W badaniu naszej planety i wszechświata, olbrzymią rolę odgrywają obserwacje. Obserwacja prowadzona gołym, nieuzbrojonym okiem najczęściej nie jest dokładnym pomiarem wielkości fizycznych, jednak już w starożytności doprowadziła uczonych do stwierdzeń, iż Ziemia jest kulą, czy w jaki sposób się porusza, oraz że istnieje zjawisko precesji. Cała astronomia zasadniczo polega na badaniu obiektów, których ze względu na wielkie odległości tylko poprzez obserwacje. Do momentu wynalezienia teleskopu obserwacje te były mało dokładne, jednak gdy człowiek po raz pierwszy użył teleskopu do obserwacji nieba, wiedział iż otworzyło się przed nim bezkresne pole do zbadania. Teleskop zrewolucjonizował astronomię, pozwolił na obserwację niewidocznych do tej pory gołym okiem obiektów. A dzięki większej dokładności pomiarów wprowadził on możliwość prowadzeni obserwacji na gruncie astrofizyki.

To co rejestrują teleskopy różnego rodzaju to promieniowanie elektromagnetyczne, nie tylko widzialne jak to jest w przypadku teleskopów optycznych, ale także inne które dociera do nas z kosmosu. Atmosfera ziemska pozwala na dotarcie do powierzchni promieniowania o długościach fal z zakresu 300 - 2000 nm. Zakres ten określa się atmosferycznym oknem optycznym. Dzięki temu, używając teleskopów możemy rejestrować oprócz światła widzialnego, także promieniowanie podczerwone, oraz krótkofalowe promieniowanie radiowe. Wszechświat jest jednak wypełniony innym promieniowaniem, które nie dociera do powierzchni naszej planety. Dlatego też, gdy powstały pierwsze satelity i wysłano pierwsze sondy i statki kosmiczne, gwałtownie wzrosła ilość informacji, jakich może dostarczyć nam Wszechświat. Mimo tego, iż na Ziemi możemy obserwować niewielki wycinek promieniowania docierającego z kosmosu nadal budowanie ulepszonych teleskopów na Ziemi jest tańsze i w lepszym stopniu opanowane, niż wynoszenie ich w przestrzeń kosmiczną.

Działanie teleskopu sprowadza się zasadniczo do rejestrowania promieniowania elektromagnetycznego emitowanego przez odległe obiekty. Aby jak najwięcej takiego promieniowania zarejestrować, teleskop musi mieć najlepiej duży obiektyw, czyli można powiedzieć iż podstawowym parametrem określającym "jakość" obiektywu jest średnica jego obiektywu. Średnica ta jest także, o tyle ważna, gdyż decyduje o zdolności rozdzielczej danego teleskopu, czyli to jak małe szczegóły otrzymanego obrazu możemy odróżnić od siebie. Zdolność rozdzielcza zależy bezpośrednio od długości fali rejestrowanego promieniowania. Dla teleskopu którego obiektyw ma średnicę D, a który jest przeznaczony do rejestracji promieniowania o długości fali λ, zdolność rozdzielcza wynosi R = λ/D. Teoretyczna zdolność rozdzielcza teleskopu optycznego rejestrującego światło widzialne wynosi ok. 500nm/D. Jednak jest ona osiągalna tylko w przypadku teleskopu znajdującego się w przestrzeni kosmicznej jak w przypadku teleskopu Hubble'a.

Klasyczny teleskop optyczny zbudowany jest z dwóch soczewek. Pierwsza tworzy obraz powstający w jej ognisku, a dzięki drugiej pełniącej rolę okulara możemy ten obraz dokładnie obejrzeć. To jak duże może być powiększenie obrazu wynika ze stosunku ogniskowej obiektywu do ogniskowej soczewki. Jeśli zmieni się okular, zmieni się także powiększenie.

W dzisiejszych badaniach wszechświata, rzadko już korzysta się z bezpośredniej obserwacji obiektów we Wszechświecie. Praca dzisiejszych teleskopów polega na rejestracji promieniowania elektromagnetycznego, którego oko ludzkie nie widzi. Przez to rejestracja takiego promieniowania odbywa się za pomocą kliszy fotograficznej lub pamięci komputerowej. Bada się także natężenie światła oraz jego skład widmowy za pomocą wyspecjalizowanych fotometrów i spektrometrów, które umieszcza się w ogniskach teleskopów.

