
Il telescopio è uno strumento che raccoglie la luce o altre radiazioni elettromagnetiche provenienti da un oggetto lontano, la concentra in un punto (detto fuoco) e ne produce un'immagine ingrandita.
Sebbene col termine "telescopio" si indichi solitamente il telescopio ottico, operante nelle frequenze della luce visibile, esistono telescopi sensibili anche alle altre frequenze dello spettro elettromagnetico.
Il nome, derivato dal greco τηλε ("tēle") che significa «lontano» e σκοπεῖν ("skopein") ovvero «guardare, vedere»), è una parola d'autore coniata dal matematico greco Giovanni Demisiani (), il 14 aprile 1611, nel banchetto offerto a Roma, dal principe Federico Cesi, in onore della cooptazione di Galileo Galilei nell'Accademia dei Lincei.
La nascita del telescopio rifrattore si può far risalire a Galileo il quale ne mostrò la prima applicazione a Venezia nel 1609. In realtà, le prime lenti furono costruite nel 1607 da ottici olandesi che le applicarono a strumenti rudimentali di pessimo potere risolutivo. Le proprietà delle lenti, nondimeno, erano note da tempo e a Galileo deve farsi risalire il merito del perfezionamento e del primo uso astronomico.
L'atmosfera terrestre assorbe buona parte delle radiazioni elettromagnetiche provenienti dallo spazio, con l'importante eccezione della luce visibile e delle onde radio. Per questa ragione, l'osservazione da terra è limitata all'uso dei telescopi ottici e dei radiotelescopi. I primi sono collocati preferibilmente in luoghi alti o isolati (montagne, deserti, ...), in modo da ridurre l'influenza della turbolenza atmosferica e dell'inquinamento luminoso.
Per l'osservazione nelle rimanenti bande dello spettro elettromagnetico (microonde, infrarosso, ultravioletto, raggi X, raggi gamma), che vengono assorbite dall'atmosfera, si utilizzano quasi esclusivamente telescopi orbitali o collocati su palloni aerostatici ad alta quota.
Inizialmente, il sensore usato nei telescopi era l'occhio umano. In seguito, la lastra fotografica prese il suo posto, e fu introdotto lo spettrografo, permettendo agli astronomi di avere informazioni sullo spettro di una sorgente. Dopo la lastra fotografica, varie generazioni di sensori elettronici come i CCD (e ultimamente in campo astrofilo anche le webcam) sono state perfezionate, ognuna con una crescente sensibilità e risoluzione. I sensori CCD permettono di realizzare strumenti con elevata profondità di campo o con elevata risoluzione a seconda delle necessità dello strumento. Il telescopio Pan-STARRS per esempio essendo stato sviluppato per individuare i potenziali asteroidi in rotta di collisione con la Terra necessita di una elevata risoluzione e quindi utilizza una serie di 60 CCD che generano 1,9 gigapixel per scatto.
I telescopi moderni contengono numerosi strumenti tra cui scegliere quello più adatto: camere per immagini, con diversa risposta spettrale. Spettrografi per varie lunghezze d'onda. Polarimetri, che possono rilevare la direzione della luce polarizzata, eccetera.
I telescopi ottici si dividono principalmente in due classi in base al tipo di elementi ottici utilizzati: i "rifrattori" e i "riflettori".
Esistono tuttavia molti schemi ottici misti che, pur utilizzando come elemento principale uno specchio (specchio primario) e per questo rientrano nei telescopi riflettori, sono dotati di elementi correttivi a lenti.
Le grandi aperture oltre i due metri sono di dominio incontrastato dei telescopi riflettori. Oltre una certa dimensione infatti le lenti diventano talmente costose e pesanti da rendere tecnicamente ed economicamente impraticabile il loro utilizzo.
Il telescopio solare è progettato per lo studio del Sole, di solito a lunghezza d'onda visibile. Viene utilizzato di giorno e per evitare che la grande quantità di luce lo surriscaldi, viene tenuto a vuoto o in elio. A differenza dei telescopi ottici hanno una maggiore distanza focale, uno specchio più piccolo per evitare la diffrazione dell'immagine e spesso sono fissi alla base della struttura, mentre un eliostato dirige la luce verso di essi.
