自1609年意大利天文學(xué)家伽利略創(chuàng)制第一架天文望遠(yuǎn)鏡以來，直到20世紀(jì)30年代建成第一架在無線電波段探測來自天體的射電望遠(yuǎn)鏡之前的300多年間，天文望遠(yuǎn)鏡就是光學(xué)望遠(yuǎn)鏡的同義語。按照成像原理光學(xué)望遠(yuǎn)鏡分為三大類：用透鏡作物鏡的稱為折射望遠(yuǎn)鏡，用反射鏡作物鏡的稱為反射望遠(yuǎn)鏡，兼用透鏡和反射鏡作物鏡的稱為折反射望遠(yuǎn)鏡。按照探測天體輻射的不同波段則分為光學(xué)望遠(yuǎn)鏡、射電望遠(yuǎn)鏡、紅外望遠(yuǎn)鏡、紫外望遠(yuǎn)鏡、X射線望遠(yuǎn)鏡和γ射線望遠(yuǎn)鏡。光學(xué)天文望遠(yuǎn)鏡常包括近紅外和近紫外波段。1957年人造衛(wèi)星上天后，空間望遠(yuǎn)鏡可以觀測到整個電磁波段。
望遠(yuǎn)鏡的第一個作用是放大遠(yuǎn)處物體的張角，即提高角分辨能力，使人眼能看清角距更小的細(xì)節(jié)。望遠(yuǎn)鏡第二個作用是把物鏡收集到的比瞳孔直徑（最大8毫米）粗得多的光束，送入人眼，使觀測者能看到原來看不到的暗弱物體。目視望遠(yuǎn)鏡由物鏡和目鏡兩組鏡頭及其他部件組成（見圖）。光線先經(jīng)過物鏡，后經(jīng)過目鏡，人眼在目鏡的后面觀測。為了減小望遠(yuǎn)鏡的像差，物鏡和目鏡通常都由多個光學(xué)元件組成。人眼的分辨角大約是1′。若使物鏡和目鏡的焦點重合，入射的平行光束，經(jīng)過望遠(yuǎn)鏡后仍然是平行光束。兩束交叉入射的平行光束，經(jīng)過望遠(yuǎn)鏡后出射時，夾角被放大的倍數(shù)稱為放大率（或倍率），它等于物鏡和目鏡焦距之比。另一方面，此時出射的平行光束變細(xì)了，入射和出射平行光束截面直徑之比，也恰好等于望遠(yuǎn)鏡的放大率。只要有一定的放大率，使出射的平行光束直徑小于瞳孔的直徑，物鏡收集到的一束很粗的平行光就可全部送入人眼。望遠(yuǎn)鏡物鏡所能收集的最大的光束直徑，稱為口徑。望遠(yuǎn)鏡觀測到的范圍，稱為視場，通常以角度來表示。視場大小和目鏡的結(jié)構(gòu)有關(guān)。對于同樣類型的目鏡，視場直徑與放大率成反比：放大率越高，視場越小。由于受到衍射、天文寧靜度和望遠(yuǎn)鏡本身的缺陷（像差、加工誤差等）的限制，望遠(yuǎn)鏡的角分辨能力并不能隨著放大率的增加而無限提高，安置在地面上的望遠(yuǎn)鏡，通常達(dá)到的最小分辨角約為十分之幾角秒。
折射望遠(yuǎn)鏡的類型有伽利略望遠(yuǎn)鏡和開普勒望遠(yuǎn)鏡。伽利略制成的望遠(yuǎn)鏡的目鏡是負(fù)透鏡，稱為伽利略望遠(yuǎn)鏡，觀測到的是正像，視場較小。開普勒采用正透鏡作目鏡，這樣的望遠(yuǎn)鏡稱為開普勒望遠(yuǎn)鏡。用它觀測到的是倒像，視場較大。開普勒望遠(yuǎn)鏡為了獲得正像，常在物鏡和目鏡之間加入兩塊轉(zhuǎn)像直角棱鏡，觀測地面目標(biāo)的雙筒望遠(yuǎn)鏡就常用這種結(jié)構(gòu)。天文望遠(yuǎn)鏡在光學(xué)原理上與觀測地面目標(biāo)的望遠(yuǎn)鏡并沒有區(qū)別，只是口徑大、倍率高和允許倒像。反射望遠(yuǎn)鏡在1668年由I.牛頓首先制成。反射望遠(yuǎn)鏡沒有色差，反射鏡材料可不受透射光學(xué)材料尺寸的限制，望遠(yuǎn)鏡口徑可以做得很大，鏡筒也較短?，F(xiàn)代天文望遠(yuǎn)鏡幾乎都是反射望遠(yuǎn)鏡。很多反射望遠(yuǎn)鏡為了擴大視場和改善成像質(zhì)量有像場改正透鏡，仍然稱為反射望遠(yuǎn)鏡。