Телескоп

Перші прототипи були створені незалежно один від одного у 1608 році трьома винахідниками: Гансом Ліпперсгеєм, Захарієм Янсеном та Якобом Метьюсом^[en]. Конструкція перших телескопів була значно вдосконалена Галілео Галілеєм у 1609 році.

Термін «телескоп» вживається не тільки для позначення оптичних телескопів. Низка астрономічних приладів для спостережень у діапазонах електромагнітних хвиль, невидимих для людського ока (гамма, рентгенівському, ультрафіолетововому, інфрачервоному та радіодіапазоні) також називаються телескопами. Телескопи розрізняють за діапазоном довжин хвиль, типом конструкції (телескопи у видимому світлі - за оптичною схемою), методом монтування та місцем розташування.

Оптичні телескопи були створені першими і за понад 400 років було створено безліч оптичних схем та їх модифікацій. Деякі з них використовують систему лінз, інші - систему дзеркал, а частина є комбінованими та містить оптичну схему, що складається з комбінації дзеркал та лінз.

Спостереження за допомогою телескопів XVI, XVII, XVIII століть були виключно візуальними, оскільки всі інші методи реєстрації зібраного телескопом світла на той момент ще не були винайдені. Наприкінці XIX століття з розповсюдженням фотографії почали використовуватися фотопластинки, які були розповсюдженим інструментом до 1990-х років. Потужний поштовх до розвитку нових типів телескопів відбувся з середини 20 століття з винайденням напівпровідникових матеріалів, які призвели до створення ПЗЗ-камер. Також, починаючи з 1960-х років, почалися запуски телескопів на навколоземну орбіту, завдяки чому виник окремий клас космічних телескопів.

Станом на 2024 рік найбільшим дзеркальним телескопом є 10.4-метровий Великий телескоп Канарських островів, а найбільшим лінзовим - 102-сантиметровий рефрактор в Єкрській обсерваторії.

Основне призначення будь-якого оптичного телескопа, незалежно від конструкції - збирати світло від віддаленмх об'єктів. Світло фокусується за допомогою системи дзеркал або лінз та потрапляє до детектора - людського ока, фотопластинки, ПЗЗ-камери, спектрографа тощо.

Основною оптичною складовою телескопа є об'єктив, який збирає світло й будує зображення об'єкта або ділянки неба. Об'єктив з'єднується з іншими частинами телескопу за допомогою корпусу. Механічна конструкція, яка підтримує корпус й забезпечує його поворот в двох площинах для наведення на певну ділянку неба, називається монтуванням. Якщо приймачем світла є око (під час візуальних спостережень), то обов'язково потрібен окуляр, через який розглядається зображення, побудоване об'єктивом. Для фотографічних, фотоелектричних, спектральних спостережень окуляр не потрібен. Фотографічну пластинку, вхідну діафрагму електрофотометру, щілину спектрографа та ін. встановлюють безпосередньо поблизу фокальної площини телескопа.

Термін «телескоп» придумав грецький поет-богослов Джованні Демісіані на бенкеті, що відбувся 14 квітня 1611 р. Слово було створено шляхом об'єднання грецького tele = «далеко» і skopein = «подивитися»; тобто teleskopos дослівно означає «далекоглядний».

Водночас, Галілео Галілей, один з першовинахідників телескопу, використовував не грецький, а латинський термін perspicillum.

Серед архаїзмів української мови є далекогля́д, далековид.

XVII—XIX століття

 

Найперші відомі робочі телескопи з'явилися 1608 року; їх створення приписують Гансу Ліпперсгею, він же першим подав заявку на патент винаходу телескопа. Серед багатьох інших, які стверджували, що винайшли телескоп, були Захарій Янсен — голландський окулярний майстер із Мідделбургу, і Якоб Метьюс^[en] з Алкмару. Конструкція цих ранніх рефракторів складалася з опуклої лінзи об'єктива й увігнутого окуляра. Галілео Галілей використовував цю конструкцію в наступному році. У 1611 році Йоганн Кеплер описав, як можна було б зробити телескоп з опуклою лінзою об'єктива і опуклою лінзою окуляра, а в 1655 році астрономи, включно з Християном Гюйгенсом, будували потужні, але неповороткі телескопи Кеплера зі з'єднаними окулярами.

Ісааку Ньютону приписують будівництво першого «практичного» рефлектора в 1668 році. Він складався з увігнутого дзеркала об'єктива та невеликого плоского діагонального дзеркала для відбиття світла в окуляр, встановлений з боку телескопа. Лоран Кассегрен у 1672 році описав конструкцію рефлектора з невеликим опуклим вторинним дзеркалом для відбиття світла через центральний отвір у головному дзеркалі. Ахроматичні лінзи, які значно знижували колірні аберації в об'єктиві, дозволили зробити телескоп меншим і функціональнішим. Такий телескоп з'явився в 1733 році; його створив Честер Мур Голл, але не оприлюднив. Джон Доллонд дізнався про винахід Голла та почав виготовляти телескопи і використовувати їх у комерційних цілях з 1758 року.

Важливими подіями в історії рефлекторних телескопів було створення Джоном Гедлі великих параболічних дзеркал у 1721 році; процес сріблення дзеркал, який запровадив Леон Фуко в 1857 році; прийняття довгострокового алюмінізованого покриття на дзеркала рефлекторів у 1932 році.

До кінця XIX століття основною метою телескопічних спостережень було вивчення видимих положень небесних світил. Важливу роль відігравали спостереження комет і деталей на планетних дисках. Усі ці спостереження здійснювалися візуально, і рефрактор із дволінзовим об'єктивом задовольняв потреби астрономів.

XX та XXI століття

 

Починаючи з кінця XIX ст. і особливо у XX ст. характер астрономічної науки зазнав суттєвих змін. Більшість досліджень зсунулася в галузь астрофізики й зоряної астрономії. Основним предметом дослідження стали фізичні характеристики Сонця, планет, зір, зоряних систем. З'явилися нові приймачі випромінювання — фотографічна пластинка і фотоелемент. Почала широко застосовуватися спектроскопія. Були відкриті нові діапазони електромагнітного спектру. Як наслідок, з'явилися нові типи телескопів.

Зокрема, було виявлено, що окрім наявності хроматичних аберацій, лінзи в телескопах-рефракторах поглинають ультрафіолетове та інфрачервоне випромінювання. Фотографічні емульсії та фотоелементи чутливі в ширшій області спектру, ніж око, і тому хроматична аберація під час роботи з цими приймачами позначається сильніше. Як наслідок, набули розповсюдження телескопи-рефлектори, де замість лінз використовується система дзеркал.

