Optik teleskop

Optik teleskoplar esas olarak elektromanyetik spektrumun görünür ışık kısmından ışığı toplayan ve odaklayan teleskop çeşididir. Kullanım amacı bakılan nesnenin doğrudan görünümü için büyütülmüş görüntüsünü oluşturmak, fotoğrafını çekmek ya da elektronik görüntü sensörleri üzerinden veri toplamaktır.Optik teleskop, başlıca elektromanyetik spektrumun görünür bölgesinden olmak üzere direkt görüş için büyütülmüş bir imaj oluştururken, bir fotoğraf yaratırken ya da elektronik imaj sensörleri boyunca veri toplarken ışığı odaklar ve toplar.

Katadiyoptrik teleskoplar veya Katoptrik Cassigrain tipi yansıtıcı teleskoplar, reflektör (newton teleskobu) ve refraktör teleskoplarının ikisinin de özelliklerini taşır.Lens ve aynaları da görüntü elde etmede kulllanır; yansıtmalı teleskop gibi ışık birincil aynaya gelir buradan düzeltici merceğe (maksutov veya Schmidt cassigrain tipleri) ya da ikincil düzeltici aynaya (Ritchey-Chretien) yansır. Buradan ise yansıyan ışık kullanıcıya ulaşır ışık yolu katlamalıdır. Refraktör ve Newton teleskoplarının aksine kısa bir tüp üzerinde yüksek büyütme özellliğine sahiptir. Diğer yandan görüntü refraktörlerdeki gibi tüpün en sonunda oluşur, görüntü Newton teleskobu gibi tüpün ortasında oluşmaz ve ters çevrilmez.

Bir teleskobun küçük bir ayrıntıyı çözmedeki ışık toplama gücü ve kapasitesi, nesnenin (ışığı odaklayan ve toplayan ana lens veya ayna) çapıyla (aralık) direkt olarak ilişkilidir. Nesne büyüdükçe, teleskop daha fazla ışığı toplar ve daha ince ayrıntıları çözümler.

Teleskop bir bilim adamının keşfi olmaktan çok optik ustalarının bir buluşudur. Mercek, ışık kırıcı ve yansıtıcıların özellikleri antik çağlardan beri biliniyordu. Nasıl çalıştıkları üzerine bir teoriye göre; antik Yunan felsefecileri tarafından geliştirildi, Orta Çağ İslam dünyasında korundu, geniş kitlelere ulaştı ve erken modern çağ Avrupa’sında teleskobun keşfedildiği zamanlarla birlikte çok önemli bir noktaya geldi. Fakat teleskobun keşfindeki en önemli adım 13. yüzyılda Floransa ve Venedik’te ilk kez büyük gösteriler için mercek üretiminin gelişmesiydi; daha sonraları hem Almanya hem de Hollanda bu gösterilerin merkezi olmuştu. 1608 yılında Hollanda’da ilk kaydedilen optik teleskop ortaya çıktı (ışık kırıcı teleskoplar). Buluş Middleburg’da Hans Lippershey ve Zacharias Janssen’a ve Alkmaar’dan cihaz yapan optikçi Jacob Metius’a aitti.

Galileo ertesi yıl bu tasarımları çok geliştirdi ve genellikle astronomi için kullanılan ilk teleskop ona ait kabul edilir. Galileo’nun teleskobu Hans Lippershey’in dışbükey amaçlı yaptığı mercekler ve içbükey göz mercekleri için kullanıldı ve bu tasarım şu an Galilean teleskobu adını almaktadır. Johannes Kepler, tasarımında dışbükey merceklerde kullanılacak bir geliştirme öne sürdü ve bu teleskop Keplerian Teleskopu adını aldı.

Işık kırıcıların gelişmesindeki en büyük bir sonraki adım 18. yüzyılın başında renksiz merceğin icadıdır. Bu mercekler günümüze kadar daha büyük amaçlar hedefleyen fakat daha küçük cihazların kullanılmasına izin veren Keplerian teleskoplarındaki renk sapmalarını düzeltmektedirler.