折反射望遠(yuǎn)鏡是大視場望遠(yuǎn)鏡，典型的有施密特望遠(yuǎn)鏡和馬克蘇托夫望遠(yuǎn)鏡。天文研究主要用施密特望遠(yuǎn)鏡，馬克蘇托夫望遠(yuǎn)鏡一般用在天文科普上。折反射望遠(yuǎn)鏡受透射改正鏡材料尺寸限制的影響，口徑很難做大，但20世紀(jì)90年代，中國天文學(xué)家創(chuàng)新發(fā)明的主動光學(xué)反射改正鏡的施密特望遠(yuǎn)鏡（稱為“王-蘇主動反射施密特光學(xué)系統(tǒng)”）——大天區(qū)面積多目標(biāo)光纖光譜天文望遠(yuǎn)鏡（郭守敬望遠(yuǎn)鏡，以下簡稱LAMOST），突破了施密特望遠(yuǎn)鏡這類大視場望遠(yuǎn)鏡口徑做不大的難題。
有目鏡的望遠(yuǎn)鏡是用人眼看的目視望遠(yuǎn)鏡。從1609年伽利略創(chuàng)制第一架天文望遠(yuǎn)鏡，到照相術(shù)開始應(yīng)用于天文觀測之前的二百多年間，望遠(yuǎn)鏡是目視觀測的。當(dāng)照相術(shù)應(yīng)用于天文觀測以后，用作照相的望遠(yuǎn)鏡，直接在物鏡的焦面上放置照相底片，這種望遠(yuǎn)鏡實際上就是一架大型照相機，在這種情況下，底片上物像的線長度是和物鏡的焦距成正比的。20世紀(jì)出現(xiàn)CCD電荷耦合器件（簡稱CCD探測器），就是直接在焦面上放置CCD探測器。照相底片和CCD探測器靶面所對應(yīng)的范圍，稱為視場，一般仍以角度來表示，可用視場的大小與物鏡的結(jié)構(gòu)有關(guān)，它主要受像差的限制。望遠(yuǎn)鏡物鏡的口徑D和焦距f之比，稱為相對口徑，也稱為光力，常記為A，它的倒數(shù)稱為焦比。對于面狀天體（如像大于底片顆粒的星云、星系，特別是包括底片上的天空背景）像的照度和A2成正比，而不再與D有關(guān)。對于線狀天體（如在焦面上移動的像寬度小于底片顆粒的人造衛(wèi)星、流星），像的線照度與A和D成正比。對于點狀天體（如像小于底片顆粒的恒星）像點的總能量與D2成正比，而不再與A有關(guān)。照相時，根據(jù)不同對象選用口徑、相對口徑和視場適當(dāng)?shù)耐h(yuǎn)鏡。
除了科普或其他特別用途的望遠(yuǎn)鏡，天文望遠(yuǎn)鏡是用照相底片（從前）和探測器（現(xiàn)在）接受天體的輻射。照相底片和CCD探測器具有人眼沒有的累積性，因此曝光時間可以延長，可以拍攝到比人眼看要暗很多的天體像。另外照相底片和CCD探測器拍攝的照片可以對天體的位置準(zhǔn)確定位，特別是CCD探測器可以很方便地將大量的觀測數(shù)據(jù)實時記錄在計算機上。可知照相底片和CCD探測器的出現(xiàn)和應(yīng)用對天文觀測帶來了極大的影響。哈勃空間望遠(yuǎn)鏡（HST）著名的極端深場XDF對準(zhǔn)一小塊天區(qū)，持續(xù)觀測50天，累計曝光時間超過200萬秒，獲得截至2022年已知的最深遠(yuǎn)的宇宙圖像，揭示了最遙遠(yuǎn)最黯淡的星系。2021年底成功發(fā)射并開始觀測的詹姆斯·韋布空間望遠(yuǎn)鏡（JWST）開始用同樣的方法曝光觀測揭示最早期的宇宙。
