望远镜是一种利用凹透镜和凸透镜观测遥远物体的光学仪器。利用通过透镜的光线折射或光线被凹镜反射使之进入小孔并会聚成像，再经过一个放大目镜而被看到。又称“千里镜”。望远镜的第一个作用是放大远处物体的张角，使人眼能看清角距更小的细节。望远镜第二个作用是把物镜收集到的比瞳孔直径（最大8毫米）粗得多的光束，送入人眼，使观测者能看到原来看不到的暗弱物体。1608年荷兰人汉斯·利伯希发明了第一部望远镜。1609年意大利佛罗伦萨人伽利略·伽利雷发明了40倍双镜望远镜，这是第一部投入科学应用的实用望远镜。
望远镜是一种用于观察远距离物体的目视光学仪器，能把远物很小的张角按一定倍率放大，使之在像空间具有较大的张角，使本来无法用肉眼看清或分辨的物体变清晰可辨。所以，望远镜是天文和地面观测中不可缺少的工具。它是一种通过物镜和目镜使入射的平行光束仍保持平行射出的光学系统。根据望远镜原理一般分为三种。
一种通过收集电磁波来观察遥远物体的仪器。在日常生活中，望远镜主要指光学望远镜。但是在现代天文学中，天文望远镜包括了射电望远镜，红外望远镜，Ｘ射线和伽吗射线望远镜。近年来天文望远镜的概念又进一步地延伸到了引力波，宇宙射线和暗物质的领域。
在日常生活中，光学望远镜通常是呈筒状的一种光学仪器，它通过透镜的折射，或者通过凹反射镜的反射使光线聚焦直接成像，或者再经过一个放大目镜进行观察。日常生活中的光学望远镜又称“千里镜”。它主要包括业余天文望远镜，观剧望远镜和军用双筒望远镜。
常用的双筒望远镜还为减小体积和翻转倒像的目的，需要增加棱镜系统，棱镜系统按形式不同可分为别汉棱镜系统(RoofPrism 斯密特? 别汉屋脊棱镜系统）和保罗棱镜系统(PorroPrism 也称普罗棱镜系统），两种系统的原理及应用是相似的。
个人使用的手持式望远镜不宜使用过大放大倍率，一般以6～10倍为宜，倍数过大时，成像清晰度就会变差，同时抖动严重，超过12倍的望远镜一般需使用三角架等方式加以固定。
17世纪初的一天，荷兰小镇的一家眼镜店的主人利伯希（Hans Lippershey），为检查磨制出来的透镜质量，把一块凸透镜和一块凹镜排成一条线，通过透镜看过去，发现远处的教堂塔尖好象变大拉近了。就这样，他在无意间发现了望远镜的秘密。1608年他为自引己制作的望远镜申请专利，并遵从当局的要求，制造了一个双筒望远镜。据说小镇好几十个眼镜匠都声称自己发明了望远镜。但我们一般说立伯希就是望远镜的发明者。
随后，望远镜发明的消息很快在欧洲各国流传开了，意大利科学家伽利略得知这个消息之后，就也自制了一个望远镜。他的第一架望远镜只能把物体放大3倍。一个月之后，他制作的第二架望远镜可以放大8倍，第三架望远镜可以放大到20倍。1609年10月他作出了能放大30倍的望远镜。
伽里略用自制的望远镜观察夜空，第一次发现了月球表面高低不平，覆盖着山脉并有火山口的裂痕。此后又发现了木星的4个卫星、太阳的黑子运动，并作出了太阳在转动的结论。
与此同时，德国的天文学家开普勒也开始研究望远镜，他在《屈光学》里提出了另一种天文望远镜，这种望远镜由两个凸透镜组成，与伽利略的望远镜不同，比伽利略望远镜视野宽阔。但开普勒没有制造他所介绍的望远镜。
沙伊纳于1613年─1617年间首次制作出了这种望远镜，他还遵照开普勒的建议制造了有第三个凸透镜的望远镜，把二个凸透镜做的望远镜的倒像变成了正像。沙伊纳做了8台望远镜，一台一台地观察太阳，无论哪一台都能看到相同形状的太阳黑子。因此，他打消了不少人认为黑子可能是透镜上的尘埃引起的错觉，证明了黑子确实是观察到的真实存在。在观察太阳时沙伊纳装上特殊遮光玻璃，伽利略则没有加此保护装置，结果伤了眼睛，最后几乎失明。荷兰的惠更斯为了减少折射望远镜的色差在1665年做了一台筒长近6米的望远镜，来探查土星的光环，后来又做了一台将近41米长的望远镜。
使用透镜作物镜的望远镜称为折射望远镜，即使加长镜筒，精密加工透镜，也不能消除色象差，牛顿曾认为折射望远镜的色差是不可救药的，后来证明是过分悲观的。1668年他发明了反射式望远镜，斛决了色差的问题。第一台反射式望远镜非常小，望远镜内的反射镜口径只有2.5厘米，但是已经能清楚地看到木星的卫星、金星的盈亏等。1672年牛顿做了一台更大的反射望远镜，送给了英国皇家学会，至今还保存在皇家学会的图书馆里。1733年英国人哈尔制成第一台消色差折射望远镜。1758年伦敦的宝兰德也制成同样的望远镜，他采用了折射率不同的玻璃分别制造凸透镜和凹透镜，把各自形成的有色边缘相互抵消。但是要制造很大透镜不容易，目前世界上最大的一台折射式望远镜直径为102厘米，安装在雅弟斯天文台。
1793年英国赫瑟尔（William Herschel），制做了反射式望远镜，反射镜直径为130厘米，用铜锡合金制成，重达1吨。1845年英国的帕森（William Parsons）制造的反射望远镜，反射镜直径为1.82米。1917年，胡克望远镜（Hooker Telescope）在美国加利福尼亚的威尔逊山天文台建成。它的主反射镜口径为100英寸。正是使用这座望远镜，哈勃（Edwin Hubble）发现了宇宙正在膨胀的惊人事实。1930年，德国人施密特（BernhardSchmidt）将折射望远镜和反射望远镜的优点（折射望远镜像差小但有色差而且尺寸越大越昂贵，反射望远镜没有色差、造价低廉且反射镜可以造得很大，但存在像差）结合起来，制成了第一台折反射望远镜。
战后，反射式望远镜在天文观测中发展很快，1950年在帕洛玛山上安装了一台直径5.08米的海尔（Hale）反射式望远镜。1969年在前苏联高加索北部的帕斯土霍夫山上安装了直径6米的反射镜。1990年，NASA将哈勃太空望远镜送入轨道，然而，由于镜面故障，直到1993年宇航员完成太空修复并更换了透镜后，哈勃望远镜才开始全面发挥作用。由于可以不受地球大气的干扰，哈勃望远镜的图像清晰度是地球上同类望远镜拍下图像的10倍。1993年，美国在夏威夷莫纳克亚山上建成了口径10米的“凯克望远镜”，其镜面由36块1.8米的反射镜拼合而成。2001设在智利的欧洲南方天文台研制完成了“超大望远镜”(VLT)，它由4架口径8米的望远镜组成，其聚光能力与一架16米的反射望远镜相当。现在，一批正在筹建中的望远镜又开始对莫纳克亚山上的白色巨人兄弟发起了冲击。这些新的竞争参与者包括30米口径的“加利福尼亚极大望远镜”（California Telescope，简称OWL）。它们的倡议者指出，这些新的望远镜不仅可以提供像质远胜于哈勃望远镜照片的太空图片，而且能收集到更多的光，对100亿年前星系形成时初态恒星和宇宙气体的情况有更多的了解，并看清楚遥远恒星周围的行星。
折射式望远镜，是用透镜作物镜的望远镜。分为两种类型：由凹透镜作目镜的称伽利略望远镜；由凸透镜作目镜的称开普勒望远镜。因单透镜物镜色差和球差都相当严重，现代的折射望远镜常用两块或两块以上的透镜组作物镜。其中以双透镜物镜应用最普遍。它由相距很近的一块冕牌玻璃制成的凸透镜和一块火石玻璃制成的凹透镜组成，对两个特定的波长完全消除位置色差，对其余波长的位置色差也可相应减弱
在满足一定设计条件时，还可消去球差和彗差。由于剩余色差和其他像差的影响，双透镜物镜的相对口径较小，一般为1/15-1/20，很少大于1/7，可用视场也不大。口径小于8厘米的双透镜物镜可将两块透镜胶合在一起，称双胶合物镜，留有一定间隙未胶合的称双分离物镜 。为了增大相对口径和视场，可采用多透镜物镜组。对于伽利略望远镜来说，结构非常简单，光能损失少。镜筒短，很轻便。而且成正像，但倍数小视野窄，一般用于观剧镜和玩具望远镜。对于开普勒望远镜来说，需要在物镜后面添加棱镜组或透镜组来转像，使眼睛观察到的是正像。一般的折射望远镜都是采用开普勒结构。由于折射望远镜的成像质量比反射望远镜好，视场大，使用方便，易于维护，中小型天文望远镜及许多专用仪器多采用折射系统，但大型折射望远镜制造起来比反射望远镜困难得多，因为冶炼大口径的优质透镜非常困难，且存在玻璃对光线的吸收问题，所以大口径望远镜都采用反射式