Teleskop służący do rejestracji obrazów obiektów w przestrzeni kosmicznej wykorzystuje skupiający układ soczewek, lub lustro. Teleskop wykorzystujący soczewki nazywamy refraktorem, a wykorzystujący wklęsłe lustro reflektorem. W refraktorach wykorzystuje się kilka soczewek, ponieważ zastosowanie jednej nic by nie dało, bowiem każda soczewka ma pewne swoje wady nazywane aberracjami - aberracja sferyczna, związana z krzywizną powierzchni soczewki i chromatyczna, związana z dyspersją światła. Aby te wady w zadowalający sposób usunąć stosuje się układy złożone z minimum trzech odpowiednio dobranych pod względem krzywizny i materiału, soczewek. Często zamiast soczewek stosuje się zwierciadła wklęsłe, ponieważ nie posiadają one aberracji chromatycznej wynikającej bezpośrednio z natury lustra. Natomiast aberrację sferyczną eliminuje się poprzez nadanie zwierciadłu kształtu paraboloidy obrotowej. Kolejną przewagą użycia zwierciadła, jest to, że nie można używać soczewek o zbyt dużych rozmiarach, ponieważ zaczynają się one uginać, a nie można ich podeprzeć. W przypadku zwierciadeł, nie ma tego problemu, bo zawsze można je wesprzeć z jednej strony. Dlatego też największe obecnie teleskopy to reflektory. Jedynym problemem jest w tym przypadku konieczność odnawiania metalicznej powłoki zwierciadła.

Jednak układ optyczny to nie wszystko. Każdy profesjonalny teleskop musi być elastyczny, tzn. musi mieć możliwość obserwacji Wszechświata w każdym możliwym kierunku. Teleskop musi dowolnie się obracać, min. po to aby móc śledzić określony obiekt. Cel ten osiąga się poprzez odpowiedni montaż teleskopu. Montaż ten polega na zawieszeniu tubusu teleskopu, tak aby mógł się on obracać wokół dwóch prostopadłych do siebie osi. Obecnie największe teleskopy zbudowane są w ten sposób, że główna oś jest w kierunku pionowym, a druga w kierunku poziomym. Taki system montażu nazywa się montażem horyzontalnym. Obrotami steruje komputer, który śledzi ruch danego obiektu i w odpowiedni sposób obraca teleskop wokół obu osi, w ten sposób cały czas celując w ten obiekt. W przypadku mniejszych teleskopów stosuje się tzw. montaż równikowy w którym oś główna jest położona równolegle do osi Ziemi, a oś dodatkowa w płaszczyźnie równika. W tym przypadku takie teleskopy stosuje się do długotrwałej obserwacji, w której ruch teleskopu następuje tylko po to aby skompensować ruch Ziemi. Obrotami takiego teleskopu najczęściej steruje odpowiedni silnik. Oczywiście, aby osiągnąć odpowiednio stabilny obraz, teleskop musi być solidnie osadzony na solidnym fundamencie. Musi też posiadać ochronę przed wpływem atmosfery, to z kolei osiąga się poprzez budowę charakterystycznej kopuły wokół teleskopu. Wewnątrz takiej kopuły znajduje się także całe zaplecze techniczne, tworząc w ten sposób tzw. obserwatorium astronomiczne.

Urządzenie rejestrujące promieniowanie, czyli swoistego rodzaju odbiornik, którym może być klisza fotograficzna, spektrometr, czy kamera, można umieścić bezpośrednio w ognisku teleskopu. Takie rozwiązanie jest stosowane w wielkich teleskopach. Umieszczenie takiego obiektu w ognisku lustra zasłania tylko niewielki fragmencik zwierciadła. W mniejszych teleskopach stosuje się rozwiązanie polegające na wyprowadzeniu wiązki światła odbitej od zwierciadła, sprzed ogniska. Wiązka ta jest kierowana albo na bok lustra za pomocą zwierciadła płaskiego, lub zawracana w stronę jego powierzchni za pomocą zwierciadła hiperboloidalnego, gdzie przechodzi przez niewielki otwór znajdujący się w centrum zwierciadła. Tak wyprowadzoną wiązkę skupia się i rejestruje obraz. W dużych teleskopach także czasami istnieje możliwość wyprowadzenia wiązki światła poza teleskop. Tak się robi, gdy aparatura do rejestracji promieniowania jest duża i ciężka, przez co nie można jej montować w ognisku zwierciadła.

