Телескопи
Изобретени в Холандия в началото на 17 век, телескопите са инструментите, използвани от астрономите и астрофизиците за техните наблюдения. С развитието на съвременната наука днес телескопите се използват за наблюдение във всички диапазони на електромагнитния спектър, във и извън земната атмосфера. Телескопите работят, като събират светлината с помощта на оптична система, наречен обектив, която кара входящата светлина да се събира. Крайното изображение се гледа с помощта на окуляр.

Апертура и фокално съотношение
Телескопите се използват, за да събират светлина от небесни обекти и да я събират в точка, наречена фокусна точка. Те се описват с два параметъра, бленда и Фокусно съотношение. Диаметърът на повърхността за събиране на светлина се нарича апертура на телескопа и колкото по-голям е отворът, толкова по-ярко е изображението. Съотношението на фокусното разстояние f към апертурата D на телескопа се определя като фокусно отношение. Това описва силата на събиране на светлина на телескопа. Бързите телескопи имат по-малки фокусни съотношения, тъй като получават по-ярки изображения за по-малко време на експозиция. С нарастването на фокусното съотношение, телескопът се нуждае от повече време на експозиция, за да получи ярко изображение, поради което е по-бавен. Фокусното съотношение обикновено се означава като f/n, където n е съотношението на фокусното разстояние към блендата.

Аберации
За да получат изображение, телескопите използват лещи или огледала. За съжаление, ако използваме и двете, получаваме изкривявания на изображението, известни като аберации. Някои аберации са общи както за лещи, така и за огледала, като астигматизъм и кривина на полето.
Астигматизмът се появява, когато различни части на лещата или огледалото карат лъчите на входящата светлина да се събират в малко по-различни места във фокалната равнина. Когато се коригира за астигматизъм, кривината на полето може да се появи на повърхността на лещата/огледалото, което кара светлината да се събира в крива, а не в равнина.
Все пак има и аберации, специфични за лещите, и аберации, специфични за огледалата.
Хроматичната аберация е характеристика на телескопи, които използват лещи за събиране на светлината. Основно фокусното разстояние на лещата зависи от дължината на вълната, което означава, че фокусната точка на синята светлина е различна от тази на червената светлина. Това води до замъглено изображение. Ефектът от хроматичната аберация може да бъде намален чрез добавяне на коригиращи лещи към системата. Сферичната аберация също може да бъде проблем за лещите в резултат на тяхната форма. Сфероидните повърхности няма да накарат входящата светлина да се сближи в една точка, поради което се предпочитат други оптични повърхности като параболоиди. Дори като ги използваме и тях, не си спестяваме проблеми, тъй като в този случай се появява аберация на кома. Получава се от зависимостта на фокусното разстояние от ъгъла между посоката на входящия лъч и оптичната ос на системата. По този начин изображенията на точки, които лежат извън оптичната ос, са удължени, вместо да бъдат прости точки, както би било нормално.

Увеличение
Увеличението, увеличаването на ъгловия размер на обект, наблюдаван в телескоп, се описва като съотношението на фокусното разстояние на обектива към фокусното разстояние на окуляра. Така че колкото по-голямо е фокусното разстояние на обектива, толкова по-голямо е увеличението. Ако искате да имате голямо изображение, имате нужда от обектив с дълго фокусно разстояние и окуляр с късо фокусно разстояние.
Например, ако имате 500 mm обектив и 25 mm окуляр, полученото увеличение ще бъде 500/25, което е 20 или 20X.

