伽利略·伽利莱（Galileo Galilei，1564年2月15日－1642年1月8日），意大利比萨人。物理学家和天文学家，近代实验科学的奠基者之一与科学革命的先驱。他最早使用望远镜观测天体来支持哥白尼的日心说。他通过理论分析与实验推翻了被奉为圭臬的亚里士多德的力学体系并建立了近代力学。他工作中体现出的“实验－模型”思维方法成为至今实验科学研究的基石。为了纪念伽利略的功绩，后人把木卫一、木卫二、木卫三和木卫四称为伽利略卫星。1608年6月的一天，伽利略听说一个荷兰人把一片凸镜和一片凹镜放在一起，做了一个玩具，可以把看见的东西放大。这引起他的浓厚兴趣，并亲自动手做了一个，可以将原物体放大3倍。伽利略没有满足，经过不断改进，最后终于制成了可以放大物体32倍的望远镜。伽利略随后把望远镜对准天空进行观测，结束了人们用肉眼观星的历史，因此伽利略被认为是“望远镜天文学”之父。
牛顿1672年使用的6英寸反射式望远镜复制品，为皇家学会所拥有。
牛顿式反射望远镜是英国天文学家伊萨克·
牛顿（1643-1727）发明的反射望远镜，主镜使用抛物面镜，第二反射镜是平面的对角反射镜。
优点：
* 与其他形式望远镜比较，无论口径大小，在品质相当的情况下，牛顿式总是比较便宜。
* 由于光线无须穿透物镜（他只从镜子的表面反射），所以不需要特别的玻璃，材料只需要能掌握住正确的形状。
* 因为只需要处理一个表面（折射镜通常需要处理四个表面）， 因此非常适合非专业人士自制属于个人的样式。
* 短的焦比可以更容易的获得较大的视野。
* 长焦距的牛顿式望远镜可以获得卓越的行星外观。
* 没有折光器造成的色差。
* 目镜的位置在望远镜统前端，与短焦比结合可以使用短而紧凑的架台系统，减少费用和增加便利性。
缺点
* 容易产生彗形像差，造成影样偏离轴心扩散的变形现象。这种扩散在光轴上为零，随着镜子的视域呈线性的增加，也与焦距除以口径的商（焦比）的平方反比来扩散。彗形像差的型式通常是 3θ/16F ² ，此处的θ是轴到图像的[[弧度]角度]]，F是焦比。通常在焦比大于f/6的系统，彗形像差已经可以忽略掉，不会影响目视或摄影的结果。焦比小于f/4的系统，虽然不能忽视彗形像差，但可以借由广视野和低倍率成像来避免。商业用的透镜也可以用在修正牛顿主镜的彗形像差上，让影像恢复原有的明锐。
* 第二反射镜在光路的中间，会遮蔽掉部分的光线，支撑结构还会造成衍射形成所谓的蜘蛛网，并且降低对比。使用二或三支脚的支撑可以减少视觉上的蜘蛛网。减少衍射的肩峰值强度更可以以四的因次有效的增强对比，但圆形的蜘蛛网通常是因支撑不稳，而由风造成摆动形成的惩罚。虽然四只脚的支撑能比三只脚更有效的消除蜘蛛网，但三支脚造成的蜘蛛网会给人一种审美上的良好观感。
* 可携式牛顿式的校准是个问题。
主镜和次镜的准直性会因为运输和操作时的震动而偏离，这意味着望远镜可能在每次使用前都需要校准。其他型式的设计，像折光镜和折反射镜（尤其是马克苏托夫盖塞格林式），准直性都已经固定住了。
卡塞格林反射镜(通常称为传统的"卡塞格林反射镜")以抛物面镜作主镜，第二反射镜是双曲面镜，将光线反射回后方，并穿过主镜中心的洞孔，这种摺叠光学的设计缩短了镜筒的长度。在小型的望远镜上，第二反射镜会安置在光学的平面镜上。这是在前端用来封闭镜筒的光学玻璃，可以有效的消除使用支撑架产生衍射星芒的现象。封闭的镜桶可以保持干净，主镜也得到了保护，代价是损失了一些集光力。
葛利格里式反射镜是詹姆斯·葛利格里发明的，第二反射镜也使用凹面镜，不是凸面镜，因此产生的是正立的影像，很适合用于地面上的观测。此种设计已经失宠而少被采用，只有少数的运动型望远镜还在使用这种设计。
