Les télescopes sont utilisés pour collecter la lumière venant des objets célestes et la faire converger en un point nommé point focal. Les télescopes se caractérisent par deux paramètres, l'ouverture et le rapport focal. Le diamètre de la surface qui collecte la lumière est appelé l'ouverture du télescope – plus l'ouverture est grande, plus l'image est lumineuse. Le rapport de la longueur de focale f à l'ouverture D d'un télescope est défini comme le rapport focal. Cela décrit la puissance de collecte de lumière d'un télescope. Les télescopes « rapides » ont un rapport focal plus petit puisqu'ils permettent des images plus lumineuses avec un temps d'exposition plus court. Lorsque le rapport focal devient plus grand, le télescope a besoin de plus de temps d'exposition pour pouvoir obtenir une image lumineuse, et il est ainsi appelé « lent ». Le rapport focal est généralement noté sous la forme « f/n », où n est le rapport de la longueur focale sur l'ouverture.

Pour obtenir une image, les télescopes utilisent des lentilles ou des miroirs. Malheureusement, si les deux sont utilisés, des distorsions d'images se produisent, appelées aberrations. Certaines sont communes aux lentilles et aux miroirs, comme l'astigmatisme et la courbure de champ.

L'astigmatisme apparaît lorsque des parties différentes d'une lentille ou d'un miroir font que les rayons de lumière entrante convergent vers des positions légèrement différentes sur le plan focal. Lorsque l'astigmatisme est corrigé, la courbure de champ peut apparaître à la surface de la lentille ou du miroir, ce qui conduit à une convergence de la lumière sur une courbe plutôt que sur un plan.

De plus, il y a aussi des aberrations spécifiques aux lentilles et des aberrations spécifiques aux miroirs.

Les aberrations chromatiques sont une caractéristique des télescopes qui utilisent des lentilles pour faire converger la lumière. En général la longueur de focale d'une lentille est fonction de la longueur d'onde, ce qui signifie que le point focal d'une lumière bleue est différent de celui d'une lumière rouge. Cela conduit à une image floue. Les effets d'une aberration chromatique peuvent être limités en utilisant des lentilles correctives dans le système. Les aberrations sphériques peuvent être aussi un problème pour les lentilles, venant de leurs formes. Les surfaces sphériques ne feront pas converger la lumière entrante en un point unique, raison pour laquelle d'autres surfaces optiques comme les paraboloïdes sont préférées. Même en les utilisant, il y a toujours des difficultés puisque des aberrations de coma apparaissent dans ce cas. Cela provient de la dépendance entre la longueur focale sur l'angle entre la direction de la lumière entrante et l'axe optique du système. Ainsi, les images des points qui se trouvent loin de l'axe optique sont étirées, plutôt que d'être de simples points, comme cela devrait être le cas.

Le grossissement est l'augmentation de la taille angulaire d'un objet lorsque vu dans un télescope ; il est décrit comme le rapport entre la longueur focale d'un objectif sur la longueur focale d'un oculaire. Ainsi, plus la longueur focale d'un objectif est grande, plus important est le grossissement. Si vous souhaitez avoir une grande image, alors, vous aurez besoin d'un objectif à grande longueur focale et un oculaire à petite longueur focale.

Par exemple, si vous avez un objectif de 500 mm et un oculaire de 25 mm, le grossissement obtenu sera de 500/25, c'est-à-dire de 20 ou 20X.

Le champ de vision est l'angle du ciel couvert par le télescope. Le champ de vision apparent d'un télescope n'est déterminé que par l'oculaire. C'est une de ses caractéristiques propres, généralement autour de 52 degrés. Pour trouver le véritable champ de vision d'un télescope, vous devez diviser le champ de vision apparent par le grossissement. Le véritable champ de vision est l'angle réel du ciel couvert par le télescope.

Puisque les télescopes sont utilisés dans des observations sur tout le spectre électromagnétique, ils sont classés en télescopes optiques ou télescopes ultra-violets, rayons gamma, rayons X, infrarouges et radio-télescopes. Chacun d'entre eux possède un rôle propre et bien défini pour obtenir une analyse détaillée d'un corps céleste.

Utilisés pour des observations dans le champ de spectre visible, les télescopes optiques sont principalement des réfracteurs et des réflecteurs, la différence entre ces deux n'est que la façon de collecter la lumière provenant d'une étoile.

Les télescopes réfracteurs utilisent deux lentilles pour créer une image. Une lentille objectif ou primaire qui collecte la lumière entrante pour former une image dans le plan focal et un oculaire qui fonctionne comme un verre grossissant pour permettre l'observation de l'image finale. Les deux lentilles sont situées aux extrémités d'un tube coulissant et la distance entre ces deux lentilles peut être ajustée pour obtenir l'image finale.

Le plus grand télescope réfracteur dans le monde est celui de l'observatoire Yerkes à Williams Bay, Wisconsin. Construit en 1897, il possède un objectif de 1,02 m (40 pouces) et une longueur de focale de 19,36 m.

Les télescopes réflecteur, d'un autre coté, utilisent des miroirs au lieu de lentilles pour obtenir l'image finale. En remplaçant la lentille de l'objectif avec un miroir, le point focal est obtenu sur le trajet de la lumière entrante. Un observateur situé sur ce point pourrait voir une image, mais il ne pourrait recevoir qu'une partie de la lumière entrante. Le point focal du miroir principal est appelé foyer primaire et ceci est aussi le nom de la première catégorie de télescopes à réflecteurs. Ainsi, les télescopes à foyer primaire utilisent un miroir pour collecter la lumière d'un objet céleste et, par réflexion, l'image de l'objet peut être observée à partir du foyer principal du télescope. Les autres types de télescopes réflecteurs sont Newtonien, Cassegrain et Coude.