物镜是会聚透镜而目镜是发散透镜的望远镜。光线经过物镜折射所成的实像在目镜的后方（靠近人目的后方）焦点上，这像对目镜是一个虚像，因此经它折射后成一放大的正立虚像。伽利略望远镜的放大率等于物镜焦距与目镜焦距的比值。其优点是镜筒短而能成正像，但它的视野比较小。把两个放大倍数不高的伽利略望远镜并列一起、中间用一个螺栓钮可以同时调节其清晰程度的装置，称为“观剧镜”；因携带方便，常用以观看表演等。伽利略发明的望远镜在人类认识自然的历史中占有重要地位。它由一个凹透镜（目镜）和一个凸透镜（物镜）构成。其优点是结构简单，能直接成正像。
原理由两个凸透镜构成。由于两者之间有一个实像，可方便的安装分划板，并且各种性能优良，所以目前军用望远镜、小型天文望远镜等专业级的望远镜都采用此种结构。但这种结构成像是倒立的，所以要在中间增加正像系统。
正像系统分为两类：棱镜正像系统和透镜正像系统。
我们常见的前宽后窄的典型双筒望远镜既采用了双直角棱镜正像系统。这种系统的优点是在正像的同时将光轴两次折叠，从而大大减小了望远镜的体积和重量。
透镜正像系统采用一组复杂的透镜来将像倒转，成本较高，但俄罗斯20×50三节伸缩古典型单筒望远镜既采用设计精良的透镜正像系统。
是用凹面反射镜作物镜的望远镜。可分为牛顿望远镜。卡塞格林望远镜等几种类型。反射望远镜的主要优点是不存在色差，当物镜采用抛物面时，还可消去球差。但为了减小其它像差的影响，可用视场较小。对制造反射镜的材料只要求膨胀系数较小、应力小和便于磨制。磨好的反射镜一般在表面镀一层铝膜，铝膜在埃波段范围的反射率都大于80%，因而除光学波段外，反射望远镜还适于对近红外和近紫外波段进行研究。反射望远镜的相对口径可以做得较大，主焦点式反射望远镜的相对口径约为1/5-1/2.5，甚至更大，而且除牛顿望远镜外，镜筒的长度比系统的焦距要短得多，加上主镜只有一个表面需要加工，这就大大降低了造价和制造的困难，因此目前口径大于1.34米的光学望远镜全部是反射望远镜。一架较大口径的反射望远镜，通过变换不同的副镜，可获得主焦点系统(或牛顿系统)、卡塞格林系统和折轴系统。这样，一架望远镜便可获得几种不同的相对口径和视场。反射望远镜主要用于天体物理方面的工作。
是在球面反射镜的基础上，再加入用于校正像差的折射元件，可以避免困难的大型非球面加工，又能获得良好的像质量。比较著名的有施密特望远镜
它在球面反射镜的球心位置处放置一施密特校正板。它是一个面是平面，另一个面是轻度变形的非球面，使光束的中心部分略有会聚，而外围部分略有发散，正好矫正球差和彗差。还有一种马克苏托夫望远镜
在球面反射镜前面加一个弯月型透镜，选择合适的弯月透镜的参数和位置，可以同时校正球差和彗差。及这两种望远镜的衍生型，如超施密特望远镜，贝克―努恩照相机等。在折反射望远镜中，由反射镜成像，折射镜用于校正像差。它的特点是相对口径很大(甚至可大于1)，光力强，视场广阔，像质优良。适于巡天摄影和观测星云、彗星、流星等天体。小型目视望远镜若采用折反射卡塞格林系统，镜筒可非常短小。
探测天体射电辐射的基本设备。可以测量天体射电的强度、频谱及偏振等量。通常，由天线、接收机和终端设备3部分构成。天线收集天体的射电辐射，接收机将这些信号加工、转化成可供记录、显示的形式，终端设备把信号记录下来，并按特定的要求进行某些处理然后显示出来。表征射电望远镜性能的基本指标是空间分辨率和灵敏度，前者反映区分两个天球上彼此靠近的射电点源的能力，后者反映探测微弱射电源的能力。射电望远镜通常要求具有高空间分辨率和高灵敏度。根据天线总体结构的不同，射电望远镜可分为连续孔径和非连续孔径两大类，前者的主要代表是采用单盘抛物面天线的经典式射电望远镜，后者是以干涉技术为基础的各种组合天线系统。20世纪60年代产生了两种新型的非连续孔径射电望远镜——甚长基线干涉仪和综合孔径射电望远镜，前者具有极高的空间分辨率，后者能获得清晰的射电图像。世界上最大的可跟踪型经典式射电望远镜其抛物面天线直径长达100米，安装在德国马克斯·普朗克射电天文研究所；世界上最大的非连续孔径射电望远镜是甚大天线阵，安装在美国国立射电天文台。
1931年，在美国新泽西州的贝尔实验室里，负责专门搜索和鉴别电话干扰信号的美国人KG·杨斯基发现：有一种每隔23小时56分04秒出现最大值的无线电干扰。经过仔细分析，他在1932年发表的文章中断言：这是来自银河中射电辐射。由此，杨斯基开创了用射电波研究天体的新纪元。当时他使用的是长30.5米、高3.66米的旋转天线阵，在14.6米波长取得了30度宽的“扇形”方向束。此后，射电望远镜的历史便是不断提高分辨率和灵敏度的历史。
自从杨斯基宣布接收到银河的射电信号后，美国人G·雷伯潜心试制射电望远镜，终于在1937年制造成功。这是一架在第二次世界大战以前全世界独一无二的抛物面型射电望远镜。它的抛物面天线直径为9.45米，在1.87米波长取得了12度的“铅笔形”方向束，并测到了太阳以及其它一些天体发出的无线电波。因此，雷伯被称为是抛物面型射电望远镜的首创者。
射电望远镜是观测和研究来自天体的射电波的基本设备，它包括：收集射电波的定向天线，放大射电信号的高灵敏度接收机，信息记录，处理和显示系统等等。射电望远镜的基本原理和光学反射望远镜相信，投射来的电磁波被一精确镜面反射后，同相到达公共焦点。用旋转抛物面作镜面易于实现同相聚集。因此，射电望远镜的天线大多是抛物面。
射电观测是在很宽的频率范围内进行，检测和信息处理的射电技术又较光学波希灵活多样，所以，射电望远镜种类更多，分类方法多种多样。例如按接收天线的形状可分为抛物面、抛物柱面、球面、抛物面截带、喇、螺旋、行波、天线等射电望远镜；按方向束形状可分为铅笔束、扇束、多束等射电望远镜；按观测目的可分为测绘、定位、定标、偏振、频谱、日象等射电望远镜；按工作类型又可分为全功率、扫频、快速成像等类型的射电望远镜。
在地球大气外进行天文观测的大望远镜。由于避开了大气的影响和不会因重力而产生畸变，因而可以大大提高观测能力及分辨本领，甚至还可使一些光学望远镜兼作近红外、近紫外观测。但在制造上也有许多新的严格要求，如对镜面加工精度要在0.01微米之内，各部件和机械结构要能承受发射时的振动、超重，但本身又要求尽量轻巧，以降低发射成本。
第一架空间望远镜又称哈勃望远镜 ，于1990年4月24日由美国发现号航天飞机送上离地面600千米的轨道。其整体呈圆柱型，长13米，直径4米 ，前端是望远镜部分，后半是辅助器械，总重约11吨。该望远镜的有效口径为2.4米 ，焦距57.6米，观测波长从紫外的120纳米到红外的1200纳米 ，造价15亿美元。原设计的分辨率为0.005 ，为地面大望远镜的100倍。但由于制造中的一个小疏忽 ，直至上天后才发现该仪器有较大的球差，以致严重影响了观测的质量。
1993年12月2～13日，美国奋进号航天飞机载着7名宇航员成功地为“哈勃”更换了11个部件，完成了修复工作，开创了人类在太空修复大型航天器的历史。修复成功的哈勃望远镜在10年内将不断提供有关宇宙深处的信息。
1991 年4月美国又发射了第二架空间望远镜，这是一个观测γ射线的装置，总重17吨，功耗1.52瓦，信号传输率为17000比特/秒，上面载有4组探测器，角分辨率为5′～10′。其寿命2年左右。
双子望远镜是以美国为主的一项国际设备（其中，美国占50%，英国占25%，加拿大占15%，智利占5%，阿根廷占2.5%，巴西占2.5%），由美国大学天文联盟（AURA）负责实施。它由两个8米望远镜组成，一个放在北半球，一个放在南半球，以进行全天系统观测。其主镜采用主动光学控制，副镜作倾斜镜快速改正，还将通过自适应光学系统使红外区接近衍射极限。
日冕是太阳周围一圈薄薄的、暗弱的外层大气，它的结构复杂，只有在日全食发生的短暂时间内，才能欣赏到，因为天空的光总是从四面八方散射或漫射到望远镜内。
