Оптический телескоп – инструмент, для сбора и фокусировки электромагнитного излучения оптического диапазона.  Телескоп увеличивает блеск и видимый угловой размер наблюдаемого объекта. Проще говоря, телескоп позволяет изучить более мелкие детали объекта наблюдения, за счет увеличения количества приходящего света. В телескоп можно наблюдать глазом (визуальные наблюдения), а так же можно получать фотографии или видео. Для определения характеристик телескопа основными параметрами являются - диаметр (апертура) и фокусное расстояние объектива, а также фокусное расстояние и поле зрения окуляра. Телескоп устанавливают на монтировку, что позволяет сделать процесс наблюдения более комфортным. Монтировка дает возможность упростить процесс наведения и слежения за объектом наблюдения.

 

 - Линзовые (рефракторы или диоптрические) — в качестве объектива используется линза или система линз.
 - Зеркальные (рефлекторы или катаптрические) — в качестве объектива используется вогнутое зеркало.
 - Зеркально-линзовые телескопы (катадиоптрические) — в качестве объектива используется сферическое зеркало, а линза, система линз или мениск служит для компенсации аберраций.

 

Первым астрономом, которому удалось построить телескоп, был итальянец Галилео Галилей. Созданный телескоп был скромных размеров, длина трубы 1245 мм, диаметр объектива 53 мм, окуляр 25 диоптрий. Его оптическая схема была не совершенна, и увеличение составляло всего 30 крат. Но при всех своих недостатках, имея более чем скромные размеры, телескоп позволил совершить ряд замечательных открытий: кратеры и горы на Луне, четыре спутника Юпитера, пятна на Солнце, смена фаз Венеры, странные «придатки» у Сатурна (кольцо Сатурна, которое впоследствии открыл и описал Гюйгенс), сияние в Млечном пути состоит из звезд.

Портрет Галилея, разбитый объектив от первого телескопа в центре виньетки и его телескопы на музейной подставке, хранящиеся в Музее истории науки (Флоренция) .

 

 

В 1609 году итальянец Галилео Галилей построил первый телескоп. У него объективом явлась одна собирающая линза, а окуляром служила рассеивающая линза, в результате чего изображение получалось не перевернутым (Земным). Основными недостатками такой оптической схемы являются очень сильная хроматическая аберрация и малое поле зрения. До сих пор такую схему все еще используют в театральных биноклях и любительских телескопах собственного изготовления.

 

В 1611 году немецкий астроном Иоганн Кеплер усовершенствовал телескоп Галилея. Он заменил в окуляре рассеивающую линзу собирающей. Его изменения позволили увеличить поле зрения и вынос зрачка. Такая оптическая схема даёт перевернутое действительное изображение. По сути, все последующие телескопы-рефракторы являются трубами Кеплера. К недостаткам системы относится сильная хроматическая аберрация, которую до создания ахроматического объектива устраняли путём уменьшения относительного отверстия телескопа.

 

В 1667 году английский астроном Исаак Ньютон предложил схему, в которой свет падает на главное зеркало, а затем плоское диагональное зеркало, расположенное вблизи фокуса, отклоняет пучок света за пределы трубы. Главное зеркало имеет параболическую форму, а в случае, когда относительное отверстие не слишком большое, форма зеркала  сферическая.

 

В 1663 году шотландский астроном  Джеймс Грегори в книге Optica Promota предложил следующую схему. Вогнутое параболическое главное зеркало отражает свет на вогнутое эллиптическое вторичное зеркало, после чего свет, проходя через отверстие в главном зеркале, попадает на окуляр. Расстояние между зеркалами больше фокусного расстояния главного зеркала, поэтому изображение получается прямое (в отличие от перевёрнутого в телескопе Ньютона). Вторичное зеркало обеспечивает относительно большое увеличение благодаря удлинению фокусного расстояния.

 

В 1672 году француз Лоран Кассегрен предложил схему двухзеркального объектива телескопа. Вогнутое главное зеркало (в оригинале параболическое) отражает свет на выпуклое, гиперболическое вторичное зеркало меньшего размера, затем свет попадает в окуляр. По классификации Максутова схема относится к так называемым предфокальным удлиняющим — то есть вторичное зеркало расположено между главным зеркалом и его фокусом и полное фокусное расстояние объектива больше, чем у главного. Объектив при том же диаметре и фокусном расстоянии имеет почти вдвое меньшую длину трубы и несколько меньшее экранирование, чем у Грегори. Система неапланатична, то есть несвободна от аберрации комы. Имеет много как зеркальных модификаций, включая апланатичный Ричи-Кретьен, со сферической формой поверхности вторичного (Долл-Кирхем) или первичного зеркала, так и зеркально-линзовых.

 

В 1941 году советский ученый, оптик Д. Д. Максутов нашёл, что сферическую аберрацию сферического зеркала можно компенсировать мениском большой кривизны. Найдя удачное расстояние между мениском и зеркалом, Максутов сумел избавиться от комы и астигматизма. Кривизну поля, как и в камере Шмидта, можно устранить, установив вблизи фокальной плоскости плоско-выпуклую линзу — так называемую линзу Пиацци-Смита. Модифицировав систему Кассегрена Максутов создал, одну из самых распространённых систем в астрономии.

