通过前面一节内容，相信大家已经明白，物镜是一个透镜或许多透镜的组合，被安装在镜筒的最上面。它能将星光折射到镜筒下方的焦点上，在这个地方形成影像，我们可以用目镜来观察这个影像，可以摄影，也可以使用其他方法进行研究。伽利略使用的早期望远镜以及当时所用的望远镜都是折射望远镜，将这种望远镜通过消色方法改良之后依然具有最普遍的用途。

反射望远镜的结构与折射望远镜完全不同，它的物镜是一个凹镜，安装在镜筒的最下面，将星光反射到镜筒最上面的焦点上。反射望远镜在使用中会面临很多问题，其中一个也是最关键的问题是，光线会沿着来路反射回去。如果想看清楚焦点上的成像，观察者必须从上面看镜子；如果观察者正对着镜子看，他就会从镜子里看到自己的倒影，他的头部和肩会挡住射向镜子的光线。所以需要想办法使光线向其他方向反射。由于使用的方法不同，出现了很多不同的反射望远镜系统。目前应用的有主焦点系统、牛顿系统、卡塞格林系统、格雷果里系统以及折轴系统等，我们主要介绍一下牛顿式（Newtonian）和卡塞格林式（Cassegrainian）。

牛顿式反射望远镜是最常用的望远镜，是将一个倾斜的反射镜放置在镜筒中接近筒顶的焦点之内。其反射面与望远镜的主轴成45˚的夹角，从而可以将光线向侧面反射到镜筒边上的一个普通目镜上。从图2–2中我们可以看到，牛顿式反射望远镜的观察口在镜筒上端左边附近，观察者透过目镜望向的方向与他观察的星星成直角。大型反射望远镜的观测台连在旋转圆顶上，并且正对着缝隙，这样容易升降，使观察者可以在适合的位置观察望远镜指向的任何方向。

卡塞格林式望远镜，主镜和焦点之间夹着一片曲度很小的反射镜片。主镜的中心开了个小口，小镜将汇聚的光柱反射到大镜上，然后通过主镜中心的小口，在镜后形成焦点，而目镜就放置在这个地方。使用这种望远镜的观测者朝他观测的物体看去，与他使用折射望远镜时相同。多数反射望远镜既可采用牛顿式，也可采用卡塞格林式。

反射望远镜的优点很多，例如没有色差、观测范围广、与折射望远镜相比更容易制造等。但它的不足之处也不少：口径越大视场越小，物镜需要定期镀膜等。现代许多大口径的望远镜大都是反射望远镜。

反射镜开始普遍应用是在300年前，尽管在更早的50年前，牛顿、卡塞格林等就已经对其中原理进行了解释。威廉·赫歇尔爵士等人也制造出了许多反射望远镜，其中一些望远镜被用来观测天象。爱尔兰的业余天文学家罗斯爵士在100多年前制造了一架直径为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，它之所以广为人知，是因为人们通过它第一次观测到了遥远天体的漩涡结构，这些天体后来被命名为旋涡星云。

早期的反射望远镜使用金属盘制作镜子，镜面变暗后需要再磨光。与现代的望远镜相比，赫歇尔、罗斯等人制造的大型望远镜明显粗糙得多。早期的反射望远镜无法准确地追逐天体向西运动，而这对于摄影来说非常重要，或者更准确地说，在现代天文学的观测中非常重要。

大约200年前，玻璃才取代了金属。将圆玻璃的一面打磨成需要的形状是很关键的，而且它的曲面还需要镀上一层很薄的银膜或铝膜。

对红外区和紫外区而言，这层膜有很好的反射率，适于在较宽的观测范围内研究天体的光谱和光度。如果镀膜变暗淡，更换起来也很方便。为了避免反射望远镜产生视差，视场往往比较小，所以经常会用增加像场改正透像的方法扩大视场。需要注意的是，在选择反射镜的材料时，材料的膨胀系数和应力要小，且容易磨制。

1918年底，海尔带领团队制造出的口径达254厘米的胡克望远镜正式启用。天文学家使用这架望远镜首次观测到银河系的大小，以及我们在银河系的位置。天文学家哈勃（Hubble）还用这架望远镜研究天体，发表了宇宙膨胀理论。

到了20世纪30年代，技术的发展促使天文学家们对建造更大的反射望远镜充满信心。1948年，美国帕洛马山天文台制造出508厘米口径的望远镜，并以望远镜制造大师海尔的名字命名。这架望远镜历时20多年制造完成，尽管它的分辨能力超过胡克望远镜，但它并没有使我们对宇宙产生更好的认识。天文学家阿西摩夫就指出：“海尔望远镜与50年前的叶凯士望远镜类似，似乎预示着一种特定类型望远镜的终结。”果然，阿西摩夫的结论很快得到了验证：1976年，苏联在高加索制造出一架口径达到600厘米的大型望远镜，但它也没有发挥重要作用。 Tt23XlMLR+5ep0v//jUgvSW50iRMaLILn0SB4O+NB5EDUZpZ703OlMSBOfV5TtMM