Дзеркала рефлекторів у XVIII — XIX століттях робили металевими зі спеціального сплаву, проте згодом із технологічних причин оптики перейшли на скляні дзеркала, які після механічної обробки вкривають тонкою плівкою металу, що має великий коефіцієнт відбивання (найчастіше — алюмінієм), шляхом напилення в спеціальній камері.

Епоха радіотелескопів (разом з радіоастрономією) зародилася з випадкового відкриття Карлом Янським космічного радіовипромінювання у 1931 році. У 20 столітті було розроблено багато видів телескопів у широкому діапазоні довжин хвиль — від радіо до гамма-променів. Оскільки земна атмосфера не є прозорою для гамма, рентгенівського та ультрафіолетового випромінювання, телескопи, що працюють у цих діапазонах, є виключно космічними, а перші з них були запушені на навколоземну орбіту в 1965, 1970 та 1968 роках відповідно.

Типи телескопів розрізняють за характеристиками, що наведені нижче.

За типом оптичної системи:

1. Рефлектор (дзеркальний)
2. Рефрактор (лінзовий)
3. Комбінований

За діапазоном довжин хвиль:

1. Оптичний
2. Інфрачервоний
3. Субміліметровий
4. Мікрохвильовий
5. Радіотелескоп
6. Ультрафіолетовий
7. Рентгенівський
8. Гамма-телескоп

За місцем розташування:

1. Наземні
2. Повітряні
3. Космічні

Дзеркальні телескопи (рефлектори)

 

Об'єктив рефлектора являє собою сферичне, параболічне або навіть гіперболічне первинне дзеркало, поверхня якого визначає світлосилу телескопа. Зображення предмета відбивається так званим вторинним дзеркалом, а потім спостерігається через окуляр.

Основні переваги рефлекторів — відсутність хроматичної аберації, простіше виготовлення великих дзеркал і зручніше розташування труби. Це пояснюється тим, що світло відбивається в них дзеркалами, тому труба теоретично має лише половину довжини, а важке дзеркало розміщене з боку спостерігача, а не на зовнішньому кінці труби, як лінза рефрактора. Окрім того, велике дзеркало рефлектора виготовити значно легше, ніж дволінзовий ахромат: потрібно обробити з оптичною точністю одну поверхню дзеркала (замість чотирьох поверхонь лінз). Також дзеркало можна зробити порожнистим, що значно зменшує його масу і тим самим забезпечує можливість створення значно більшого за розміром телескопу. Усе це призвело до того, що рефлектор став основним інструментом астрофізики.

Первинне дзеркало параболічної форми має порівняно малу площу та велику фокусну відстань. Поверхня сферичної форми забезпечує достатнє наближення зображення, хоча його якість дещо нижча. Проте сферичне дзеркало має перевагу з точки зору більш простих вимог при його створенні, а отже, нижчих виробничих витрат.

Проте сферичне дзеркало не збирає паралельний пучок променів в одну точку, воно дає у фокусі дещо розмите зображення. Це викривлення називається сферичною аберацією. Якщо дзеркалу надати форму параболоїда обертання, то сферична аберація зникає. Паралельний пучок, спрямований на такий параболоїд уздовж його осі, збирається у фокусі практично без викривлень (якщо не брати до уваги неминучого розмиття через дифракцію). Тому сучасні рефлектори мають дзеркала параболоїдальної (параболічної) форми.

Телескоп Кассегрена

 

Телескоп Кассегрена — це різновид дзеркального телескопа, розробленого французьким астрономом Лораном Кассегреном у 1672 році. Цей тип телескопа є модифікацією телескопа Ньютона і має особливості, які дають змогу усунути деякі відомі аберації (викривлення) оптичних систем, що робить його особливо корисним для астрономії. У рефлекторі Кассегрена паралельні промені світла, що потрапляють у телескоп, відбиваються від великого увігнутого дзеркала в напрямку до фокусної точки цього дзеркала, яка називається головним фокусом телескопа. Перш ніж потрапити в головний фокус, промені світла знову відбиваються від маленького опуклого гіперболічного дзеркала, яке фокусує їх біля маленького отвору в центрі головного дзеркала; саме тому основне дзеркало повинно мати отвір посередині. Телескоп Ньютона

 

На відміну від конструкції Кассегрена, ньютонівський телескоп використовує плоске вторинне дзеркало, яке відбиває промені в окуляр збоку від приладу.

Телескоп складається з труби, у якій розміщено головне та вторинне дзеркала. Первинне дзеркало має параболічну^[en] форму і розміщене в нижній частині труби. Воно приймає вхідне світло і відбиває його у свою точку фокусування, де розміщено невелике вторинне дзеркало, яке відбиває промені в окуляр. Оптична система з двох дзеркал та окуляра переміщає точку фокусування за бічну поверхню труби телескопа, звідки спостерігати за зображенням набагато зручніше. У такій системі зображення є переверненим, але для більшості астрономічних спостережень це не має значення. Однак, окуляр можна доповнити призмами, які розвертають зображення.

Телескоп Грегорі

Оптична схема Грерогі була опублікована в 1663 році, за 5 років до рефлектора Ньютона. Однак сам Джеймс Грегорі не створив робочого прототипу за своїми кресленнями, бо не мав ані практичних навичок, а ні знайомих оптиків. Це зробив Роберт Гук в 1673 році.

Тридзеркальний анастигмат

Складніша оптична схема, що містить одразу 3 дзеркала — два увігнуті й одне опукле. Ця схема дозволяє мінімізувати три основні оптичні аберації — сферичну аберацію, кому та астигматизм. Таку оптичну схему застосовано в космічних телескопах Джеймс Вебб, Евклід, телескоп Ненсі Грейс Роман. Станом на 2024 рік тривало будівництво великих наземних телескопів за цією схемою — Надзвичайно великий телескоп, Великий синоптичний оглядовий телескоп.

Інші оптичні схеми

Існує ще декілька інших оптичних схем для телескопів-рефлекторів, зокрема Гершеля (Ломоносова), Річі—Кретьєна, Шварцшильда. Окремим типом є рідкодзеркальний телескоп, в якому параболічне дзеркало формується за рахунок швидкого обертання циліндричної осудини з ртуттю.

Лінзові телескопи (рефрактори)

Рефрактор (від англ. refraction - заломлення світла) — це телескоп, об'єктив якого складається з лінзи або системи лінз, що заломлюють світло та .

Оскільки кут заломлення світла в лінзі залежить від довжини хвилі (це явище має назву дисперсія світла), тому недоліком рефракторів є хроматичні аберації (дефекти кольору). Однак їх можна скоригувати за допомогою додаткових систем лінз, таких як ахромати чи апохромати.