1930年第一架由法国天文学家李奥研制的日冕仪诞生了，这种仪器能够有效地遮掉太阳，散射光极小，因此可以在太阳光普照的任何日子里，成功地拍摄日冕照片。从此以后，世界观测日冕逐渐兴起。
日冕仪只是太阳望远镜的一种，20世纪以来，由于实际观测的需要，出现了各种太阳望远镜，如色球望远镜、太阳塔、组合太阳望远镜和真空太阳望远镜等。
telescope）接收天体的红外辐射的望远镜。外形结构与光学镜大同小异，有的可兼作红外观测和光学观测。但作红外观测时其终端设备与光学观测截然不同，需采用调制技术来抑制背景干扰，并要用干涉法来提高其分辨本领。红外观测成像也与光学图像大相径庭。由于地球大气对红外线仅有7个狭窄的“窗口”，所以红外望远镜常置于高山区域。世界上较好的地面红外望远镜大多集中安装在美国夏威夷的莫纳克亚，是世界红外天文的研究中心。1991年建成的凯克望远镜是最大的红外望远镜，它的口径为10米，可兼作光学、红外两用。此外还可把红外望远镜装于高空气球上，气球上的红外望远镜的最大口径为1米，但效果却可与地面一些口径更大的红外望远镜相当。
数码望远镜（Instant Replay）是一种高性能数码成像望远镜。
被主流科技媒体评为“百项科技创新”之一，由于结构简单，成像清晰，能够用较小的机身长度实现超长焦的效果，在加上先进的数码功能，可以实现较为清晰拍照录像功能，在大大拓宽了望远镜的应用领域，可以广泛的应用在侦查、观鸟、电力、野生动物保护等等。
数码望远镜还具备拍照、录像、图像传输等功能，传统望远镜长时间的观察，可导致眼睛不适，但是数码望远镜的使用者可以很方便地通过LCD液晶显示屏观看放大，如果觉得显示屏较小不能满足要求，可以直接通过tv接口连接到电视或者是mp4上，甚至可以直接通过usb连接线连到电脑上，实现在线录制或者图像传输，当然视频的流畅程度和颜色远不及自然颜色，即使如此，数码望远镜做为一种高端的望远镜，同样提供舒适的直接观测功能！
数码望远镜具备的拍照功能，可以保存人生历程中经历的众多难忘瞬间，在美国，此款产品广受体育运动教练员、球探、猎鸟人、野生动物观察员、狩猎爱好者以及任何一个摄影、摄像爱好者的青睐。在中国，这一领域的佼佼者，当属watchto系列的远程拍摄设备，尤其是WT-20A系列和30B系列，目前国内很多公安、军警、野生动物保护已经利用数码望远镜的优势，应用到工作中了，尤其是公安部门，他们可以轻松的远程拍照取证。
高达5.1百万像素cmos传感器的内置数码照相机结合在一起的。可以快速并简单的从静态高分辨率照片()拍照转换到可30秒连续摄相。这能确保使您捕捉到最佳效果。照片和录象存储在内存中，或sd卡中，并可以通过可折叠的液晶显示屏查看、删除、通过电视机查看，或不需安装其他软件将照片下载到计算机中。光学部分目前主要流行的倍率是35倍和60倍，并且可以进行高低倍的切换！(
【中文词条】马克苏托夫望远镜
这是一种折反射望远镜﹐1940年初为苏联光学家马克苏托夫所发明﹐因此得名。荷兰光学家包沃尔斯也几乎于同时独立地发明了类似的系统﹐所以有时也称为马克苏托夫-包沃尔斯系统。
马克苏托夫望远镜的光学系统和施密特望远镜类似﹐是由一个凹球面反射镜和加在前面的一块改正球差的透镜组成的。改正透镜是球面的﹐它的两个表面的曲率半径相差不大﹐但有相当大的曲率和厚度﹐透镜呈弯月形﹐所以﹐这种系统有时也称为弯月镜系统。适当选择透镜两面的曲率半径和厚度﹐可以使弯月透镜产生足以补偿凹球面镜的球差﹐同时又满足消色差条件。在整个系统中适当调节弯月透镜与球面镜之间的距离﹐就能够对彗差进行校正：马克苏托夫望远镜光学系统的像散很小﹐但场曲比较大﹐所以必须采用和焦面相符合的曲面底片。弯月透镜第二面的中央部分可磨成曲率半径更长的球面(也可以是一个胶合上去的镜片)﹐构成具有所需相对口径的马克苏托夫-卡塞格林系统﹐也可直接将弯月镜中央部分镀铝构成马克苏托夫-卡塞格林系统。马克苏托夫望远镜的主要优点﹕系统中的所有表面都是球面的﹐容易制造﹔在同样的口径和焦距的情况下﹐镜筒的长度比施密特望远镜的短。缺点是﹕和相同的施密特望远镜比较﹐视场稍小﹔弯月形透镜的厚度较大﹐一般约为口径的1/10﹐对使用的光学玻璃有较高的要求﹐因此﹐限制了口径的增大。
目前﹐最大的马克苏托夫望远镜在苏联阿巴斯图马尼天文台﹐弯月透镜口径为70厘米﹐球面镜直径为98厘米﹐焦距为210厘米
一般用目镜视角与物镜入射角之比作为望远镜放大倍数的标示，但通常用物镜焦距与目镜焦距之比计算，表示景物被望远镜拉近的程度，比如一具10倍放大倍数的望远镜表示用此望远镜观察距观察者1000米处的景物的效果，距观察者不使用望远镜而直接在100米处肉眼观察该景物的效果是一样的。
这里指物镜圆口的直径，通常用mm来表示，如7X50，那么就说明这款望远镜的口径为50mm。
棱镜系统 现在主流的望远镜棱镜系统都采用两种基本设计： 屋脊（Roof）棱镜或保罗（Porro，又译普罗，宝罗）棱镜。
屋脊棱镜系统，优点是光学结构相对轻便和紧凑，比较适合户外运动便携产品；缺点是光线的损失多，成像相对较暗（不过随着镀膜技术的发展,屋脊结构的望远镜的成像效果有了大大的提升），对装配精度要求高，难于制造，价格也较贵。同时外形也比保罗棱镜复杂的多，加工难度大，此外从装配难度和维护性来讲也难于传统的保罗棱镜，因此成本较高。
保罗棱镜又叫直角棱镜，是传统的经典设计，比较常见的设计是由两个完全相同的直角棱镜构成，优点是形状简单，透光率和亮度都会有不错的效果，容易加工和装配，缺点是相对屋脊棱镜，重量和体积较大。
棱镜材料方面，全球比较著名的厂商有德国肖特，日本豪雅和中国光明，各厂商之间的材料牌号命名不同，但为方便工厂采购都有一定的对照关系，目前在销售市场上，国际上比较普遍采用的是德国肖特公司的牌号标示，应用于望远镜棱镜比较常见的两种材料为BK-7(肖特公司牌号，我国工厂近似材料牌号为K9)或BAK-4(肖特公司牌号，我国工厂近似材料牌号为K7)。
BK-7或BK-4两者都是经过历史检验的经济高效的设计，比较而言BAK-4玻璃折射率较高，消除内部光线散射损失更好，因而可以获得更锐利，明亮的图象。
即能看清距观察者最近物体的距离，例如近焦距离为2.5米，那么在2.5米以内观看物体是模糊的，2.5米以外通过调焦才可以看得清晰。
光线经过目镜汇聚后，在目镜后形成的亮斑的直径。对于肉眼使用的光学器材，光线必须经过瞳孔后进入视网膜成像，人类的瞳孔在白天大约为3mm，夜晚最大可达7mm左右。在用光学器材观察的时候，目镜汇聚光线形成的亮斑将投射到瞳孔上，因此，越大的出瞳直径，给人感觉成像的亮度也越大。
出瞳直径的计算公式为： p = D / M 其中p代表出瞳直径，D代表物镜口径，M代表放大倍数。
是指能够看清整个视场时，眼睛与目镜的最后一片镜片之间的距离。现在很多双筒望远镜都设计成长出瞳望远镜，主要是使用起来舒服点，观赏景物更明亮，特别是戴眼镜的用户，也可以不摘掉眼镜使用，而有的普通出瞳望远镜，戴眼镜基本难以使用。
指望远镜或双筒望远镜所能看到的天空范围。 视场代表着通过望远镜能够观察到的最大范围，通常以角度来表示，视场越大， 观测范圉越大。视场一般用千米处视界（可观测的宽度）和换算成角度(angle of view)来表示，常见的有三种表示方法：一是直接用角度，如angle of view:9°；二是千米处的可视范围，如Field of
相对亮度是根据倍数、口径等指标通过公式计算出来的，现在的简单计算方法为出瞳直径的平方。
望远镜的实际分辨率一般不超过20"，大多在10"以内，而肉眼的分辨率为60"，因此通过望远镜可以看到的肉眼无法看清晰的物体。
光学镀膜(C)：这是最低级的镀膜，价格较便宜，一般是一个镜面镀单层膜，一般镀物镜。
全镀膜(FC)：所有的镜片都要镀单层膜。这样会使光的通过率从50％提高到80％。
多层镀膜(MC)：至少有一个镜面镀不止一层的膜。
全镜面多层镀膜(FMC)：这是最高级的镀膜。它表示对所有的镜面都进行多层镀膜，可将光的通过率提高到90～95％。
分为旋升式和折叠式.
