Antes de adentrarnos en los prismáticos y los telescopios, puesto que ambos son instrumentos ópticos, veamos unos pequeños conceptos de la óptica de estos instrumentos.

Tanto en prismáticos como en telescopios, básicamente la imagen se forma y aumenta debido a dos componentes, el objetivo y el ocular. La luz que emite o refleja un objeto se hace pasar por el objetivo, el cual la concentra en un punto, el foco, situado a una distancia del objetivo sobre el eje óptico (línea perpendicular al objetivo y que pasa por su centro). A continuación el ocular recoge esta luz y la aumenta.

En prismáticos y telescopios refractores (de lentes), el objetivo es una lente convergente del tipo biconvexa, es decir, convexa por las dos caras. Se llama convergente porque la luz, al pasar a través de ella, se refracta (se desvía) y concentra (converge) en un punto, llamado foco. La distancia entre el centro de la lente y el foco se llama distancia focal del objetivo.

En el caso del ocular también tenemos una lente convergente que recoge la luz del foco y la aumenta. Y, de la misma manera, la distancia que hay entre el foco y el centro de la lente del ocular, se llama distancia focal del ocular.

La imagen que obtenemos está aumentada e invertida. En observaciones terrestres, donde es importante el concepto «arriba y abajo», esta imagen invertida es engorrosa; es por ello que en prismáticos y telescopios terrestres se ponen unos prismas entre el objetivo y el ocular para enderezar la imagen. En observaciones astronómicas, donde los conceptos «arriba y abajo» carecen de sentido, no importa si la imagen está al derecho o al revés (¿al derecho o al revés de qué?), y por ello los telescopios astronómicos no llevan ningún prisma para enderezar la imagen.

El que veamos mejor y mayor un objeto depende de dos conceptos, la luminosidad y el aumento. La luminosidad es la cantidad de luz que recoge el instrumento, a mayor luminosidad, mejor veremos los objetos débiles, que en astronomía son la mayoría. El aumento nos hará ver los objetos más grandes.

La luminosidad dependerá del tamaño (diámetro) del objetivo (a mayor diámetro, más luz recogerá y, por tanto, más luminoso será) y de la distancia focal del objetivo (a mayor distancia focal, menos luminoso será el instrumento). De hecho, el cociente entre la distancia focal y el diámetro del objetivo nos da un valor muy importante, la llamada relación focal o número f. A mayor relación focal menos luminoso será el instrumento y viceversa:

En cuanto a los aumentos, dependen también de la distancia focal del objetivo (a mayor sea ésta, más aumentos tendrá el instrumento) y de la del ocular (a mayor distancia focal tenga el ocular, menos aumentos conseguiremos). En concreto, el número de aumentos se calcula dividiendo la distancia focal del objetivo entre la distancia focal del ocular:

Estos dos parámetros, relación focal y aumentos, son muy importantes a la hora de adquirir un telescopio. A mayor diámetro, más luz conseguiremos y mejor veremos los objetos, pero también aumenta el volumen del instrumento y su precio. A mayor distancia focal, más aumentos conseguiremos, pero menos luminoso será el telescopio.

Como se menciona en el artículo El telescopio I: el tubo, en planetaria, donde los objetos (planetas y la Luna) son muy luminosos, no necesitaremos un telescopio muy luminoso (baja relación focal), pero sí bastantes aumentos. De esta manera, en planetaria interesa un telescopio de larga distancia focal, con lo que aumentará el número f y el de aumentos.

En cielo profundo los objetos son muy débiles, por lo que necesitaremos un telescopio muy luminoso; además, los aumentos no son tan importantes. Así, en cielo profundo interesa más un telescopio de corta longitud focal, con lo que disminuirá el número f y el de aumentos.

Esto es especialmente importante en astrofotografía, para visual no es tan importante. De todas maneras, la tecnología digital ha hecho que este aspecto ya no sea tan importante en astrofotografía.

Pero claro, como se comenta también en el artículo telescopios, bajar el número f o subir el de aumentos tiene un límite.

Cuando la luz atraviesa una lente no solo se refracta, sino que se dispersa en sus distintos colores según su longitud de onda. De esta manera, la luz roja es la que menos se dispersa y la azul la que más, de manera que las diferentes longitudes de onda (colores) convergen en diferentes puntos focales. Esto produce que se vea un halo de colores alrededor de los objetos, especialmente si la diferencia de contraste es elevada. Este efecto se conoce como aberración cromática y es uno de los motivos para no comprar un telescopio barato: suelen llevar objetivos cromáticos que tienen esta aberración.

