寸有较大的影响。对于给定的望远镜光学系统，色差和像差是决定像斑尺寸的主要原因。比如在单抛物面反射系统中，彗差是影响视场大小的主要因素，彗差的大小等于3 Φ /（16 F 2 ）。这里 Φ 为半视场角， F 为望远镜焦比，彗差大小的单位和视场角单位相同。图1.17给出了这种系统在不同焦比情况下角彗差与半视场角之间的关系，如果所允许的像斑尺寸为1角秒，这种系统的有效视场仅仅为几个角分。卡塞格林系统与单反射抛物面系统具有同样的角彗差公式，因此视场大小也受到了限制。而 R-C 系统（参见1.3.1节）将有较大的视场，可以达到30角分左右。为了增大望远镜的视场，一种有效的办法是引入像场改正镜，采用透镜系统来扩大视场，这样有效视场可以达到1～3度。在扩大视场的努力中施密特望远镜和三镜面大视场望远镜的出现是两个重要的事件。施密特望远镜的有效视场可以达到6度×6度，三镜面系统的视场可以达到3.5度×3.5度。
图1.17 单抛物面系统中不同焦比情况下角彗差与半视场角的关系
由于观察方法的不同，望远镜的具体使用视场也有极大的区别，光电测光仅仅使用了极为有限的视场角范围。CCD观测则取决于CCD芯片的尺寸。在分光测光中除了物端棱镜观测外，可达到的视场均小于望远镜的视场。在物端棱镜观测中，使用一个角度很小的棱镜放置在主镜的前方，可以获得视场中所有星的低色散光谱。在其他分光工作中，由于色散元件尺寸限制，视场大小有很大限制。当色散元件为光栅时，光栅尺寸为 d 时的最大可用视场角 Φ 可表示为
式中 d 0 = L/F ，为零视场时所需的色散元件的尺寸， L 为色散元件和焦面的距离， F 和 D 分别为望远镜的焦比和口径，对于多目标光纤光谱仪，入射缝高同样要受到 d/D 的限制，所能拍摄的天体数仍然有限，不过引入多个色散元件则可以充分利用望远镜的全部有效视场。
像场渐晕对大视场仪器有较大的影响。当半视场角为 θ 时，望远镜的投影面积 A（θ） 与望远镜垂直照射时的投影面积 A （0）之比就是渐晕值的量度，由于渐晕引起的星等降低可以用下式表示
由于像场渐晕的存在，光度校正对于大视场望远镜来说十分重要。图1.18所示为英国1.2米施密特望远镜的视场角与星等下降的关系。施密特望远镜中主镜直径远大于望远镜口径，但仍然存在渐晕的影响。大气较差折射对望远镜的视场也有影响。这是因为在跟踪天体时成像面上会产生比例尺的变化，因此可利用的视场大小受到了限制。
图1.18 英国1.2米施密特望远镜的视场角与星等下降的关系（Dawe，1984）
望远镜的综合效率是一个十分复杂的指标，不同的方法、不同的目的有不同的评价方法。但是最主要的是望远镜的信息传递能力，即集光率（etendue）。集光率是描述一个光学仪器信息传递能力的物理量。它的数值等于口径面积和视场大小的乘积，即 E～D 2 Φ 2 。
望远镜的综合效率应该包括它的穿透能力（其表达式为 E t ～ D α Φ β ， α、β 根据不同的观察方法和条件而决定，参见极限星等的公式），望远镜的空间分辨率，望远镜的频谱范围和视场的大小。所有这些都和望远镜的成本造价相关。由于望远镜的很多指标都受到大气宁静度的影响，因此台址的选择也是影响望远镜综合效率的重要因素，当然望远镜最后成果的取得最重要的还取决于使用者的智慧和水平，对于中小型望远镜尤其如此。