1931年，K.G.央斯基用地面通信的天線發(fā)現(xiàn)來自銀河系中心方向的射電波（無線電波），從而開啟了射電天文學(xué)和開始研制射電望遠(yuǎn)鏡。與光學(xué)波段不同的是，光學(xué)望遠(yuǎn)鏡出來之前，人的眼睛就可以看到光學(xué)波段的天體，就有了天文學(xué)（中國古代天文學(xué)家和西方古代天文學(xué)家第谷就是用眼睛觀測研究天體），有了望遠(yuǎn)鏡以后就能看得更清楚和獲得更豐富的信息。在央斯基發(fā)現(xiàn)射電波之前人類不知道天體有射電波。第二次世界大戰(zhàn)雷達(dá)技術(shù)的發(fā)展，大大推進了射電天文望遠(yuǎn)鏡的研制。截至2023年，世界上最大的全可動天線射電望遠(yuǎn)鏡是口徑110米×100米的格林班克射電望遠(yuǎn)鏡（GBT），最大的固定天線射電望遠(yuǎn)鏡是中國的500米口徑球面射電望遠(yuǎn)鏡（FAST，被譽為中國天眼）。盡管射電望遠(yuǎn)鏡相對波長短得多光學(xué)望遠(yuǎn)鏡口徑容易做得很大，但是由于波長很長，分辨率不高，就有了甚大望遠(yuǎn)鏡干涉陣（VLA）和甚長基線干涉儀（VLBI），其很長的基線（最長可以是地球直徑）可以得到很高的分辨率。望遠(yuǎn)鏡干涉陣首先在射電望遠(yuǎn)鏡中發(fā)展并大量使用，盡管光學(xué)望遠(yuǎn)鏡波長要短得多，建造干涉陣也難得多，建造大型干涉陣仍是光學(xué)望遠(yuǎn)鏡的發(fā)展方向。1974年，法國天文學(xué)家A.拉貝里（Antoine Labeyrie）在尼斯天文臺建成用兩個獨立望遠(yuǎn)鏡（I2T）的長基線干涉儀，直接觀測天體的干涉條紋；1979年，美國基特峰國立天文臺（見美國國立光學(xué)-紅外天文研究實驗室）首任臺長、亞利桑那大學(xué)光學(xué)科學(xué)中心創(chuàng)始主任A.B.邁耐爾（Aden B.Meinel）教授在霍普金斯天文臺建成了第一臺多鏡面望遠(yuǎn)鏡（MMT）；他們是發(fā)展天文光學(xué)望遠(yuǎn)鏡干涉儀的先驅(qū)。21世紀(jì)初，美國的2架10米凱克望遠(yuǎn)鏡干涉儀（Keck-I），和歐洲甚大望遠(yuǎn)鏡干涉儀（VLTI）（4架8米望遠(yuǎn)鏡和4架1.8米望遠(yuǎn)鏡）建成并開始觀測。
1957年人造衛(wèi)星上天以后，特別是20世紀(jì)70年代以后，空間天文開始發(fā)展起來，空間望遠(yuǎn)鏡開始出現(xiàn)。空間望遠(yuǎn)鏡突出兩點：一是沒有大氣吸收和擾動，可實現(xiàn)全波段高分辨觀測；二是空間觀測溫度低，天空背景噪聲小。過去也曾通過高空科學(xué)氣球觀測X射線，但儀器在氣球不穩(wěn)定，且高度不夠，存在部分大氣的吸收。空間觀測實現(xiàn)后，天文就實現(xiàn)了全電磁波段觀測，如20世紀(jì)歐美等國發(fā)射的赫歇爾空間天文臺（HSO，遠(yuǎn)紅外），哈勃空間望遠(yuǎn)鏡（HST，光學(xué)），詹姆斯·韋布空間望遠(yuǎn)鏡（JWST，光學(xué)/紅外），遠(yuǎn)紫外分光探測器（FUSE，遠(yuǎn)紫外），倫琴X射線天文臺（ROSAT，X射線），國際γ射線天體物理實驗室（INTEGRAL，γ射線），斯皮策空間望遠(yuǎn)鏡（SST，紅外）。中國在2015年發(fā)射了其首顆天文空間望遠(yuǎn)鏡“悟空號”暗物質(zhì)粒子探測衛(wèi)星（DAMPE，γ射線），隨后發(fā)射了硬X射線調(diào)制望遠(yuǎn)鏡“慧眼”（HXMT），2022年10月9日發(fā)射了先進天基太陽天文臺“夸父一號”（紫外線、可見光和X射線），計劃2023年發(fā)射空間站2米巡天望遠(yuǎn)鏡（光學(xué)）。