Para solucionar este problema lo que se hace es combinar lentes, convergentes y divergentes, ya que la dispersión positiva de una la corrige la dispersión negativa de la otra. Un objetivo bastante común, tanto en telescopios como prismáticos es el objetivo acromático o doblete acromático. Consiste en la combinación de una lente convergente y otra divergente del tipo plano cóncava. De todas maneras, el doblete acromático no corrige del todo la aberración cromática: consigue situar el rojo y el azul en el mismo foco, pero el verde no del todo.

Además de la aberración cromática existe otra también importante, es la aberración esférica. Consiste en que la luz que pasa a través de la zona periférica de la lente no converge en el mismo punto que la luz que pasa por el centro o zonas menos periféricas.

Esta aberración produce una mala calidad de imagen con un mal enfoque. El doblete acromático corrige un poco esta aberración, pero existe otra combinación de lentes que la corrige mejor y que además corrige también los tres colores (rojo, azul y verde) de la aberración cromática; es el triplete apocromático, el cual consiste en la combinación de tres lentes: dos convergentes (biconvexa y plano convexa) y entre ellas una divergente (bicóncava). Decir también que esta aberración aumenta al disminuir la distancia focal del objetivo.

Existe otro importante fenómeno en las lentes, la curvatura de campo. La luz procedente de puntos situados por el centro de la imagen (cercanos al eje óptico), enfocan en el plano focal. Pero a medida que nos alejamos del eje óptico, los rayos enfocan antes, en un plano curvo cóncavo, de manera que a más nos alejamos del centro de la imagen, antes van enfocando los rayos.

Este efecto, que es debido a la propia curvatura de la lente, hace que la zona central de la imagen salga enfocada y se vaya desenfocando a medida que nos alejamos del centro. En visual la curvatura de campo no es muy molesta, pero en astrofotografía sí que lo es, especialmente en tubos de corta focal (la curvatura de campo se acentúa a medida que se disminuye la distancia focal. Es por ello que, en astrofotografía con refractores de focal corta, es prácticamente obligatorio el uso de los llamados aplanadores de campo, unas lentes que se ponen entre el porta ocular y la cámara y que corrigen esta aberración.

En los prismáticos los objetivos siempre son de lentes, pero no en los telescopios. En éstos el objetivo puede ser de lentes (son los llamados telescopios refractores, pues la luz se refracta al atravesar la lente) o de espejos. Los telescopios en los que el objetivo es un espejo se llaman reflectores, ya que la luz incidente se refleja en el espejo y converge en un punto, el foco. Pero para ello el espejo ha de ser cóncavo ya que, al contrario de lo que pasa en las lentes, los espejos cóncavos son convergentes y los convexos divergentes.

El espejo que hace de objetivo se le conoce como espejo primario. Esto es así porque, y como se explica en el artículo telescopios, un segundo espejo situado en el eje óptico, el espejo secundario, recoge la luz y la envía al ocular que la amplía.

El espejo puede ser esférico, donde su superficie tiene un radio de curvatura constante (no es realmente una esfera, sino una sección o casquete esférico) o parabólico (paraboloide).

Los espejos, como reflejan la luz (no la refractan), ésta no se dispersa en sus diferentes colores, por lo que no tienen aberración cromática; pero tampoco están exentos de aberraciones.

Si el espejo es esférico sufre de aberración esférica. Esto no pasa en un espejo parabólico, pero incrementa su precio. De todas maneras, los espejos parabólicos tampoco están libres de aberraciones ya que sí tienen otra, la aberración de coma o simplemente coma, una aberración similar a la esférica

La luz procedente de fuentes puntuales como las estrellas, si están por el centro de la imagen, su luz llega paralela al eje óptico y enfoca en el foco, obteniéndose estrellas puntuales; pero a medida que estas fuentes de luz se alejan del centro de la imagen o del campo, esta luz ya no llega de forma paralela al eje óptico, enfocando en el plano focal pero en otros puntos. Esto hace que estas estrellas se vayan alargando a medida que nos alejamos del centro de la imagen, pareciendo comas ortográficas o pequeños cometas.

En visual no es muy molesto este efecto, pero en astrofotografía sí que lo es. En telescopios de larga focal tampoco es muy apreciable, pero sí que lo es en tubos de focal corta, por lo que es muy recomendable o más bien obligatorio en astrofotografía con reflectores de focal corta, el uso de los llamados correctores de coma, lentes que se ponen entre la cámara y el porta ocular que corrigen el coma

Los oculares son siempre de lentes y están formados por varios elementos (lentes). Para corregir la aberración cromática como mínimo tendrán que tener dos elementos (como en los objetivos), pero los oculares con únicamente dos elementos no son muy buenos.

Unos oculares decentes estarán formados como mínimo por tres o más elementos. Evidentemente, a más elementos, mejor imagen obtendremos, pero también subirá el precio del ocular. Esto hace que haya diversos tipos de oculares (ver telescopios, todavía sin publicar).