Amaçlı merceklerdeki kavisli aynaları kullanan yansıtıcı teleskoplar için, teori pratikten üstün gelmektedir. Merceklerle benzer davranan kavisli aynalar için teorik prensip Alhazen tarafından öne sürülmüştür, Alhazen’in teorileri çalışmalarının Latin tercümelerinde yaygın bir şekilde dağılmıştır. İlerleyen zamanlarda Galileo’nun ışık kırıcı teleskopu keşfinden sonra, Giovanni Franceso Sagredo ve diğerleri kavisli aynaların merceklerle benzer özelliklerde olduklarını bilgileri doğrultusunda öne sürdüler ve imaj oluşturan bir nesne gibi ayna kullanarak bir teleskobun yapım fikrini tartıştılar. Parabolik aynaların kullanılmasının olası avantajı (öncelikle renk sapmasının eliminasyonu ile küresel sapmanın azalması) yansıtıcı teleskoplariçin önerilen birçok tasarımdı. En dikkate değer olanı James Gregory tarafından 1663’te yayınlanan ve Gregorian teleskopu olarak adlandırılandır, fakat hiçbir çalışan model inşa edilmemiştir.

Genellikle yansıtaç metal aynaların yapımının zorluğundan ve kötü performansından dolayı 1668’de ilk pratik yansıtıcı Newtonian teleskobunun Isaac Newton’a ait olduğu kabul edilir. Bu aynalar 100 yılı geçkin bir süredir yansıtıcıların daha popüler olması için kullanılıyordu. Yansıtıcı teleskoplardaki birçok gelişme; daha geniş çaplara ve yerçekimi deformasyonunu karşılamada aktif optiklere izin vermesi için 18. yüzyılın parabolik ayna üretiminin mükemmeliyetini, 19. yüzyılın gümüş kaplı cam aynalarını, 20. yüzyılın dayanıklı alüminyum kaplamalarını, parçalara ayrılmış aynaları içerir. 20. yüzyıl ortalarındaki yenilik, bir mercek (düzeltici yüzey) ve temel optik bir eleman olan aynayı kullanan Schmidt fotoğraf makinesi gibi katadiyoptrik teleskoplardı. Genellikle küresel sapma olmaksızın geniş açı görüntülemede kullanılırlardı.

Esas şemada, temel ışık toplayıcı eleman hedef (1) (dışbükey mercek veya içbükey ayna gelen ışığı toplamak için kullanılır), uzak bir nesneden gerçek bir imaj (5) oluşturduğu bir odak düzlemine ışığı odaklar (4). Bu imaj kaydedilebilir veya camı büyütüyormuş gibi davranan gözmerceği boyunca görüntülenir (2). Göz (3) daha sonra nesnenin ters büyük ve sanal imajını (6) görür.

Birçok teleskop tasarımı odak düzleminde ters bir imaj oluşturur; bunlar inverting teleskoplar olarak tanımlanırlar. Aslında, imajı başaşağı çevirir ve soldan sağa döndürür; bu yüzden nesne bütünüyle kendi yönünden 180 derece döner. Astronomik teleskoplarda, dönen görüntü normal olarak düzelmez, çünkü bu durum teleskobun nasıl kullanıldığını etkilememektedir. Ancak, çapraz bir ayna sıklıkla daha uygun bir görüntü konumundaki göz merceğiyle yer değiştirmek için kullanılır. Bu durumda imaj dik hale gelir, fakat hala soldan sağa terstir. Spotting scopes, tek gözlüler, dürbünler ve prizmalar (Porro prizmaları gibi) gibi yer teleskopları veya nesne ve gözmerceği arasındaki röle mercekleri imaj yönünü doğrulamak için kullanılırlar. Galilean ışık kırıcısı ve Gregorian yansıtıcısı gibi ters imajlar oluşturmayan teleskop tasarımları vardır, bunlar erecting telescoplar olarak bilinirler.