Апертура об'єктива визначає світлосилу телескопа, фокусну відстань максимально можливого збільшення. Кутове збільшення рефрактора ${\displaystyle \gamma }$  задано формулою:

${\displaystyle \gamma ={\frac {f}{f_{0}}}}$ ,

де ${\displaystyle f}$  — фокусна відстань об'єктива, ${\displaystyle f_{0}}$  — фокусна відстань окуляра. Отже, об'єктив рефратора повинен мати більшу фокусну відстань, ніж окуляр.

 

Телескоп Кеплера

Прикладом конструкції рефрактора є телескоп Кеплера. Цей телескоп складається з двох комплектів сполучених лінз, які мають спільну оптичну вісь. Фокуси об'єктива та окуляра мають перебувати в одній точці.

Зображення дуже віддаленого об'єкта, сформоване об'єктивом, є реальним, зменшеним і переверненим. Це зображення потім спостерігається через окуляр. Перевернене зображення є недоліком цього типу телескопа, але не принциповим для астрономічних спостережень. Якщо перевернуте зображення небажано, застосовується модифікація телескопа, яка називається тригранником. У триграннику зображення перевертається за допомогою набору з чотирьох плоских дзеркал, які зазвичай утворюють стінки двох скляних призм.

 

Телескоп Галілея

Дещо інший принцип використовується у так званому телескопі Галілея. Фокус зображення об'єктива в цьому типі телескопа зливається з фокусом зображення окуляра. Цей тип конструкції (в мініатюрному варіанті) використовується, наприклад, в театральному біноклі, яке забезпечує приблизно чотирикратне збільшення.

Безкорпусні телескопи

Безкорпусний телескоп — це тип рефракторного телескопа з дуже великою фокусною відстанню, у якому окуляр та об'єктив не кріпляться до суцільного твердого корпусу. Замість цього об'єктив встановлювали на стовп, вежу чи іншу конструкцію на кульовий шарнір, що обертається. Астроном стояв на землі і тримав окуляр, який з'єднувався з об'єктивом з допомогою мотузки або дроту. Натягнувши мотузку і переміщуючи окуляр, астроном міг навести телескоп на об'єкт у небі.

У 1675 році Християн Гюйгенс і його брат Константин Гюйгенс-молодший вирішили застосувати об'єктиви з дуже великою фокусною відстанню, повністю відмовившись від зовнішньої труби, яка служила для захисту об'єктива від зовнішніх впливів, таких як світло, вологість і бруд. У безкорпусному телескопі Гюйгенса об'єктив встановлювався всередині залізного кільця, розташованого на кульовому шарнірі для забезпечення можливості обертання. Потім цю конструкцію встановлювали на вежу чи будівлю. Окуляр зазвичай тримав у руці астроном, який задля стійкості спирав свої лікті на дерев'яну опору. Об'єктив і окуляр фіксувалися на одній лінії за допомогою натягнутої з'єднувальної мотузки (дроту). Християн Гюйгенс у 1684 році опублікував опис безкорпусного телескопа у своїй книзі «Astroscopia Compendiaria», і цей винахід приписували йому і його братові Константину, хоча подібні конструкції застосовував Адрієн Озу; також ідею іноді приписують Крістоферу Рену.

Декілька великих відкриттів було зроблено саме за допомогою безкорпусних телескопів. У 1684 році астроном Джованні Доменіко Кассіні використав один із своїх безкорпусних телескопів, який він встановив на території Паризької обсерваторії, щоб знайти Діону і Тефію, два супутники Сатурна. У 1722 році Джеймс Бредлі виміряв діаметр Венери за допомогою безкорпусного телескопа, фокусна відстань якого становила 212 футів (65 м). У 1726 році Франческо Б'янкіні^[it] намагався створити карту поверхні Венери і визначити період її обертання за допомогою безкорпусного телескопа з діаметром об'єктива 2,6 дюйма (66 мм) і фокусною відстанню 100 футів (30,5 метрів).

Безкорпусні телескопи швидко втратили свою популярність. На початку 18 століття їх замінили телескопи-рефлектори завдяки своїй компактній конструкції та якіснішому зображенню. Остаточна відмова від цих телескопів відбулася наприкінці 1750-х років, коли стався прорив у виробництві лінз, який дозволив створювати лінзи з короткою фокусною відстанню, таким чином потіснивши винаходи Гюйгенса. Безкорпусні телескопи швидко припинили використовувати через складність роботи з ними.

У травні 2014 року в Лейденській обсерваторії в Лейдені була представлена робоча копія безкорпусного телескопа Гюйгенса. Його замовив Ганс де Рейк, голландський популяризатор науки. Телескоп представили під час першої щорічної весняної лекції Kaiser Lente Lezingen — місцевих лекцій з астрономії. На відміну від оригінальних телескопів, цей має лише 4-метрову фокусну відстань, що значно полегшує роботу з ним

Комбіновані типи

Телескоп Шмідта — Кассегрена

 

Має передню коригувальну пластину (меніск) дуже складної форми в площині вторинного дзеркала (по суті тороїдальний дифузор, кругла центральна частина плоска для розміщення вторинного дзеркала), яка виправляє різні дефекти телескопа. Пластина розташована навпроти головного дзеркала, тому промені спочатку проходять крізь неї, а лише потім потрапляють на головне дзеркало. Завдяки складній формі меніск тонший за систему Максутова—Кассегрена.

Телескоп Максутова — Кассегрена

 

Історично спадкоємець телескопа Шмідта-Кассегрена. Для спрощення оптичні поверхні коригуючої пластини (меніска перед основним дзеркалом) мають сферичну форму, тому їх відносно легко виготовити. Головне дзеркало також сферичне. У результаті виходить відносно дешева продукція. Систему Максутова — Кассегрена можна застосовувати для фотографування великих ділянок неба, і вона дуже популярна серед астрономів-аматорів через свою простоту. Цей тип також придатний для наземного спостереження. Система обмежена саме масивністю меніска, тому телескопи, як правило, мають відносно менші діаметри і, отже, мають меншу проникну здатність.

