Der Durchmesser des Teleskops an der Stelle, wo das Licht eintritt. Die Öffnung bestimmt, wie viel Licht ein Teleskop einsammeln und wie viele Details man damit sehen kann (=>„Auflösungsvermögen“).  Grundsätzlich gilt bei Teleskopen: je grösser, desto besser.  Aber leider auch: je grösser, desto schwerer und teurer. 

Die Länge des Wegs, den das Licht im Teleskop zurücklegt. Je höher sie ist, desto stärker kann das Teleskop vergrössern. Die Brennweite wird in Millimetern angegeben. Ein Beispiel: Ein 120/900 Teleskop hat eine Öffnung von 120mm und eine Brennweite von 900mm. 

Brennweite (f) geteilt durch die Öffnung (d). Je höher die Zahl, desto höher die Vergrösserung. Je niedriger diese Zahl, desto größer ist die Lichtstärke. Als Beispiel: Ein Instrument mit 900 Millimeter Brennweite und 120 Millimeter Durchmesser hat ein Öffnungsverhältnis von 7.5 (900/120 = 7.5). Das Öffnungsverhältnis entspricht der Blende beim Fotografieren.

Lichtstark nennt man ein Instrument, wenn die Brennweite klein ist (geringe Vergrößerung), aber die Öffnung groß (viel Licht wird eingesammelt). Das heißt, die Bilder werden heller. Beobachter, die sehr lichtschwache Objekte wie z. B. Galaxien und Nebel beobachten oder fotografieren wollen, legen daher Wert auf ein niedriges Öffnungsverhältnis (f/4 oder f/5). Bei hellen Objekten wie Mond oder Planeten ist ein höheres Öffnungsverhältnis besser, da man dann höher vergrössern kann. Die Lichtstärke wird manchmal auch als Austrittspupille im Quadrat angegeben.

Die „Auflösung“ bestimmt, wie fein die Details sind, die man mit einem Teleskop noch erkennen kann. Diese wird in Bogensekunden (”) angegeben. Grundsätzlich gilt: je grösser die Öffnung eines Teleskops, desto höher die Auflösung. In der Praxis wird das theoretisch erreichbare Auflösungsvermögen, jedoch meistens durch die Bauart des Teleskops oder durch die Wetterbedingungen beschränkt. Eine Faustformel, um das Auflösungsvermögen eines Teleskops zu berechnen wurde nach ihrem Erfinder Baron von Raleigh benannt: 138/Öffnung des Teleskops, oder: 138/d= Auflösungsvermögen in Bogensekunden (”).

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Für Ferngläser wird manchmal die Formel 250''/Vergrösserung verwendet. 

Das menschliche Auge hat ein Auflösungsvermögen von rund einer Bogenminute (60'').

Unter Vergrösserung versteht man das Verhältnis zwischen der scheinbaren Grösse und der wahren Grösse eines Objekts. Für die Astronomie ist wichtig zu wissen, dass man Objekte nicht beliebig vergrössern kann oder soll, sondern dass es je nach Objekt, Teleskop und anderen Bedingungen eine optimale Vergrösserung gibt. 

Für lichtschwache Objekte und um Objekte aufzusuchen sind kleine Vergrösserung sinnvoll. Bei Mond, Planeten und einigen planetarischen Nebel ist eine grosse Vergrösserung nötig, um überhaupt Details zu sehen. Da diese Objekte in der Regel eher hell sind, spielt die geringere Helligkeit wegen der Austrittspupille keine Rolle. Beim Mond ist dies sogar sehr erwünscht.

Um die Vergrösserung eines Teleskops zu berechnen, dividieren wir die Brennweite des Teleskops (F) durch die Brennweite des Okulars (f): Rechnung:   V = F / f   Beispiel:   V = 900mm / 18mm = 50-fach

Darunter versteht man das Scharfstellen eines Objektes im Okular.

Teleskope sollten die selbe Temperatur haben wie die Umgebung. Bestimmte Teleskop-Typen brauchen länger, um sich anzupassen. Nicht temperierte Teleskope erzeugen wegen der deswegen entstehenden Luftturbulenzen ein unscharfes Bild. Besonders anfällig dafür sind katadioptrische Teleskope.

Als Seeing bezeichnet man die atmosphärischen Bedingungen zum Beobachten. Selbst bei klarem Himmel sind diese nicht immer gleich: Luftfeuchtigkeit und -turbulenzen (Verwirbelungen) können das Bild im Okular unscharf machen. Auch Luftbewegungen in einem schlecht temperierten Teleskop tragen zu schlechtem Seeing bei.

Die Austrittspupille ist das Lichtbündel, das durch das Okular auf das Auge trifft. Sie ergibt sich aus der Öffnung geteilt durch Vergrösserung: d/V= AP. Grundsätzlich gilt: je grösser, desto besser. Doch ist eine Austrittspupille von mehr als 7mm nicht sinnvoll, da sich die Pupille des menschlichen Auges nicht weiter öffnen kann. Zwei Beispiele: Ein 10x25-Fernglas hat eine AP von 25/10 = 2.5, ein 8x56-Fernglas eine AP von 56/8 =  7.

Für die maximal sinnvolle Vergrösserung benutzen wir folgende Faustregel: Öffnung der Optik in mm mal zwei. Ein Beispiel: Öffnung des Teleskops: 100 mm, maximal sinnvolle Vergrösserung: 200x

Das scheinbare Gesichtsfeld bestimmt, wie „tunnelartig“ der Blick durch das optische Instrument ist. Das Gesichtsfeld wird in Winkelgrad angegeben. Ein großes Gesichtsfeld lässt den Beobachter scheinbar tiefer ins Bild eindringen, weil es am Rand Objekte abbildet, die bei einem kleineren Gesichtsfeld abgeschnitten wären. Ab einem Gesichtsfeld von ca. 60° spricht man von einem Weitwinkelokular.

Das Sichtfeld gibt an, wie gross der tatsächliche Ausschnitt ist, den man am Himmel beobachtet. In Ferngläsern können das 4, 5 oder mehr Grad sein. Bei Teleskopen mit langen Brennweiten und hohen Vergrösserungen schrumpft das Sichtfeld auf wenige Bogenminuten.

Sichtfeld (SF) = Scheinbares Gesichtsfeld (sGF)/Vergrösserung (V)