Birçok teleskop türü ikincil veya üçüncül aynalar ile optik yolu katlarlar ya da başka bir yöne çevirirler. (Newton teleskopu, Cassegrain yansıtıcısı veya benzer türler) Bunlar optik tasarımın yapı taşları olabilirler veya daha uygun bir pozisyonda göz merceğini veya dedektörü yer değiştirmek için basitçe kullanabilirler. Teleskop tasarımları özellikle tasarlanan ek mercekleri veya aynaları daha geniş bir görüntüleme alanı sayesinde imaj kalitesini geliştirmek için kullanırlar.

Tasarım ayrıntıları teleskobun özellikleriyle ve optik olarak nasıl performans gösterdiğiyle ilgilidir. Ayrıntıların birçok özelliği, Barlow mercekleri, yıldız köşegenleri ve göz mercekleri gibi teleskopla birlikte kullanılan alet ve eklentileri değiştirebilir. Bu değiştirilebilir eklentiler teleskobun ayrıntılarını değiştirmez; ancak teleskop özelliklerinin fonksiyonunu değiştirir, genellikle bu fonksiyonlar büyütme, açısal çözünürlük ve FOV’dur.

Bir nesnenin en küçük çözünebilir yüzey alanı, optik teleskopla da görüldüğü üzere, çözünebilir sınırlı fiziksel alandır. Açısal çözünürlüğe benzer, fakat tanımı farklıdır: nokta ışıklı kaynaklar arasındaki aralık kapasitesi yerine çözünebilir fiziksel alanla tanımlanır. Özellikleri ifade etmenin bilindik bir yolu, Ay kraterleri ve Güneş lekeleri gibi çözünebilir kapasite özellikleridir. Formülün kullanıldığı gösterim, çapı üzerinden çözme gücünün iki katı , nesnenin çapı ve sabit ile çarpılır ve elde edilen sonuç nesnenin görünür çapına bölünür.

Nesnenin çapı olarak kullanılan birim, bu birimdeki en küçük çözünebilir özellikler doğurur. Yukarıdaki kilometre ile tahmin edilen örnek, 3.22 km çapındaki en küçük çözünebilir Ay kraterlerini göstermektedir. Hubble Uzay Teleskopu, 2400 mm’lik birincil ayna aralığına sahiptir ve çapı 174.9 m olan Ay kraterlerine veya çapı 7365.2 km olan Güneş lekelerine yüzey çözünürlüğü sağlamaktadır.

Burada çözme sınırını arcsec olarak vermektedir ve milimetre cinsindendir. İdeal bir durumda, çift yıldız sisteminin iki bileşeni çözme sınırı ’den daha az bir biçimde ayrıldığı takdirde, ayırtedilebilir. Bu Dawes sınırı olarak bilinmektedir.

Eşitlik, her şeyin eşit olduğunu, daha büyük aralıklarda daha iyi açısal çözünmeye sahip olacağını göstermektedir. Çözünürlük bir teleskobun maksimum büyütmesi (ya da “güç”) tarafından verilmez. Maksimum güce yüksek değerler veren piyasadaki teleskoplar zayıf imajlar sunar.

Büyük yer teleskopları için, çözünürlük atmosferik görmeyle sınırlanmıştır. Bu sınır, yüksek dağların zirvelerine, balonlara, yüksekten uçan uçaklara veya uzaya yerleştirilen telekoplarla aşılabilir. Çözme sınırları; yer teleskopları için uyumlu optikler, lekeli imajlar ve şanslı imajlarla aşılabilir.

Bugünlerde, optik teleskopların dizilişiyle aralık sentezini çalıştırmak pratik olmaya başlamıştır. Çok yüksek çözünürlüğe sahip imajlar mesafeli küçük teleskop grupları ile elde edilebilir. Bu teleskoplar özenli denetlenen optik yollarla bağlanmıştır, fakat bu interferometreler yıldızlar gibi parlak nesnelerin görüntülenmesinde veya etkin galaksilerin parlak çekirdeklerinin ölçülmesinde kullanılabilirler.