Зрително поле
Зрителното поле е ъгълът, покрит върху небето от телескопа.Видимото зрително поле на телескопа се определя само от окуляра. Това е специфична характеристика за него, обикновено около 52 градуса. За да намерите истинското зрително поле на телескоп, трябва да разделите видимото зрително поле на увеличението. Истинското зрително поле е действителният ъгъл, покрит върху небето от телескопа.
има инструмент за намиране и показване (на виртуалното небе) на истинско зрително поле, наречен Рамка на зрително поле. Стартирайте го, като отидете до елемента от менюто Настройки Рамки на зрително поле Редактиране на зрителното поле.... Щракването върху Добавяне... ще отвори диалогов прозорец с четири различни раздела: Окуляр, Камера, Бинокъл и Радиотелескоп. За да изчислите зрителното поле, изберете съответния раздел и въведете спецификациите на оборудването. Накрая, щракването върху Изчисляване на зрителното поле ще изчисли и покаже зрителното поле непосредствено отдолу. вече може също да показва това като форма с този размер на виртуалното небе. За да направите това, въведете име за това конкретно зрително поле (като 20 mm окуляр или DSLR с рефрактор) и изберете форма и цвят, които да се показват. За Окуляр използвайте Кръг или Полупрозрачен кръг като форма, тъй като полето на окуляра е кръгло. За Камера използвайте Квадрат (който всъщност е правоъгълник), ако приемем, че сензорът или филмът са правоъгълни или квадратни. Когато използвате няколко окуляра и/или телескопи, е добре да ги разграничите с различни цветове. Щракнете върху Добре, за да затворите диалоговия прозорец. За да покажете формата на екрана, върнете се в подменюто Настройки Рамки на зрително поле, след което изберете новия елемент от менюто с името, сте задали. За да го деактивирате отново, щракнете отново върху елемента от менюто.

Видове телескопи
Тъй като телескопите се използват за наблюдения върху целия електромагнитен спектър, те се класифицират като оптични телескопи, ултравиолетови, гама-лъчи, рентгенови, инфрачервени и радиотелескопи. Всеки един от тях има своя собствена, добре дефинирана роля за получаване на подробен анализ на небесните обекти.

Оптични телескопи
Използвани за наблюдения във видимото зрително поле, оптичните телескопи са главно рефрактори и рефлектори, като разликата между двата е в начина на събиране на светлина от звездите.
Рефракторните телескопи използват две лещи, за да създадат изображение, основна или обективна леща, която събира входящата светлина, образувайки изображение във фокалната равнина и окуляр, който действа като лупа, използвана за наблюдение на крайното изображение. Двете лещи са разположени в противоположните краища на движеща се тръба и разстоянието между двете може да се регулира, за да се получи крайното изображение.
Най-големият рефракционен телескоп в света се намира в Yerkes Observatory в Уилямс Бей, Уисконсин. Построен през 1897 г., той има обектив 1,02 м (40 инча) и фокусно разстояние от 19, 36 м.
Рефлекторните телескопи, от друга страна, използват огледала вместо лещи, за да получат окончателното изображение. Като заменим лещата на обектива с огледало, получаваме фокусна точка, която лежи на пътя на входящата светлина. Наблюдател, разположен в тази точка, може да види изображение, но ще блокира част от входящата светлина. Фокусната точка на главното огледало се нарича основен фокус и това е и името на първата категория рефлекторни телескопи. По този начин телескопите с първичен фокус използват огледало, за да събират светлина от небесен обект и чрез отражение изображението на обекта може да се наблюдава от основния фокус на телескопа. Други видове отразяващи телескопи са Нютонов, Касегрен и Куде.
Нютоновите телескопи използват допълнително плоско огледало, поставено в близост до главния фокус, по пътя на отразената светлина. Това води до преместване на фокусната точка на друго място, от едната страна на телескопа, по-достъпно за наблюдение. Разбира се, огледало, поставено на пътя на отразената светлина, също ще блокира част от входящата светлина, но ако съотношението на повърхността на основното огледало към второто е достатъчно голямо, количеството на блокираната входяща светлина е незначително.
Телескопът Cassegrain е подобен на Нютоновия, но този път вторичното огледало отразява светлината към дъното на телескопа. В центъра на основното огледало има дупка, която позволява на отразената светлина да върви по пътя си, докато се сближи с фокусната точка. Вторичното огледало трябва да е изпъкнало, тъй като увеличава фокусното разстояние на оптичната система. Основното огледало на телескоп Касегрен е параболоид. Заменяйки го с хиперболоид, получаваме телескоп Ritchey-Chretien. Предимството на използването на телескоп Ritchey-Chretien е, че той премахва комата на класическите рефлектори.
Типът Coude се състои от повече от едно огледало, което отразява светлината към специално пространство, пространство на Coude, което се намира под телескопа. Предимствата от използването на телескоп Coude са разнообразни, от получаване на голямо фокусно разстояние, полезно в различни области на астрономията и астрофизиката, като спектроскопия, до избягване на използването на масивен инструмент. Но има и недостатъци при използването на телескоп Coude, тъй като колкото повече огледала са поставени в системата, толкова по-малко количество светлина достига до детектора. Това се случва, защото при използването на алуминиеви огледала само 80% от падащата светлина се отразява.
Катадиоптриците са видове телескопи, които използват системи от лещи и огледала, за да накарат светлината да се сближи. Най-популярният катадиоптрик е телескопът Schmidt-Cassegrain. Предимството му е да осигурява широк ъгъл на видимост. За да се сведе до минимум комата, той използва основно сфероидно огледало с тънка коригираща леща, която премахва сферичните аберации. Вторичното огледало се поставя в центъра на коригиращата леща, отразявайки светлината през отвор, направен в основното огледало. Не толкова известен като телескопа Шмид-Касегрен, но често срещан е телескопът Максутов, който също използва коригираща леща с основното огледало, като този път повърхностите им са концентрични.

