我们明白，折射望远镜中的物镜是一个透镜，或者是多个透镜的组合，安装在镜筒的最上面。物镜将星光折射到镜筒下面的焦点上，在此处形成影像，这个影像不仅可以用目镜观察，还可以用来摄影，以及使用其他方法研究。伽利略（Galileo）初期使用的望远镜是折射望远镜，将这种望远镜以消色方法改良之后依然有着重要用途。

反射望远镜中的物镜是一个凹镜，安装在镜筒的最下面，将星光反射到镜筒最上面的焦点上。现在，我们面临着一个困难：如果想要看清楚焦点上的成像，观察者必须站在上面望向镜中。假如他俯身在镜筒上观察，便会在镜中看见自己的影子。他的头部和肩部会将射来的大部分星光挡住，所以要想办法将焦点移到镜筒外面，这样才能观察到星星的像。由于使用的方法不同，所以出现了各种各样的反射望远镜。现在，主要有主焦点系统、牛顿系统、卡塞格林系统、格雷果里系统、折轴系统等。在这一节中，我们介绍一下牛顿式（Newtonian）和卡塞格林式（Gassegrainian）。

在牛顿式反射望远镜中，将一面小镜子斜放在镜筒中接近焦点的内部。这面镜子的反光面与望远镜的主轴成45度的夹角，从大镜子射来的光柱接着会反射到镜筒边上。在那里可以用普通目镜观察，或者用来摄影。

因此，牛顿式反射望远镜的观察口位于镜筒左上侧。观察者透过目镜望向的方向与所要观测的星星的方向垂直。大型反射望远镜的观测台与旋转圆顶相连，而且正对着缝隙，便于升降，可以让观察者通过合适的位置观察望远镜指向的任意方向。

在卡塞格林式望远镜中，主镜和焦点之间有一个小型凸状反射镜片。小镜将聚集的光柱反射到大镜上，然后通过大镜中央的小小开口处，接着在镜子后面形成焦点，这里就是放置目镜的地方。这种望远镜的使用方法与折射望远镜的使用方法相同，观察者望向所要观测的天体即可。许多反射望远镜不仅可以采用牛顿式，还可以采用卡塞格林式。

反射望远镜的优点是：不含色差、观察波段宽、比折射望远镜容易制造等。不过，它也有不足之处：口径越大视场越小，物镜需要定期镀膜等。现在，许多口径比较大的光学望远镜都是反射望远镜。

牛顿式和卡塞格林式的望远镜

3 0 0年前，反射镜开始普遍应用，尽管在更早的5 0年前牛顿（Newton）、卡塞格林（Gassegirain）等人已经解释了其中的原理。威廉·赫歇耳爵士（Sir William Herschel）制造了许多反射望远镜，其中有些用来观察天象。100多年前，爱尔兰业余天文学家罗斯爵士（Lord Rosse）拥有一架直径是1.8米的大型反射望远镜，这架望远镜在当时被称为巨无霸。人们都知道这架大型望远镜，因为它第一次观察到遥远天体的漩涡结构，后来将那些天体命名为漩涡星云。

早期反射望远镜的镜子使用的是金属盘（speculum meda），等到镜面变暗之后需要磨光。与现代望远镜的机械部分相比，赫歇耳、罗斯等人的大型望远镜的机械部分很粗糙。它们无法准确地追逐天体的向西运动，而这在摄影上非常重要，或者说在现代天文学的观测中非常重要。

200多年前，玻璃慢慢地取代了金属。最关键的是将圆玻璃的一面打磨成需要的形状，然后在曲面上镀一层薄薄的银膜或者铝膜。对于红外区和紫外区来说，这层膜的反射率很好，主要在较宽的波段中研究天体的光谱和光度。当镀膜变得暗淡时，将用新的取代。为了避免反射望远镜中的视差，视场往往会比较小，所以经常用增加像场改正透镜的方法扩大视场。在选择反射镜的材料时，需要注意的是膨胀系数要小、应力要小、容易磨制。

1918年底，在海尔带领下制造的口径是254厘米的胡克望远镜正式启用。天文学家首次使用这架望远镜观测到银河系的大小，以及我们在银河系的位置。而且，哈勃就是用这台望远镜研究天体，并发表了宇宙膨胀理论。

20世纪30年代，天文学家们想要建造更大的反射望远镜。1948年，美国帕洛马山天文台制造出口径是508厘米的望远镜，命名为海尔望远镜。用来纪念望远镜的制造大师海尔。这架望远镜历时20多年才完成，虽然比胡克望远镜的分辨能力高，但在让我们认识宇宙方面没有新的成果。阿西摩夫曾说：“海尔望远镜类似于50年前的叶凯士望远镜，好像预示着一种特定类型的望远镜的终结。”1976年，苏联在高加索建造了一架口径是600厘米的望远镜，但它没有发挥重要作用，再次证明阿西摩夫说的话是正确的。