 

В  начале 1910-х годов американский и французский астрономы Джордж Ричи и Анри Кретьен изобрели оптическую схему телескопа-рефрактора, разновидность системы Кассегрена. Особенность системы Ричи — Кретьена, отличающая её от большинства других вариантов системы Кассегрена — отсутствие комы третьего порядка и сферической аберрации. С другой стороны, велик высокоугловой астигматизм и кривизна поля; последнее, впрочем, исправляется простым двухлинзовым корректором поля. Как и прочие кассегрены, имеет короткий корпус, вторичное зеркало, которое в случае системы Ричи — Кретьена является гиперболическим и препятствует появлению комы и способствует широкому полю. Данная схема является самой распространенной в научных телескопах. Наиболее известным телескопом, использующим схему Ричи-Кретьена, является Космический телескоп «Хаббл».

С момента создания первого телескопа в 1611 году астрономы делали открытия, наблюдая визуально. С прогрессом в науке прогрессировали и методы наблюдения. После 1920 года приемником изображения стали фотопластинки. Глаз хоть и является самым сложным органом, но по чувствительности он значительно уступает фотопластинкам.

Следующим прорывом стало создание ПЗС-матрицы после 1980 года. По чувствительности они значительно превосходили фотопластинки, и были гораздо удобнее в использовании. Во всех современных телескопах приемниками изображения являются ПЗС матрицы. ПЗС матрица или CCD-матрица специализированная аналоговая интегральная микросхема, состоящая из светочувствительных фотодиодов, выполненная на основе кремния, использующая технологию ПЗС — приборов с зарядовой связью. Полученные изображения обрабатываются в цифровом виде на компьютере. Для получения четких снимков без цифровых шумов матрицу охлаждают до –130°С.

 

На территории России самым большим телескопом является БТА («большой телескоп азимутальный»).

Главное зеркало (ГЗ) имеет форму параболоида вращения и фокусное расстояние 24 м. Диаметр зеркала - 605 см. Масса главного зеркала 42 тонны. Масса телескопа 850 тонн. Высота телескопа 42 м. Высота башни 53 м.  Диаметр кабины первичного фокуса - 2 м. Здесь находятся сменные оптические приборы, а также приводной механизм для передвижений линзового корректора и гиперболического вторичного зеркала. Лабораторные тесты показывают, что 90% энергии сконцентрированы в кружке диаметром 0.8". Диаметр изображения определяется микроклиматом в помещении башни, а также температурой зеркала. При благоприятных условиях (малое температурное отличие между ГЗ, воздухом в подкупольном помещении и рядом с башней), размер звездных изображений ограничен атмосферной турбуленцией. Оптическая схема БТА обеспечивает выполнение наблюдений в первичном фокусе (светосила f/4) и в двух фокусах Несмита (светосила f/30). Время перестройки оптической схемы составляет около 3-4 минут, что делает возможным выполнение в течение одной ночи наблюдений с помощью аппаратуры, установленной в разных фокусах телескопа.

 

На данный момент самым крупным телескопом из построенных является Very Large Telescope VLT (очень большой телескоп).

Комплекс телескопов был построен Европейской Южной Обсерваторией (ESO). Это комплекс из четырёх отдельных 8,2-метровых и четырёх вспомогательных 1,8-м оптических телескопов, объединённых в одну систему. Комплекс расположен в Республике Чили на горе Серро Параналь, высотой 2635 метров над уровнем моря. Основные 8.2 метровые телескопы размещены в компактных терморегулируемых башнях, которые вращаются синхронно с самими телескопами. Такая схема минимизирует любые искажающие влияния внешних условий при наблюдениях, например, оптические искажения, вносимые турбулентностью воздуха в трубе телескопа, которые обычно появляются из-за изменений температуры и ветра. Первый из Основных Телескопов, Анту, начал регулярные научные наблюдения 1 апреля 1999 г. В настоящее время функционируют все четыре Основных и все четыре Вспомогательных Телескопа. Башни Основных Телескопов VLT: высота 2850 см, диаметр 2900 см. Хотя четыре 8.2 метровые Основных Телескопа могут использоваться в комбинации, образуя VLTI, они преимущественно используются для индивидуальных наблюдений; в интерферометрическом режиме они работают лишь ограниченное число ночей в году. Но благодаря четырем специализированным Вспомогательным Телескопам (AT) меньшего размера, VLTI может функционировать каждую ночь.

Очень большой телескоп оснащен большим арсеналом приемников изображений, что позволяет ему проводить наблюдения волн разного диапазона — от ближнего ультрафиолетового до среднего инфракрасного. Система адаптивной оптики, установленная на телескопе, практически полностью исключает влияние турбулентной атмосферы в инфракрасном диапазоне. Полученные изображения в этом диапазоне получаются более четкими, чем полученные телескопом Хаббла.