更新时间：2023-09-25 16:50
反射望远镜（Reflecting telescope），是使用曲面和平面的面镜组合来反射光线，并使之形成影像的光学望远镜。反射望远镜主要由主镜（Primary mirror）、副镜（secondary mirror）、天文望远镜目镜（Telescope eyepiece）组成。反射望远镜通过主镜收集光线并反射到副镜上，副镜则将主镜反射的光线聚焦到目镜的位置上。
1632年，意大利数学家伽利略·伽利莱的学生博纳文图拉·卡瓦列里（Bonaventura Cavalieri）在《燃烧镜》一书中为建造反射望远镜作了理论阐述。另一位意大利僧侣尼科洛·祖奇（Niccolo Zucchi）在1652年出版的一部著作中声称，自己在1616年就用凹面镜作物镜，制作了世界第一架反射望远镜。1663年，英国数学家和天文学家詹姆斯·格里高里（James Gregory）出版了《光学的进程》一书，其中首度提出使用两个凹面镜制造反射镜的实用设计。而第一台反射望远镜则在五年后被艾萨克·牛顿爵士（Sir Isaac Newton）制作出来。在这之后，历代科学家不断对反射望远镜进行改良，直到1996年，美国建成了口径达10米的凯克望远镜（Keck Observatory），主镜面由36块口径为1.8 米的六边形小镜片组成，厚度仅为10厘米，通过主动光学支撑系统，使口径10米的镜面一直保持理想状态。从随着技术的不断发展，反射望远镜还在向着大口径化、轻量化、自动化和智能化的方向发展。
反射望远镜由于工作焦点的不同分为主焦点系统、牛顿系统、卡塞格林系统、格里高里系统、折轴系统等。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，通常应用于天文学观测。
1632年，意大利科学家尊纳文图拉·卡瓦列里（Bonaventura Cavalieri）在《燃烧镜》一书中为能建造反射望远镜作了理论阐述。另一位意大利僧侣尼科洛·祖奇（Niccolo Zucchi）在1652年出版的一部著作中声称，自己用凹面镜作物镜制作了第一架反射望远镜。1663年，英国数学家和天文学家詹姆斯·格里高里（James Gregory）出版了《光学的进程》一书，其中首度提出使用两个凹面镜制造反射镜的实用设计。格里高里将主镜设计成一个抛物面，副镜设计成一个椭圆球面，这样既能消除球差，同时又能消除色差。然而当时的工艺技术水平完全达不到他的要求，很多年以后，人们按照格里高里的设计才制造出“格里高里式望远镜”。英国另一位大科学家罗伯特·胡克(Robert Hooke，1635~1703)也在一根管子里安放几面反射镜，光线反复弯折，使镜简大大缩短。他的设计思路在事实上却无法实现，按照当时的工艺水平，平面镜的反射率不及50%，几经反射，原来较亮的天体也会变得暗淡无光。
1668年，牛顿发明了第一架小型反射望远镜，它的主镜是用青铜磨制的凸面反射镜，直径只有2.54厘米，镜筒长15厘米，放大倍率达40倍，1672年，牛顿又做好了第二架反射望远镜，长仅16厘米。牛顿在物镜的前面装上一块倾斜45°放置的平面反射镜，当光线射到物镜上以后，先被反射到平面镜上，又被平面镜反射到镜筒一侧的天文望远镜目镜前聚焦，通过目镜就可以看到放大的像。从此以后，反射望远镜很快发展起来，成为光学望远镜的主流。
牛顿发明反射望远镜不久，法国物理学家劳伦特·卡塞格林（Laurent Cassegrain）提出了另一种反射望远镜设计方案:结构和格里高里的望远镜类似，不同的是卡塞格林将副镜设计成反光镜并将副镜提前到主镜的焦点之前。这样的设计使经副镜反射的光线稍有些发散，放大率有所下降，但是其优点是不仅消除了球差，而且可以使望远镜的焦距很短。另外，主镜中间有一小孔让光线通过，天文望远镜目镜装在望远镜的尾部，当望远镜大口径时，这样的光路设计就越来越显示出它的优越性。
1789年，英国天文学家弗里德里希·威廉·赫歇尔爵士（Sir Friedrich Wilhelm Herschel）制作了口径1.22米，长度为12.2米的牛顿式反射望远镜，他改变了艾萨克·牛顿的设计，使主镜倾斜。这样，主镜直接将会聚的光束送到靠近前方镜筒口的焦点处，从而省去了牛顿式的平面副镜。这样做可以大大减少磨镜的工作量，然而也使得观测者必须站在高处，有一定的危险性。
1845年，詹姆斯·纳史密斯 （James Nasmyth）制造出造出直径51厘米的反射镜，并将其安装到一架卡塞格林式和牛顿式相结合的光路系统中，这种望远镜被称为内氏望远镜。
1857年，随着镀银技术的发展，法国物理学家雷昂·傅科（Jean Bernard Leon 米歇尔·福柯）将一面10.16厘米的抛物镜镀上银层并在都柏林向英国天文学界宣读他的论文《银质玻璃望远镜镜片》。从此反射镜变得又轻便又廉价，以至于可以制作更多大口径反射望远镜。
