Вот несколько устаревший список орбитальных телескопов, по крайней мере дает представление, что делалось.
http://galspace.spb.ru/index62-1.htmlВы удивитесь, но в списке 65 орбитальных телескопа, список неполный.И еще один обзор
http://sovserv.ru/vbb/showthread.php?t=61260

Не орбитальный, но огромный: зеркало 30 метров
Система адаптивной оптики позволит проводить наблюдения с дифракционным качеством (0,008 угловой секунды на длине волны 1,2 мкм и 0,015 угловой секунды на длине волны 2,2 мкм).
http://physics.com.ua/news.php?id=1325
сайт компании строителя http://www.tmt.org/

На практически всех крупных наземных телескопах используется адаптивная оптика для исправления волнового фронта от исследуемого объекта, искаженного атмосферой. Вкратце принцип работы таков: лазером мощностью в несколько ватт возбуждается свечение натрия в слоях атмосферы на высоте около 90 км, там его есть. Получается яркое пятно (искуственная звезда) диаметром около метра в поле зрения телескопа. Спициальная компьютерная программа исследует принимаемое изображение и корректирует его, а заодно и изображение далекого исследуемого объекта, управляя кривизной специального небольшого зеркала. Зеркало это представляет из себя матрицу пьезоэлементов с зеркальным покрытием. Например, система адаптивной оптики интерферометра Очень большого телескопа (VLT) Европейской южной обсерватории в Чили имеет корректирующее зеркало из 60-ти управляемых элементов.
ПРИНЦИП КОРРЕКЦИИ АТМОСФЕРНЫХ ИСКАЖЕНИЙ с помощью гибкого управляемого зеркала. На врезках - изображение двойной звезды без коррекции волнового фронта (слева) и с применением коррекции (справа).



http://www.krugosvet.ru/enc/nauka_i_tehnika/astronomiya/ADAPTIVNAYA_OPTIKA.html
Упомянутый 30 метровый телескоп тоже будет снабжен адаптивной оптикой. http://www.tmt.org/news/tip-tilt-milestone.htm
3000 управляющих элементов будут деформировать по необходимости поверхность зеркала 800 раз в секунду. Кроме того есть еще изменение наклона фронта волны, связанное с перемещением объекта по небосводу в результате вращения Земли. Для коррекции этого искажения все зеркало, весящее 40 кг, изменяет свою ориентацию 20 раз в секунду.

Расположенная на Гаваях в вулкане Mauna обсерватория W. M. Keck Observatory использует Следующего Поколения Адаптивную Оптику NGAO на двух 10 метровых телескопах, работающих синхронно. продвинутые в английском могут здесь прочитать подробности
http://keckobservatory.org/images/files/ASTRO2010_NGAO_Activity_Report.pdf
Вот она, обсерватория. Надо быть большим энтузиастом, чтоб работать в столь "цивилизованном" месте

http://astro.websib.ru/sprav/Observat/obs/O/O_Mouna-Kea/O_Mouna-Kea.htm

В состав обсерватории Кек входит в том числе
Joint Astronomy Centre расположенный в Хило, Гавайи,
http://www.jach.hawaii.edu/
Объединенный астрономический центр управляет двумя телескопами:
самый большой в мире работающий исключительно  в инфракрасном диапазоне United Kingdom Infra-Red Telescope Британский инфракрасный телескоп - 3,8-метровый


James Clerk Maxwell Telescope Телескоп Джеймса Клерка Максвелла - Телескоп субмиллиметровых волн. -15 -метровый
на нем используется уникальный болометр SCUBA, the Submillimetre Common-User Bolometer Array. The instrument contains 131 individual detectors, in two arrays, optimized for the submillimetre atmospheric transmission windows. Здесь описание от изготовителя http://www.roe.ac.uk/ukatc/projects/scuba/index.html
Следующая разработка SCUBA-2 значительно превосходит по возможностям
http://www.roe.ac.uk/ukatc/projects/scubatwo/index.html
Кому интересно, вот таблица ими разработанных инструментов
http://www.roe.ac.uk/ukatc/includes/ukatc-instruments.pdf

В начале 2005 года вступил в стадию практических наблюдений пилотный проект Atacama Pathfinder Experiment (APEX). Расположенное в Чили, на высоте 5100 м 12-метровое зеркало позволяет проводить наблюдения южного неба в идеальных условиях в субмиллиметровом диапазоне волн - наименее исследованной прежде части электромагнитного спектра.

Поверхность 12-метрового зеркала состоит из 264 алюминиевых панелей. После монтажа средняя точность поверхности достигала 40 микрон. Более точное формирование поверхности провели путем приема сигнала передатчика частоты 92 ГГц, установленного на соседней горе. С помощью этого сигнала и голографического метода были сняты карты отклонений от идеальной формы поверхности зеркала. После новой юстировки панелей была достигнута средняя точность 17 мкм - это пятая часть толщины человеческого волоса и 1/22 самой короткой волны APEX (0.37 мм)
    Краткие характеристики телескопа APEX

    Место расположения:
    Чили, Llano de Chajnantor, 23^о00'20."8 ю.ш., 67^о45'33."0 зап.долг.

    Зеркало телескопа:

        * главный рефлектор: диаметр 12 м, 264 алюминиевых панели,
        * средняя точность поверхности: 17 мкм (r.m.s.),
        * общий вес: 125 т,
        * средняя точность наведения: 2",
        * изготовитель: Vertex Antennentechnik GmbH,
        * угловое разрешение: FWHM = 7."8 х 800/[GHz],
        * соотношение раскрыва: f / D = 8.
          Оснащение:
        * наблюдаемый спектральный диапазон: от 0.2 до 1.5 мм,
        * приемники: гетеродинный приемник для спектральных исследований, болометрическая матрица формирования изображения,
        * аппаратура анализа: автокоррелятор и FFT - спектрометр.
Здесь подробно об  APEXhttp://w0.sao.ru/hq/lrk/APEX.html
    Кроме того, APEX - прообраз запланированного интерферометра ALMA , наблюдения которого будут возможны на базах до 14 км.