Obecnie stosuje się teleskopy zwierciadlano - soczewkowe dwóch rodzajów. Jednym z nich jest tzw. Kamera Shmidta. Jest to teleskop typu reflektorowego, w którym aberrację sferyczną zwierciadła wyeliminowano poprzez zastosowanie dwóch szklanych powierzchni, umieszczonych w środku krzywizny zwierciadła, jednej płaskiej a drugiej opisanej wielomianem 4 stopnia. Dzięki takiemu ułożeniu uzyskuje się obrazy dużej powierzchni nieba. Taki teleskop także jest bardzo dobry do obserwacji obiektów, których jasność nie jest najwyższa. Drugim rodzajem teleskopu jest teleskop Maskutowa. To także jest teleskop wykorzystujący jako obiektyw zwierciadło. Jednak w tym przypadku aberrację sferyczną usunięto poprzez zastosowanie soczewki wypukło-wklęsłej umieszczonej w ognisku lustra. Zastosowane w obu przypadkach powierzchnie szklane wprowadzają oczywiście pewną aberrację chromatyczną, jednak w obu przypadkach jest ona tak bardzo mała, że można ją zaniedbać.

Oprócz teleskopów rejestrujących światło widzialne konstruuje się także teleskopy rejestrujące krótkofalowe promieniowanie radiowe. Promieniowanie takie zasadniczo może być odbierane przez każdą antenę, jednak zdolność rozdzielcza i czułość takiego "teleskopu" jest bardzo mała. Dlatego najważniejszym elementem takiego radioteleskopu jest tak jak w przypadku teleskopu optycznego, "lustro główne" w postaci wielkiej metalowej czaszy ogniskującej promieniowanie radiowe, które jest zbierane za pomocą anteny, lub innego rodzaju odbiornika. Takie czasze, przyjmują czasami ogromne rozmiary. Teleskop z największą ruchomą czaszą znajduje się w Niemczech w Effelsbergu - średnica czaszy wynosi 100 m. Natomiast największa nieruchoma czasza jest "lustrem głównym" teleskopu znajdującego się w miejscowości Arecibo w Puerto Rico. Tak wielka czasza, wymagała odpowiedniego miejsca do zbudowania i dlatego osadzono ją w kotlinie znajdującej się na wyspie. Odbiornikami promieniowania są anteny zawieszone w okolicach ogniska czaszy. Radioteleskopy przyczyniły się do wielu bardzo ważnych odkryć. Dzięki nim min. odkryto kosmiczne promieniowanie tła, a także jego niejednorodności, odkryto kwazary, a także promieniowanie radiowe naszej Galaktyki.

W przypadku radioteleskopów ich zdolność rozdzielcza jest dużo mniejsza, niż teleskopów optycznych. Jednak w tym wypadku zastosowanie dla przykładu dwóch radioteleskopów monitorujących ten sam obiekt, a odległych od siebie o tysiące kilometrów sprawia to, że stają się one tak jakby fragmentami ogromnego fikcyjnego teleskopu o średnicy tysięcy kilometrów. Przez to zdolność rozdzielcza gwałtownie wzrasta i może być znacznie lepsza niż w przypadku teleskopów optycznych.