Optik bir sistemin odak uzaklığı, sistemin ışığı ne kadar güçlü bir şekilde yakınsadığı veya uzaksadığının bir ölçümüdür. Havadaki bir optik sistem için, başlangıçta optik ekseni ayarlanan ışınlar üzerindeki mesafe bir odak yaratır. Kısa odak uzaklığı olan bir sistemin optik gücü uzak odak uzaklığı olan bir sistemden çok daha fazladır. Yani ışınları daha kısa bir mesafe için bir odak sağlayarak daha güçlü büker. Astronomide f-numarası genellikle odak oranı olan ile belirtilir. Bir teleskobun odak oranı nesnenin odak uzaklığının sistemdeki aralık noktasının çapı tarafından veya kendi çapına bölünmesiyle elde edilir. Odak uzaklığı cihazın görüş alanını ve odak uzaklığındaki bir mercek, film tabakasi ya da CCD’de görüntülenen imaj ölçeğini kontrol eder.

Sayısal olarak büyük odak oranlarının uzun ya da yavaş olduğu söylenir. Küçük numaralar kısa veya hızlıdır. Bu terimlerin ne zaman kullanıldığını belirlemede hiçbir keskin sınır yoktur, kişi bu durumda kendi belirleyici standartlarını düşünebilir. Modern astronomik teleskoplar arasında, odak oranı f/12’den daha yavaş herhangi bir teleskobun genellikle yavaş (büyük numaralar) olduğu düşünülür ve odak oranı f/6’dan hızlı (küçük numaralar) herhangi bir teleskobun ise hızlı olduğu düşünülür. Hızlı sistemler sıklıkla görüş alanı merkezinden uzak optik sapmaya sahiptirler ve genellikle yavaş olanlardan daha fazla rağbet gören göz mercekleridir. Hızlı bir sistem, yavaş bir sistemden çok belli bir zaman aralığında toplanan daha fazla foton sayesinde astrofotoğrafçılık gibi pratik amaçlar için kullanımlarda sıklıkla gereklidir; çünkü hızlı sistemler daha hızlı sonuca ulaşmak için hızlandırılmış fotoğrafçılığa imkân verir.

Geniş alan teleskopları (astrograflar gibi) uydu rotası ve astreoidlerde, kozmik ışın araştırması ve gökyüzünde astronomik incelemelerin yapılabilmesi amacıyla kullanılır. Düşük f oranına sahip teleskopların optik sapmalarını azaltmak, büyük f oranına sahip teleskopların optik sapmalarını azaltmaktan daha zordur.

aralığının ortalama yetişkin bir göz bebeği çapı olan 7 mm'ye bölünmesiyle elde edilen sonucun karesine eşittir. Genç insanlar daha geniş çapa sahiptirler, genellikle 9 mm olduğu söylenir, yani gözbebeği çapı yaşla birlikte azalır.

Verilen bir alanın araştırılması için, görüş alanı hassas ışık toplama gücü kadar önemlidir. Geniş genel bakışlı araştırma teleskopu gibi araştırma teleskopları sadece hassas ışık toplama gücünden ziyade, ayna alanı ve görüş alanı verimini maksimum noktaya çıkarmayı dener.

Bir teleskop boyunca büyütme, FOV sınırlanırken görüntülenen bir nesnenin büyümesiyle olur. Büyütme genellikle teleskobun optik gücü gibi yanıltıcıdır, özellikleri gözlemlenebilir dünyayı tanımlamak için kullanılmış ve yanlış anlaşılmış bir terimdir. Yüksek büyütmelerde, imaj kalitesi büyük oranda düşer, optik sistemin etkili odak uzaklığını arttıran Barlow merceğinin kullanımı ise düşmüş imaj kalitesini arttırır.

Benzer küçük etkiler, etkili odak uzaklığını arttıran veya azaltan birçok mercek boyunca ilerleyen ışığı kullanan yıldız köşegenler kullanıldığında da oluşabilir. İmajın kalitesi genellikle büyütmeye değil, optik (mercek) kalitesine ve görüntüleme durumlarına bağlıdır.

Büyütme kendini optik özelliklerle sınırlar. Herhangi bir teleskop ya da mikroskop ile pratik maksimum bir büyütmenin ötesinde, imaj ayrıntı göstermeden daha büyük gözükür. Bu durum cihazın çözebildiği en ince ayrıntıyı, gözün görebileceği en ince ayrıntıyla eşleştirebilmek için büyütürken olur. Bu maksimum ötesi büyütme genellikle boş büyütme olarak isimlendirilir.

