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望遠鏡は、レンズや曲面ミラーとレンズの配置、または電磁放射の放出、吸収、または反射によって遠くのオブジェクトを観察するために使用されるさまざまなデバイスを使用して、遠くのオブジェクトを拡大して表示する光学機器です。最初に知られている実用的な望遠鏡は、17世紀初頭にガラスレンズを使用してオランダで発明された屈折望遠鏡でした。彼らは地上のアプリケーションと天文学の両方での使用を発見しました。

ミラーを使用して光を集めて焦点を合わせる反射望遠鏡は、最初の屈折望遠鏡から数十年以内に発明されました。 20世紀には、1930年代の電波望遠鏡や1960年代の赤外線望遠鏡など、多くの新しいタイプの望遠鏡が発明されました。今や望遠鏡という言葉は、電磁スペクトルの異なる領域を検出できる幅広い機器を指し、場合によっては他のタイプの検出器を指します。

光学望遠鏡は、主に電磁スペクトルの可視部分から光を集めて焦点を合わせます（一部は赤外線と紫外線で機能します）。光学望遠鏡は、遠くの物体の見かけの角度サイズと見かけの明るさを増やします。望遠鏡は、画像を観察、写真撮影、調査してコンピューターに送信するために、通常はガラスレンズや鏡で作られた1つまたは複数の湾曲した光学素子を使用して、光やその他の電磁放射を集めてそれをもたらします焦点への光または放射線。光学望遠鏡は天文学に使用され、セオドライト（トランジットを含む）、スポッティングスコープ、単眼鏡、双眼鏡、カメラレンズ、小型眼鏡など、多くの非天文楽器で使用されています。

電波望遠鏡は、電波天文学に使用される指向性無線アンテナです。ディッシュは、観測される波長よりも開口部が小さい導電性ワイヤーメッシュで構成される場合があります。多要素電波望遠鏡は、これらの皿のペアまたはより大きなグループから構築され、望遠鏡間の間隔と同じサイズの大きな「仮想」開口を合成します。このプロセスは、開口合成と呼ばれます。 2005年現在、現在のレコード配列のサイズは地球の幅の何倍にもなり、日本のHALCA（通信と天文学のための高等研究所）VSOP（VLBI宇宙観測プログラム）などの宇宙ベースの超長基線干渉（VLBI）望遠鏡を利用しています。 ）衛星。開口合成は現在、光学干渉計（光学望遠鏡のアレイ）と単一反射望遠鏡での開口マスキング干渉法を使用する光学望遠鏡にも適用されています。電波望遠鏡はマイクロ波放射を収集するためにも使用されます。マイクロ波放射は、クエーサーなどからの可視光が遮られたり、かすれたりしたときに放射を収集するために使用されます。一部の電波望遠鏡は、SETIやArecibo Observatoryなどのプログラムで地球外生命体の探索に使用されています。

高エネルギーのX線およびガンマ線望遠鏡は完全に焦点を合わせるのを控え、コード化されたアパーチャマスクを使用します。マスクが作成する影のパターンを再構成して画像を形成できます。

地球の大気は電磁スペクトルのこの部分に対して不透明であるため、X線およびガンマ線望遠鏡は通常、地球周回衛星または高空飛行気球に搭載されています。ただし、高エネルギーのX線とガンマ線は、可視波長の望遠鏡と同じ方法では画像を形成しません。このタイプの望遠鏡の例は、フェルミガンマ線宇宙望遠鏡です。

通常のガンマ線よりも波長が短く、周波数が高い非常に高エネルギーのガンマ線を検出するには、さらに専門化する必要があります。このタイプの天文台の例は、VERITASです。非常に高エネルギーのガンマ線は、可視光のように依然として光子ですが、宇宙線には、電子、陽子、重い原子核などの粒子が含まれます。

望遠鏡マウントは、望遠鏡をサポートする機械構造です。望遠鏡のマウントは望遠鏡の質量をサポートし、機器の正確なポインティングを可能にするように設計されています。多くの種類のマウントが長年にわたって開発されており、地球の回転に合わせて星の動きを追跡できるシステムに多くの努力が注がれています。