主要是指在透镜的表面上配有一层具有荷叶效应的涂层，其可使水珠聚集成滴滚落下来而不留任何痕迹，从而提高能见度，确保望远镜在湿润气候条件下也能正常地工作，以满足使用者的各种需求。
又称为微光系数，表示望远镜在暗光条件下的观测效能。它由德国蔡司公司提出，其值大小可由倍数乘以口径再开方得到。通常情况下，黄昏因数大的望远镜能在光线暗弱的环境下捕获到更多的景物细节。
眼睛折射光线的作用称为屈光，用光焦度来表示屈光能力大小的单位，叫做屈光度(缩写为“D”)。1D屈光相当于可将平行光聚焦在1米焦距上。屈光力越强，焦距越短。计算焦距的公式为：1m/屈光度，如：2D屈光力的透镜焦距为1/2或50mm。凸透镜的屈光力以“＋”表示，凹透镜的屈光力以“－”表示。1屈光度或1D等于常说的100度。因此，－2D表示200的近视镜，＋1.5表示150度的老花镜。
是按照人体生理机能设计的，目的是为了使物像正好映射在视网膜上，达到清晰透彻的效果。如果屈光度不正确，就不能在视网上准确成像，从而产生了视力缺陷，需要借助于眼镜来补充和矫正眼睛的屈光度，以达到视网膜正确成像的目的。
防水望远镜在镜体上都会有可识别的标实，比如8×30WP，表示此镜为倍数为8，口径为30mm的防水望远镜。
指由加入氟气的玻璃加工而成的镜片，其优点在于：既保证了最小的色彩混淆度和最大的影像边缘锐利度，也拥有了极高的分辨率、色彩对比度和保真度。
使用双筒镜观看的物体，距离不是固定不变的，所以必须有聚焦的功能。传统上，有两种不同的方法来调整焦点："独立调焦"（IF）和"中央调焦"（CF）。"独立调焦"的双筒镜在个别镜筒的目镜上都可以改变与物镜的距离。被设计在恶劣环境下使用的双统镜，如军用的，都会使用独立调焦。另一种类型为中央调焦，由一个中央调焦的轮轴同步改变两个目镜与物镜的距离，之后可以进一步对二个目镜中的一个进行调整，以校正两眼之间的差异（通常在目镜的基座上调整），也就是屈光度的差异。因为可以一次对两眼近型调整，所以一般的使用者偏好此一类型，特别是个人专用的情况下，因为一旦作过屈光度的调整之后，在重新对不同距离的物体聚焦时，只要透过中央的调整轮就可以一起移动两个镜筒的焦距，而不用在调整目镜了。
也有称为"自由焦点"或"固定焦点"，不需调整焦距的双筒镜。因为它们的景深从足够近的距离直到无穷远，而且能确实的将影像维持在一定的品质上，特别是在中间的距离上（不全然是如此）。
变焦双统镜在原则上是一个很好的想法，但在实务上并很难制做出高品质的产品。
现代的双筒镜多数绞链的结构，可以配合观测者两眼调整目镜间的距离，旧型的则缺乏此种功能。
影像稳定利用影像稳定的技术可以减少双筒镜的震动，对高倍率的使用者大有帮助。改变影像呈现的位置，或借助于安装在内部的陀螺仪或惯性回转仪和驱动器所提供的动力，可以消除突然的震动或移动的影响。稳定仪是否需要工作可以由使用者来决定，这些技术只需要很少量的动力就可以使影象稳定，因此可以让手持的倍数高达20X。但还是有些不便之处：
* 与架在三角架上未做稳定影像处理的双筒镜比较，影像的品质可能不是最佳的；而且当仪器出错时影像品质会变得更糟。
调整经过良好调校的双筒镜，当影像经由观测者的双眼传送至脑部时，应该是唯一的一个三度空间的影像，而不是两幅有稍许不同的相似的影像。如果不是理想的情况，最常见的，将导致眼睛的不舒适与视力的疲劳，但可察觉的视野无论如何都还是一个圆形的区域。在电影的场景中，当通双筒镜观看时，常常会用两个有部分重叠的圆组成的8字型来代表所见到的视野，在实际生活中是不对的。
不同心度可以经由对棱镜的位置做些许的调整来修正，通常只要转动螺丝而不需要拆开双筒镜；或是调整预先安置在物镜组合内的偏心环的位置。虽然在网络上可以找到如何进行调整的资料，但这些调整工作通常都需要专家在仪器的检查与协助下才能完成。
天文学应用双筒镜被业余天文学家广泛的使用，特别是便于携带的型式，因为它们宽广的视野用在彗星和超新星的搜寻上非常有效。
特殊的低亮度和物镜直径与放大率的比率是天文观测者最在意的。虽然大的出射光瞳意味着有些光线被浪费掉了，但低的放大倍数能使视野更为广阔，适合观赏大的深空天体，像是银河、星云和星系等目标。大的出射光瞳也使背景的星空呈现在视野之中，使有效的对比降低，不利于侦查暗弱与远距离的目标，但与周遭的光污染比较，又显得是微不足道了。天文学上对双筒镜的使用是倾向于大口径的，因为口径越大，越能收集更多的光线，才能看见更微弱的天体。如1996年1月底，百武彗星的发现者所使用的双筒望远镜口径高达150mm。观鸟爱好者和猎人也是双筒望远镜的主要市场。
许多巨大的双筒镜是由业余制镜者完成的，有些根本就是两架折射望远镜组合的结果。在专业的天文界中有一架非常巨大双筒镜，LBT（Large Binocular Telescope），但是没有人称他为双筒镜，坐落在美国亚利桑那州，已经在2005年10月26日启用。LBT是由两架8米反射镜组合成的，毫无疑问的就像观测者的一对眼睛一样，两架望远镜同时看一个目标。由于他是分离开的两个镜片，所以能扩大视野并收集到更多的讯息。
选择理想的双筒望远镜应该产生两个相同的、质量绝好的、没有色差和相差的成像。两个成像该没有大小、方向的差别。实际上的双筒望远镜当然多少有些误差。
最常见的双筒望远镜为8×30。7×50和10×50较适合夜间使用。所有的双筒望远镜至少应调节良好，两幅图像应该相配（重合没有重影），此外使用时舒适，还有一定的牢固性。屋脊棱镜的双筒望远镜较轻，较小巧，但与相应的普罗棱镜的双筒望远镜相比也比较贵。
充了干燥气体（一般为氮气）的密封的双筒镜内部不会在低温度下形成凝结水与生长霉菌。但假如保管不好的话时间长了密封可能会泄漏。有些完全密封的双筒镜甚至有防水效果；当然，此类双筒镜比同口径同类型的贵。
放大率和物镜口径要根据使用需要选择。放大率越高手颤动造成的抖动也越强烈。物镜口径越大整个望远镜的重量和大小也越高。
