Телескопи використовують для збирання світла від небесних об’єктів і концентрації його у певній точці, яку називають точкою фокуса (фокальною точкою). У кожного з телескопів є два основних параметри: апертура і діафрагмове число. Діаметр поверхні, на якій збирається світло, називається апертурою телескопа, — чим більшою є апертура, тим яскравішим буде зображення. Відношення фокусної відстані f до апертури D телескопа називається діафрагмовим числом. Це число описує потужність збирання світла телескопом. «Швидкі» телескопи мають малі діафрагмові числа, за допомогою таких телескопів можна отримувати яскравіші зображення, використовуючи менший час витримки. Зі збільшенням діафрагмового числа на порядок зростає час, потрібний для отримання яскравого зображення, тому телескопи робляться «повільнішими» зі зростанням цього параметра. Зазвичай, діафрагмове число позначають «f/n», де n — відношення фокусної відстані до апертури.

Для отримання зображення у телескопах використовують лінзи або дзеркала. На жаль, у результаті використання обох цих елементів виникають викривлення зображення, які називають абераціями. Аберації, подібні до астигматизму та викривлення поля зору є характерними і для лінз, і для дзеркал.

Астигматизм є результатом того, що різні частини лінзи або дзеркала збирають потік світла у дещо різних точках фокальної площини. Спроби виправлення астигматизму можуть призвести до викривлення поля зору на поверхні лінзи або дзеркала, коли світло концентрується вздовж певної кривої, а на площині.

Крім того, існують ще аберації, специфічні для лінз та дзеркал.

Хроматична аберація є особливістю телескопів, у яких для збирання потоку світла використовуються лінзи. Основною причиною є те, що фокусна відстань лінзи залежить від довжини хвилі світла, тобто точка фокуса для блакитних променів відрізняється від точки фокуса для червоних променів світла. Результатом є втрата зображенням чіткості. Зменшити вплив наслідків хроматичної аберації можна додаванням у систему коригувальних лінз. Сферична аберація також може бути проблемою для лінз. Її причиною є форма лінзи. Використання сферичних поверхонь не дає змоги зібрати світло у одній точці, тому у оптиці використовують параболічні поверхні. Але навіть використання ідеальних параболічних поверхонь не дає ідеальних результатів, оскільки існує коматична аберація. Її причиною є залежність фокусної відстані від кута між напрямком променя світла, що падає на об’єктив, та оптичною віссю системи. У результаті зображення точок, що не лежать на оптичній вісі, видовжуються: замість точок виходять лінії.

Збільшення кутового розміру об’єкта, що спостерігається у телескоп є відношенням фокусної відстані об’єктива до фокусної відстані окуляра. Отже, чим більшою є фокусна відстань об’єктива, тим більшим є збільшення. Якщо вам потрібне велике зображення, вам потрібен об’єктив з великою фокусною відстанню та окуляр з малою фокусною відстанню.

Наприклад, якщо маємо 500-мм об’єктив та 25-мм окуляр, остаточне збільшення дорівнюватиме 500 / 25 або 20, отже маємо 20-кратне збільшення.

Поле зору — це кут на небесній сфері, зображення з якого реєструється телескопом. Видиме поле зору телескопа визначається лише окуляром. Це специфічна характеристика окуляра, зазвичай рівна значенню, близькому до 52°. Якщо вам потрібно знайти справжнє поле зору телескопа, вам слід поділити видиме поле зору на збільшення. Справжнє поле зору визначається справжнім кутом на небесній сфері, зображення з якого можна бачити у телескоп.

Оскільки телескопи використовуються для спостережень у всьому діапазоні довжин електромагнітних хвиль, їх поділяються на оптичні, ультрафіолетові, гамма-, рентгенівські, інфрачервоні та радіотелескопи. Телескопи кожного з цих типів мають власну визначену роль у отриманні докладної картини небесних об’єктів.

Оптичні телескопи, що використовуються для спостережень у видимому діапазоні світлових хвиль, поділяються на рефрактори та рефлектори, залежно від способу, який використовується для концентрації променів світла від небесних об’єктів.

У рефракторах для отримання зображення використовуються дві лінзи: основна лінза або лінза об’єктива, яка збирає світло від його джерела і формує зображення у фокальній площині, та лінза окуляра, яка працює як збільшувальне скло, призначене для формування остаточного зображення. Ці дві лінзи розташовуються у протилежних кінцях рухомої труби, а відстань між ними коригується з метою отримання якісного остаточного зображення.

Найбільшим телескопом-рефрактором у світі вважається телескоп Єркської обсерваторії у Вільямс-Бей, штат Вісконсін, США. Цей телескоп споруджено у 1897 році, він має 1,02-метровий (40-дюймовий) об’єктив і фокусну відстань 19,36 м.

У іншому типі телескопів, рефлекторах, для отримання остаточного зображення використовують дзеркала. Якщо лінзу об’єктива замінити на дзеркало, точка фокуса лежатиме на шляху світла, що падає на дзеркало. Якщо спостерігач розташується у точці фокуса, він бачитиме зображення, але також затулятиме частину світла собою. Точка фокуса головного дзеркала називається головним фокусом, що дало назву першій категорії телескопів-рефлекторів. Отже, у телескопах з головним фокусом для збирання світла від небесних об’єктів використовується дзеркало. Відбите зображення об’єкта можна спостерігати у головному фокусі телескопа. До інших типів телескопів-рефлекторів належать телескопи систем Ньютона, Кассегрена і колінчасті телескопи.

