这种望远镜通常利用一个凹的抛物面反射镜将进入镜头的光线汇聚后反射到位于镜筒前端的一个平面镜上，然后再由这个平面镜将光线反射到镜筒外的目镜里，这样我们便可以观测到星空的影像。
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反射望远镜中常用的有牛顿系统、卡塞格林系统、格雷戈里系统等。现代的大型反射望远镜，大都通过镜面的变换，在同一个望远镜上得到不同的系统，以用于不同的观测项目。下面分别介绍常用的几种系统。
牛顿系统：
牛顿系统是反射系统中最简单的光学系统（见图）。为了消去球差，主镜一般制成抛物面。但当相对孔径减小到1/12以下，主镜可制作为球面。它的结构简单，磨制比较容易，成本低廉。国内外爱好者自制的天文望远镜大多采用此系统。但由于轴外像差较大，视场不宜做得过大，且眼望方向与镜筒指向方向不一致，使观测者寻星较为困难。但是，相对孔径较大的抛物面牛顿系统，往往被采用作为口径较大的物镜系统，其像质优良，光力强对拍摄视场不大的视面天体十分合用。但由于需要频繁校正光轴及保养镜面，在科普活动中引用较少，多用于深空天体摄影。
牛顿式反射望远镜
优点：
由于反射镜的造价要比透镜低的多，因此对于大口径的望远镜来说，经常做成反射式的，而不是笨重的折射式。
便携式设计的反射望远镜，虽然镜筒只有500mm，但焦距却可以达到1000mm。
牛顿式反射镜的焦比可以达到f/4到f/8，非常适合观测那些暗弱的河外星系、星云。
有些时候用这种望远镜观测月亮和行星也是很适合的。
如果要进行拍照，使用牛顿式望远镜时非常好的。但是使用起来要比折反式望远镜要麻烦一点。
牛顿式结构可以很好的会聚光线，在焦点处得到一个非常明亮的像。
缺点：
开放的镜筒式的空气可以流通，这样不仅会影响到成像的稳定度，而且一些尘埃会随着流动的空气进入镜筒并附着在物镜上，长此以往会破坏物镜表面的镀膜，使其反射力下降。
由于这种结构的物镜比较容易破裂，所以使用的时候需要倍加小心。
对于偏轴的光线，牛顿式望远镜会产生彗差。
这种结构的望远镜不适合于对地面景观的观测。
通常牛顿式望远镜的口径和体积都比较大，因此价格也比较昂贵。
由于加了一个二级平面反射镜，所以会损失一些光线。
格雷戈里系统：
詹姆斯·格雷戈里在1663年提出一种方案：利用一面主镜，一面副镜，它们均为凹面镜，副镜置
格雷戈里系统
格雷戈里系统
于主镜的焦点之外，并在主镜的中央留有小孔，使光线经主镜和副镜两次反射后从小孔中射出，到达目镜。这种设计的目的是要同时消除球差和色差，这就需要一个抛物面的主镜和一个椭球面的副镜，这在理论上是正确的，但当时的制造水平却无法达到这种要求，所以格雷戈里无法得到对他有用的镜子。
卡塞格林和R-C系统：
1672年，法国人卡塞格林提出了反射式望远镜的第三种设计方案，结构与格雷戈里望远镜相似，不同的是副镜提前到主镜焦点之前，并为凸面镜，这就是现在最常用的卡赛格林式反射望远镜。这样使经副镜镜反射的光稍有些发散，降低了放大率，但是它消除了球差，这样制作望远镜还可以使焦距很短。
卡塞格林系统
卡塞格林系统
卡塞格林式望远镜的主镜和副镜有经典卡塞格林系统和R-C系统；前者的主镜为抛物面，副镜为双曲面，而后者的主镜为双曲面，副镜也是双曲面。此二类系统在大型望远镜制作中经常使用。由于卡塞格林式望远镜焦距长而镜身短，放大倍率也大，所得图象清晰；因此得到了非常广泛的应用；但由于其主副镜均为非球面，加工难度甚大，制作成本高昂；再加上视场角较小，所以科普天文望远镜中不常用。
在反射望远镜中，有时会设计成多个焦点，用以产生不同的相对孔径、视场角及焦距。如内史密斯天文望远镜。它是卡塞格林天文望远镜的一种变种；系统在望远镜筒内，主镜和目镜之间设有一面反射镜（如牛顿系统）。它既有卡塞格林焦点，可用来研究小视场内的天体，又可应用牛顿焦点，用以拍摄大面积的天体。
内史密斯系统
内史密斯系统
南京天文仪器研制中心的KP400K采用卡塞格林系统。
反射式天文望远镜有许多优点，比如：没有色差，能在广泛的可见光范围内记录天体发出的信息，且相对于折射望远镜比较容易制作。但由于它也存在固有的不足：如口径越大，视场越小，物镜需要定期镀膜等。
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