口径非唯一的重要参考，物镜、棱镜上的镀膜同样重要。没有这层防止反射的镀膜，每次光在通过空气和玻璃之间的接口时有5%的光会被反射。
影像稳定装置可以使手持的双筒望远镜达到更高的放大率，缺点是它非常昂贵，很大和很重。它们较容易坏，还需要电池驱动。
与选择光学仪器一样，即使是同一厂商、同一型号的双筒望远镜也可能会有质量的些微差别，因此在购买时要特别用心比较。
以双筒镜观测深空天体比以单筒镜轻便与明亮，故受天文爱好者欢迎，使用的望远镜物镜口径一般较大（如50mm或以上）与可以三脚架支承，用以提供一个稳定、舒适而清晰的观测环境，而专业寻彗使用的双筒镜则口径则更大。
保养与维护假如双筒望远镜的两个筒产生的图像不适当相应（光轴不一致），那么使用这样的双筒望远镜会很不舒服，其效果也不好。其原因可能是因为生产质量不好，或者望远镜被碰撞过，或者望远镜老化变形（此情形很少出现）。使用外部的螺丝可以调节内部棱镜光轴来解决，这样也不需把望远镜拆开，但这是检修师傅修理的专业程序，这操作会直接改变成像，非一般人能维修。
而平时使用后的双筒镜应与相机镜头、照相机的修藏方法一样──置于长期干燥密闭的环镜中（如放潮箱等）并定时检查状况。观赏与携带时亦严防碰撞与随便沾污与擦拭物镜与目镜。
目镜又称接目镜，通常是一个透镜组，可以连接在各种不同光学设备，像是望远镜和显微镜，的后端。所以如此命名，是因为当设备被使用时，它常是最接近使用者眼睛的透镜。物镜的透镜和面镜收集光线并引导至焦点生成影像；目镜被安置在焦点，主要的功能在放大影像，放大的倍率则与目镜的焦距有关。
目镜通常会包含几个组装在一起的“透镜元件”，装在一个筒状物的后端。这个筒状物则会塑造成适合仪器的特别开口，影像可以经由移动目镜和物镜焦点的位置而聚焦成像。多数仪器都会有一个聚焦的装置，允许目镜在轴上移动，而不需要直接去操作目镜。
双筒望远镜的目镜通常是永久固定在镜筒上，因此它们的视野和放大倍率都是预先就被设定好的。望远镜和显微镜，目镜通常都可更换，而通过目镜的更换，使用者可以调整视野和倍率。例如，望远镜就经常以更换目镜来增加或减少倍率；目镜也为使用者提供提供不同视野和适眼距的调整。
现在用于研究的望远镜已不再使用目镜，取而代之的是装置在焦点上的高品质CCD传感器，而影像就可以直接在电脑的显示器上观察。有些业余天文学家也在个人的望远镜上安装了相似的设备，但普遍的仍然是直接使用目镜来观察影像。
除了伽利略式望远镜的目镜采用凹透镜以外，大多数望远镜的目镜都可以等效为凸透镜。一个好的目镜应该尽可能消除色差、像差、提供优良的像质，提供较大的表观视场，较长的适眼距以方便人们使用，提供较好的目镜罩以减少杂光干扰。设计优秀的目镜还考虑了戴眼镜的人使用，使用了橡皮可翻目镜罩或者可调升降目镜罩。目镜的光学系统的设计有多种形式，如：惠更斯目镜（H式或HW式）、冉斯登目镜（R式或SR式），这些属于第一代目镜。第二代目镜具有代表性的有四种：凯尔纳目镜（K式）、普罗素目镜（PL式）、阿贝无畸变目镜（OR式目镜）、爱尔弗广角目镜。第三代目镜最著名的目镜是Nagler目镜，它拥有更加出色的表现，特别是在视场修正技术方面。在小型天文望远镜中，大部分目镜的接口遵循三个标准，即外径为0.965英寸（24.5毫米）、1.25英寸（31.7毫米）和2英寸（50.8毫米），具有相同接口标准的目镜可以互相替换使用。
目镜的性质目镜的一些性质对光学产品的功能非常重要，需要比较以决定最适合需求的目镜。
入射光瞳的距离设计目镜的入射光瞳永远不变的被设计在目镜的光学系统之外，它们必须被设计在特定的距离上有优异的性能（即在这个距离上的变形极小）。在折射式的天文望远镜，入射瞳通常很靠近物镜的位置，与目镜通常有数英呎的距离；在显微镜，入射瞳通常紧靠著物镜的后焦平面，与目镜只有几英吋的距离。因此显微镜的目镜与望远镜的目镜性质不同，不是互换就能获得适当的表现。
元素和群每一个独立镜片称为元素，通常是简单的透镜，可以组合成单镜、胶合的双镜或是三合镜。当这些元素被两个或三个黏合在一起时，这种组合就成为群。
第一个目镜只是单片的透镜元素，得到的影像有高度的变形。二或三个元素的设计发明之后，由于改进了影像的品质，很快就成了标准的设计。今天，工程师在计算机协助规划下的设计，以七或八个元素提供了绝佳的影像。
内部反射和散射内部反射有时也称为散射，导致穿过目镜的光线不仅分散还降低了目镜产生影像的对比。当影像的效果很差时就会出现"鬼影"，称为幻像。多年以来，设计时玻璃与玻璃之间制造很小的空气隙，就能有效的改善这个问题。
对薄透镜可以采用在元素表面镀膜的方法来解决这个问题。这一层厚度只有一或两个波长的膜，可以改变通过元素的光线折射来减少反射和散射。有些镀膜可经由全反射的过程吸收这些光线以低浅角度射入的光线，使它们不会穿过透镜。
侧向色差色差的产生是因为不同的颜色（波长）由一种介质到另一种介质时，有不同的折射率。对目镜而言，色差来自穿越空气和玻璃之间的界面。蓝光和红光在经过目径的元素之后不能距焦在同一个焦点上，这种现象对点光源 的结果是可能产生一个围绕着焦点的模糊色环，通常的结果是造成影像模糊不清。
有几种方法可以减缓这个问题，一种是利用薄膜来改正目镜的元素。较为传统的方法则是利用多个不同玻璃和曲度的元素来消减变形。
纵向色差在光学望远镜中，因为焦距很长而成为很显著的效应；显微镜，因为一般的焦距都很短，就不受这种效应的影响。
通常，目镜在改善色差时，这两种都需要做修正。
焦长（焦距）焦长是平行的光经过目镜后汇距的点与目镜主平面的距离。在使用时，目镜焦长和物镜焦长的结合，确定了附属的放大倍率。当单独提到目镜时，他的单位通常是毫米（mm）；而当在一架可以更换目镜的仪器上使用时，有些用户喜欢使用经过目镜后所能得到的放大倍数做为单位。
对望远镜，一些特殊的目镜可以产生不同的角放大率，并且望远镜和显微镜的组合倍率可以用下面的惯例式来计算：
MA是要计算的角放大倍率，
fO是望远镜物镜的焦长，
fE是目镜的焦长，要用同样的测量单位来表示。fT.