Bir teleskoptan alınabilecek en fazla detayı elde ederken, gözlemlenen nesne için doğru büyütmeyi seçmek önemlidir. Bazı nesneler düşük güçte en iyi gözükürlerken, bazıları en yüksek güçte çoğu ise ortalama büyütmede iyidir. Büyütme için minimum ve maksimum olmak üzere iki değer vardır. Geniş görüş alanına sahip göz merceği, teleskop üzerinden aynı büyütmeyi sağlarken ona benzer bir diğer göz merceği odak uzaklığını korumak için kullanılabilir. Iyi atmosfer koşullarında çalışan kaliteli bir teleskop için, maksimum kullanılabilir büyütme ışığın kırılması ile sınırlanmıştır.

Bir teleskop boyunca görüş alanını görsel büyütme teleskopların odak uzaklığı ’nin göz merceği odak uzaklığına (ya da çap) bölünmesiyle belirlenir. Maksimumu göz merceğinin çapıyla sınırlanır.

Bir teleskopta en düşük yararlanılan büyütmedir. Parlaklığın azalan büyütme ile artması sınırlıdır ve bu sınır göz bebeği çıkışı olarak tanımlanır. Göz bebeği çıkışı göz merceğinden çıkan ışık silindiridir, büyütmeyi azaltır, göz bebeği çıkışını büyütür. Minimum teleskop aralığı göz bebeği çıkış çapına bölündüğünde hesaplanabilir. Bu sınırlı büyütmeyi azaltmak parlaklığı arttırmaz ve bu sınırda azalan büyütme için hiçbir yarar yoktur. Buna benzer bir şekilde göz bebeği çıkışı hesaplamasında, aralık çapı kullanılan görsel büyütmeye bölünür. Minimum değere bazı teleskoplarda ulaşılamayabilir, uzun bir odak uzaklığına sahip bir teleskop olası uzun odak uzaklığı göz merceği gerektirebilir.

Görüş alanı, bir cihazla ya da çıplak gözle (teleskop ya da dürbünler) herhangi bir zaman diliminde görülen gözlemlenebilir dünyanın boyutudur. Görüş alanında, bir göz merceğinin özelliği veya teleskop ve göz merceğinin birleşiminden elde edilen bir özellik için çeşitli gösterimler vardır. Fiziksel bir sınır, optiğin ışık kırılımı yüzünden FOV’un tanımlanan maksimum bir değerden daha büyük olarak görüntülenemediği bir birleşimden türer.

Açık FOV teleskobun içine girmeden bir oküler göz merceği boyunca gözlenen gözlemlenebilir dünyadır. Teleskopta kullanılan tüp boyutu genellikle modern teleskoplarda 1.25 veya 2 inç çapıyla sınırlıdır. Büyütmeye ödün vermeden, daha küçük bir FOV ile karşılaştırılan daha geniş bir FOV; aynı büyütmede uçsuz bucaksız gözlemlenebilir bir dünyaya ulaşmak için kullanılabilir. FOV’un artması gözlemlenen nesnenin yüzey parlaklığını düşürür, çünkü toplanan ışık daha geniş bir alana yayılır; yani artan gözlemlenen alan orantılı bir şekilde gözlemlenen nesneyi karanlıkta bırakarak, yüzey parlaklığını düşürür. Geniş FOV göz mercekleri en iyi, düşük büyütmelerde ve büyük aralıklarla çalışırlar. Bir nesnenin göreceli boyutu minimum büyütme veren yüksek karşılaştırmalı standartlarla görüntülenir, minimum büyütme başlangıç için toplamda daha parlak bir imaj verir.

Optik teleskopların birçok özelliği vardır ve gözlemin karmaşıklığı göz korkutucu bir iş veya deneyim olarak bulunabilir. Denemeler gözlemlerinizi nasıl maksimum yapacağınızı anlatan temel katkı elemanlarıdır. Pratikte, bir teleskobun sadece iki temel özelliği gözlemin nasıl farklı olacağını gösterir: odak uzaklığı ve aralık. Bunlar optik sistemin bir nesneyi veya bir aralığı nasıl görüntüleyeceğiyle ve bir oküler göz merceği boyunca ne kadar ışık toplayacağıyla ilgilidir. Göz mercekleri daha sonra gözlemlenebilir dünyanın görüş alanının ve büyütmesinin nasıl değişeceğini belirler.

