从成像原理来看，开普勒望远镜的物镜利用凸透镜特性，将位于其二倍焦距以外的远处物体，在焦点附近形成一个倒立且缩小的实像。随后，这个实像作为目镜的物体，经过目镜的再次放大后，观察者就能看到被放大的远处物体。需要注意的是，由于物镜成的是倒立实像，而目镜不改变上下左右方向，因此最终观察者看到的像是上下左右完全颠倒的虚像。
开普勒望远镜的原理是什么？
为了解决开普勒式望远镜成像倒立的问题，许多实用型望远镜会在光路中加入正像系统。正像系统主要分为棱镜正像系统和透镜正像系统两类。例如，常见的双筒望远镜采用双直角棱镜正像系统，这不仅校正了图像方向，还通过两次折叠光轴大大减小了望远镜的体积和重量，使其更加便携。
开普勒式望远镜之所以被广泛用于军用望远镜、小型天文望远镜等专业领域，是因为其物镜和目镜之间存在一个实像平面。这个位置非常方便安装分划板（即十字线或标尺），通常安装在目镜的焦平面处。这一特性使得开普勒式望远镜在精确测量、瞄准和观测等方面具有性能优良的优势，成为专业级望远镜的主流选择。
开普勒式望远镜在光学结构上属于折射式望远镜的一种，其核心组件由两组凸透镜构成：物镜组和目镜组。物镜的作用类似于投影仪，负责收集远处物体的光线；而目镜的作用则相当于放大镜，用于进一步观察物镜形成的图像。这种设计最早由德国科学家约翰内斯·开普勒在1611年发明，是现代绝大多数折射式天文望远镜的基础光学架构。
在天文学探测领域，开普勒望远镜（Kepler Space Telescope）利用另一种原理搜寻系外行星，即凌日法。当恒星系统中的行星运行到望远镜与恒星之间时，行星会遮挡部分恒星光线，导致开普勒号光度计传感器接收到的恒星亮度出现微弱减弱。科学家通过监测这种周期性的亮度变化，可以推算出行星的大小和轨道周期等关键数据。
开普勒望远镜的探测精度极高，能够检测到低至百万分之十左右的亮度微弱变化。这种高灵敏度的技术方法已被科学家采用约十年，并协助天文学家发现了300多颗较大的系外行星。目前，开普勒望远镜的主要目标已转向寻找更小的、类地大小的宜居住行星，这些行星通常围绕其母恒星运转，是寻找地外生命希望所在。
除了棱镜系统，还有透镜正像系统，它采用一组复杂的透镜将倒立的像重新转回正立状态。虽然透镜正像系统成本较高，但其设计精良，能提供良好的成像质量。例如俄罗斯生产的20×50三节伸缩古典型单筒望远镜就采用了这种设计。不过，纯粹的天文观测通常接受倒像，因此天文望远镜往往不加正像系统，以获得更优异的光学性能。