Ze względu na straty w systemie optycznym teleskopu jest rzeczywiste zwiększenie jasności gwiazdy o około 0,5^m mniejsze niż wartość obliczona teoretycznie. Gdy zamiast okularu użyjemy aparatu fotograficznego, możemy zarejestrować gwiazdy o 3^m słabsze niż przy wizualnych obserwacjach teleskopem. Na fotografii zbieramy światło z gwiazdy przez dłuższy czas. Zwiększenie jasności obiektów rozciągłych jest zawsze mniejsze niż jasność gwiazd i zależy od powiększenia teleskopu. Im znaczniejsze powiększenie teleskopu, tym mniej jasny jest obraz obiektu rozciągłego. W lunetach o średnicy obiektywu 100 mm dostrzeżemy gwiazdy 156 razy słabsze niż gołym okiem, a zatem gwiazdy ll,5^m—12^m. Największy obecnie teleskop, o średnicy zwierciadła 6 m, pozwala nam dostrzec gwiazdy aż 563 000 razy słabsze niż okiem nieuzbrojonym, a zatem gwiazdy 20^m - 2 l^m, a przy zastosowaniu fotografii 23^m - 24^m.

        Powiększenie rozmiarów kątowych obserwowanych obiektów jest drugą ważną funkcją teleskopu. Żaden jednak teleskop nie powiększy nam obrazów gwiazd, gdyż znajdują się one zbyt daleko. W powiększeniu zobaczymy tylko obiekty rozciągłe, jak Słońce (uwaga — Słońca nie należy nigdy obserwować bezpośrednio, zawsze na ekranie!), Księżyc, planety, komety, gromady gwiazd, mgławice i galaktyki.

        Rozmiary kątowe obserwowanych obiektów powiększamy okularem lunety, przez który patrzymy jak przez lupę na obraz obiektu wytworzony przez obiektyw lunety lub teleskopu. Powiększenie teleskopu możemy obliczyć mierząc długości ogniskowe obiektywu i okularu. Im dłuższa ogniskowa obiektywu i krótsza ogniskowa okularu, tym powiększenie teleskopu jest większe. Luneta o ogniskowej obiektywu 300 cm i ogniskowej okularu 3 cm powiększa 100 razy.

        Trzecią ważną funkcją teleskopu jest zwiększenie zdolności rozdzielczej oka. Wskutek ugięcia światła na brzegach obiektywu, obraz gwiazdy nie będzie w żadnym teleskopie punktem, ale większym lub mniejszym krążkiem. Zdolność rozdzielczą teleskopu określa średnica kątowa krążka dyfrakcyjnego, którą dla światła widzialnego wyrażamy w sekundach łuku, dzieląc 114" przez średnicę obiektywu wyrażoną w milimetrach. Im większa średnica obiektywu w teleskopie, tym krążek dyfrakcyjny jest mniejszy, a teleskop ma większą zdolność rozdzielczą. Lunetą o średnicy obiektywu 10 cm możemy odróżnić dwa szczegóły, które są od siebie oddalone o kąt 1,44". Teleskopem o średnicy 5 m rozróżniamy szczegóły oddalone od siebie o 0,02". Gdy chcemy zobaczyć składniki gwiazdy podwójnej, oddalone o kąt 0,5", musimy użyć teleskopu o średnicy obiektywu przynajmniej 23 cm.

Podstawowe typy telskopów

        Teleskopy, których obiektywem jest soczewka zbierająca, nazywamy refraktorami. Takim typem lunety była luneta Galileusza z roku 1609, której okular, soczewka rozpraszająca, wytwarzał obraz prosty. W astronomii jednak używa się lunet z okularami utworzonymi przez soczewkę skupiającą lub układ soczewek skupiających. Tworzą one obraz optyczny odwrócony. Pojedyncze soczewki obarczone są licznymi błędami optycznymi, od których się można uwolnić tylko korzystając z kombinacji większej liczby soczewek i różnych gatunków szkła. Obiektywy składające się z większej liczby soczewek są jednak nie tylko bardzo drogie, ale także skomplikowany jest proces ich wytwarzania, ponadto gruba warstwa szkła pochłania znaczną część przechodzącego światła. Rozmiarów obiektywów soczewkowych nie można też dowolnie zwiększać, maksymalne rozmiary soczewek są bowiem ograniczone ciężarem materiału, z którego je wykonano. Największy refraktor, o średnicy obiektywu 102 cm i ogniskowej 1940 cm, został ustawiony w roku 1897 w Obserwatorium Yerkesa, w amerykańskim stanie Wisconsin.

        Znacznie prostszy układ optyczny mamy w teleskopach zwierciadłowych, czyli reflektorach. Obiektyw takiego teleskopu tworzy wklęsłe zwierciadło paraboloidalne, wykonane ze szkła i pokryte cienką warstwą srebra lub aluminium. Taki obiektyw nie wykazuje ani aberracji sferycznej, ani chromatycznej i - co najważniejsze - niemal nie pochłania światła. Długość ogniskowej obiektywu reflektora zależy nie tylko od krzywizny zwierciadła, ale także od miejsca, w którym promienie obserwowanego obiektu odbijają się od zwierciadła. Umieszczając przed obiektywem, na drodze odbitych promieni, jedno lub dwa pomocnicze zwierciadła, można uzyskać kilka ogniskowych o różnych długościach. Pierwszy reflektor skonstruował Isaak Newton w 1671 roku.