Bu terim, gözlemcinin birçok farklı teknik kullanarak bir nesne veya aralığı görüntülediği durumda, bir teleskop kullanılarak neler görülebileceğini tanımlamaktadır. Neyin nasıl görüntülendiğini anlamak görüş alanına bağlıdır. Görüş alanıyla birebir örtüşen boyutta bir nesneyi görüntülemek, iki teleskop özelliği kullanılarak ayarlanır – odak uzaklığı ve aralık, bir oküler göz merceği ile uygun odak uzaklığının (çap) içi içe girmesiyle birlikte. Gözlemlenebilir dünya ve nesnenin açısal çapının karşılaştırılması nesnenin ne kadarını gördüğümüzü gösterir. Ancak, optik sistemle ilişkisi yüksek yüzey parlaklığıyla sonuçlanmayabilir. Gökyüzüyle ilgili nesneler çok uzak mesafeden dolayı genellikle sönüktür ve ayrıntı ışık kırılması veya uygun olmayan optik özellikler tarafından sınırlanabilir.

Gerçek görüş alanı sonucu 0.64°dir ve Orion nebulası gibi nesnelerin görüntülenmesine izin verir. Orion nebulasının kendi bütünlüğünün teleskop boyunca görüntülenebilmesi için açısal çapı 65x60 ark dakika ile eliptik bir biçimde ortaya çıkar, nebulanın tümü gözlemlenebilir dünyanın içindedir. Bu gibi yöntemleri kullanmak tüm nesneleri içeren gözlemlenebilir dünyadan emin olarak ya da farklı açılarda görüntülenen nesneleri büyüterek veya küçülterek görüntüleme potansiyelinizi arttırmanızı sağlar.

Herhangi bir büyütmede yüzey parlaklığının önemli ölçüde azalacağını daha uzak ve sönük bir görüntüyle sonuçlanacağını not edin. Sönük görüntü nesnenin daha az görsel ayrıntısıyla sonuçlanır. Madde, halkalar, spiral kuvvetler ve gazlar gibi detaylar nesne veya aralığın eksik görüntüsünü vererek, gözlemciden tamamen gizlenebilir. Fizik bilimi teleskobun minimum teorik büyütmede yüzey parlaklığının %100 olduğunu zorla kabul ettirir. Ancak pratikte, çeşitli etkenler %100 parlaklığa engel olurlar. Bunlar teleskobun sınırlamalarıdır (odak uzaklığı, göz merceği odak uzaklığı gibi) ve gözlemcinin yaşına bağlıdır.

Problemli bir örnek teorik yüzey parlaklığının %100 olduğu durumda oluşabilir, optik sistemin gereken etkili odak uzaklığı büyük çap ile göz merceği gerektirebilir.

Bazı teleskopların teorik yüzey parlaklığı % 100’e ulaşamaz, bazıları ise çok küçük çaplı göz merceği kullanarak bu değere ulaşabilir. Minimum büyütmeyi elde ederken gerekli göz merceğini bulmak için, teleskobun odak uzaklığının minimum büyütmeye bölünmesiyle elde edilecek bir büyütme formülü ayarlayabiliriz.

35 mm’lik bir göz merceği standart olmayan bir boyuttadır ve satın alınamaz. Bu durumda %100’e ulaşabilmek için standart üretilen 40 mm’lik göz merceklerine gerek duyardık. Göz merceği minimum büyütmeden daha büyük bir odak uzaklığına sahip oldukça, boşa giden ışığın fazlalığı gözlerimize ulaşmaz.