Телескоп Шмідта — Ньютона

Має в площині вторинного дзеркала фронтальну коригуючу пластину (меніск) дуже складної форми — таку ж, як і в системі Шмідта — Кассегрена, — із подібними функціями: мінімізувати деякі аберації, пов'язані зі стандартним ньютонівським об'єктивом. До того ж, конструкція мінімізує кому, яка є аберацією, властивою ньютонівській схемі, що робить її ідеальною для фотографії глибокого неба. Коректорна лінза має тонку конструкцію і дозволяє телескопу вирівнювати температуру навколишнього середовища швидше, ніж коректор меніска в системі Максутова — Ньютона. Вторинне дзеркало перебуває в одній структурній одиниці з меніском, але відхиляє промінь із труби перпендикулярно осі об'єкта, як класичний ньютонівський телескоп. Телескоп Шмідта—Ньютона має головне дзеркало без отвору, що спрощує його конструкцію. Однак це призводить до того, що головна труба майже вдвічі довша порівняно з оптичною довжиною (фокусною відстанню).

Телескоп Клевцова

Має коригувальний елемент, розташований перед вторинним дзеркалом. Вторинне дзеркало конструктивно становить одне ціле з коригуючим меніском. Меніск має форму кільцевої лінзи з центральним отвором, через який проходить промінь від другого дзеркала до окуляра. Промінь проходить через активну частину меніска, перш ніж впасти на вторинне дзеркало.

Телескоп Річі — Кретьєна

Телескоп Річі — Кретьєна структурно подібний до телескопа Кассегрена, але в ньому застосовано більш плоске гіперболічне дзеркало як первинна поверхня та гіперболічне з великим вигином як вторинне дзеркало. Це виправляє значну частину дефектів параболічних відбивачів, один з яких називається комою, і видаляє вставлений меніск. Крім того, у фокусі має бути коригувальний елемент. Однак система вимоглива до виготовлення. Схема Річі — Кретьєна станом на початок 21 століття застосовується в більшості великих телескопів, включаючи космічний телескоп Габбл (він також мав проблеми з виробництвом, коли основне дзеркало було неточно відшліфовано, що унеможливлювало більшість вимірювань, особливо спочатку). Майбутні найбільші наземні оптичні прилади також використовуватимуть цю систему.

Система Куде

Не вид телескопа, а система коригування шляху променя після проходження через вторинне дзеркало — найчастіше говорять про фокус Куде конкретного телескопа. Великі телескопи можуть мати кілька доступних точок фокусування залежно від того, які космічні об'єкти спостерігають та що вимірюють (сфотографувати їх, отримати спектр тощо). Розміщуючи додаткові дзеркала, система Coudé спрямовує промені до фіксованої точки фокусу на полярній осі кріплення телескопа.

Система Несміта

Конструкційно подібна до системи Кассегрена, однак містить діагональне дзеркало, яке виводить пучок світла за межі корпусу телескопу. Така система дозволяє зробити нерухомими деякі елементи телескопу при зміні осі схилень.

Усі небесні об'єкти з температурою вище абсолютного нуля випромінюють певний спектр електромагнітного випромінювання. Для вивчення Всесвіту вчені використовують кілька різних типів телескопів для виявлення цих різних типів випромінювання в електромагнітному спектрі.

Рентгенівський та гамма-телескопи

 

 

Рентгенівські та гамма-телескопи з більшою енергією утримуються від повного фокусування та використовують маски з кодованою апертурою: візерунки тіні, яку створює маска, можна реконструювати для формування зображення.

Рентгенівські та гамма-телескопи зазвичай встановлюються на високолітаючих повітряних кулях або супутниках, що обертаються навколо Землі, оскільки земна атмосфера непрозора для цієї частини електромагнітного спектру. Прикладом цього типу телескопа є космічний гамма-телескоп Фермі, який був запущений у червні 2008 року.

Виявлення гамма-променів дуже високої енергії з меншою довжиною хвилі та вищою частотою, ніж звичайні гамма-промені, потребує подальшої спеціалізації. Прикладом такого типу обсерваторії є наземний телескоп VERITAS.

Рентгенівські промені набагато важче зібрати та сфокусувати, ніж електромагнітне випромінювання з більшою довжиною хвилі. Рентгенівські телескопи можуть застосовувати дзеркала косого падіння, такі як телескопи Вольтера, що складаються з кільцеподібних «близьких» дзеркал із важких металів. Вони здатні відбивати лише промені, що близькі до дотичних. Дзеркала зазвичай являють собою перетин повернутої параболи та гіперболи або еліпса. У 1952 році Ганс Вольтер описав 3 схеми телескопів із застосуванням таких дзеркал. Прикладами космічних обсерваторій, які застосовують цей тип телескопа, є обсерваторія Ейнштейна^[en], ROSAT і рентгенівська обсерваторія Чандра. У 2012 році було запущено рентгенівський телескоп NuSTAR, у якому застосовано оптичну схему Вольтера на кінці довгої щогли, що розгортається, щоб забезпечити фокусування фотонів з енергією 79 кеВ.

Ультрафіолетовий

Ультрафіолетовий телескоп — телескоп, який використовується для дослідження ультрафіолетової частини електромагнітного спектра, між частиною, що сприймається як видиме світло, і частиною, зайнятою рентгенівськими променями. Ультрафіолетове випромінювання має довжину хвиль від 10 до 400 нм. Стратосферний озоновий шар Землі поглинає всі хвилі, коротші за 300 нм. Оскільки він лежить на висоті 20—40 км над рівнем моря, астрономи змушені вдаватися до ракет і супутників, щоб проводити спостереження з висоти.

Оптичний

 

Оптичні телескопи є основним інструментом для астрономічних досліджень та дозволяють вивчати небесні об'єкти, використовуючи оптичні принципи для збору та фокусування світла з космосу.

Конструктивно оптичний телескоп являє собою трубу (суцільну, каркасну або фермову), встановлену на монтуванні. Основна схема полягає в тому, що первинний світлозбірний елемент — об'єктив — фокусує світло від віддаленого об'єкта у фокальній площині, де воно формує реальне зображення. Це зображення можна переглянути через окуляр, який діє як збільшувальне скло. Оптична система телескопа складається з декількох оптичних елементів (лінз, дзеркал).

Телескопи, побудовані на основі лінзової оптичної системи (діоптричної), називають рефракторами. Телескопи, у яких застосовують дзеркала (катоптрики), називають рефлекторами. Телескопи, що мають змішану оптичну систему (дзеркально-лінзову) називають катадіоптричними.

Першим оптичним приладом для астрономічних спостережень був телескоп-рефрактор який винайшли Ганс Ліппершей і Захаріас Янссен із Мідделбурга, а також оптик Якоб Метіус з Алкмару у 1608 р. у подальшому його вдосконалив Галілео Галілей (1609 р.), якого вважають першим, хто застосував телескоп для астрономічних спостережень.