Наблюдения в други дължини на вълните
За подробен анализ на небето се извършват наблюдения и в други области на електромагнитния спектър. Много популярни и ефективни са радиотелескопите, разработени предимно през миналия век. Често срещан проблем както за радио, така и за оптичните телескопи е необходимостта от по-добра разделителна способност. Можем да извлечем разделителната способност на телескоп, като използваме критерия на Rayleigh, който гласи, че разделителната способност е равна на съотношението на входящата дължина на вълната към диаметъра на отвора (умножено по 1,22 за кръгли отвори). Така че за добра разделителна способност се нуждаем от възможно най-голям диаметър. Най-големият радиотелескоп в света е телескопът Arecibo от Пуерто Рико, който използва огромна чиния с диаметър 305 m. За да решат проблема с разделителната способност, астрономите са разработили нова техника, наречена интерферометрия. Основният принцип на интерферометрията е, че като наблюдаваме един и същ обект с два различни телескопа, можем да получим крайно изображение чрез "свързване", на двата образа. В момента най-ефективната обсерватория, която използва интерферометрия, е Very Large Array, разположена близо до Сокоро, Ню Мексико. Тя използва 27 телескопа, разположени във формата на буквата "Y", с апертура от 25 м всеки. Съществува и техника, наречена интерферометрия с много дълга базова линия (VLBI), която позволява на астрономите да разрешават изображения с размерите на континенти. Най-големият проект на века в тази област е изграждането на Големия милиметров масив в Атакама (ALMA), който ще използва 66 телескопа, разположени в пустинята Атакама в северната част на Чили.

Наблюдения от космоса
Тъй като наблюденията на Земята са засегнати от отслабване на светлината поради земната атмосфера, наблюденията, извършвани в космоса, са по-успешни. Споменаваме космическия телескоп Хъбъл (HST), който има основно огледало 2, 4, f/24, най-гладкото огледало, конструирано някога. Космическият телескоп Хъбъл е разположен на ниска орбита около Земята и поради липсата на атмосфера може да наблюдава много бледи обекти. Друг космически телескоп е Космическият телескоп на Джеймс Уеб (JWST), който беше изстрелян през 2018 г. Той има основно огледало от 6,5 метра и обикаля около гравитационно стабилна точка на линията на Слънце-Земя, известна като Втора точка на Лагранж (L2). Тук гравитационното привличане, дължащо се както на Слънцето, така и на Земята, балансира центробежната сила на обект, който се движи около Слънцето. Тази точка има специалното свойство, че ако даден обект е поставен тук, той е в равновесие по отношение на системата Слънце-Земя. Втората точка на Лагранж се намира на линията, свързваща Слънцето и Земята, от другата страна на Земята. Така че телескопът, поставен тук, ще получи по-малко топлинно лъчение, което ще подобри инфрачервените наблюдения.