Büyütmeyi azalttığınızda yüzey parlaklığında oluşan artma sınırlıdır, bu sınır göz bebeği çıkışı tanımı gibidir; bir ışık silindiri göz merceğinden gözlemciye bu işlemi gerçekleştirir. Bir göz bebeği çıkışı planlanan ışığın tümünü almak için çap olarak kendi göz bebeğimizle eşleşmeli ya da ondan daha küçük olmalıdır, büyük bir göz bebeği çıkışı boşa giden ışıkla sonuçlanır. Göz bebeği çıkışı teleskop aralığının minimum büyütmeye bölünmesinden türetilebilir.

.Buradaki sınırlama göz bebeği çapıdır, şanssız bir sonuçtur ve yaşla birlikte azalır. Bazen gözlemlenebilir ışık kaybı beklenir ve sistem minimum kullanılabilir büyütmeye eriştiğinde, büyütmenin azalması yüzey parlaklığını arttırmaz, yararlı teriminin kullanılmasının nedeni budur.

Hiçbir teleskop mükemmel imaj oluşturamaz. Şayet yansıtıcı bir teleskop mükemmel bir aynaya sahip olsaydı ya da ışık kırıcı bir teleskop mükemmel merceklere sahip olsaydı, ışık kırıcı aralığın etkileri kaçınılmaz olurdu. Gerçekte, mükemmel aynalar ve mükemmel mercekler yoktur, bu yüzden ışık kırıcı aralığa ek olarak imaj sapmalarının göz önüne alınması gerekirdi. Imaj sapmaları iki ana sınıfa ayrılabilir; tek renkli ve çok renkli. 1857’de Philipp Ludwig von Seidel (1821-1896) birinci dereceden tek renkli sapmaları beş temel sapmaya ayırdı. Bu durum yaygın olarak beş Seidel Sapması olarak bilinmektedir. Diğer bir sapma çeşidi ise renk sapmasıdır (Kromatik aberasyon).

Kuyruk saçılması (Koma) Kuyruklarıyla birlikte komet benzeri asimetrik ışık parçaları olarak açığa çıkan noktaların oluşturduğu bir kusurdur, kuyruklar ise ölçümün doğruluğunu bozmaktadır. Büyüklüğü genellikle optik sinüs teorisinden çıkarılır.

Alanın eğriliği Petzval alan eğriliği bir düzlemde olmayan, aslında eğri bir yüzeye sahip oyuk ya da yuvarlak anlamına gelen imajdır. Fotoğraf tabakası veya CCD imaj sensörü gibi bir düzlem görüntüleme cihazı kullanıldığında bazı problemlere yol açabilir.

Biçim bozulması Tüp ya da iğnedeliği, radyal bir biçim bozulması birçok imajın (bir panoramik fotoğrafın içine birçok fotoğrafı dikmekle aynı şey) birleşmesiyle düzeltilmelidir.

Optik kusurlar her zaman yukarıdaki sırada dizilirler, çünkü bu giriş/çıkış göz bebeği hareketleri yoluyla ilk sıra sapmaları olarak birbirleriyle olan bağlantıyı göstermektedir. Ilk Seidel sapması, Küre Sapması, çıkış göz bebeğinin (eksensel ve ekstra eksensel kalemler için aynı gibi) pozisyonundan bağımsızdır. Ikinci, kuyruk saçılması, göz bebeği uzaklığı ve küresel sapmanın bir fonksiyonu olarak değişir; yani basitçe hareket eden göz bebeği tarafından küresel sapmadan bağımsız bir mercekte kuyruk saçmasını düzeltmenin imkânsız olduğu bilinen bir sonuçtur. Benzer bağıntılar listede kalan sapmaları etkiler.

Optik teleskoplar, astonomik araştırmalarda 17. yüzyılın başı icatların bulunduğu zamanında kullanılırlardı. Yıllar boyunca ışık kırıcı ve yansıtıcı olarak, ışığın türüne veya imajı elde edilen nesne hatta uzay teleskopları gibi yerleştirildikleri yer gibi optik teknolojiye bağlı olarak birçok teleskop türü inşa edildi. Bazıları solar teleskoplar gibi çalışma biçimine göre sınıflandırılır.

Bir mercek içinde maddenin tüm hacmi kusurdan ve homojen olmama durumundan muaftır, oysaki bir ayna içinde sadece bir yüzey mükemmel bir şekilde parlaktır.

