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反射望远镜是使用曲面和平面的面镜组合来反射光线，并形成影像的光学望远镜，而不是使用透镜折射或弯曲光线形成图像的屈光镜。
反射望远镜所用物镜为凹面镜，有球面和非球面之分；比较常见的反射望远镜的光学系统有牛顿望远镜与卡塞格林望远镜。
反射望远镜的性能很大程度上取决于所使用的物镜。通常使用的球面物镜具有容易加工的特点，但是如果所设计的望远镜焦比比较小，则会出现比较严重的光学球面像差；这时，由于平行光线不能精确的聚焦于一点，所以物像将会变得模糊。因而大口径，强光力的反射望远镜的物镜通常采用非球面设计，最常见的非球面物镜是抛物面物镜。由于抛物面的几何特性，平行于物镜光轴的光线将被精确的汇聚在焦点上，因而能大大改善像质。但即使是抛物面物镜的望远镜仍然会存在轴外像差。
在佛兰克林学院使用的24英吋可转换牛顿/卡塞格林望远镜
在1616年，意大利的僧侣Niccolo Zucchi是第一位创造出反射镜的人，但是他未能准确的塑造出面镜的形状和用于拦阻影像的镜子，也就是缺乏观看影像的方法，导致他对此想法不抱希望。在1663年，詹姆斯·葛利格里出版了光学的进程(Optica Promota)，其中首度提出使用两个凹面镜制造反射镜的实用设计，但在十年之后才由罗伯特·虎克制造出一个样品。而大约在1670年，艾萨克·牛顿就已经依照自己的构想制造出第一架实用的反射望远镜。他设计的望远镜使用一个凹面的物镜和一个小的斜镜，解决了色差的问题。在完美无缺的消色差透镜发明以前，色差是所有的折射望远镜都要面对的严重问题。
一个弯曲的主镜是反射望远镜基本的光学元件，并且在焦平面上造成影像。从面镜到焦平面的距离称为焦长(焦距)，底片或数位感应器可以在此处记录影像，或是安置目镜以便眼睛能观看。 反射镜虽然能够消除色差，但是仍然有其他的像差：
当使用非抛物面镜时会有球面像差(成像不在平面上)。
彗形像差
畸变(视野)
在反射器的设计和修正上会使用折反射器来消除其中的一些像差。
几乎所有用于研究的大型天文望远镜都是反射镜，有下列的原因：
在采用透镜之下，必须整块镜片材料皆为没有缺点和均匀而没有多相性，而反射镜只需要将一个表面完美的磨光，磨制相对简易。
不同颜色的光在穿透介质时会有不同的播速度。对未做修正的透镜，这会造成折射镜特有的色差。制作大的消色差透镜所费不贷，面镜则完全没有这个问题。
反射镜可以在更广阔的范围内研究光谱，但有些波长在穿过折射镜或折反射镜的透镜时会被吸收掉。
大口径透镜在制造和操作上都有技术上的困难。其一是所有的材料都会因为重力而下垂，观测举得最高而且也是相对较重的透镜只能在镜片周围加以支撑，另一方面，面镜除了反射面以外，可以在反射面的背面和其他的侧边进行支撑。
当业余天文学还在使用牛顿焦点的设计时，专业天文学已经倾向于使用主焦点、卡塞焦点和库德焦点的设计。在2001年，至少已经有49架口径2米或更大的反射望远镜采用主焦点的设计。
牛顿望远镜
牛顿望远镜通常使用抛物面镜作为主镜，但是小口径(12厘米以下)而且是长焦比(f/8或更大)的，使用球面镜作主镜也可以获致足够高的目视解析力。第二面平面镜在镜筒的前端，将光线反射至侧边镜的焦平面。对任何尺寸的望远镜，这都是最简单和最便宜的设计，因此被自制望远镜的人士广泛在家中自制。
卡塞格林望远镜以抛物面镜作主镜，第二反射镜是双曲面镜，将光线反射回后方，并穿过主镜中心的洞孔，这种折叠光学的设计缩短了镜筒的长度。在小型的望远镜上，第二反射镜会安置在光学的平面镜上。这是在前端用来封闭镜筒的光学玻璃，可以有效的消除使用支撑架产生衍射星芒的现象。封闭的镜桶可以保持干净，主镜也得到了保护，代价是损失了一些集光力。
卡塞格林式的光路图
里奇-克莱琴望远镜是一种特殊的卡塞格林望远镜，它的两个镜片都是双曲面镜(取代了抛物面的主镜)，有效的消除了焦平面上的彗形像差和球面像差，使他有较广的视野可以用于摄影的观测。几乎所有研究级的反射镜都是里奇-克莱琴式的设计。他是由乔治·威利斯·里奇和亨利·克莱琴在1910年代发明的。
