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望遠鏡是一種可以透過透鏡或面鏡將電磁波（例如可見光）折射或反射以協助觀察遠方物體的工具。已知能實用的第一架望遠鏡是在17世紀初期在荷蘭使用玻璃透鏡發明的。這項發明現在被應用在陸地和天文學。
在第一架望遠鏡被製造出來幾十年內，用鏡子收集和聚焦光線的反射望遠鏡就被製造出來。在20世紀，許多新型式的望遠鏡被發明，包括1930年代的電波望遠鏡和1960年代的紅外線望遠鏡。「望遠鏡」這個名詞現在是泛指能夠偵測不同區域的電磁頻譜的各種儀器，在某些情況下還包括其他類型的探測儀器。
英文的「telescope」（來自希臘的τῆλε，tele意「遠」＂far＂ 和 σκοπεῖν，skopein意「視」＂to look or see＂，合併為τηλεσκόπος音為＂teleskopos＂，意「遠視」＂far-seeing＂）。這個字是希臘數學家喬瓦尼·德米西亞尼在1611年於伽利略出席的意大利猞猁之眼國家科學院的一場餐會中，推銷他的儀器時提出的[1][2][3]。在《星際信使》這本書中，伽利略使用的字是"perspicillum"。
關於望遠鏡，現存的最早紀錄是荷蘭米德爾堡的眼鏡製造商漢斯·利伯希在1608年向政府提交專利的折射望遠鏡[4]。實際的發明者是誰不能確定，它的發展要歸功於三個人：漢斯·利伯希、米德爾堡的眼鏡製造商扎哈里亞斯·揚森和阿爾克馬爾的雅各布·梅修斯[5]。望遠鏡被發明得消息很快就傳遍歐洲。伽利略在1609年6月聽到了，就在一個月內做出自己的望遠鏡用來觀測天體[6][7]。
在折射望遠鏡發明之後不久，將物鏡，也就是收集光的元件，用面鏡來取代透鏡的想法，就開始被研究[8]。使用拋物面鏡的潛在優點 －減少球面像差和無色差，導致許多種設計和製造反射望遠鏡的嘗試[9]。在1668年，艾薩克·牛頓製造了第一架實用的反射望遠鏡，現在就以他的名字稱這種望遠鏡為牛頓反射鏡。
在1733年發明的消色差透鏡糾正了存在於單一透鏡的部分色差，並且使折射鏡的結構變得較短，但功能更為強大。儘管反射望遠鏡不存在折射望遠鏡的色差問題，但是金屬鏡快速變得昏暗的鏽蝕問題，使得反射鏡的發展在18世紀和19世紀初期受到很大的限制 －在1857年發展出在玻璃上鍍銀的技術，才解決了這個困境[10]，進而在1932年發展出鍍鋁的技術[11]。受限於材料，折射望遠鏡的極限大約是一公尺（40英吋），因此自20世紀以來的大型望遠鏡全部都是反射望遠鏡。目前，最大的反射望遠鏡已經超過10公尺（33英尺），正在建造和設計的有30-40公尺。
20世紀也在更關廣的頻率，從電波到伽瑪射線都在發展。在1937年建造了第一架電波望遠鏡，自此之後，已經開發出了各種巨大和複雜的天文儀器。
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望遠鏡這個名詞涵蓋了各種各樣的儀器。大多數是用來檢測電磁輻射，但對天文學家而言，主要的區別在收集的光（電磁輻射）波長不同。
望遠鏡可以依照它們所收集的波長來分類：
| 比較的光 | |||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 名稱 | 波長 | 頻率 (Hz) | 光子能量 (eV) | ||||
| 伽瑪射線 | 短於0.01 nm | 超過10 EHZ | 100 keV – 300+ GeV | X | |||
| X射線 | 0.01至10 nm | 30 PHz – 30 EHZ | 120 eV至120 keV | X | |||
| 紫外線 | 10 nm – 400 nm | 30 EHZ – 790 THz | 3 eV至124 eV | ||||
