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现代光学天文望远镜是天文学家用来观测天体的重要工具。和普通的照相机不同，因为它的观测目标十分遥远，所以天体目标上每一点出发到达望远镜的光均可以看作平行光。对于专业光学天文望远镜来说，星光直接在焦平面上成像。当望远镜正好指向天体时，星光平行于望远镜的光轴，在焦点上成像。需要注意的是，这类专业天文望远镜和业余天文爱好者通常使用的望远镜不同，它们不需要目镜，只需要一个可以聚焦的、精密的反射镜面。
光具有粒子性，同时又具有波动性。光线是光传播的轨迹。光是电磁波，和光线相垂直的面是波阵面。当光源处于较近距离时，光线向外辐射，理想波阵面是一个个以光源为球心的同心圆球面。当光源距离我们很远时，理想的光线是一组平行光。实际的波阵面和理想波阵面之间存在差别，这就是波阵面误差。波阵面误差反映在成像面上则称为像差。主要的像差有球差、彗差、像散、场曲和畸变等。
伽利略和开普勒式折射光学望远镜是天文爱好者常常使用的光学望远镜。它们包括物镜和目镜两个部分，是一种无焦光学系统。天上的星光进入望远镜后，直接射入人的眼睛。在无焦光学系统中，平行光进入望远镜后，射出的光同样是平行光。现在不少业余天文爱好者仍然使用这种目视光学望远镜。
目视光学望远镜常常使用“放大倍数”这个术语。望远镜的放大倍数是被观测的物体经过望远镜所成的像的张角与人眼直接观察像的张角的比值，这个比值等于望远镜物镜和目镜的焦距比。业余光学天文望远镜并不是放大倍数越高性能就越好。一般手持光学望远镜的放大倍数都在15倍以下，如果放大倍数高于这个数字，像质就会受到人手抖动的影响。军用光学望远镜的放大倍数常常只有7到8倍。当所使用的天文光学望远镜有稳定支架时，可以选用100到200倍的放大倍数。实际上望远镜放大倍数越大，像的稳定性就越差，望远镜所能观测的视场范围也越小，望远镜对震动的敏感度也越高。在物镜口径相同的条件下，放大倍数越高，像的亮度就越低。
由于大面积均匀透明玻璃材料的制造困难、透射元件的吸收和色散以及大型透镜边缘支承的压力变形等问题，现代光学天文望远镜基本全部是反射光学望远镜。在反射望远镜系统中，因为焦点位置的不同可以分为主焦点、牛顿焦点、卡塞格林焦点、内史密斯焦点及折轴焦点。这些焦点在光路、焦比、像差和镜面位置特点上均有不同的特征，对此我们将分别予以介绍。
图1（a）主焦点和（b）牛顿焦点的光学系统
主焦点系统是反射光学天文望远镜的基本光学系统（图1（a））。根据圆锥曲线的光学性质，当主镜为旋转抛物面时，平行于抛物面轴线的光线将会聚于抛物面的焦点上，这时星光在几何光学意义上将成完善的点像。主焦点系统就是这样的一个基本的光学系统。由于主焦点位于镜筒前端的入射光路中，因此焦点不易接近，也不适宜装置较大的终端设备。
牛顿焦点与主焦系统类似，只是在焦点前增加了一块斜放的平面镜，使像点成像于镜筒的侧面（图1（b））。
图2（a）卡塞格林和（b）内史密斯光学系统
在主焦系统中如果在焦点前放置一块双曲面凸反射镜，这样就构成了经典的卡塞格林系统。卡塞格林系统的焦点通常在主镜后方，称为卡塞格林焦点（图2（a））。在卡塞格林焦点系统中，副镜的引入使焦点位置移出入射光路，因此可以安置较大的终端设备。
经典的卡塞格林望远镜主镜是旋转抛物面，副镜的旋转凸双曲面中的一个焦点与抛物面的焦点重合，卡塞格林焦点就是旋转双曲面的另一个焦点。这时原先无球差的主焦光线准确地会聚到新的焦点位置，像面仍然是没有球差的。但是和主焦点系统一样，这种系统有彗差，也有一定的像散和场曲。
当主镜为抛物面，副镜为凹椭球反射面时，这种新系统叫作格里高利系统。这种系统在天文上有一定的应用，它的性质和卡塞格林系统基本相同。格里高利系统的一个重要特点是主镜的像（出瞳）位于副镜的下方，在光路之内，并可以加以利用。
在双镜面系统高度轴和主镜光轴的焦点处增加一块斜放的平面镜，就可以将卡塞格林焦点转移到镜筒之外的高度轴承座上，这个焦点位置就称作内史密斯焦点（图2（b））。内史密斯焦点一般常用于地平式望远镜装置中，这时该焦点位置不随镜筒的运动而变化，可以装置较大的，十分精密的终端设备。内史密斯焦点的其他性质与卡塞格林焦点完全相同。
为了放置稳定的不随望远镜本体运动的庞大终端设备，可以应用几个反射镜面将光线沿望远镜的轴线引出，这样获得的焦点就称为折轴焦点（图3）。折轴焦点具有较大的焦比，同时远离望远镜本体。在折轴焦点的后面可以配置大型光谱仪器或其他设备，犹如一个大型的星光实验室。
图3 望远镜的折轴焦点系统
从反射光学望远镜的介绍可以看出现代天文光学望远镜仅仅包括物镜或者组合物镜（即抛物面主镜或者主副镜的组合），而没有使用目镜。对于这种专业天文望远镜来说，最重要的参数不是放大倍数，而是它们的分辨率、集光能力和视场的大小。
分辨率是望远镜分辨两个临近天体的能力。影响望远镜分辨率的几个因素分别是：望远镜口径衍射、大气视宁度和望远镜的像差。
图4 距离分别为不同情况的两个艾里斑
望远镜口径的衍射极限是由光的波动性质决定的。如果没有大气，一个圆形口径形成的衍射斑大小和波长成正比，和口径尺寸成反比，比例常数是1.22，即口径越大，衍射斑尺寸越小，分辨率越高。这种衍射斑称为艾里斑，它的大小决定了望远镜的理论分辨率（图4）。
不过地面上的光学望远镜有大气扰动，当望远镜口径在10厘米以上时，望远镜星像大小决定于大气视宁度。大气视宁度是由于大气扰动形成折射率分布不均匀引起的，在地球的不同地方，大气视宁度是不同的。大气视宁度和天文台台址条件相关。优秀台址的大气视宁度小，像斑一般在1角秒以内；较差的台址大气视宁度差，可以达到3角秒以上。为排除大气扰动的影响，只有使用空间光学望远镜、采取自适应光学的控制技术或者采用光学干涉仪。
望远镜的像差是指光学系统的固有像差和镜面变形所引起的误差。望远镜的像差通常可以用光学设计、精心加工和装配来减少。像差大，像斑不明锐，弥散范围大，分辨率就会降低。
天文光学望远镜的集光本领是衡量望远镜观测暗星能力的指标。口径越大，集光本领就越强，探测暗星的能力就越强。光学望远镜的集光本领也和它的反射或透射面的反射率或透射率直接相关。
目视天文光学望远镜对视场大小没有太大的要求，但是现代望远镜是一种成像仪器。这种仪器的视场角越大，所获得的天体信息就越多。限制视场角大小的因素主要是轴外像差和望远镜的渐晕。所谓渐晕，即轴外星光形成的像点相对于轴上像点光强更弱的现象。