I radio telescopi sono antenne radio che, al pari degli specchi dei telescopi che lavorano in ottico, focalizzano la radiazione amplificandola nel fuoco geometrico dell'antenna (dove è posto il detector) che raccoglie "il segnale radio". Le antenne sono a volte costituite da una griglia di fili conduttori, le cui aperture sono più piccole della lunghezza d'onda osservata.
I radio telescopi sono spesso usati a coppie, o in gruppi più numerosi, per ottenere diametri "virtuali" proporzionali alla distanza tra i telescopi (vedi la voce sull'interferometria). I gruppi più grandi hanno collegato telescopi sui lati opposti della Terra.
I radiotelescopi lavorano sulle frequenze radio degli oggetti celesti, compiendo osservazioni in questo settore dell'astronomia che presenta il vantaggio di non dipendere (come nel settore ottico) né dalle condizioni meteorologiche, né dall'alternanza giorno-notte.
I telescopi per raggi X e raggi gamma hanno altri problemi, principalmente derivanti dal fatto che questi raggi possono attraversare il metallo e il vetro. Usano in genere degli specchi a forma di anello, messi quasi paralleli al fascio di luce incidente, che viene riflessa di pochi gradi: questa caratteristica determina una differenza qualità costruttiva e tecnica del telescopio. Gli specchi sono in genere una sezione di parabola ruotata.
Il telescopio Cerenkov rivela la caratteristica radiazione (Radiazione Čerenkov) emessa da particelle gamma che attraversano l'atmosfera. Queste particelle assorbite dall'alta atmosfera terrestre originano un segnale che è da considerare l'equivalente del "bang" supersonico per le onde sonore, le particelle infatti viaggiano ad una velocità maggiore rispetto a quella della luce (della luce nell'aria, ma comunque a velocità inferiore di quella della luce nel vuoto). Il lampo Čerenkov viaggia nella stessa direzione dello sciame, e può essere rivelato dai telescopi Čerenkov. Esso consta di uno specchio primario e di un secondario dove è posta la strumentazione di rivelazione. Questi telescopi vengono denominati "IACT" (Imaging Air Čerenkov Telescopes). Tra gli esperimenti attualmente in funzione che sfruttano tale tecnica spiccano le collaborazioni MAGIC, HESS, CANGAROO e VERITAS.
L'esigenza di aumentare sempre più le dimensioni dei rivelatori (ottici e radio) e quindi di migliorare la risoluzione delle immagini dei corpi celesti, ha sviluppato un sistema che supera i limiti fisici degli strumenti a disposizione. Questo metodo è quello dell'interferometria. Esso sfrutta la possibilità di integrare i segnali di due strumenti posti ad una certa distanza, di elaborarli e di ottenere un'unica immagine contenente le caratteristiche di entrambi gli strumenti: con il vantaggio di considerare la loro distanza come il diametro dell'obiettivo o del rivelatore.
Il metodo interferometrico viene applicato sia in radioastronomia e quindi sulle lunghezze radio, che in campo ottico. Quest'ultimo è un campo di applicazione più recente, più complesso di quello radio, ma che trova già le prime applicazioni pratiche nei nuovi telescopi.
Per "montatura" di un telescopio s'intende la struttura meccanica che si occupa di "sostenere" la componente strumentale ottica e la relativa strumentazione osservativa: fotometro, spettrografo, CCD ecc.
La montatura ha anche la fondamentale funzione di compensare il moto di rotazione della Terra e dunque il moto apparente degli astri da Est verso Ovest, eseguendo un moto di rotazione in senso opposto a quello apparente del cielo. In questo modo l'oggetto da osservare rimarrà sempre al centro del campo d'osservazione.
Una montatura per essere considerata efficiente deve soddisfare i seguenti requisiti:
Le montature per telescopi si dividono in due categorie principali: montature altazimutali e montature equatoriali.
È la montatura più semplice da costruire, costituita dal moto dei due assi principali azimut ed elevazione. Il telescopio, per mantenere l'oggetto osservato al centro del campo, deve eseguire dei moti nei due assi: l'orizzontale e il verticale. Inoltre è presente un altro inconveniente: la rotazione del campo.