对一个复合式显微镜的惯用式是：D 是距离最接近的明视距离（通常是250mm），
DEO是物镜的后焦面和目镜的后焦面（称为筒长）的距离，在现代的仪器上这个距离通长是160mm
fO是物镜的焦长，FE是目镜的焦长。
因此，要提高放大倍率，可以将目镜的焦长减短，或是将仪器本身的焦长加长。例如，焦长25mm的目镜用在焦长1200mm的望远镜上，放大倍率是48倍；焦长4mm的目镜用在相同的望远镜上，放大倍率是300倍。业余天文学家使用的望远镜的目镜倾向于将焦长标示出来。在天文学，焦长的表示单位通常是毫米（mm），范围则在3至50毫米之间。实际的放大倍率则依使用的望远镜的焦长来决定。
但是当描述观测现象时，天文学家对于目镜的标示，却又惯用放大倍率，而不是标示目镜的焦长。在观测报告上使用放大倍率是比较方便的，因为它更直接的提示了观测者实际上看到的是什么的看法。由于放大倍率是依赖所使用的望远镜决定，因此单独只提放大倍率对望远镜的目镜是毫无意义的。
依据协议，显微镜的目镜通常标示具体的倍率来取代焦长。显微镜的倍率 PE和物镜的倍率PO的关系如下：
因而对一个复合式的显微镜前端角放大率的表示是：
倍率的定义是依据仪器对任易分离角度在目镜和物镜之间被放大的能力。不同于历史上对显微镜目镜的分析，是依据目镜对角度的放大倍率，和物镜原本的放大能力。这对光学设计师是很方便，但从显微镜学实用的观点上看却缺乏便利性，因此便被摒弃了。一般目镜的放大倍率是8X、10X、15X、和20X。这些倍数是与正常人的能看清楚的最短明视距离，D250mm，比较得到的，所以目镜的焦距可以用250mm除以放大倍率而计算出来。虽然被接受的标准距离是250mm，但现在的显微镜会设计成只有160mm的焦距，使得仪器变得非常的紧凑。现在的仪器也许还会被设计成管子实际上是无限长的(在镜筒内使用一个辅助透镜)。 显微镜影像整体的角放大率是目镜放大率与物镜放大率的乘积。例如，10X的目镜与40X的物镜组合就会得到400X的放大倍数。
焦平面的位置有一些目镜，像是冉斯登目镜 (在下面有详细的说明) ，焦平面的位置在目镜之外的场透镜前方，因此很适宜做为标线或测微表等十字线安置的位置。在惠更斯目镜，焦平面的位置在眼睛和在目镜内的场透镜之间，是不容易接近的位置。
视野视野，经常会使用缩写FOV，描述的是经由目镜能看见的目标 (从观测者所在地测量得到的角度) 。目镜的视野范围会根据各自所结合的望远镜或显微镜的放大率而有所变化，也和目镜本身的性质有关。目镜由他们的视野阑做区分，这是进入目镜的光线抵达场透镜前所经过的最狭窄孔径。
由于这些可变的因素，"视野"这个名词通常有两种意义，并且总是只表示其中之一。
* 实视野是使用某一架望远镜时，由于具体的放大效果，通过目镜能看见的真实天空的角度大小，它的范围通常在0.1度至2度之间。
目镜的使用者通常都需要计算实视野，因为这表示出目镜与望远镜结合时，实际上能看见的天空大小。计算实视野最方便的方法取决于是否知道视视野。
如果已经知道视视野，实视野可以经由下面的近似公式计算：
FOVC是实视野，计量的单位是以FOVP时所提供的角度单位来测量。.
fE是目镜的焦长，用与fT相同的量度单位来标示
望远镜物镜的焦长是物镜的口径乘上焦比的值，他代表镜子或透镜将光线聚集在一个点上的距离。这种形式的精确度可以在4%以内，或视视野达到40°都是良好的，而在60° 时的误差为10%。
如果不知道视视野，实视野可以使用下面的方法来概估：
FOVC 是实视野，以度读为计算单位。
d是目镜视野阑的直径，单位为mm。
fT式望远镜的焦距，单位为mm。
第二个公式比第一个来得精确，但是多数厂家通常都不会告知视野阑的大小。如果视场不是平坦的，或是对设计的角度大于60°的超广角目镜，第一个公式就会不准确。筒径望远镜有三种不同标准的筒径，而筒径的大小习惯用英吋标示。
* 最小的标准筒径是0.965 英吋 (24.5mm)，但几乎已经被摒弃了。仍然使用这种筒径的望远镜不是玩具店内的商品，就是通常只在商城 (大卖场) 内仍然充斥的品质较差的望远镜。许多在这种望远镜上的目镜都是塑胶制造的，有些甚至连透镜都是塑胶的。高品质的望远镜早已不再种尺寸的目镜了。
* 大部分的目镜筒径都是1? 英吋 (31.75mm)，这种筒径的目镜在实用上的焦距上限大约是32mm。焦距更长的目镜，焦距比32mm更长的目镜，筒径的边缘限制了视视野的大小不能超过50°，而多数的业余者认为这是可以接受的最小视野。这种筒径的螺旋可以置入30mm的滤镜。
* 2 英吋 (50.8 mm) 筒径的目镜经常被使用。2英吋目镜的焦距极限大约在50mm，大于2英吋 (50.8 mm) 的筒径主要在协助延伸目镜焦距的极限。这种目镜的价值通常都很昂贵，并且可能重得足以倾覆望远镜。这种目镜的螺旋适用48mm的滤镜 (或是49mm的)。
显微镜的目镜使用mm为单位，标准筒径为23.5mm和30mm，都比望远镜的筒径小一些。
适眼距眼睛需要在目镜后方的一段距离内观看经过目镜形成的影像，这段适当的距离称为适眼距。有着较大的适眼距，意味着目镜的品质越佳，也越容易观看到影像。但是如果适眼距太大，要让眼睛长期处在正确的位置上，它会造成眼睛的不舒适。基于这个原因，有些有着长适眼距的目镜，在目镜透镜的后方有眼罩杯的设计，可以帮助观测者能长时间的在正确的距离上观测目标。出射瞳的大小应该与拉姆斯登盘的大小相符。在天文望远镜的情况下，入射光瞳的影像对应于物镜的大小。
适眼距的典型范围在2mm至20mm之间，依据目镜的构造来决定。长焦距的目镜通常都有较宽裕的适眼距，但短焦距目镜的适眼距就有问题了。直到最近，这仍然是相当普遍与共通的，短焦点目镜的适眼距就较短。好的设计指南建议适眼距至少要有5-6mm，以避免睫毛造成的不舒适。现代的设计可以增加许多透镜元件，不仅在这方面获得改善，还可以在高倍率的观测上变得更加舒适。特别是对于带眼镜的观测者，他们至少需要20mm的距离才能容纳德下它们的眼镜。
目镜设计技术随着时间而进步，目前有许多不同设计的目镜，可以供给光学望远镜使用。它们改变了内部透镜的位置，而且不同的设计有时更加适合两种以上不同类型的观察，和不同类型的望远镜来使用。这些目镜的设计有惠更斯目镜、冉斯登目镜、凯尔纳目镜、无畸变目镜、爱佛目镜、康尼目镜、普罗索目镜、RKE目镜和尼格勒目镜 大双筒望远镜（Large Binocular Telescope，缩写为LBT）是两台架设在同一机架上的口径8.4米的双筒望远镜，等效口径11.8米，位于美国亚利桑那州的格拉汉姆山国际天文台。
大双筒望远镜原名哥伦布计划，是一个多国合作项目，参与者有由意大利天文学界、美国亚利桑那大学、亚利桑那州立大学、北亚利桑那大学、密歇根大学、俄亥俄州立大学、明尼苏达大学、弗吉尼亚大学、澳大利亚圣母大学、德国天文学界等。
大双筒望远镜的主镜由硼硅玻璃制成，焦比为1.142，是在亚利桑那大学史都华天文台的镜面实验室浇铸的。两个主镜的焦点合成为一个焦点，等效口径为11.8米，并且安装了主动光学和自适应光学系统。如果作为光学干涉仪，大双筒望远镜的最大角分辨率相当于一台口径为22.8米的望远镜。望远镜的观测室为方形，架设在直径23米的圆形轨道上，观测室四面都有可开合的通风口。
大双筒望远镜的第一块主镜于2004年10月建成，并在2005年10月12日开始观测。第二块主镜在2006年1月安装完成，2006年9月18日开始观测。
Telescope，缩写为MMT）是史密松森研究所和亚利桑那大学共同建造的一台口径为6.5米的光学望远镜，位于美国亚利桑那州图森市以南60公里的霍普金斯山的山顶，这里是史密松森研究所下属的弗雷德·劳伦斯·惠普尔天文台的所在地。多镜面望远镜最初是一台由6个跨径1.8米的正六边形镜面组合成的望远镜，等效口径为4.5米，于1974年建成，在当时是世界上口径第三大的光学望远镜。1985年，研究人员决定将它改建为一台口径6.5米的单镜面望远镜，以获得更大的聚光面积和视场。
