望远镜的作用首先是能够放大远方物体的张角，使人眼能看清角距更小的细节，而人眼的分辨能力是较弱的；其次，望远镜能集中比人眼瞳孔直径粗的多的光束使人眼看到本看不到的暗弱物体发出的光线。望远镜一般由物镜和目镜两组镜头及其他配件组成。为了减小望远镜的像差，物镜和目镜通常由多个元件组成。望远镜所能收集的最大的光束直径，称为口径；所能观测到的范围称为视场，通常以角度来表示。其视场大小和目镜的结构相关，对于同样的目镜，视场直径与放大倍数成反比：放大率越高，视场越小。
　　按物镜的结构，天文望远镜分为折射望远镜、反射望远镜、折反射望远镜。
　　
　　折射望远镜
　　
　　用透镜做物镜的望远镜。早期折射望远镜的物镜是单透镜，色差和球差都很严重。开始人们通过延长物镜的焦距来减少不利影响，1722年布拉德雷测定金星直径使用的折射望远镜物镜焦距长达65米。19世纪起广泛使用消色差物镜，即通过使用不同性质的玻璃材料制作出一组凸透镜和凹透镜共同使用来消除色差、球差和像差。在较大口径的折射望远镜中广泛使用双分离物镜，在两片透镜中间相隔一定的距离。利用这种物镜组来消色差只能使两个特定波长的光的焦点重合，这两种波长的中间波长光仍然会产生所谓的二级光谱形成像差。人们一般采用缩小相对口径的方法来减少这种不利影响，因此，折射望远镜的最大口径有所限制，1897年美国建成的叶凯西天文台1.02米折射望远镜是至今世界上最大的折射望远镜。而在小型折射望远镜中一般采用将透镜组粘合在一起的双胶合物镜以及选择适当的玻璃种类来消除像差。
　　折射望远镜的缺点是，它所要求的大块透光性能优良的光学玻璃制造起来十分困难，在紫外和红外波段透光量比反射望远镜少而且存在残余色差，并且这种望远镜无法向更大口径发展，所以现代大型望远镜已经不采用这种设计。它的优点是，物镜组牢固稳定，长期使用不变形，曾广泛用于中小口径天文望远镜以及许多专用仪器上。
　　
　　伽利略望远镜
　　
　　伽利略在1609年制作的第一架天文望远镜使用的目镜是凹透镜，目镜位于物镜焦点的前方。它所成的像是正像，视场较小，不便于安置瞄准叉丝。
　　
　　开普勒望远镜
　　
　　使用凸透镜做目镜，目镜组位于物镜焦点后方，能获得较大视场，可以方便地安置瞄准叉丝，它所成的像是倒像，但对天文观测来说影响不大，因此现在的折射望远镜普遍使用这种设计。
　　
　　反射望远镜
　　
　　用反射镜做物镜的望远镜。反射望远镜光学性能的重要特点是没有色差。像差在理论上虽然可以得到消除，但工艺复杂无法实现。实用的反射望远镜为了避免像差，视场一般比较小，然后通过像场改正透镜扩大视场。反射镜一般选择膨胀系数小、应力较小和便于磨制的材料。镜面通常镀铝，在红外区及紫外区都能得到较好的反射率。反射望远镜的镜筒一般比较短，便于支撑。现代高科技反射望远镜还具有镜面自适应光学系统和主动光学系统，可以补偿大气扰动干扰和镜面应力及风力引起的变形抖动。
　　反射望远镜中常用的有主焦点系统、牛顿系统、卡塞格林系统、格里高里系统、折轴系统等。通过镜面的变换，在同一个望远镜上可以分别获得主焦点系统、牛顿系统、卡塞格林系统和折轴系统。这些系统的焦点，分别称为主焦点、牛顿焦点、卡塞格林焦点、格里高里焦点和折轴焦点等。单独用上述一个系统做望远镜时，分别称为牛顿望远镜、卡塞格林望远镜、格里高里望远镜、折轴望远镜。
　　大型光学反射望远镜主要用于天体物理研究，特别是暗弱天体的分光、测光以及照相工作。中国目前最大的光学望远镜直径为2.16米。目前世界上最大的望远镜是位于夏威夷的凯克望远镜，直径10米,由36面1.8米的六角形镜面拼合而成，耗资1.3亿美元，主要是由美国的一个企业家凯克捐助修建的。第一面凯克望远镜建造成功后，凯克基金会又投资修建了凯克2号望远镜，两座挨在一起，威力无比。另外的大型望远镜有美国国立天文台位于南北两半球的两个8米望远镜，一座位于夏威夷，一座位于智利，合称双子座望远镜；日本人在夏威夷也建造了一座8米的称为昴星团望远镜。下世纪欧洲南方天文台将建成四座8米望远镜，组合口径相当于15米!
　　
　　折反射望远镜
　　
　　由折射和反射元件组成的望远镜系统。兼具折射望远镜视场大和反射望远镜像差小、集光力强的优点，主要分为施密特望远镜和马克苏托夫望远镜。