内史密斯/库德的光路图。
内史密斯式望远镜的设计与卡塞格林式相似，只是主镜上无需穿洞，取代的是用第三反射镜将光线反射到侧面
在内史密斯式上再增加光学元件，将光线导出(通常利用赤纬轴)至固定的焦点，称为库德焦点，当望远镜转动时观测者不必随着移动观测位置。这种设计经常使用在大型的望远镜上，特别是需要使用较重的观测设备的，可以很方便的运用。
折射望远镜是一种使用透镜做物镜，利用屈光成像的望远镜。折射望远镜最初的设计是用于侦查和天文观测，但也用于其他设备上，例如双筒望远镜、长焦距的远距照像摄影机镜头。较常用的折射式望远镜的光学系统有两种形式：即伽利略式望远镜和开普勒式望远镜，其优点是成像比较鲜明、锐利；缺点是有色差。
一架折射望远镜有两个基本的元件，做为物镜的凸透镜和目镜，折射望远镜中的物镜，将光线折射或偏折到镜子的后端。折射可以将平行的光线汇聚在焦点上，不是平行的光线则汇聚到焦平面上。这样可以使远方的物体看得更亮、更清晰和更大。折射望远镜有许多不同的像差和变形需要进行不同类型的修正。
维也纳大学天文台的68 厘米折射镜。
与伽利略设计出来的原始形式相同的望远镜都称为伽利略望远镜。他使用凸透镜做物镜，和使用凹透镜的目镜。伽利略望远镜的影像是正立的，但视野受到限制，有球面像差和色差，适眼距(eye relief)也不佳。
加州奥克兰塞波特天文和科学中心天文台的8 英吋
折射镜。
开普勒式望远镜是开普勒改善了伽利略的设计，在1611年发明的。他改使用一个凸透镜作为目镜而不是伽利略原来用的一个凹透镜。这样安排的好处是从目镜射出的光线是汇聚的，可以有较大的视野和更大的适眼距，但是看见的影像是倒转的。这种设计可以达到更高的倍率，但需要很高的焦比才能克服单纯由物镜造成的畸变。(约翰·赫维留建造焦长45米的折射镜。)这种设计也使用在显微镜在焦平面上(用于测量被观测的两个物体之间角距离的大小)。
加州奥克兰塞波特天文和科学中心天文台的20 英吋折射镜。
消色差的折射镜是在1733年由一位英国律师切斯特·穆尔·霍尔发明的，虽然专利权给了另一位独立发明的约翰Dollond。这项设计使用两片玻璃(有不同色散度的"冕牌玻璃"和"火石玻璃")做物镜，降低了色差和球面像差。两两片玻璃的每一个面都要抛光，然后组合在一起。消色差透镜可以让两种不同波长(通常是红色和蓝色)的光，都能聚焦在相同的焦平面上。
法国 尼斯天文台的76 厘米 折射镜。
高度消色差折射镜使用特别的材料，特别低色散度的材料，来制造物镜。他的设计能让三种不同的颜色(通常是红色、绿色和蓝色)汇聚在相同的焦平面上，颜色的残差错误(二级光谱)比消色差透镜少了一个数量级。这种望远镜的主镜是萤石或超低色散(ED)玻璃的透镜，产生非常清晰没有色差的影像。这种望远镜在业余天文望远镜的市场中是非常高价值的产品。高度消色差折光镜的口径已经可以做到553毫米的直径，但多数仍在80～152毫米之间。
一架150mm 口径的 折反射望远镜(马克苏托夫式)
反射折射这个名词在光学系统中的意思就是既有透镜也有面镜的系统。反射折射的光学系统常用在望远镜和照相机使用的质轻、长焦透镜。 通常的设计是利用特殊形状的透镜来修正反射镜的像差。反射式望远镜镜系统的物镜虽然没有色差，但球面反射镜存在球面像差，而且焦距越长的球面反射镜对加工精度要求越高。非球面的抛物面反射镜虽然在光轴中心不存在像差，但在光轴以外存在球差和彗差，而且加工难度大，成本也高。折反射式望远镜就是针对反射式系统的这些缺点，而试图利用透镜折射系统的优点来补偿。
目前世界上常见的折反射式望远镜类型有两种，施密特式和马克苏托夫式。
施密特-卡塞格林望远镜的光路图。马克苏托夫-卡塞格林式的光路图。
折反射望远镜光路图