1998年3月2日，原来的多镜面望远镜开始拆卸，1999年3月25日由亚利桑那大学史都华天文台镜面实验室浇筑成形的6.5米口径硼硅玻璃主镜运抵现场，在同年5月17日进行了第一次观测，并在2000年5月20日正式投入使用。
液体镜面望远镜是利用旋转使液体形成抛物面形状，以此作为主镜进行天文观测的望远镜。水银是在常温下唯一呈液态的金属，具有良好的反光性，是建造液体望远镜的理想材料。其特点是成本相对低廉，但是只能观测天顶附近的天体，无法对目标进行跟踪。液体镜面望远镜的概念最初是由发明反射式望远镜的英国著名物理学家牛顿提出的。1850年，意大利天文学家欧内斯特·卡波西建议，将盛有水银的旋转圆盘作为望远镜的主镜。然而19世纪到20世纪初期进行的一些列实验，结果不甚理想。1993年，加拿大不列颠哥伦比亚大学的保尔·希克森（Paul Hickson）等人建造了一台口径为2.7米（106英寸）的旋转水银面望远镜，获得了与其相同口径的传统光学望远镜差不多的像质。1996年，他又为美国宇航局位于新墨西哥州的轨道碎片天文台建造了一台相同口径的液体望远镜，用于监视人造卫星轨道上的空间垃圾。1994年，不列颠哥伦比亚大学开始建造一台口径为6米的旋转水银面望远镜——大型天顶望远镜（LZT），并于2003年建成，其空间分辨率达到了1.4角秒
光线在三棱镜中色散的想象图
光学（Optics），是物理学的一个分支。它解释了光的现象及特性。
光学这个领域所讨论的范围包括红外线、紫外线及可见光。但因为光具有电磁波的特性，所以类似现象如X光、微波、电磁辐射及无线电波也可能产生此特性。所以光学被认为是电磁学的附属领域。 一些光学现象及行为的产生是与光的量子特性所关联的，而这些特性包含在光学及量子力学范畴。在实践中，大部分的光学现象可以用光的电磁特征来描述，例如麦克斯韦方程组。
光学领域有它自己的分类特征，协会以及学术会议。光的纯科学领域通常被称为光学或光学物理。应用光学通常被称为光学工程。光学工程中涉及到照明系统的部分被特别称为照明工程。每一个分支在应用，工艺技术，焦点以及专业关联方面都有很大不同。在光学工程中比较新的发现通常被归类为光子学或者光电工程. 而区分这些定义的界限并不明显，经常因在世界的不同地区以及工业的不同领域而异。
因为光的科学在实际中的广泛的应用，光科学和工程光学在领域上有很大程度的互相交叉。 光学也与电子工程、物理学、心理学、医学（尤其是眼科学与验光术）等许多学科密切相关。此外，物理学可以非常完整描述地光学现象，但对大部分问题显得过于繁复，因此在光学领域中引入了一些特定的简化模型。这些模型可以很好地描述光学现象，而无需考虑那些不相关及（或）无法观测到的现象。
太阳光光谱是典型的吸收光谱。因为太阳内部发出的强光经过温度较低的太阳大气层时，太阳大气层中的各种原子会吸收某些波长的光而使产生的光谱出现暗线。
光谱全称为光学频谱，是复色光通过色散系统（如光栅、棱镜）进行分光后，依照光的波长（或频率）的大小顺次排列形成的图案。光谱中最大的一部分可见光谱是电磁波谱中人眼可见的一部分，在这个波长范围内的电磁辐射被称作可见光。光谱并没有包含人类大脑视觉所能区别的所有颜色，譬如褐色和粉红色。条目颜色解释了这种现象的原因。
复色光中有着各种波长（或频率）的光，这些光在介质中有着不同的折射率。因此，当复色光通过具有一定几何外形的介质（如三棱镜）之后，波长不同的光线会因出射角的不同而发生色散现象，投映出连续的或不连续的彩色光带。
这个原理亦被应用于著名的太阳光的色散实验。太阳光呈现白色，当它通过三棱镜折射后，将形成由红、橙、黄、绿、蓝、靛、紫顺次连续分布的彩色光谱，覆盖了大约在390到770纳米的可见光区。历史上，这一实验由英国科学家艾萨克·牛顿爵士于1665年完成，使得人们第一次接触到了光的客观的和定量的特征。
白光经由三棱镜被分开成各种不同频率的可见光。
电磁波（又称：电磁辐射、电子烟雾）是能量的一种，只要是本身温度大于绝对零度的物体，都会放出电磁辐射。虽然大部分的电磁波不能被人看见，但就像人生活在空气中也看不见空气一样，人们也看不见可见光以外的电磁波。电磁波不需要依靠介质传送，各种电磁波在真空中速率固定，速度为光速。
电磁波是“振荡且互相垂直的电场与磁场的结合（向量积）”。电磁辐射在空间中以波的形式移动，有效的传递能量和动量。电磁辐射是由叫光子的量子粒子形成。人眼可接收波长在400至780纳米间的电磁辐射，因此这种电磁辐射也叫可见光。研究电磁辐射的物理学叫电动力学，是电磁学的分支。
电磁辐射先被麦克斯韦方程组预测，而后由德国物理学家海因里希·鲁道夫·赫兹在实验中证实。 若人体长时间处于电磁波过高的地方，对身体健康亦有负面影响。
目前，国内市场上出售的望远镜种类繁多，令人目不暇接。但总的来说可按以下几个方面来划分：按产地不同来划分，有国外的（日本、美国、德国等），国内的（广东、浙江、四川等）；按牌子不同来划分，有仙力夫、宝龙、德宝、樱花、肯高、金三角等，按用途不同来划分，有变倍数镜、防水镜、夜视镜；按放大倍数不同来划分，有低倍数（2-5倍，多见于玩具产品）、中倍数（7-10倍）、高倍数（15-70倍）。
人们在选购望远镜时，常见其价目表上有几个阿拉伯数字，那么这几个数字说明了什么技术参数呢？下面试举一例子说明一下。例如标有10×50mm5°，即表示其放大倍数为10倍，物镜的直径为50毫米，视野为5度（即在1000处视野宽度为87.4米）。可能有人会认为技术参数的数字越大越好，其实不然。放大倍数与视野宽度成反比，即放大倍数越大，视野宽度越小，这就不利于搜索。物镜直径与进光量越多，在光线不足时分辩能力就越强，但这必然导致到望远镜的体积增大不利于携带。经这么一说，您兴许感觉无所适从，但只要能取长补短，同样可以购得一架合意的望远镜。在此我想给大家提几点建议以供大家在选购望远镜时作为参考：
第一，如想到海上或海滨旅游，请不要忘记购一架防水望远镜（特别携荐美国产的德宝offshore系列7×50mm防水望远镜）。
第二，如想外出旅游观光，可购一架体积小具备变倍功能的望远镜。
第三，如打算到那些“可远观而不可近探之”的危险地带狩猎，那就应该购一架高倍数的望远镜。
第四，如要进行狩猎或长时间在外旅行，则最好购一架变倍数望远镜，现说明一下它的使用方法。因为变倍数望远镜可从低倍数逐渐调到高倍数，所以在使用时应先用低倍数、大视野进行粗略搜索，然后再用高倍数、小视野进行仔细观察。
欧洲南方天文台甚大望远镜（VLT）
欧洲南方天文台自1986年开始研制由4台8米口径望远镜组成一台等效口径为16米的光学望远镜。这4台8米望远镜排列在一条直线上，它们均为RC光学系统，焦比是F/2，采用地平装置，主镜采用主动光学系统支撑，指向精度为1″，跟踪精度为0.05″，镜筒重量为100吨，叉臂重量不到120吨。这4台望远镜可以组成一个干涉阵，做两两干涉观测，也可以单独使用每一台望远镜。双子望远镜（GEMINI）
双子望远镜是以美国为主的一项国际设备（其中，美国占50%，英国占25%，加拿大占15%，智利占5%，阿根廷占2.5%，巴西占2.5%）,由美国大学天文联盟（AURA）负责实施。它由两个8米望远镜组成，一个放在北半球，一个放在南半球，以进行全天系统观测。其主镜采用主动光学控制，副镜作倾斜镜快速改正，还将通过自适 应光学系统使红外区接近衍射极限。 该工程于1993年9月开始启动，第一台在1998年7月在夏威夷开光，第二台于2000年9月在智利赛拉帕琼台址开光，整个系统预计在2001年验收后正式投入使用。昴星团（日本）8米望远镜（SUBARU）