W przypadku promieniowania elektromagnetycznego o krótkich długościach fal - promieniowanie gamma, czy promieniowanie X, niemożliwym jest jego rejestracja na powierzchni Ziemi. Dlatego też obserwacje takie prowadzi się z użyciem sztucznych satelitów poruszających się po orbicie wokół Ziemi. Pierwsze teleskopy rejestrujące promieniowanie rentgenowskie, w małym stopniu przypominały teleskopy. Było to urządzenie przypominający swoisty aparat fotograficzny, w którym obiektywem był niewielki otwór zasłonięty folią aluminiową, po to, aby przepuszczać tylko określony zakres promieniowania. Promieniowanie to po przejściu przez otwór zostało rejestrowane na odpowiednim materiale, a tak otrzymane zdjęcia odzyskiwano po spadku satelity na Ziemie. W ten oto sposób otrzymano pierwsze widma promieniowania rentgenowskiego Słońca. We współczesnych teleskopach rentgenowskich wykorzystuje się fakt, że promieniowanie te przy padaniu prawie równoległym do powierzchni metalicznej odbija się od niej. Gdy takiej powierzchni nada się kształt paranoidalny, możliwym staje się ogniskowanie takiego promieniowania. Oczywiście stosuje się tutaj powierzchnie paranoidalne inne niż w przypadku teleskopów optycznych, gdyż są to niejako cylindryczne fragmenty takiej powierzchni odległe od jej ogniska. Wykorzystując wiele takich powierzchni jednak o wspólnym ognisku pozwala na zbudowanie odpowiedniego ogniska rentgenowskiego.

W przypadku promieniowania gamma, jego rejestracja obecnie nie nastręcza większych problemów, może poza jednym - ponieważ jest to promieniowanie bardzo przenikliwe, ciężko określić kierunek z którego pochodzi. Teleskopem promieniowania gamma jest teleskop COMPOTEL orbitujący na pokładzie sztucznego satelity. Zasadniczymi elementami jego budowy są dwie warstwy materiału scyntylacyjnego. W wyniku oddziaływania fotonu promieniowania gamma z materią scyntylatora, zostaje on w pierwszej warstwie odchylony od swojego pierwotnego kierunku, tracąc energię przy okazji, a w drugiej warstwie jest całkowicie absorbowany, czemu towarzyszy powstanie błysku. Na podstawie natężenia powstałego błysku można określić, jaką energię stracił on w każdej z warstw. Znając te straty i opierając się na zjawisku Comptona, można obliczyć, o jaki kąt foton został odchylony. A jako że możemy wyznaczyć tor jego ruchu pomiędzy warstwami, jesteśmy także w stanie wskazać kierunek, z którego nadleciał.

W przypadku obserwacji Słońca, stosuje się dosyć szczególne teleskopy optyczne. Mamy, bowiem w tym przypadku dużą ilość energii, jaka pochodzi od Słońca. Można wtedy użyć teleskopu ze znacznie dłuższą ogniskową, przez co uzyskuje się znacznie większe powiększenie i można badać każdy drobny szczegół Słońca. Teleskopy do badań Słońca zewnętrznie nie przypominają teleskopów optycznych. Ponieważ ogniskowa w tym wypadku może osiągać nawet 100 m buduje się je jako teleskopy wieżowe osadzone w ziemi. Tubus takie teleskopu jest po prostu szybem osadzonym pionowo w ziemi. Światło do teleskopu jest kierowane za pomocą dwóch zwierciadeł płaskich, z których jedno, obrotowe, podążając za Słońcem odbija jego światło do drugiego, które z kolei kieruje je do wnętrza szybu. Na dnie takiego szybu znajduje się ognisko teleskopu i tam też znajduje się cały układ aparatury rejestrującej obrazy.

Oprócz badania całej tarczy Słońca, wielką uwagę przykłada się do badań atmosfery Słońca, prowadząc obserwacje jego korony. Urządzeniem wykorzystywanym w tym celu jest kronograf. Zasada jego działania polega na umieszczeniu w ognisku teleskopu krążka o rozmiarze umożliwiającym odpowiednie zasłonięcie tarczy Słońca. Kronograf musi także być bardzo idealnym urządzeń, optyka zastosowana do jego zbudowania musi być wyjątkowo czysta, a także on sam musi znajdować się w wyjątkowo czystym powietrzu.

Najsłynniejszymi teleskopami znajdującymi się w przestrzeni kosmicznej są teleskopy Hubble'a i teleskop Chandra. Teleskop Hubble'a jest teleskopem optycznym i dostarcza nam zdumiewające obrazy otaczającej nas przestrzeni. Teleskop Chandra jest natomiast teleskopem rentgenowskim. Orbituje na odległościach od 10 do 140 tys. km. Tak duża odległość potrzebna jest do pozbycia się wpływu promieniowania radiacyjnego Ziemi.