Tutto questo è risolto da un sistema di motori controllati da un computer, il quale provvede a mantenere sempre perfetto il puntamento. Questo tipo di montatura è utilizzato nei telescopi amatoriali più economici oppure per i telescopi professionali di grandi dimensioni, a causa della maggior semplicità e leggerezza della stessa: requisito indispensabile per sostenere specchi del diametro di alcuni metri, sorretti da strutture pesanti diverse tonnellate.
La generazione attuale di telescopi presenta diametri di 8-10 metri, ma sono in progetto telescopi da 30, 50 e anche 100 metri: tutti questi telescopi usano montature altazimutali o, in alcuni casi, montature di derivazione altazimutale.
Esistono diversi tipi di montature equatoriali, accomunati però dalla caratteristica fondamentale di avere uno degli assi di rotazione inclinato in funzione della latitudine del luogo. Questa inclinazione consente (a fronte di un puntamento della montatura rispetto al Polo Nord Celeste) di "inseguire" i corpi celesti mediante un solo movimento, semplificando rispetto ad una montatura altazimutale la modalità di inseguimento. La presenza di un solo moto, infatti, consente anche per i telescopi amatoriali di raggiungere il medesimo scopo, senza dover avere l'ausilio di sofisticata attrezzatura e software di supporto: un semplice motorino con un tempo di rotazione di 24 ore è sufficiente. Il più grande telescopio a montatura equatoriale è il famoso Telescopio Hale presso l'Osservatorio di Monte Palomar, del diametro di 5 metri.
I tipi di montature equatoriali sono:
Queste montature si differenziano in base ad alcune differenze costruttive e tecniche, utilizzabili di volta in volta in base alle esigenze. Questo tipo di montatura è la più diffusa in campo amatoriale, per la sua semplicità costruttiva e per la precisione di inseguimento.
Un tipo particolare di montatura è la montatura detta "alt-alt mount" o, più tecnicamente "altitude-altitude". Essa si colloca a metà strada fra la montatura equatoriale e la montatura altazimutale. Si tratta di una montatura all'inglese modificata la cui "culla" principale (la struttura meccanica ove è alloggiato il telescopio) anziché puntare al Nord celeste, è parallela al suolo. La montatura presenta il vantaggio di "scaricare" le masse al centro ideale gravitazionale dello strumento distribuendole in maniera equivalente su due assi (nella montatura inglese tutto il peso gravita sull'asse che punta al Polo Sud) senza dar luogo alle flessioni tipiche della montatura a forcella.
Per contro si ha, come nella montatura altazimutale, la rotazione di campo che è in funzione sia della declinazione strumentale che della latitudine locale ove si trova lo strumento. Tuttavia, quando lo strumento lavora su oggetti che si trovano in prossimità dell'equatore celeste, la rotazione di campo è pressoché eguale a zero. In via teorica la montatura può non essere allineata, ma un allineamento degli assi Nord-Sud o Est-Ovest è essenziale per ridurre il fenomeno della rotazione di campo sopra accennato.
Le montature per telescopi solari differiscono per vari particolari da quelle costruite per i telescopi destinati all'osservazione della volta celeste. I telescopi solari posseggono focali lunghissime ed è impossibile movimentare un tubo ottico di tali dimensioni; lo specchio inoltre non è parabolizzato, ma sferico. La montatura di un telescopio solare è la parte ottica meccanica che serve ad indirizzare la luce del Sole in un tubo che è o coricato sul terreno, o perpendicolare ad esso, o leggermente inclinato e che presenta dimensioni che variano da 30 metri a qualche centinaio di metri.
Tramite un sistema di specchi si opera il rinvio della sorgente luminosa solare all'interno del tubo ottico ove l'immagine subisce il consueto trattamento: ingrandimento, focalizzazione, osservazione e studio. Lo strumento destinato a raccogliere l'immagine del Sole e ad "indirizzarla" nel tubo ottico prende il nome di eliostato.