Інфрачервоний

Було кілька ключових подій, які призвели до винаходу інфрачервоного телескопа:

• У 1800 році Вільям Гершель відкрив інфрачервоне випромінювання.
• У 1878 році Семюел Пірпойнт Ленглі створив перший болометр. Це був дуже чутливий інструмент, який міг електрично виявляти неймовірно малі зміни температури в інфрачервоному спектрі.
• Томас Едісон використав альтернативну технологію, свій тазиметр^[en], щоб виміряти тепло в короні Сонця під час сонячного затемнення 29 липня 1878 року.
• У 1950-х роках вчені використовували свинцево-сульфідні детектори для виявлення інфрачервоного випромінювання з космосу. Ці детектори охолоджували рідким азотом.
• Між 1959 і 1961 роками Гарольд Джонсон створив фотометри ближнього інфрачервоного діапазону, які дозволили вченим вимірювати тисячі зірок.
• У 1961 році Френк Лоу винайшов перший германієвий болометр. Цей винахід, охолоджуваний рідким гелієм, поклав початок розвитку поточного інфрачервоного телескопа

Інфрачервоні телескопи можуть бути наземними, бортовими або космічними. Вони містять інфрачервону камеру зі спеціальним твердотільним інфрачервоним детектором, який необхідно охолоджувати до кріогенних температур.

Наземні телескопи першими почали використовувати для спостереження космічного простору в інфрачервоному діапазоні. Їх популярність зросла в середині 1960-х років. Наземні телескопи мають обмеження, оскільки водяна пара в атмосфері Землі поглинає інфрачервоне випромінювання. Наземні інфрачервоні телескопи, як правило, розміщують на високих горах і в дуже сухому кліматі, щоб покращити видимість.

У 1960-х роках вчені використовували повітряні кулі, щоб підняти інфрачервоні телескопи на велику висоту. За допомогою повітряних куль вони змогли піднятися на висоту приблизно 25 миль (40 кілометрів). У 1967 році інфрачервоні телескопи були встановлені на ракетах. Це були перші повітряні інфрачервоні телескопи. Відтоді такі літальні апарати, як повітряна обсерваторія Койпера (KAO), були пристосовані для перенесення інфрачервоних телескопів. Останнім повітряним інфрачервоним телескопом, який досяг стратосфери, стала Стратосферна обсерваторія інфрачервоної астрономії NASA (SOFIA) у травні 2010 року. Разом вчені США та Німецького аерокосмічного центру розмістили 17-тонний інфрачервоний телескоп на реактивному літаку Boeing 747.

Розміщення інфрачервоних телескопів у космосі повністю виключає перешкоди з боку земної атмосфери. Одним із найбільш значущих проектів інфрачервоних телескопів був інфрачервоний астрономічний супутник (IRAS), запущений у 1983 році. Він розкрив інформацію про інші галактики, а також інформацію про центр нашої галактики Чумацький Шлях. NASA зараз має в космосі космічний корабель на сонячних батареях з інфрачервоним телескопом під назвою Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE). Він був запущений 14 грудня 2009 року.

Субміліметровий телескоп та радіотелескоп

 

Радіотелескопи — це науковий інструмент, що використовує радіохвилі для спостереження за небесними об'єктами. Він допомагає астрономам вивчати електромагнітне випромінювання, яке є частиною електромагнітного спектра, відмінного від видимого світла. Радіотелескопи дають змогу вивчати різні феномени, як-от галактики, космічні магнітні поля та інші об'єкти і явища, які випромінюють радіохвилі. Такі телескопи являють собою направленні антени, найчастіше параболічної форми. Оскільки їх радіодіапазон набагато ширший від оптичного, конструкції радіотелескопів можуть значно відрізнятися. До прикладу, тарілку іноді виготовляють із провідної дротяної сітки, отвори якої менші за довжину хвилі, яка спостерігається.

На відміну від оптичного телескопа, який створює збільшене зображення ділянки неба, що спостерігається, традиційна антена радіотелескопа містить один приймач і записує один змінний у часі сигнал, характерний для спостережуваної області. Цей сигнал може дискретизуватися на різних частотах. У деяких нових конструкціях радіотелескопів одна «тарілка» містить масив із кількох приймачів (також відомий як решітка фокальної площини).

Збираючи та співвідносячи сигнали, отримані одночасно кількома тарілками, можна обчислити зображення високої роздільної здатності. Такі багатотарілкові матриці відомі як астрономічні інтерферометри, а техніка називається апертурним синтезом^[en]. «Віртуальні» отвори цих масивів подібні за розміром до відстані між телескопами.

Синтез апертури тепер також застосовується до оптичних телескопів з використанням оптичних інтерферометрів (матриць оптичних телескопів) та інтерферометрії з маскуванням апертури на телескопах з одним відбивачем.

Радіотелескопи також використовуються для збору мікрохвильового випромінювання, перевага якого полягає в тому, що воно може проходити крізь атмосферу та міжзоряні газопилові хмари.

Нейтринні телескопи

Нейтринні телескопи призначені для спостереження астрономічних об'єктів за допомогою нейтринних детекторів у спеціальних обсерваторіях. Вони складаються з сотень і тисяч оптичних модулів, розподілених у великому об'ємі. Нейтрино утворюються в результаті певних видів радіоактивного розпаду, ядерних реакцій, таких як ті, що відбуваються на Сонці, астрофізичних явищ високих енергій, в ядерних реакторах, або коли космічні промені потрапляють на атоми в атмосфері. Оскільки нейтрино взаємодіють слабо, детектори нейтрино повинні мати велику масу мішені (часто тисячі тонн). Детектори також повинні використовувати екранування та ефективне програмне забезпечення для видалення фонового сигналу.

Детектори гравітаційних хвиль

Цей тип детекторів використовується для реєстрації гравітаційних хвиль. Перші детектори почали з'являтися в 1960х роках, і мали своєрідну конструкцію та принцип роботи. Це були резонансні детектори, тобто металеві циліндри з чітко визначеними розмірами та, як наслідок, резонансною частотою. За задумкою, при проходженні гравітаційних хвиль через циліндр, його резонансна частота змінювалася, однак станом на 2024 рік немає жодних підтверджених спостережень з застосуванням цього типу детекторів в якості основного інструменту.

Інший тип детекторів — лазерних інтерферометрів — є більш успішним, оскільки саме завдяки детектору цього типу під назвою LIGO в 2015 році було вперше зареєстровано злиття двох чорних дір. З тих пір було відкрито ще ціла низка подібних астрономічних подій.