為了收集更多的輻射，對天體作更仔細(xì)的研究和觀測更暗弱的天體，最重要辦法的是增大望遠(yuǎn)鏡的口徑。截至2022年，最大的單口徑光學(xué)/紅外望遠(yuǎn)鏡是10.4米加那利大型望遠(yuǎn)鏡（GTC）；正在研制的最大的光學(xué)紅外望遠(yuǎn)鏡是口徑39米的歐洲極大望遠(yuǎn)鏡（E-ELT）；最大全可轉(zhuǎn)動射電望遠(yuǎn)鏡是格林班克射電望遠(yuǎn)鏡（GBT）；最大固定反射面望遠(yuǎn)鏡是口徑500米的FAST；最大空間光學(xué)/紅外望遠(yuǎn)鏡是口徑是6.5米的詹姆斯·韋布空間望遠(yuǎn)鏡（JWST）；最大的光學(xué)/紅外望遠(yuǎn)鏡干涉陣是甚大望遠(yuǎn)鏡基線長度200米的干涉陣（VLTI）；最大的射電望遠(yuǎn)鏡甚長基線干涉儀VLBI的基線長度是地球直徑。望遠(yuǎn)鏡的分辨本領(lǐng)受到衍射、天文寧靜度和望遠(yuǎn)鏡缺陷這三方面的限制。增大望遠(yuǎn)鏡的口徑，采取干涉陣，將望遠(yuǎn)鏡發(fā)射到空間去，把望遠(yuǎn)鏡設(shè)計和制造得更精良，仍然是不斷努力的方向；此外，主動光學(xué)、自適應(yīng)光學(xué)和計算機圖像處理等技術(shù)，也在不斷在打破上述限制。
天文學(xué)需要更大的望遠(yuǎn)鏡，但隨著天文望遠(yuǎn)鏡的口徑增大，望遠(yuǎn)鏡自身的重力和環(huán)境溫度影響也增大，從而使磨制得很好的鏡面和準(zhǔn)直得很精確的望遠(yuǎn)鏡在工作時很難保持理想狀態(tài)，由此催生了主動光學(xué)的產(chǎn)生。20世紀(jì)90年代到21世紀(jì)初，得益于主動光學(xué)，全世界建造了14架8米～10米的大型光學(xué)/紅外望遠(yuǎn)鏡。現(xiàn)在又正在研制下一代的極大光學(xué)/紅外望遠(yuǎn)鏡，即25米巨型麥哲倫望遠(yuǎn)鏡（GMT），30米望遠(yuǎn)鏡（TMT），39米歐洲極大望遠(yuǎn)鏡（E-ELT）。在極大光學(xué)/紅外望遠(yuǎn)鏡的研制中，主動光學(xué)和自適應(yīng)光學(xué)都起到最重要的作用。這是因為口徑增加到極大，如不采用自適應(yīng)光學(xué)，受限于大氣擾動，望遠(yuǎn)鏡只能提高集光能力但分辨率無法提高。這3架極大望遠(yuǎn)鏡都是要靠主動光學(xué)和自適應(yīng)光學(xué)技術(shù)。
中國光學(xué)天文最大的望遠(yuǎn)鏡是2008年研制成功的LAMOST，其最大的鏡面是6.67米×6.05米，擁有國際上最大的施密特改正鏡（5.74米×4.4米），是世界上最大的光譜巡天望遠(yuǎn)鏡。中國最大的精測望遠(yuǎn)鏡是位于云南麗江的2.4米望遠(yuǎn)鏡和20世紀(jì)80年代自主創(chuàng)新研制的2.16米光學(xué)望遠(yuǎn)鏡。中國在光學(xué)望遠(yuǎn)鏡上的投入還太少，雖已完全掌握做口徑12米甚至30米的光學(xué)望遠(yuǎn)鏡的自主技術(shù)，但缺乏經(jīng)費支持，這已嚴(yán)重影響了中國天文學(xué)的發(fā)展。
用天文望遠(yuǎn)鏡觀測運動中的天體，不僅要對準(zhǔn)觀測對象，而且往往需要以很高的精度（對光學(xué)望遠(yuǎn)鏡來說是十分之幾角秒）進行跟蹤。要達(dá)到這樣高的精度，望遠(yuǎn)鏡的機械結(jié)構(gòu)必須十分精密。主動光學(xué)技術(shù)使得當(dāng)代大型和極大型望遠(yuǎn)鏡的鏡面表面幾何形狀準(zhǔn)確到二十幾分之一波長，并在轉(zhuǎn)動中保持這樣高的精度和光學(xué)系統(tǒng)的準(zhǔn)直。在望遠(yuǎn)鏡獲得天體像后，還需配置和更換稱為終端設(shè)備的各種探測器和專門儀器（如分光儀器、CCD相機等）。現(xiàn)代的天文望遠(yuǎn)鏡都配置有電子計算機，以精密控制望遠(yuǎn)鏡的運動，并進行自動觀測和數(shù)據(jù)的實時處理。
