主焦点，外文名：primefocus，是指平行于
主轴的
平行光线经
折射(或
反射)后的相交点必在主轴上，而在主轴上的
焦点叫做主焦点。主焦点也是天文望远镜的物镜直接成像的焦点位置。
根据
透镜(或曲面镜)种类、入射光方向和发散程度，将
焦点分成实焦点、虚焦点、主焦点、副焦点等等。平行光线经
凸透镜折射(或凹面镜反射)后各折射线(或反射线)会聚之点叫做实焦点；经
凹透镜折射(或凸面镜反射)后各折射线(或反射线)发散而不会聚于一点，这时朝反方向延长的交点叫做虚焦点。平行于主轴的平行光线经折射(或反射)后的相交点必在主轴上，而在主轴上的焦点叫做主焦点。
当望远镜主镜为
旋转抛物面时，天体发出的平行于抛物面
轴线的光线将会聚于抛物面的焦点上而形成完整的点像，这个系统称主焦系统，主镜直接会聚成的像点，称为主焦点。
对大口径的望远镜来说，焦比F增大，将使焦距增大，从而使镜筒加长。所以，焦比一般在0．5～5之间。主焦点位于入射光路中，此处不易接近，也不能放置较大的终端设备。其优点是只经过一个反射面，光能损失较小。
为克服主焦点位于镜筒内不易接近的缺点，牛顿在会聚光路中增加了一块斜放的平面镜，使成像焦点位于镜筒的侧面，而不会处在入射光路中，这就是牛顿系统。由于多了块反射镜，光损失略微增加了，比主焦点来说便于观测和放置较大的终端设备。
在主焦系统中，在主焦点前放置一块双曲面反射副镜，将焦点通过主镜中孑L引到主镜后方，就成了卡塞格林系统。卡塞格林系统焦点位于主镜后方，易于接近，观测方便，能放置较大的观测设备，在天文望远镜中常被采用。
经典的卡塞格林系统主镜是旋转抛物面，副镜为旋转双曲面，双曲面的一个焦点与抛物面焦点重合，另一个焦点就是卡塞格林焦点。其像为消球差的，但有彗差、像散和场曲。如果将卡塞格林系统主镜也采用旋转双曲面，并设计使平行于光轴的光满足等光程和正弦条件，这时球差和彗差都可以为零。此系统称为R—C系统。当主镜为抛物面，副镜为椭球面时就是格利高里系统。
主镜8．2米的日本
昴星团望远镜，已经在夏威夷天文台运行了10年，获得了许多有价值的宇宙观测资料，日本正在研制新一代主焦点天文望远镜，称为Hyper Suprime-Cam，它的视场比昴星团望远镜宽10倍。能够观测到更多星系的形态，其主要目标是了解暗物质的分布情况。