Детектори космічних променів

Ці детектори використовуються для реєстрації космічних променів — частинок високої енергії, що приходять з космосу в атмосферу Землі. Деякі обсерваторії, призначені для пошуку високоенергетичних заряджених частинок, здатні також реєструвати гамма-промені та рентгенівські промені високої енергії. Існує декілька основних типів детекторів для реєстрації космічних променів: сцинтиляційні, твердотілі^[en], комптонівські, черенковські.

Складним технічним завданням є наведення телескопа на об'єкт і відстеження його. Адже внаслідок обертання Землі зорі та інші небесні об'єкти здійснюють видимий добових рух на небесній сфері.

Монтування телескопа завжди має дві взаємно-перпендикулярні осі, поворот довкола яких дозволяє навести його практично на будь-яку ділянку неба.

Азимутальне

Азимутальне монтування, що складається з вертикальної осі та горизонтальної осі, є найпростішим у конструкції та балансуванні. Його головний недолік полягає в тому, що він не здатний природним чином забезпечити екваторіальне відстеження (якщо тільки не було вирішено встановити телескоп на полюсі Землі): необхідна композиція рухів на двох осях, а швидкості, які потрібно надрукувати на кожній з осей, є сильно нелінійними. Проте вибір цього типу монтування сьогодні є систематичним для великих телескопів національних і міжнародних обсерваторій: тригонометричні розрахунки, які дозволяють забезпечити екваторіальне відстеження та компенсацію результуючого обертання поля, можуть здійснюватися будь-яком сучасном комп'ютером, тоді як розробка екваторіального монтера еквівалентного розміру була б дуже дорогою. Шляхом розрахунку та компенсації обертання вони також дають змогу стежити за об'єктами у відносному зміщенні відносно далеких зірок, а також компенсувати зміщення небесних полюсів через прецесію рівнодення. Телескопи Keck, VLT, LBT, Subaru та інші, а також такі проекти, як E-ELT, використовують азимутальне монтування.

В альт-азимутальному монтуванні одна з осей спрямована в зеніт, інша лежить у горизонтальній площині. Для того, щоб на азимутальному монтуванні утримати небесне тіло у полі зору, доводиться виконувати обертання навколо обох осей монтування (горизонтальної та вертикальної), до того ж цей рух має бути нерівномірним.

Але для телескопів великої маси вертикальне та горизонтальне розташування осей значно спрощує конструкцію та розрахунок деформацій. Тому найбільші земні телескопи застосовують саме таку схему (попри складніше керування задля відстеження руху світил). Серед великих телескопів таке монтування вперше було застосовано 1976 року в СРСР для 6-метрового рефлектора, який отримав назву БТА (рос. Большой Телескоп Азимутальный).

Монтування Добсона — є одним з підтипів альт-азимутального монтування і є дуже популярним, зокрема серед аматорів, оскільки його легко та дешево побудувати. Для астрономів-аматорів азимутальне монтування просте у використанні, але не підходить для тривалих спостережень або великих збільшень. Ручний поворот телескопа зазвичай використовується лише на астрономічних телескопах малого діаметру. Моторизоване  може використовуватися для відстеження небесного тіла, якщо ним керує бортовий або наземний комп'ютер. Оскільки вони відносно прості у використанні, саме азимутальні монтування з автоматичним позиціонуванням на небесному тілі, відомі як функція «Йти до» (англ. Go to) стали популярними, хоча ці системи також доступні на екваторіальних монтуваннях вищого класу. Алгоритми керування цих монтувань дозволяють налаштувати телескоп після наведення на щонайменше дві опорні зірки на початку сеансу спостережень. Це кріплення часто використовується на телескопах Кассегрена та похідних телескопах і зокрема традиційно асоціюється з Шмідтом-Кассегреном^[en]. Любителі фотографування з довгою експозицією можуть у більшості випадків оснастити ці прилади пристроєм компенсації обертання поля — «де-ротатором».

Екваторіальне

 

Основна проблема з використанням альт-азимутального кріплення полягає в тому, що обидві осі необхідно постійно регулювати, щоб компенсувати обертання Землі. Навіть якщо робити це під керуванням комп'ютера, зображення обертається зі швидкістю, яка змінюється залежно від схилення. Цей ефект (відомий як обертання поля) робить альт-азимутальне монтування непрактичним для фотографування з довгою експозицією за допомогою невеликих телескопів.

Найкращим рішенням для малих астрономічних телескопів є нахил альт-азимутального монтування так, щоб вісь азимута була паралельна осі обертання Землі; це називається екваторіальним монтуванням, скорочено EQ.

Більшість телескопів встановлюється на екваторіальному монтуванні, одна з осей якого спрямована на полюс світу (полярна вісь), а інша лежить у площині небесного екватора (вісь прямого сходження). Телескоп на екваторіальному монтуванні називається екваторіалом. Перевага екваторіального монтування полягає у тому, що відстеження світила в полі зору телескопа (після наведення) здійснюється обертанням лише навколо однієї осі, тож обертання є рівномірним. Для такого обертання можна застосовувати простий механізм на зразок годинникового. Це особливо важливо під час тривалих спостережень, фотографування слабких об'єктів тощо.

Існує кілька типів екваторіального кріплення, серед яких можна виділити німецьке і вилкове.

Телескопи на літаках

Телескопи, встановлені на літальних апаратах, являють собою аерокосмічні оптичні або радіотелескопи, розміщені на спеціальних платформах на борту літаків. Вони виконують функції астрономічних інструментів, забезпечуючи можливість спостерігати небесні об'єкти і збирати дані в умовах, близьких до космічних, завдяки тому, що вони перебувають вище атмосфери Землі. Телескопи на літаках є важливими інструментами в астрономічних дослідженнях, доповнюючи спостереження, що проводяться на земних телескопах та космічних обсерваторіях. Вони дозволяють астрономам здійснювати нові відкриття та збирати цінні дані про Всесвіт. Яскравим прикладом такого телескопа є SOFIA, стратосферна обсерваторія для астрономічних спостережень у інфрачервоному діапазоні.

Телескопи на повітряних кулях

Телескопи на повітряній кулі — це унікальні телескопи, які розташовані в стратосфері над поверхнею Землі.

Так, наприклад, телескоп для отримання зображень на повітряній кулі надвисокого тиску SuperBIT — це телескоп, який працює не в космосі чи на землі, а в стратосфері на висоті 33,5 кілометрів над поверхнею нашої планети. Телескоп використовує гелій як паливо і має парашутну систему для повернення на Землю. Над проєктом працювали фахівці з Торонтського університету, Принстонського університету, Даремського університету та NASA. Фінальні випробування SuperBIT були проведені у 2019 році, а вартість телескопа склала близько 5 мільйонів доларів.