Вот она, обсерватория. Надо быть большим энтузиастом, чтоб работать в столь "цивилизованном" месте

   Так они вахтовым методом работают. И приличный отель для дневного сна имеется.

Вкратце принцип работы таков: лазером мощностью в несколько ватт возбуждается свечение натрия в слоях атмосферы на высоте около 90 км, там его есть. Получается яркое пятно (искуственная звезда) диаметром около метра в поле зрения телескопа. Спициальная компьютерная программа исследует принимаемое изображение и корректирует его, а заодно и изображение далекого исследуемого объекта, управляя кривизной специального небольшого зеркала.

Казалось бы в любой области неба много точечных объектов , которые можно использовать для коррекции искажений зеркала и атмосферы. Зачем искусственная звезда?

Из действительно масштабных проектов обращает на себя внимание Paul Allen's Telescope Array. Paul Allen - один из основателей Майкрософт и верящий в поимку вселенских сигналов чудак с деньгами. Вот здесь на горе

вознамерились и собираются построить 350 антенн диаметром 3,1м каждая, вот таких

В отличии от Аресибо, который программе SETI посвятил в период сентябрь 1998 до март 2004 всего 100 дней своего времени, этот проект будет наблюдать, искать и ловить 24 часа в сутки 7 дней в неделю. Диапазон 1 до 10 GHz
 Это поле антенн охватывает бОльшую площадь неба, чем Аресибо и может принять сигнал от множества звезд одновременно. Вот сравнение. Project Phoenix это Аресибо

Кроме поиска внеземных сигналов предусмотрена и обширная научная программа.
    * Determine the HI content of galaxies out to z ∼ 0.2 over 3π steradians, to measure how much intergalactic gas external galaxies are accreting; to search for dark, starless galaxies; to lay the foundation for SKA dark energy detection

    * Classify 250,000 extragalactic radio sources as active galactic nuclei or starburst galaxies, to probe and quantify star formation in the local Universe; to identify high redshift objects; to probe large scale structure in the Universe; to identify gravitational lens candidates for dark matter and dark energy detection

    * Explore the transient sky, to probe accretion onto black holes; to discover of the orphan gamma ray burst afterglows; to discover new and unknown transient phenomena

    * Survey 1,000,000 stars for SETI emission with enough sensitivity to detect an Arecibo radar out to 300 pc within the range of 1 and 10 GHz

    * Survey the 4×1010 stars of the inner Galactic Plane from 1.42 to 1.72 GHz for very powerful transmitters

    * Measure the magnetic fields in the Milky Way and other Local group galaxies, to probe the role of magnetic fields in star formation and galaxy formation and evolution.

    * Detect the gravitational wave background from massive black holes through pulsar timing

    * Measure molecular cloud and star formation properties using new molecular tracers, to map the star formation conditions on the scale of entire GMCs; to determine the metallicity gradient of the Milky Way
Весь проект разбит на стадии готовности

Первая из них АТА-42,


Остальные подробности тут http://www.seti.org/ata

Цитата konstkir: 'Кстати, любопытно, как сильно раскрашивают фото, например, NASA?'

В оптических телескопах, в отличие от обычных фотокамер, в качестве датчиков изображения в основном применяют матрицы ПЗС с обратной засветкой.
Наиболее распространенные для обычных фотокамер цветовые фильтры Байера в астрономических инструментах не используют.
Для астрономических наблюдений применяют светофильтры других типов (http://www.astronet.ru/db/msg/1188713).

А какие типы приемников излучения, кроме матриц ПЗС с обратной засветкой, применяют в современных телескопах?

Телескоп Herschel Space Observatory.
Телескоп с зеркалом диаметром 3,5 метра - самый крупный космический телескоп из когда-либо запущенных. Материалом для зеркала послужил карбид кремния. Благодаря этому вес телескопа составил лишь 300 кг, в то время как телескоп из традиционных материалов весил бы 1,5 тонны. Кроме того, физические свойства карбида кремния позволяют контролировать форму зеркала с точностью до 10 мкм. Зеркало 'склеено' из 12 элементов.[2] Излучение фокусируется на три прибора с датчиками, имеющими температуру ниже 2 K.
зеркало
Расположение в ракете при запуске. Хершел сверху, Планк под ним

Три инструмента на борту
Детектор HIFI (Heterodyne Instrument for the Far Infrared) улавливает излучение в диапазоне от 157 до 212 микрометров и от 240 до 625 микрометров. HIFI способен различать отдельные молекулы и изучать характер их движения, температуру и другие физические характеристики.
 Слово "гетеродинный" означает, что инфракрасный спектр переносится в видимый с помощью локальных генераторов в количестве 7, перекрывающих диапазон 480-1250 Ггц и 1410-1910 Ггц. Вот такой он

4 сентября этот инструмент временно отключен поскольку в его работе обнаружились аномалии. http://www.esa.int/esaSC/SEMUFIFF5ZF_index_0.html
Детектор PACS (Photodetector Array Camera and Spectrometer) работает в диапазоне от 55 до 212 микрометров. Этот инструмент идеально приспособлен для изучения молодых галактик с активным звездообразованием и пылевых облаков.

Инструмент под названием SPIRE (Spectral and Photometric Imaging REceiver) предназначен для изучения излучения в диапазоне длин волн от 194 до 672 микрометров.
Сайт http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=45263

Галактика М51, внизу она же в видимом спектре