L'eliostato è composto da uno specchio piano inclinato equatorialmente che ruota per inseguire il Sole e che dirige l'immagine catturata su di un secondo specchio piano che rinvia l'immagine allo specchio principale sferico, che a sua volta provvede ad amplificarla e focalizzarla nel fuoco geometrico dello specchio principale dove si trova la strumentazione.
A motivo della doppia riflessione lo specchio primario (equatorialmente inclinato) non compie un'intera rotazione su se stesso in 24 ore (circa), bensì in 48 ore (circa). Lo specchio principale va spostato durante i diversi periodi dell'anno a motivo della diversa altezza del Sole sull'orizzonte in inverno, primavera, ed estate.


Un telescopio rifrattore è un telescopio ottico che, mediante l'utilizzo di lenti, sfrutta il fenomeno della rifrazione.
Il più grande rifrattore mai costruito è quello da 49,2 pollici (125 cm) dell'Esposizione universale di Parigi del 1900, ma venne smantellato dopo alcuni anni, senza trovare acquirenti (le lenti e il siderostato sono conservati all'Osservatorio di Parigi), segue il 40 pollici (101,60 cm) dell'Osservatorio Yerkes, costruito alla fine del XIX secolo.
La componente ottica di un telescopio rifrattore è costituita da un tubo lungo sulla cui estremità frontale è disposto un doppietto (due vetri ottici, o lenti, opportunamente lavorati spaziati in aria) chiamato obiettivo, che ha la funzione di raccogliere e di focalizzare la luce.
L'obiettivo svolge sostanzialmente la funzione di prisma: scompone e ricompone la radiazione luminosa in un determinato punto dato dalla lunghezza focale strumentale.
Il tubo ottico, oltre ad assolvere alla funzione di sostegno dell'obiettivo e dell'oculare (o del dispositivo che esamina la radiazione luminosa) evita, dal momento che è chiuso ai due lati, che si verifichi il degrado dell'immagine dovuto ai moti interni dell'aria.
L'oculare è un altro insieme di lenti che serve a rendere accessibile all'occhio tutti i particolari contenuti nell'immagine formata dall'obiettivo.
I rifrattori possono essere di tipo acromatico, semi-apocromatico o apocromatico in funzione della capacità di focalizzare nello stesso punto la luce di diversi colori.
I rifrattori dal costo maggiore sono senza dubbio i cosiddetti apocromatici, strumenti studiati in modo da ridurre praticamente in modo completo l'aberrazione cromatica, tipica degli strumenti a lenti. Per raggiungere questa eccellenza nelle immagini si utilizzano sistemi ottici a bassa dispersione come lenti alla fluorite minerale o sintetica. 
Questo tipo di aberrazione si manifesta con la comparsa di aloni colorati sui bordi dei soggetti osservati, ed è più evidente nei rifrattori dal basso costo o non perfettamente corretti.
Un tipo particolare di rifrattore è il coronografo, per osservare la corona solare.
Rifrattori che presentano una buona qualità delle ottiche forniscono immagini luminose e molto contrastate. D'altro canto però questi strumenti presentano generalmente piccole aperture rispetto al costo di costruzione e questo li limita "pesantemente" nell'osservazione di tutti quelli che sono gli oggetti deboli (come nebulose o galassie).
All'aumentare delle dimensioni del telescopio il peso e il costo delle lenti rendono impraticabile la costruzione di grandi telescopi di questo tipo.
Nell'uso amatoriale, il telescopio a lenti trova le migliori applicazioni nella osservazione dei pianeti.
Nei rifrattori le immagini astronomiche posseggono una grandissima nitidezza, per questa ragione essi sono generalmente preferiti dagli astrofili che osservano gli sfuggenti particolari dei pianeti, spesso poco contrastati. Tuttavia a causa degli alti costi di produzione, per un astrofilo è possibile comprare un riflettore significativamente più grande a parità di costo e quindi dotato nel complesso di maggiore potere risolutivo. Proprio a causa delle difficoltà costruttive, i telescopi ad uso amatoriale in commercio difficilmente superano il diametro di 10–15 cm.
In caso di osservazioni terrestri si antepone spesso -prima dell'oculare- un prisma raddrizzatore ad angolo retto.
