Fino al XVI secolo gli astronomi, gli astrofili o chiunque
altro avesse voluto osservare e studiare il cielo doveva farlo senza l'ausilio
di un qualche strumento ottico
Poi, grazie a Galileo e Newton, iniziò una nuova era per l'astronomia;
infatti questi illustri signori furono i primi a mettere a punto degli strumenti
ottici per l'osservazione della volta celeste, strumenti sui cui principi
fondamentali si basano anche i più moderni telescopi.
Fino a pochi decenni fa i telescopi erano a disposizione
solo degli astronomi professionisti, ma al giorno d'oggi nell'era delle
produzioni industriali si possono trovare sul mercato anche piccoli telescopi
destinati a semplici appassionati di astronomia e ad un prezzo più
o meno accessibile.
Vediamo allora un po' più dettagliatamente questo tipo di strumenti
analizzandone il funzionamento e lo schema ottico, che, come abbiamo detto
prima, è uguale sia per quelli amatoriali che per quelli professionali.
Prima di tutto facciamo una sostanziale distinzione tra tutti
gli strumenti che esistono, che sono divisi in due principali categorie:
1- I telescopi a lente (detti rifrattori o galileliani);
2- I telescopi a specchio (detti riflettori o newtoniani).
I telescopi rifrattori.
Sono costituiti esclusivamente da lenti e si basano sul principio della
rifrazione: la lente-obiettivo rivolta verso l'oggetto, che nel nostro caso
un è astro, ne rifrange i raggi luminosi convergendoli in un piccolissimo
punto posto all'altra estremità del tubo ottico; qui si forma dunque
una minuscola immagine di ciò che si sta osservando, immagine che
viene ingrandita e resa "leggibile" dall'occhio umano da una lente
più piccola detta oculare che funge da vero e proprio microscopio
alla quale appunto si accosta l'occhio.
E' bene precisare che quanto più è grande l'obiettivo tanto
migliori saranno le immagini risultanti. Come però è facilmente
intuibile, aumentano di conseguenza anche i costi e la difficoltà
di realizzazione, che deve minimizzare certi difetti delle lenti noti col
nome di aberrazioni.
Quando infatti quando un fascio luminoso attraversa una lente, questa, nel
rifrangerlo, lo scompone in tanti raggi di diverso colore che possono andare
a convergere ("a fuoco") in punti differenti: questo difetto è
detto aberrazione cromatica. Un altro problema è rappresentato
dall'aberrazione sferica, cioè una differente deviazione dei raggi
luminosi a seconda della distanza che essi hanno dal centro ottico: questo
difetto dipende essenzialmente dalla qualità di lavorazione delle
lenti, ed è quindi direttamente proporzionale alle dimensioni dell'obiettivo
(in altre parole, più è grande l'obiettivo più sono
marcati i difetti di aberrazione).
Le aberrazioni vengono leggermente attenuate se la lente ha una lunghezza
focale (cioè la distanza a cui il fascio luminoso va a fuoco) molto
pronunciata. Ma il potere risolutivo di un obiettivo, cioè la sua
capacità di separare due stelle che appaiono vicinissime tra loro,
dipende dal suo diametro, e poiché ad un piccolo aumento di questo
corrisponde un grande aumento della focale, in passato ciò ha portato
alla costruzione di telescopi lunghissimi; obiettivi di soli 20 cm avevano
una lunghezza focale di decine di metri con i conseguenti problemi tecnici
che ne scaturivano, come manovrabilità e stabilità.
Attualmente però si usa eliminare queste aberrazioni, o per lo meno
le si attenuano, ponendo dietro l'obiettivo un'altra lente che provoca esattamente
lo stesso difetto però in maniera inversa, in modo che gli errori
delle lenti si compensano. Questo nuovo obiettivo formato da due lenti prende
il nome di doppietto acromatico. Con questo sistema si possono costruire
telescopi con obiettivi di grande diametro senza ricorrere ad una eccessiva
lunghezza focale.
I telescopi rifrattori rispetto ai riflettori offrono un'immagine un po'
più nitida e contrastata a parità di diametro; il tubo chiuso
poi consente di limitare le turbolenze dell'aria all'interno del tubo stesso
con una conseguente immagine più calma.
Questo tipo di telescopi tendono ad essere sempre meno usati dagli astrofili
a causa dei loro alti costi di produzione, a meno di accontentarsi di rifrattori
di qualità spesso infima.
I telescopi riflettori.