У телескопі системи Ньютона використовується додаткове плоске дзеркало, розташоване поблизу головного фокуса на шляху відбитого світла. Це пересуває справжню точку фокусування у іншу точку, за бічною поверхнею труби телескопа, звідки спостерігати за зображенням набагато зручніше. Звичайно ж, дзеркало, розташоване на шляху відбитого світла, також блокує частину світла від об’єктів, але якщо відношення площ поверхонь головного і додаткового дзеркала є достатньо великим, таким блокуванням вхідного світла можна знехтувати.

Телескопи системи Кассегрена подібні до телескопів системи Ньютона, але у них додаткове дзеркало відбиває зображення не на бічну поверхню, а на дно труби телескопа. У центрі головного дзеркала передбачено отвір, через проходить який відбите світло, збираючись за ним у точці фокуса. Допоміжне дзеркало має бути опуклим, оскільки так можна збільшити фокусну відстань оптичної системи. Головне дзеркало телескопа системи Кассегрена має бути параболічним. Якщо замінити це дзеркало на гіперболічне, отримаємо телескоп системи Річі-Кретьєна. Перевагою використання телескопів системи Річі-Кретьєна є те, що у них немає коматичної аберації класичних телескопів-рефлекторів.

Телескоп колінчастої системи складається з декількох дзеркал, які відбивають світло до певної точки, розташованої під телескопом. Колінчасті телескопи мають декілька переваг, зокрема отримання більшої фокусної відстані є корисним у різних областях астрономії та астрофізики, зокрема спектроскопії, та усування потреби у громіздкому обладнанні. Але у цієї системи телескопів є і недоліки. Оскільки у системі використовується багато дзеркал, втрачається потужність світла, що надходить у фокус. Причиною є те, що, наприклад, дзеркала з алюмінієвою плівкою-відбивачем здатні відбити лише 80% світла, що потрапляє на дзеркало.

До типу дзеркально-лінзових телескопів належать телескопи, у яких для концентрації світла використовуються одразу лінзи і дзеркала. Найрозповсюдженішими дзеркально-лінзовими телескопами є телескопи системи Шмідта-Кассегрена. Перевагою цієї системи є більше кутове поле зору. З метою мінімізації коматичної аберації у системі використовується основне сферичне дзеркало з тонкою коригувальною лінзою, що виправляє сферичні аберації. Вторинне дзеркало розташовують у центрі коригувальної лінзи, воно відбиває світло крізь отвір у головному дзеркалі. Не такими розповсюдженими, але достатньо відомими є телескопи системи Максутова, у яких також використовується коригувальна лінза з головним дзеркалом, але у телескопах цієї системи поверхні лінзи і дзеркала є концентричними.

Докладний аналіз природи Всесвіту неможливий без спостережень у всіх діапазонах спектра електромагнітних хвиль. Розповсюдженим і ефективним інструментом спостереження є радіотелескопи, які було винайдено у XX столітті. Спільною проблемою радіотелескопів і оптичних телескопів є потреба у кращій роздільній здатності. Оцінити роздільну здатність телескопа можна за критерієм Релея, відповідно до якого роздільна здатність телескопа дорівнює відношенню довжини хвилі світла, яке спостерігається у телескоп, до діаметра апертури (з коефіцієнтом 1,22 для кругових апертур). Для отримання великих значень роздільної здатності доводиться збільшувати діаметр апертури. Найбільшим радіотелескопом у світі є телескоп Аресібо у Пуерто-Рико. Для його побудови використано великий кратер 305 метрів у діаметрі. З метою розв’язування проблеми роздільної здатності астрономами розроблено нову методику, яку називають інтероферометрією. У основі інтероферометрії лежить принцип спостереження об’єкта двома віддаленими телескопами з метою отримання остаточного зображення «з’єднанням» зображень, отриманих з кожного телескопа. На сьогодні, найефективнішою обсерваторією, у якій використовується інтероферометрія, є обсерваторія «Very Large Array» («Дуже велика антена», поблизу Сокорро, штат Нью-Мексико, США. У цій обсерваторії використовуються 27 телескопів, розташованих у формі літери «Y», кожен з апертурою у 25 м. Також розроблено методику, яку називають радіоінтероферометрією з надвеликими базами (РНВБ), за допомогою якої астрономи отримують «з’єднані» зображення на основі зображень, отриманих з різних континентів. Найбільшим проєктом століття у цій області є побудова великої міліметрової антени Атаками (ALMA), у якій використовуватимуться 66 телескопів, розташованих у пустелі Атакама, Чилі.

Оскільки на спостереження з поверхні Землі значним чином впливає розсіювання світла атмосферою, спостереження, що виконуються з космосу дають набагато кращі результати. Варто згадати космічний телескоп Хаббла (HST), у якому використано 2,4 метрове головне дзеркало з діафрагмовим числом f/24, найгладше дзеркало зі створених людством. Космічний телескоп Хаббла запущено на низьку орбіту навколо Землі. Через те, що світлу не доводиться долати атмосферу, у телескоп можна спостерігати дуже тьмяні об’єкти. Ще одним прикладом космічного телескопа є космічний телескоп Джеймса Вебба (JWST), який планується запустити у 2018 році. Телескоп має 6,5-метрове головне дзеркало і розташовується поблизу гравітаційно стабільної точки на лінії Сонце-Земля, відомої як друга точка Лагранжа (L2). У цій точці врівноважуються сили тяжіння до Сонця і Землі, а також відцентрова сила, що діє на об’єкт, який рухається навколо Сонця. Об’єкт, що перебуває у такій точці, є врівноваженим у системі небесних тіл Сонце-Земля. Другу точку Лагранжа розташовано на лінії Сонце-Земля за точкою центра Землі відносно Сонця. Телескоп, який перебуватиме у цій точці, зазнаватиме меншого впливу теплового випромінювання, що покращить умови для спостережень у інфрачервоній ділянці спектра.