Le télescope de Newton utilise un miroir additionnel plat à proximité du foyer principal, sur le trajet de la lumière réfléchie. Cela conduit à déplacer le point focal vers une position différente, sur l'un des côtés du télescope, plus accessible pour l'observation. Bien sûr, un miroir placé sur le trajet de la lumière réfléchie bloquera aussi une partie de la lumière entrante. Mais le rapport des surfaces entre le miroir primaire et le second est assez grand et la quantité de lumière entrante bloquée est négligeable.

Le télescope de Cassegrain est similaire à celui de type de Newton, mais, cette fois-ci, le second miroir réfléchit la lumière vers le bas du télescope. Il y a un trou dans le centre du miroir principal qui laisse passer la lumière réfléchie sur son trajet jusqu'à ce qu'elle converge sur le point focal. Le second miroir doit être convexe puisqu'il augmente la longueur focale du système optique. Le miroir principal d'un télescope de type Cassegrain est un paraboloïde. Son remplacement par un hyperboloïde permet d'obtenir un télescope de Ritchey-Chretien. L'utilisation d'un télescope de Ritchey-Chretien présente l'avantage de supprimer le coma des réflecteurs classiques.

Le télescope de type Coude consiste en plus d'un miroir qui réfléchit la lumière dans une chambre spéciale, la chambre de Coude, qui est située sous le télescope. L'utilisation d'un télescope de Coude présente de multiples avantages, comme obtenir une longueur focale importante utile dans différents champs de l'astronomie et de l'astrophysique comme la spectroscopie pour éviter l'utilisation d'instruments encombrants. Mais il a aussi des inconvénients dans l'utilisation de télescopes de type Coude car plus il y a de miroirs dans le système, moins il y a de lumière qui arrive dans le détecteur. Cela est causé par l'utilisation de miroirs en aluminium pour lesquels seulement 80 % de la lumière incidente est réfléchie.

Les télescopes catadioptriques sont des types de télescopes qui utilisent des systèmes avec à la fois des lentilles et des miroirs pour permettre de faire converger la lumière. Le plus connu des télescopes catadioptriques est le télescope de Schmidt-Cassegrain. Son avantage est de fournir un grand angle de champ de vision. Pour réduire le coma, il utilise un miroir primaire sphérique avec une fine lentille de correction qui supprime les aberrations sphériques. Le second miroir est placé au centre de la lentille de correction, réfléchissant la lumière à travers un trou fait dans le miroir principal. Moins connu que le télescope de Schmidt-Cassegrain, mais aussi commun, il y a le télescope de Maksutov qui utilise aussi une lentille de correction avec le miroir primaire, mais cette fois-ci les surfaces deviennent concentriques.

Pour une analyse détaillée du ciel, les observations sont aussi effectuées dans d'autres zones du spectre électromagnétiques. Les radio télescopes sont très populaires et efficaces avec un développement dans le siècle dernier. Un problème commun valable à la fois pour les télescopes optiques et radio est le besoin d'une meilleure résolution. La résolution d'un télescope peut être dérivée des critères de Rayleigh, qui indiquent que la puissance de résolution est égale au rapport de la longueur d'onde entrante sur le diamètre d'ouverture (multipliée par 1,22 pour les ouvertures circulaires). Ainsi, une bonne résolution nécessite un diamètre aussi grand que possible. Le plus grand radio télescope du monde est celui d'Arecibo à Puerto Rico, qui utilise une immense antenne de 305 mètres de diamètre. Pour résoudre le problème de la résolution, les astronomes ont développé une nouvelle technique nommée l'interférométrie. Le principe de base de l'interférométrie est qu'en observant le même objet avec deux télescopes distincts, un image peut être obtenue en « connectant » les deux images initiales. De nos jours, l'observatoire le plus performant qui utilise l'interférométrie est le « Very Large Array » près de Socorro, Nouveau Mexique. Il utilise 27 télescopes placés en forme de « Y » ayant une ouverture de 25 m chacun. Il existe aussi une technique nommée « Very Long Baseline Interferometry » (VLBI) qui permet aux astronomes de résoudre des images sur la taille de continents. Le projet le plus important du siècle dans ce domaine est le bâtiment de « Atacama Large Millimeter Array » (ALMA), qui utilisera 66 télescopes placés dans le désert d'Atacama dans le nord du Chili.

Puisque les observations sur Terre sont affectées par l'atténuation due à l'atmosphère, les observations réalisées à partir de l'espace sont plus performantes. Le télescope spatial Hubble (HST) possède un miroir primaire de 2,4 m à f/24, le plus lisse de tous les miroirs jamais construits. Le télescope spatial Hubble est placé sur une orbite basse autour de la Terre. Grâce à l'absence d'atmosphère, il peut observer des objets très petits. Un autre télescope spatial est le télescope James Webb Space Telescope (JWST) dont le lancement était prévu en 2018 (finalement lancé en 2022). Il possédera un miroir primaire de 6,5 mètres et sera placé sur une orbite autour d'un point stable pour la gravitation sur la ligne entre le Soleil et la Terre, connu sous le nom de second point de Lagrange (L2). À cet endroit, les attractions gravitationnelles à la fois du soleil et de la Terre équilibrent la force centrifuge d'un objet en mouvement autour du Soleil. Ce point possède une propriété spéciale qui, pour un objet y étant placé, le maintient en équilibre grâce au système Terre-Soleil. Le deuxième point de Lagrange se trouve sur une ligne reliant le Soleil et la Terre de l'autre coté de la Terre. Ainsi, si un télescope est placé ici recevra moins de radiations thermiques, ce qui améliorera les observations infrarouges.