这是一台8米口径的光学/红外望远镜。它有三个特点：一是镜面薄，通过主动光学和自适应光学获得较高的成象质量；二是可实现0.1″的高精度跟踪；三是采用圆柱形观测室，自动控制通风和空气过滤器，使热湍流的排除达到最佳条件。此望远镜采用Serrurier桁架，可使主镜框与副镜框在移动中保持平行。 大天区多目标光纤光谱望远镜LAMOST（郭守敬） 这是中国已建成的一架有效通光口径为4米、焦距为20米、视场达20平方度的中星仪式的反射施密特望远镜。它的技术特色是： 1．把主动光学技术应用在反射施密特系统，在跟踪天体运动中作实时球差改正，实现大口径和大视场兼备的功能。 2．球面主镜和反射镜均采用拼接技术。 3．多目标光纤（可达4000根，一般望远镜只有600根）的光谱技术将是一个重要突破。 LAMOST把普测的星系极限星等推到20.5m，比SDSS计划高2等左右，实现107个星系的光谱普测，把观测目标的数量提高1个量级 。哈勃空间望远镜（HST）
这是由美国宇航局主持建造的四座巨型空间天文台中的第一座，也是所有天文观测项目中规模最大、投资最多、最受到公众注目的一项。它筹建于1978年，设计历时7年，1989年完成，并于1990年4月25日由航天飞机运载升空，耗资30亿美元。但是由于人为原因造成的主镜光学系统的球差，不得不在1993年12月2日进行了规模浩大的修复工作。成功的修复使HST性能达到甚至超过了原先设计的目标，观测结果表明，它的分辨率比地面的大型望远镜高出几十倍。 1997年的维修中，为HST安装了第二代仪器：有空间望远镜成象光谱仪、近红外照相机和多目标摄谱仪，把HST的观测范围扩展到了近红外并提高了紫外光谱上的效率。 1999年12月军用望远镜盾最低价，军用望远镜型号，军用望远镜供应商，军用望远镜生产厂家，军用望远镜经销商，军用望远镜批发商 军用望远镜说明 军用望远镜生产厂家
望远镜专卖 望远镜基地防抖望远镜厂家，进口防抖望远镜，景田北京防抖望远镜，通州防抖望远镜，/稳像仪又称防抖望远镜。图像稳定器（IS），防抖无忧！每支镜筒内都采用了2片超低色散（UD）镜片出色的矫正色差；震动不损害图像质量，全天候。
稳像仪，全新型号8X25 IS极为轻便和小巧，此型号采用佳能的高效倾斜系统影像稳定器（IS），集稳定性与时尚风格于一体。它是十分小巧、轻便、物超所值的配备影像稳定器（IS）的双眼望远镜。由于采用了非常紧凑的人体工程学设计，使得双眼望远镜8X25IS携带更为舒适，使用更方便。
佳能的全玻璃光学部件均具有超级光谱多层镀膜，能够确保超凡的锐度、清晰度和反差。并且双眼望远镜不仅做到了让用户使用便捷，而且在光学系统中使用了无铅玻璃，从而真正实现了保护环境的目的。
对焦范围（毫米）约3.5~无限远
出射光瞳直径（毫米）3.1
1000米处的视场（米）约115
电源一枚CR123锂电池
1最小巧的IS双眼望远镜
3多层光谱镀膜抑制鬼影和眩光，带来高反差的清晰影像
4光学部件和电子线路均采用环保的无铅材料
5小巧轻便，普罗II式棱镜，中央对焦系统
一般用途、观察飞禽、体育比赛、旅行、戏剧、监视、野营及徒步旅行。电力巡视，公安监控，边防巡逻，观测站，守卫看护，观看体育竞赛，看剧，观鸟，观景都是理想的工具，同等条件你可以看到更细微的情节，是一般光学望远镜所无能为力的，是现代的高科技产品使用高倍望远镜的麻烦是他们把什么事情都放大了，甚至最轻微的移动和晃动。比如拿望远镜的手的轻微的颤动。放大倍率越大，微小的颤动被放大的就越大，造成眼睛的疲劳和效率的降低。当观察者站在静止的地面上时，这种晃动已经几乎不能忍受。想象一下，如果观察者是站在车上，船上，飞机上时，问题的严重性时多么的大。 这时候，即使我们把望远镜装到三角架上，也不能消除晃动地影响--这时候，如果您有一台电子稳像望远镜，一切问题都解决了。 稳像仪是复杂的光学专业器材.其独特的设计几乎在任何地方都适合于观察。具有在摇动而且震动的条件下不损害图像质量。 需要电池工作，内部的过滤器，复杂的工作.而带来的超级效果. 佳能的稳像技术，称为VAP(Vari-Angle Prism，可变角度棱镜)稳像，为CANON所独创。通过两个传感器，分别探测来自垂直和水平两个方向的抖动。探测到的信号，传送到一个微处理器，处理后控制左右两只可变角度棱镜，调整入射光线的折射角度，中和掉抖动对成像的影响，达到稳像目的。 其基本原理是：可变角度棱镜由两片平板玻璃组成，两片玻璃由可伸缩的类似风箱（BELLOW)结构的特殊的膜连接。在两片玻璃之间的空隙，注入了高折射率的液体。这种液体是佳能特别研发的含有硅的一种油质。通过风箱结构膜的伸缩和扩张，改变棱镜角度，从而改变光路，抵消抖动对成像的影响。北京防抖望远镜，福建防抖望远镜，甘肃防抖望远镜，广东防抖望远镜，广西防抖望远镜，贵州防抖望远镜，海南防抖望远镜，河北防抖望远镜，河南防抖望远镜，黑龙江防抖望远镜，湖北防抖望远镜，湖南防抖望远镜，吉林防抖望远镜，江苏防抖望远镜，江西防抖望远镜，辽宁防抖望远镜，内蒙古防抖望远镜，鄂尔多斯防抖望远镜，宁夏防抖望远镜，青海防抖望远镜，山东防抖望远镜，山西防抖望远镜，陕西防抖望远镜，上海防抖望远镜，四川防抖望远镜，台湾防抖望远镜，天津防抖望远镜，西藏防抖望远镜，香港防抖望远镜，新疆防抖望远镜，云南防抖望远镜，浙江防抖望远镜，重庆防抖望远镜，宁夏防抖望远镜，青海防抖望远镜，上海防抖望远镜，深圳防抖望远镜，青岛防抖望远镜，济南防抖望远镜，大连防抖望远镜石家庄防抖望远镜,太原防抖望远镜, 呼和浩特防抖望远镜,唐山防抖望远镜,大同防抖望远镜,包头防抖望远镜,秦皇岛防抖望远镜,阳泉防抖望远镜,乌海防抖望远镜,邯郸防抖望远镜,长治防抖望远镜,赤峰防抖望远镜,邢台防抖望远镜,晋城防抖望远镜,通辽防抖望远镜,保定防抖望远镜,朔州防抖望远镜,鄂尔多斯防抖望远镜,张家口防抖望远镜,晋中防抖望远镜,呼伦贝尔防抖望远镜,承德防抖望远镜,运城防抖望远镜,巴彦淖尔防抖望远镜,沧州防抖望远镜,忻州防抖望远镜,乌兰察布防抖望远镜,廊坊防抖望远镜,临汾防抖望远镜,衡水防抖望远镜,吕梁防抖望远镜，东北防抖望远镜,长春防抖望远镜,哈尔滨防抖望远镜,齐齐哈尔防抖望远镜,鞍山防抖望远镜,四平防抖望远镜,鸡西防抖望远镜,抚顺防抖望远镜,辽源防抖望远镜,鹤岗防抖望远镜, 通化防抖望远镜,双鸭山防抖望远镜,丹东防抖望远镜,白山防抖望远镜,大庆防抖望远镜,锦州防抖望远镜,松原防抖望远镜,伊春防抖望远镜,营口防抖望远镜,白城防抖望远镜,佳木斯防抖望远镜,阜新防抖望远镜,七台河防抖望远镜,辽阳防抖望远镜,牡丹江防抖望远镜,盘锦防抖望远镜,黑河防抖望远镜,铁岭防抖望远镜,绥化防抖望远镜,朝阳防抖望远镜,葫芦岛防抖望远镜, 华东防抖望远镜南京防抖望远镜,杭州防抖望远镜,合肥防抖望远镜,福州防抖望远镜,南昌防抖望远镜,济南防抖望远镜,无锡防抖望远镜,宁波防抖望远镜,呵呵，明确告诉你，不可能有！
500后面再添两个0都不一定够...
真正的夜视镜远不是星光镜那么简单，星光镜能用的都要2000以上。
更别提俄罗斯的正品了，市场上说的俄罗斯军镜就是大红膜玩具，找你们这些人一骗一个准！
还要实体店地址，你在哪个城市都不说。
哥们，哈尔滨的，上面写着呢，给个实体的地址吧，不用那么专业的
我说了，再不专业的星光镜也要2000+，感光元件寿命很有限，不及买个口径大点的普通望远镜。
这个价位区间也就博冠猎手750了，300多在网上，贵了就亏了。
500还夜视！？500顶多买大半个新手镜，知道什么是夜视么。500以内的那些都是玩具而已，拿来忽悠小孩子的
买个玩具偏偏你朋友吧。。。
真心和楼上一样填两个零都不够