Телескоп SuperBIT був запущений у стратосферу з Нової Зеландії за допомогою масивного стратостата. Він розпочав свою роботу наприкінці квітня 2023 року; подорожуючи навколо південної півкулі нашої планети, здійснює спостереження Всесвіту і створює відповідні зображення. Телескоп працює вночі, а вдень  він заряджає свої сонячні батареї. Учені також планують використовувати SuperBIT для вимірювання гравітаційного лінзування і сподіваються зрозуміти природу темної матерії. Вони сподіваються, що телескоп допоможе їм визначити, чи можуть частинки темної матерії відштовхуватися одна від одної. Телескоп створить карту скупчень темної матерії, реєструючи викривлення світлових променів.

21 квітня 2023 року на офіційному сайті Торонтського університету опубліковані перші зображення, виконані телескопом SuperBIT, серед яких туманність Тарантул і зіткнення двох галактик.

Запуск нової космічної обсерваторії Extreme Universe Space Observatory 2 (EUSO-2) в рамках програми наукових аеростатів NASA було здійснено в ніч на 13 травня 2023 року (за київським часом) з новозеландського аеропорту Ванака (англ. Wanaka). Проте приблизно через добу після запуску в повітряній кулі надвисокого тиску (Super pressure balloon, SPB) сталася аномалія та раптово з'явився витік. Після його виявлення та безрезультатних спроб усунення проблеми команда приблизно через півтори доби після старту припинила місію над Тихим океаном. Аеростат ніс корисне навантаження космічної обсерваторії EUSO-2, яке було призначене для виявлення міжгалактичних частинок космічних променів надвисоких енергій, що проникають крізь атмосферу Землі. Походження цих типів частинок значною мірою до цього часу вислизає від дослідників. На жаль, EUSO-2 припинила місію, і нових запусків аналогічних повітряних куль в 2023 році NASA вже не планує.

Космічні телескопи

Атмосфера Землі пропускає випромінювання в оптичному (0,3-0,6 мкм), ближньому інфрачервоному (0,6-2 мкм) і радіо (1 мм-30 м) діапазонах. Однак зі зменшенням довжини хвилі прозорість атмосфери суттєво знижується, тому спостереження в ультрафіолетовому, рентгенівському і гамма-діапазонах можливо проводити лише з космосу. Винятком є реєстрація гамма-випромінювання надвисоких енергій — тут підходять методи астрофізики космічних променів: високоенергійні гамма-фотони в атмосфері породжують вторинні електрони, які реєструються наземними установками з допомогою черенківського випромінювання. Прикладом такого методу є телескоп C.A.C.T.U.S.^[en].

В інфрачервоному діапазоні також наявне значне поглинання в атмосфері, однак у межах 2-8 мкм є певна кількість вікон прозорості (як і в міліметровому діапазоні), які і дозволяють проводити спостереження. Крім того, оскільки більшість ліній поглинання в інфрачервоному діапазоні належить молекулам води, інфрачервоні спостереження проводяться в сухих районах Землі (зрозуміло, на тих довжинах хвиль, де утворюються вікна прозорості у зв'язку з відсутністю води). Прикладом такого розміщення телескопа може бути Південнополярний телескоп на Південному географічному полюсі, котрий працює в субміліметровому діапазоні.

В оптичному діапазоні атмосфера прозора, проте через релеївське розсіювання вона по-різному пропускає світло різної частоти, що призводить до викривлення спектру світил (спектр зміщується у червоний бік). До того ж атмосфера завжди неоднорідна, у ній постійно наявні течії (вітри), що призводить до викривлення зображення. Тому роздільна здатність земних телескопів обмежена приблизно однією кутовою секундою, незалежно від апертури телескопа. Цю проблему можна частково вирішити, застосувавши адаптивну оптику, що дозволяє суттєво знизити вплив атмосфери на якість зображення, і піднявши телескоп на значну висоту, де атмосфера більш розріджена, — в гори або в повітря за допомогою літака чи стратостата. Але найкращі результати отримують при розміщенні телескопів у космосі. Поза межами земної атмосфери викривлення повністю відсутнє, тому максимальна роздільна здатність телескопа теоретично визначається лише дифракційною межею: φ=λ/D (кутова роздільна здатність у радіанах дорівнює відношенню довжини хвилі до лінійної апертури). Наприклад, теоретична роздільна здатність космічного телескопа із дзеркалом діаметром 2,4 метра (як у телескопа Хаббл) на довжині хвилі 555 нм становить 0,05 кутової секунди (реальна роздільна здатність Хаббла вдвічі гірша — 0,1 секунди, проте все одно краща, аніж у земних телескопів).

Виведення телескопа в космос дозволяє збільшити роздільну здатність і для радіотелескопів, але з іншої причини. Кожний радіотелескоп сам по собі має дуже малу роздільну здатність. Це пояснюється тим, що довжина радіохвиль значно більша, ніж у видимого світла, тому дифракційна межа ${\displaystyle \phi =\lambda /D}$  набагато більша. Навіть попри те, що розмір радіотелескопа у десятки разів перевищує розмір оптичного телескопа. Наприклад, при апертурі 100 метрів (у світі існує лише два радіотелескопи таких розмірів) роздільна здатність на довжині хвилі 21 см (лінія нейтрального водню) становить усього 7 кутових мінут, а на довжині хвилі 3 см — 1 кутова мінута, що недостатньо для астрономічних досліджень (для порівняння, роздільна здатність людського ока — 1 мінута, видимий діаметр Місяця — 30 мінут). Однак, об'єднавши два радіотелескопи в радіоінтерферометр, можна значно підвищити роздільну здатність. Якщо відстань між двома радіотелескопами (так звана база радіоінтерферометра) дорівнює L, то кутова роздільна здатність визначається вже не за формулою ${\displaystyle \phi =\lambda /D}$ , а ${\displaystyle \phi =\lambda /L}$ . Наприклад, при L=4200 км і λ=21 см максимальна роздільна здатність становитиме приблизно одну соту кутової секунди. Однак для земних телескопів максимальна база не може перевищувати діаметр Землі. Якщо ж запустити один із телескопів у далекий космос, можна значно збільшити базу, а отже, і роздільну здатність. Наприклад, роздільна здатність радіоінтерферометра із космічного телескопа Радіоастрон під час роботи разом із земним радіотелескопом (база 390 тис. км) мала становити від 8 до 500 кутових мікросекунд залежно від довжини хвилі (1,2—92 см)^{[відсутнє в джерелі]}. Для порівняння — під кутом 8 мкс видно об'єкт розміром 3 м на відстані Юпітера чи об'єкт розміром із Землю на відстані в 4,5 світлових роки, тобто приблизно як до системи Альфа Центавра.