达尔-奇克汉望远镜是霍勒斯达尔在1928年设计出来的卡塞格林望远镜，并在1930年由当时的科学美国人编辑、也是业余天文学家的艾伦奇克汉和艾伯特G.英格尔写成论文发表在该杂志上。这种设计使用凹的椭圆面镜做主镜，凸的球面镜做第二反射镜。这样的系统比卡塞格林或里奇-克莱琴的系统都容易磨制，但是没有修正离轴的彗形像差和视场畸变，所以离开轴心的影像品质便会很快的变差。但是对长焦比的影响较小，所以焦比在f/15以上的反射镜仍会采用此种形式的设计。
格里望远镜是詹姆斯·葛利格里发明的，第二反射镜也使用凹面镜，不是凸面镜，因此产生的是正立的影像，很适合用于地面上的观测。此种设计已经失宠而少被采用，只有少数的运动型望远镜还在使用这种设计。
格里望远镜的光路图
有几种通过消除次镜或移动任何的辅助元件避开主镜光轴，以尽量避免阻碍入射光的设计，通常称为离轴光学系统。
赫歇尔望远镜是以威廉·赫歇尔命名的，他使用这种设计建造出非常大的望远镜，包括1789年建造，口径49.5英吋 (126厘米) 的望远镜。赫歇尔望远镜的主镜是倾斜的，使观测者的头不会阻挡入射的光线。虽然这会带来几何畸变，但可以避免当时使用金属反射镜的牛顿第二反射镜很快就会丧失光泽， 而只有60%的反射率。
赫歇尔望远镜
Schiefspiegler("离轴"或"斜反射")望远镜是一种非常奇特的卡塞格林望远镜，他将主反射镜倾斜以避免第二反射镜在主镜上造成阴影。虽然消除了衍射的图形，却又导致了其他不同的像差必须要修正。这些缺点在长焦比的望远镜上很容易处理－多数Schiefspiegler的焦比是f/15或更大，往往限制了只适用于月球和行星的观测。
使用不同数量的镜面就是不同的类型，导致经常有大量不同的变化。库特尔式 ( Kutter style)使用单凹的主镜和凸面的次镜；一种multi-schiefspiegler使用凹面的主镜，凸面的次镜和抛物面的第三反射镜。一些有趣的schiefspiegler，镜面可以在光路中参与两次 － 每一次反射的光路都使光线沿着不同的子午路径。
Yol o是1960年代中期由亚瑟S伦纳得开发的[2]，与Schiefspiegler一样，它是无遮挡、倾斜的反射望远镜。Yolo的主镜和次镜都是凹面镜，并且有相同的曲率和与相同的轴倾斜。多数的Yolo使用环形面镜。Yolo的设计消除了彗形象差，但是留下了大量的散像性，不是某种形式的线性翘曲变形，就是在次镜产生抛光的环形图。
Schiefspiegler和Yolo光学系统的光路图
一种使用托盘盛载液体金属，以均匀度转动构成镜面的望远镜设计。由于转动以形成抛物面的托盘基本上没有大小的限制，因此可以制成很大的望远镜 (超过6米)，但不幸的是它们只能永远垂直的指向天顶，而不能加以控制。
主焦点的设计使用在天文台的大望远镜上，观测者置身于镜筒内反射光线汇聚的焦点上。在过去都是由天文学家自己置身其中，如今都由CCD取代了。
无线电望远镜也经常使用主焦点的设计。主镜由金属的表面取代，反射的是无线电波，观测者则是天线。
内氏望远镜的设计与卡塞格林望远镜相似，只是主镜上无需穿洞，取代的是用第三反射镜将光线反射到侧面
内史密斯/库德的光路
在内史密斯式望远镜上再增加光学元件，将光线导出 (通常利用赤纬轴) 至固定的焦点，称为库德焦点，当望远镜转动时观测者不必随着移动观测位置。这种设计经常使用在大型的望远镜上，特别是需要使用较重的观测设备的，像是分光摄谱仪，可以很方便的运用。
在20世纪建造的大望远镜，特别是有大型准直面镜的 (理想的是与望远镜主镜有相同的孔径)，在光学设计和制造上广泛的使用库德焦点的光学设计，以获得高解析的光谱和很长的焦长。这些仪器无法承受移动，在光路上增加面镜将光线引导至仪器室或观测所的地板下固定的点，像是 (通常与天文台的建筑完整的结合) 是唯一的选择。1.5m海尔望远镜、虎克望远镜、200吋海尔望远镜、夏恩望远镜、和 哈兰·史密斯望远镜都是建有库德焦点仪器的望远镜。中阶梯光栅摄谱仪的发展允许高解析的光谱仪有更加紧密的组合，其中有些已经成功的安装在盖塞格林焦点上。而且，在1980年代发展出装上电脑的经纬仪架台，能够便宜又充分稳定的控制，内史密斯式焦点的设计已经取代大型望远镜上的库德焦点。
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