折反射式望远镜的设计结合了形状特别的面镜和透镜，允许非常快速的焦比(当使用主焦点时)，并且有效抑制了彗形像差和散像性(astigmatism)。
望远镜制造者基于下列的任何一个或所有的原因，会使用反射折射的设计：
* 她们使用更加容易制造的球面。
* 当配置长焦距的卡格林式装置时，需要摺叠光路以收纳入较小的包装内。
* 反射折射的设计能降低维护成本和提高坚固性，因为一些或所有的元件都能被固定和校准(准直)妥当。
* 配合可以移动的主镜和允许有大移动量的卡塞格林焦平面，以装载照相机和CCD。
* 修正板并封闭镜筒以隔绝尘埃和沙土，也可以拦阻镜筒内部的气流，进而增加影像的稳定性。
这种设计的缺点是次镜(第二反射镜)会阻拦部分进入镜筒的光线。
安装在Yashica FX-3上的500mm折反射镜头。
摄影的反射折射镜头在设计上类似天文用的，使用的原因也相同(修改以容纳摄影新增的用途)。为了避免折射反射"面镜透镜"因内外的温差导致内部的气流扰动，内部的空间充满了玻璃(也称为"固化")。
物镜是使用在显微镜、望远镜、照相机或其他的光学仪器前端，第一个接收到被观测物体光线的透镜或面镜。物镜也称为接物镜或接物玻璃。
显微镜物镜的典型设计是等焦距的，这意味着当你将样品由一个物镜换至另一个物镜时，样品的位置仍然会在新物镜的焦点上。显微镜的物镜有两个参数，即放大率和焦比。前者典型的范围从5 X 至 100 X；后者从0.14至0.7，相当于焦距从40mm至2mm。对于更高倍数的应用，必须使用油浸物镜。这种物镜经过特别的设计，使用时必须浸没在折射率匹配的油脂（一种折射率相符合的材料）内。
摄影用的变焦镜有些也是等焦距，所以也能变更放大率而无须重新调整焦距。
望远镜的物镜有各种不同的设计，请参考光学望远镜。
一个 点光源 在负球面像差(上) 、无球面像差(中)、和正球面像差(下)的系统中的成像情形。左面的影相是在焦点内成像，右边是在焦点外的成像。
在光学中，球面像差是发生在经过透镜折射或面镜反射的光线，接近中心与靠近边缘的光线不能将影像聚集在一个点上的现象。这在望远镜和其他的光学仪器上都是一个缺点，这是因为透镜和面镜是球面的形状，不能聚焦在一个点上造成的。这是一个重要的特性，但是因为球面镜比非球面镜容易制造，所以绝大部分的镜子都是球面镜。
这种作用与镜面直径的四次方成正比，与焦长的三次方成反比，所以他在低焦比的镜子，也就是所谓的“快镜”上就比较明显。
对使用球面镜的小望远镜，当焦比低于f/10时，来自远处的点光源（例如恒星）就不能聚集在一个点上。特别是来自镜面边缘的光线比来自镜面中心的光线更不易聚焦，这造成影像因为球面像差的存在而不能很尖锐的成象。所以焦比低于f/10的望远镜通常都使用非球面镜或加上修正镜。
在透镜系统中，可以使用凸透镜和凹透镜的组合来减少球面像差，就如同使用非球面透镜一样。
经由简单的设计，你可计算得出最小的球面像差。例如，在单透镜的设计中，使用球面镜，将物体的距离设为o，成像的距离为i，透镜的折射率为n时，可以调整透镜两边的曲率半径，将球面像差仅可能的减小。R1 和 R2 是透镜前面和后面的曲率半径，则
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来自球面镜的球面像差
球面像差。一个理想的镜面(顶端)，能经所有入射的光线汇聚在光轴上的一个点，但一个真实的
镜面(底端)会有球面像差：靠近光轴的光线会比离光轴较远的光线较为紧密的汇聚在一个点上，因此光线不能汇聚在一个理想的焦点上(图较为夸张)。
平行光束通过透镜后聚焦像的纵切面，上：负球面像差，中：无球面像差，下：正球面像差。镜子位于图的左侧。