Рефрактори

Розташування й апертури найвідоміших телескопів-рефракторів:

• Єркська обсерваторія — апертура 102 см, найбільший в світі телескоп-рефрактор.
• Шведський сонячний телескоп^[en] — 100 см, при цьому діаметр лінзи (42 дюйми) більший за Єркський рефрактор, однак через специфіку конструкції апертура складає лише 39 дюймів.
• Обсерваторія Ліка — 91 см, стала першою гірською обсерваторією, в якій постійно проживали астрономи.
• Медунський великий телескоп^[en](Паризька обсерваторія) — 83 см і 62 см, має унікальну конструкцію та фактично є двома окремими телескопами, один з яких використовується для спостережень в реальному часі, а інший — для знімків. Через це корпус телескопа має не циліндричну, а прямокутну форму.
• Обсерваторія Ніцци — 76 см, найбільший телескоп станом на 1888 рік; рекорд побито через рік телескопом в Обсерваторії Ліка
• Обсерваторія Архенгольда — 68 см, має фокусну відстань 21 м, що робить його найдовшим нині діючим рефрактором.
• Обсерваторія Віденського університету — 68 см, найбільший телескоп у світі станом на 1883 рік
• Обсерваторія Ловелла — 61 см
• Обсерваторія Гриффіта — 30,6 см

Рефлектори

• Великий телескоп Канарських островів — 10,4 м, станом на 2024 рік — найбільший в світі діючий телескоп з одним дзеркалом.
• Кек 1 та Кек 2 — 10 м, два телескопи-близнюки, що можуть працювати в режимі інтерферометра з базою у 80 метрів.
• Великий бінокулярний телескоп — має два однакових дзеркала 8,4 м, подібно до Кек 1 та Кек 2, однак вже розташованих під спільним куполом.
• Дуже великий телескоп — система з чотирьох 8,2 м телескопів та кількох допоміжних інструментів; також може працювати в режимі інтерферометра.

• Телескоп Субару — 8,2 м

Космічні телескопи

• «Джеймс Вебб» — 6,5 м, найбільший оптичний космічний телескоп.
• «Гершель» — 3,5 м
• «Габбл» — 2,4 м

• «Кеплер» — 95 см
• Гіппаркос — 30 см

Проєкти майбутніх великих телескопів

Оптично-інфрачервоні телескопи нового покоління, спостереження на яких планують почати до 2030 року:

• Тридцятиметровий телескоп — згідно з назвою, діаметр телескопу складатиме 30 м. За оптичною схемою  це телескоп Річі — Кретьєна. Його будують на горі Мауна-Кеа на Гаваях.
• Надзвичайно великий телескоп — матиме апертуру 39 м та стане найбільшим оптично-інфрачервоним телескопом у світі. За конструкцією — тридзеркальний анастигмат. Будується на горі Сьєрро-Армазоне, що в пустелі Атакама, Чилі. Перше світло заплановане на 2028 р.
• Гігантський магелланів телескоп — грегоріанський телескоп з апертурою 25,4 м, що складається із суцільних сегментів діаметром 8,4 м. Будується на території обсерваторії Лас Кампанас у пустелі Атакама.
• Обсерваторія імені Вери Рубін — тридзеркальний анастигмат діаметром 8,4 м. Його завданням буде регулярний огляд неба, а не спостереження конкретних об'єктів. Будується на горі Сьєрро-Пачон у пустелі Атакама.

Список відомих виробників телескопів

• CELESTRON (США)
• Meade (США)
• SKY WATCHERS (Тайвань)
• Orion (США)
• Explore Scientific (США)
• William Optics (Тайвань)

Астрономія загалом широко представлена в культурі різних народів. Зокрема телескопи, як найбільш поширений астрономічний прилад, трапляються в кінематографі, літературі, музиці, іграх і архітектурі. Серед витворів мистецтва різних типів, у яких наявні телескопи у вигляді зображень, предметів, які використовують головні герої, тощо:

• Фільми: Зоряні війни: Нова надія (1977), 2001:Космічна одіссея (1968), Габбл (документальний фільм, 2010)^[en], Теорія всього (2014).
• Серіали і телевізійні шоу: Космос: подорож у просторі та часі (2014).
• Науково-фантастичні романи: Війна світів (1898), Контакт (1985).
• Картини: Астроном (картина Вермера, 1668).
• Музичні альбоми: The Rise and Fall of Ziggy Stardust and the Spiders from Mars (Девід Бові, 1972), The Dark Side of the Moon (Pink Floyd, 1973) and Wish You Were Here (Pink Floyd, 1975).
• Концерти: група Muse використовувала телескопи як декоративні елементи під час виступів.
• Архітектура: Шанхайський планетарій^[en].
• Комп'ютерні ігри: Kerbal Space Program (можна конструювати та запускати космічні телескопи).

Окремий факт зв'язку телескопів з місцевою культурою пов'язаний з будівництвом одного з найбільших телескопів у світі. Починаючи з 2014 року, релігійні переконання місцевих мешканців Гаваїв спричинили конфлікт інтересів з астрономами та інженерами, які почали будівництво Тридцятиметрового телескопу на горі Мауна-Кеа. Цей сплячий вулкан займає важливе місце в культурі Гаваїв: вважається, що саме там зустрілися бог неба Вакеа та богиня землі Папа Ханау Моку, внаслідок чого виникли і ці острови. Незважаючи на те, що функціонування інших телескопів обсерваторії Мауна-Кеа приносить додатковий прибуток в економіку регіону, місцеві мешканці розпочали довготривалу серію протестів проти будівництва саме цього телескопу.

• King, Henry C. (1979). The history of the telescope. H. Spencer Jones. New York: Dover Publications. ISBN 0-486-23893-8. OCLC 6025190.
• Watson, Fred (2007). Stargazer : the life and times of the telescope. Crows Nest, NSW: Allen & Unwin. ISBN 978-1-74176-392-8. OCLC 173996168.
• А.П. Відьмаченко, О.С. Дєлєц, Ж.М. Длугач, О.В. Захожай, Н.М. Костогриз, В.М. Крушевська, Ю.Г. Кузнєцова, О.В. Мороженко, П.В. Неводовський, О.С. Овсак, О.Е. Розенбуш, Я.О.Романюк, В.І. Шавловський, Е.Г. Яновицький. Дослідження з фізики планетних атмосфер та малих тіл Сонячної системи, екзопланет та дискових структур навколо зір, Київ, ГАО НАНУ, 2015, ISBN 978-966-02-7836-3.