Nel 1672 Isaac Newton, per aggirare l'ostacolo, o meglio i difetti provocati
dalle lenti, pensò che invece di progettare un obiettivo acromatico
forse era meglio fare a meno delle lenti stesse.
Ma come fare? Egli provò dunque a sostituire l'obiettivo a lente
con uno specchio concavo che convogliava i raggi luminosi tutti in un punto,
proprio come faceva una qualsiasi lente. I risultati furono più che
soddisfacenti: 
infatti
lo specchio non rifrangeva i raggi luminosi ma li rifletteva, per cui non
scomponeva la luce nei suoi colori fondamentali rischiando l'aberrazione
cromatica, tipica conseguenza della rifrazione, ottenendo cosi un'immagine
decisamente migliore. Dal momento però che le immagini si formavano
davanti allo specchio, Newton dovette porre uno specchietto secondario,
stavolta piano ed inclinato a 45 gradi rispetto al primario in modo da deviare
i raggi luminosi di lato per facilitare l'osservazione senza così
ostruire l'ingresso della luce nel telescopio.
Per i gli amanti della geometria solida si può accennare al fatto
che lo specchio concavo nei telescopi newtoniani (così sono
detti i telescopi a specchio, dal nome del loro inventore) non è
esattamente a sezione sferica. Uno specchio concavo la cui curvatura è
esattamente un arco di circonferenza produce infatti delle aberrazioni sferiche;
per ovviare a tutto ciò, allo specchio viene dunque data una curvatura
particolare, precisamente parabolica.
Nel telescopio di Newton, come nei rifrattori, il potere risolutivo dipende
dal diametro dell'obiettivo, che qui, lo ripetiamo, è uno specchio
e non una lente. Ma la lavorazione di uno specchio non è assolutamente
uguale a quella di una lente dello stesso diametro: la lente richiede molta
più cura e lavorazione, e più aumenta il diametro più
aumentano le difficoltà. Ciò è empiricamente dimostrato
dal fatto che la più grande lente esistente è di circa un
metro mentre il più grande specchio misura circa sei metri.
Anche
se una lente finemente lavorata offre immagini leggermente migliori come
qualità rispetto a quelle ottenute da uno specchio, però quest'ultimo
risulta essere meno costoso a parità di diametro. Per questa ragione,
nel mercato di telescopi amatoriali, si è avuta una vera e propria
invasione da parte di piccoli telescopi riflettori.
Una delle differenze più evidenti del telescopio riflettore rispetto
al rifrattore sta nel fatto che esso è aperto, cioè il tubo
che contiene le ottiche non è chiuso. Per tal motivo nel tubo possono
avvenire fenomeni di turbolenza, provocata dalla diversa temperatura che
c'è tra l'interno del tubo e l'esterno.
In seguito il telescopio di Newton subì delle modifiche. Altri studiosi
utilizzarono 
come
obiettivo uno specchio forato al centro e posero lo specchietto secondario
parallelamente al primario in modo che deviasse i raggi da esso riflessi
all'indietro e proprio in questo foro dove all'estremità veniva posto
l'oculare. Il primo a ideare questa soluzione fu il fisico francese N. Cassegrain
che nel 1672 realizzò questo strumento, la cui configurazione ottica
prese appunto il nome dal suo ideatore. Per vederne una ulteriore evoluzione
bisognerà aspettare fino al 1930 quando l'ottico B.V. Schmidt modificò
ancora il telescopio di Cassegrain ponendo davanti al tubo una sottile lastra
di vetro lavorata 
in
modo tale da eliminare l'aberrazione sferica provocata da uno specchio a
sezione sferica (di più facile realizzazione e meno costoso), ottenendo
nel contempo uno strumento a tubo chiuso come i rifrattori. I telescopi
di Schmidt racchiudono in sé più o meno il meglio per prestazioni,
costo, ingombro e robustezza. Una tale configurazione ottica, detta Schmidt-Cassegrain,
fornisce la soluzione ideale per strumenti portatili di un discreto diametro:
dato infatti che i raggi luminosi vengono riflessi varie volte non è
necessario avere un tubo lungo quanto la lunghezza focale dell'obiettivo
a lente di pari diametro. Sulle basi di Cassegrain e Schmidt sono state
realizzate una serie di altre configurazioni ottiche. Una di queste è
la Maksutov-Cassegrain, che prevede una lastra correttrice simile a quella
di Schmidt; questa configurazione è molto usata in fotografia nella
costruzione di teleobiettivi a specchio, in cui il secondario risulta essere
una sottile pellicola riflettente incollata alla lente correttrice, a tutto
vantaggio della leggerezza del sistema.