Объектив создает изображение наблюдаемого объекта в фокальной плоскости. Мы можем непосредственно зафиксировать его (например, с помощью фотоматериалов или электронных приемников излучения) или рассматривать с помощью окуляра. Окуляр собирает расходящиеся лучи за фокусом телескопа и снова превращает их в параллельные пучки. Однако если мы наблюдаем, например, двойную звезду, то после прохождения окуляра угол между пучками, соответствующими изображениям двух звезд, будет больше: если на небе этот угол составлял доли угловой минуты и звезды сливались в одну, то с помощью телескопа можно четко видеть две отдельные звезды. Именно такой эффект позволил открыть крупнейшие спутники Юпитера, которые имеют достаточный для невооруженного глаза блеск, но находятся слишком близко к яркой планете-гиганту и поэтому неразличимы без телескопа.
Коэффициент увеличения угла между двумя близкими источниками при наблюдении в телескоп называют угловым увеличением (кратностью), оно равно отношению фокусных расстояний объектива и окуляра. Способность телескопа различать близко находящиеся объекты называется угловым разрешением. Даже в идеальных условиях, когда нам не мешает атмосфера и все элементы телескопа работают без потерь, существует предел на угловое разрешение, определяемый волновой природой света.
С точки зрения земного наблюдателя, далекая звезда – это точечный источник. Но все фотоны от звезды, попавшие в телескоп, невозможно собрать в одну точку, поскольку свет является волной. Из-за дифракции изображение звезды представляет собой набор концентрических колец вокруг центрального яркого диска, и для двух близких на небе звезд такие наборы колец будут накладываться друг на друга, так что, начиная с некоторого углового расстояния, мы не сможем различить их. Чем больше диаметр объектива телескопа D и чем меньше длина волны принимаемого излучения λ, тем ниже (т. е. лучше – изображения четче) предел углового разрешения (он пропорционален λ/D – отношению длины волны к диаметру объектива).
Для крупных телескопов предельное угловое разрешение определяется влиянием атмосферы.
Если не использовать окуляр, а фиксировать изображение в фокальной плоскости, то нам важен его масштаб: какой угол приходится на единицу длины. Важность этого можно понять, представив себе электронный приемник (матрицу), состоящий из пикселей (отдельных светочувствительных элементов). Размер пикселя задает предел разрешения: сколько ни увеличивай изображение, внутри отдельного пикселя невозможно рассмотреть никаких новых деталей. Увеличивая фокусное расстояние телескопа, мы можем менять масштаб: на один пиксель приходится все меньший угловой размер. Угловое разрешение растет, но при этом падает яркость изображения, поскольку мы распределяем его по большей площади. А яркость изображения зависит от того, сколько собрано света, т. е. от диаметра объектива. Именно поэтому для получения одновременно яркого изображения в фокальной плоскости и хорошего углового разрешения необходимо использовать телескоп не только с большим фокусным расстоянием, но и с большим диаметром объектива.