| 可見光 | 390 nm – 750 nm | 790 THz – 405 THz | 1.7 eV – 3.3 eV | X | |||
| 紅外線 | 750 nm – 1 mm | 405 THz – 300 GHz | 1.24 meV – 1.7 eV | X | |||
| 微波 | 1 mm – 1 meter | 300 GHz – 300 MHz | 1.24 meV – 1.24 µeV | ||||
| 電波 | 1 mm – km | 300 GHz – 3 Hz | 1.24 meV – 12.4 feV | X | |||
隨着波長的增加，可以更容易地使用天線技術進行電磁輻射的交互作用（雖然它可能需要製作很小的天線）。近紅外線可以像可見光一樣的處理，而在遠紅外線和次毫米波的範圍內，望遠鏡的運作就像是一架電波望遠鏡。例如，觀測波長從3微米（0.003mm）到2000微米（2毫米）的詹姆士克拉克麥克斯威爾望遠鏡（JCMT），就使用鋁製的拋物面天線[12]。另一方面，觀察從3μm（0.003毫米）到180微米（0.18 毫米） 的斯皮策太空望遠鏡就可以使用面鏡成像（反射光學）。同樣使用反射光學的，還有哈伯太空望遠鏡可以觀測0.2μm（0.0002 毫米）到1.7微米（0.0017 毫米），從紅外線到紫外線的第三代廣域照相機[13]。
在望遠鏡設計中的另一個門檻，隨着光子能量的增加（波長變短和頻率增加）是使用全反射光學，而不是粗略的入射光學。像是TRACE和SOHO望遠鏡使用特殊的面鏡反射極紫外線，否則不可能產生高解像度和較亮的影像。大口徑並不意味着能收集更多的光，它收集的是高階繞射極限的光。
望遠鏡也可以依據所在的位置來分類：地面望遠鏡、太空望遠鏡或飛行望遠鏡。它們還能依據使用者是專業天文學家，還是業餘天文學家來分類。擁有一架或多架望遠鏡與其它儀器的永久性房舍或載運工具，稱為天文台。
光學望遠鏡主要是收集並聚焦電磁頻譜中可見光部分的光線（雖然有些在紅外線和紫外線的波段工作）[14]光學望遠鏡明顯增加遠處物體的視角大小和視亮度。為了對影像觀察、拍照、研究、並發送至電腦，望遠鏡會採用一個或多個光學曲面的元件來工作。通常由玻璃的透鏡或面鏡收集線或其它電磁波的輻射，將這些光或輻射匯聚到焦點上。光學望遠鏡使用在許多天文和非天文的儀器，包括：經緯儀（包括中星儀）、鑑識望遠鏡、 單筒望遠鏡、雙筒望遠鏡、相機鏡頭、和間諜鏡。望遠鏡有三種主要的學類型：
電波望遠鏡是電波天文學使用，有指向天線天線的望遠鏡。這些盤面有時是用導電的金屬絲網建造，其口徑小於所觀測到的波長。多元素的電波望遠鏡由成對或更多的小望遠鏡組成，以合成口徑相等於彼此間距離的虛擬望遠鏡，這個程序被稱為孔徑合成。在2005年，紀錄上的陣列大小是地球直徑的許多倍 －利用位於太空的甚長基線干涉測量望遠鏡，像是日本的HALCA（高度先進通信和天文學實驗室VSOP (VLBI Space Observatory Program) satellite （頁面存檔備份，存於互聯網檔案館）） 孔徑合成現在也被應用在光學望遠鏡，使用在光學干涉儀 (光學望遠鏡陣列)，和在單一望遠鏡上使用口徑遮蔽干涉。當可見光被阻擋或微弱時，電波望遠鏡也用來收集微波輻射，例如類星體。有些電波望遠鏡被使用於專案，例如SETI和阿雷西博天文臺尋找外星生命。
由於大氣層對大部分的電磁波譜是不透明的，所以只有少數波段可以從地面觀測得到。這些波段是可見光、近紅外線和一些無線電波部分的頻譜。由於這個原因，地面上沒有遠紅外線、或X射線的望遠鏡。因為這些波段必須從軌道上才能觀測。即使從地面上可以觀測的波段，因為視像度的緣故，在軌道上的衛星安置光學望遠鏡依然是有利的。
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