Üretim ve büyük çaplı merceklerin değişimini içeren birçok teknik zorluk vardır. Bunlardan biri tüm gerçek maddelerin yer çekiminde aşağı düşmesidir. Bir mercek sadece kendi çapıyla tutulabilir. Öte yandan bir ayna yansıtıcı yüzüne karşıt diğer tüm kısımlar sayesinde desteklenebilir.

Teleskop yapımında yeni çağ, yaratılan bir aynanın 4.5 m çapında olduğu altı kısımdan oluşan bir aynaya sahip Çoklu Aynalı Teleskop ile resmi olarak açılmıştır. Şimdilerde 6.5 m’lik tek bir ayna ile yer değişmiştir. Bu örnek 10 m’lik parçalı aynalara sahip Keck teleskoplarını takip etmiştir.

Şu anki en büyük yer telekopları çapı 6 ve 11 m arasında değişen birincil aynalara sahiptir. Bu tür teleskopların aynaları çok incedir ve etkinleştirici bölümleri (etkin optiklere bakınız) tarafından ideal şekillerini korurlar. Bu teknoloji, çapı 30, 50 ve hatta 100 m olan geleceğin teleskoplarını yönlendirmektedir.

Göreceli olarak ucuz, topluca üretilen 2 metrelik teleskoplar şu an gelişmektedirler ve astronomi araştırmalarında önemli bir etkiye sahiptirler. Bunlar sürekli devam eden, görüntülenen birçok astronomik hedefe izin verir ve gökyüzünün büyük alanlarında incelenebilirler. Birçoğu robot teleskoplardır, astronomik olayları otomatik olarak takip ederler ve internet aracılığıyla bilgisayarla kontrol edilirler.

Ilk olarak teleskoplarda kullanılan dedektör insan gözüydü. Daha sonra, hassaslaştırılmış fotoğraf tabakası onun yerini aldı ve spektrograf keşfedildi, spektrograf spektral bilgi toplamaya izin verir. Fotoğraf tabakasından sonra, yük bağlaşımlı aygıt (CCD’ler) gibi elektronik dedektörlerin başarılı türleri geliştirildi, bu cihazlar daha hassas, daha iyi çözünmeye sahip ve genellikle daha geniş bir dalgaboyu aralığını kapsamaktadır.

Optik ışık kırıcı olayı çözünürlüğe ve teleskobun ulaşabildiği imaj kalitesine bir sınır koyar. Bu sınır Airy diskin etkin alanıdır ve Airy disk yerleşebilen iki diskin nasıl yakınlaşacağını sınırlar. Bu kesin sınır ışık kırıcı sınır olarak tanımlanır (Rayleigh kriteri, Dawes sınırı veya Sparrow’un çözünürlük sınırı ile çok yakın olabilir). Bu sınır çalışılan ışığın (böylece kırmızı ışığın sınırı mavi ışığın sınırından daha erken gelir) dalga boyuna ve teleskop aynasının çapına bağlıdır.

Bu durum belirgin ayna çapına sahip bir teleskobun teorik olarak belli bir dalgaboyunda belli bir sınırı çözeceği anlamına gelir. Dünyadaki klasik teleskoplar, çapı 10 cm’den büyük teleskoplar için ışık kırıcı sınırın herhangi bir ilgisi yoktur. Bunun yerine, görme ya da atmosferden ötürü bulanıklığa çözünme sınırı koyar. Fakat uzayda ya da uygun optik araçlar kullanılırsa, bazen ışık kırıcı sınıra ulaşılabilir. Bu noktada, bu dalgaboyunda eğer daha fazla çözünmeye gerek duyulursa, daha geniş bir ayna inşa edilmeli ya da aralık yaratma yakındaki teleskop dizilerini kullanarak çalıştırılmalıdır.

Yakın zamanda, yer teleskopları için atmosferin sebep olduğu biçim bozulmalarının üstesinden gelecek iyi sonuçlar veren birçok teknoloji geliştirilmiştir. Uyumlu optiklere, lekeli imajlama ve optik interferometreye bakınız.