Інструмент, який збирає електромагнітне випромінювання віддаленого об'єкта і направляє його у фокус, де утворюється збільшене зображення об'єкта або формується посилений сигнал.
У міру розвитку астрономічної техніки з'явилася можливість вивчати об'єкти в усьому електромагнітному спектрі, для чого були розроблені спеціальні системи телескопів і додаткових детекторів, що дозволяють працювати в різних діапазонах хвиль. Термін "телескоп", спочатку означав оптичний інструмент, отримав більш широке значення. Проте в телескопах, що працюють у видимому, радіо-і рентгенівському діапазонах, використовуються системи і методи, сильно різняться між собою.
Оптичні телескопи бувають двох основних типів (рефрактори і рефлектори), що відрізняються вибором головного збирає світло елемента (лінза або дзеркало відповідно). У телескопа-рефрактора на передній стороні труби є об'єктив, а в задній частині, де формується зображення, - окуляр або фотографічне обладнання. У відбивних телескопі в якості об'єктива використано увігнуте дзеркало, розташоване в задній частині труби.
Об'єктив телескопа-рефрактора звичайно являє собою складову лінзу з двох або декількох елементів з відносно великою фокусною відстанню. Використання складових лінз зменшує хроматичну аберацію (такі лінзи називають ахроматичними дублетами і триплетами). Мінімізувати як хроматичну, так і сферичну аберацію можна, якщо використовувати велику фокусна відстань, але це призводить до того, що рефрактори виходять довгими і громіздкими. У минулому для зменшення похибок будувалися тільки рефрактори великих розмірів. Якщо треба підкреслити, що спостереження проводилися за допомогою рефракторного телескопа, то використовують скорочення позначення OG (object glass, тобто об'єктне скло).
При створенні та встановленні великих скляних лінз виникає ряд труднощів; крім того, товсті лінзи поглинають надто багато світла. Найбільший рефрактор в світі, що має об'єктив з лінзою діаметром в 101 см, належить Йоркській обсерваторії.
Всі великі астрономічні телескопи являють собою рефлектори. Рефлекторні телескопи популярні й у любителів, оскільки вони не такі дорогі, як рефрактори, і їх легше виготовити самостійно. У рефлекторі світло збирається в точці перед первинним дзеркалом, званої первинним фокусом. Зібраний пучок світла звичайно надсилається (за допомогою вторинного дзеркала) до більш зручного для роботи місця. З цієї точки зору розрізняють кілька загальноприйнятих систем, в тому числі ньютоновский фокус, кассегреновскій фокус, фокус куде і фокус Несміта. У дуже великих телескопах спостерігач має можливість працювати безпосередньо в первинному фокусі в спеціальній кабіні, встановленої в головній трубі. На практиці як вторинне дзеркало, так і кабіна в первинному фокусі не роблять істотного впливу на роботу телескопа. Великі багатоцільові професійні телескопи зазвичай будують так, що спостерігач одержує можливість вибору фокусу. Ньютонівської фокус використовується тільки в аматорських оптичних телескопах.
Первинні дзеркала у відбивних телескопах зазвичай виготовляють зі скла або кераміки, яка не розширюється (і не стискується) при зміні температури. Поверхня дзеркала ретельно обробляється до отримання необхідної форми, зазвичай сферичної або параболічною, з точністю до часток довжини хвилі світла. Для отримання відбивних властивостей на поверхню скла наноситься тонкий шар алюмінію. У ранніх відбивних телескопах, наприклад, у Вільяма Гершеля (1738-1822), первинне дзеркало було виготовлено з полірованого металевого сплаву (68% міді і 32% олова). По латині термін "дзеркальний" віддається як "speculum"; з цієї причини для позначення відбивного телескопа до цих пір іноді використовують скорочення "spec". Найбільш ранні скляні дзеркала покривали сріблом, але це виявилося незручним із-за того, що на повітрі срібло темніє.
У найбільш сучасних великих телескопах застосовуються методи активної оптики, які дозволяють використовувати більш тонкі і легкі дзеркала, необхідна форма яких зберігається підтримуючої системою, керованою комп'ютером. Це дозволяє використовувати як дзеркала з дуже великими діаметрами, так і дзеркала, що складаються з окремих елементів.
Потужність отримуваного світлового сигналу і роздільна здатність телескопів залежать від розміру об'єктива. Щоб отримати можливість спостереження все більш слабких об'єктів і досягти дозволу дрібних деталей, в астрономії спостерігається тенденція до створення інструментів все більшого розміру, хоча цих цілей частково можна досягти і за рахунок створення більш чутливих детекторів і застосування інтерферометрів.
Збільшення потужності саме по собі не має великого значення, якщо не вважати невеликих аматорських телескопів, призначених для візуальних спостережень. Підсилення при візуальному спостереженні легко можна змінювати за допомогою різних окулярів. Максимальна міра посилення звичайно обмежена не технічними характеристиками телескопа, а умовами видимості.
Зображення, отримані в астрономічних телескопах, інвертовані. Оскільки запровадження додаткової лінзи, яка могла б скорегувати зображення, поглине частину світлового потоку, не принісши особливої користі, астрономи вважають за краще працювати безпосередньо з інвертованими зображеннями.
Монтування астрономічного телескопа - важлива частина конструкції, так як спостерігач повинен мати можливість легко направляти телескоп в задану точку неба і підтримувати його орієнтацію при обертанні Землі, відстежуючи видимий рух об'єкта по небу. Невеликі аматорські телескопи і сучасні керовані комп'ютером телескопи використовують альтазімутальная монтування. До появи комп'ютерного управління найбільш поширеною була екваторіальна монтування. Екваторіальну установку мають багато хто з працюючих в даний час телескопів, причому ця система залишається популярною і для аматорських інструментів
Екваторіальна монтування
Спосіб установки телескопа, при якому інструмент може обертатися навколо полярної осі, паралельної осі обертання Землі, і осі відмінювання, перпендикулярної полярної осі. Обертання навколо цих двох осей забезпечує незалежне завдання обох екваторіальних координат. Рух навколо полярної осі змінює пряме сходження; рух навколо іншої осі - схиляння.
Екваторіальна монтування має певні переваги: щоб компенсувати видимий рух неба, викликаного обертанням Землі, досить повертати телескоп лише навколо однієї з двох осей (полярної). Одного разу наведений на точку небесної сфери з потрібним відміною, телескоп вже не вимагає додаткового коректування. Тому протягом багатьох років всі телескопи скільки-небудь значного розміру проектувалися виключно з екваторіальної монтуванням. Однак розвиток комп'ютерного управління дозволило здійснювати наведення і управління навіть дуже великими телескопами при більш простий альтазімутальная монтуванні. Тим не менш екваторіальна монтування залишається популярною і до цих пір досить широко застосовується на практиці.
Щоб забезпечити адекватну підтримку і свободу руху для телескопів різних розмірів і типів, були розроблені різні види екваторіальній монтування. До основних варіантів установки відносяться німецька, англійська, рамкова, підковоподібна і виловий. Оскільки полярна вісь повинна бути паралельна земної осі (тобто спрямована в точку північного полюса світу), кожна конструкція екваторіальній монтування підходить тільки для тієї широти, для якої вона була розроблена