1917年，美国天文学家乔治·埃勒里·海尔 （George Ellery Hale）在商人约翰·胡克（John DHooker）的赞助下制作出了口径达到2.54米的胡克望远镜。哈勃空间望远镜利用胡克望远镜计算出当时宇宙的极限距离在10亿光年以上，并且发现了数以百万计的恒星系。1948年，乔治·埃勒里·海尔通过大量试验制作出海尔望远镜，海尔望远镜直径达到5米，聚光能力为胡克望远镜的四倍。
进入现代之后，世界各大强国都建立了自己天文观测设备，大口径反射望远镜层出不穷，近年在这些设施上装备了现代的光学设备和自适应光学系统。随着科学技术水平的不断提高，人们在制作大口径反射望远镜方面也不断有所提高。苏联科学院磨制的口径6米的反射望远镜，1976年安装在俄罗斯高加索山上泽连丘克斯卡亚。进入90年代美国又在夏威夷英纳克亚建成了10米口径大型反射望远镜。中原地区口径最大的2.16米反射望远镜是1988年在北京天文台河北兴隆观测站落成的。这个观测站地处长城北侧、海拔960米的燕山主峰南麓，这也是一个天体物理光学观测的基地。
牛顿式反射望远镜中对入射光而言的第一块反射镜，一般是望远镜中最大的镜面，大多为凹面镜（球面或抛物面），主镜的直径越大反射望远镜倍率越高。主镜的制作材料主要有微晶、熔石英、碳化硅、硼硅酸盐、金属铍等。
副镜一般指反射望远镜中直接接受来自主镜反射光线较小的反射镜，将聚焦的光线反射到一个位置，这个位置称为焦点。卡塞格林系统中的副镜为双曲面凸镜；格雷果里系统中的副镜为椭球面凹镜；艾萨克·牛顿系统中的副镜为平面副镜。
目镜是接近使用者眼睛的透镜，主镜收集光线并通过副镜引导至焦点生成影像；目镜被安置在焦点，主要的功能在放大影像，牛顿式反射望远镜以及部分其他类型反射望远镜会使用目镜。
反射望远镜通过工作焦点不同，被分为主焦点系统（prime focus system）、牛顿式系统、格里高利系统。
主镜的焦点在镜筒口，这种设计在专业望远镜上使用比较多，可以在焦点位置上安装观测设备，主焦点系统的相对口径通常由1/5到1/2.5，相对口径 1/5以下镜筒太长造价昂贵，超过1/2.5的主镜加工困难且轴外像差大。主焦点系统只能消除轴上球差，因而视场很小，适用于CCD照相等强光力、小比例尺工作，另外存在接收器挡光的问题。
卡塞格林系统是劳伦特·卡塞格林于1672年发明的一种反射式光学系统。它由两块反射镜组成，主镜是凹面镜。副镜是反光镜，两个镜片对称排列在光轴上。卡塞格林望远镜是抛物面主镜，光线汇聚上来后被焦点位置的双曲面副镜180反射并穿过主镜中心的孔洞，到达天文望远镜目镜。这样的话就跟折射望远镜类似，可以站在后面看了。折叠光学的设计等于增加了焦距，使镜筒的长度可以缩短，更加紧凑。
牛顿式系统使用凹面主镜进行反射，并在主镜的焦点前面放置了一个与主镜成45°角的反射镜，使经过主镜反射后的汇聚光经反射镜以90°角反射出镜筒后到达目镜。
格里高利系统将卡塞格林系统的副镜由反光镜改为凹面镜，使光线多次反射，格雷戈里望远镜的结构和性能与卡塞格林望远镜类似，但有实主焦点，可在此设置视场光阑或可切换的主焦点接收器。这一点对于只观测太阳局部像的望远镜特别重要，因为可用一块中间开有小孔的45度反射镜（小孔尺寸与观测有效视场一致），将大部分不需要的太阳光反射到镜筒之外，以改善成像质量。因焦面附近的结构温度很高，所造成的气流和空气折射率不均会严重影响像质，所以要加以冷却。为此，45度反射镜可用金属制造，后面焊接一个圆柱形密封容器，加上进水管和出水管，用流动的冷水进行冷却。
牛顿式反射望远镜采用的是反射原理，利用凸面反射镜反射光线，避免了折射丢失等问题，这是其最大的优势。凸面反射镜常用的有拱面、球面和抛物面等多种形式。抛物面反射镜是性能最好的一种，其光学畸变比较小，对色散问题解决得也比较理想。反射式望远镜在光路上只有一个镜片，因此在相同的物镜口径下，能以更大的光学焦距来放大物体，从而提高成像的清晰度。同时成像的清晰度受到金属凹面反光镜光学误差的影响较小，适合高精度观测。
反射望远镜在天文观测中的应用十分广泛，磨好的反射镜一般在表面镀一层铝膜，铝膜在2000-9000埃波段范围的反射率都大于80%，因此反射望远镜适合观测光学波段，除光学波段外，反射望远镜还适于对近红外和近紫外波段进行研究，还适合于进行恒星的测光与分光。
随着材料学和制作工艺的逐步发展，反射望远镜开始朝着大口径化、轻量化、自动化和智能化的方向发展，法国当地时间12月25日13时15分（北京时间25日20时15分），美国航空航天局的詹姆斯·韦伯太空望远镜在法属圭亚那库鲁基地成功发射升空，这也属于反射望远镜的一种。
望远镜的口径指：物镜直径，也就是望远镜的镜片直径。望远镜的型号一般会明确标示出望远镜的口径与焦距，例如：102/1000 折射式望远镜，102表示望远镜的口径（毫米），后组数字则是焦距为1000mm（毫米）。望远镜的口径越大，能看到的极限星等就越大。
极限倍率影响望远镜能得到最大的有效放大倍率。
望远镜的倍率计算方法：物镜焦距÷天文望远镜目镜焦距，例如：102/1000型号的望远镜，主镜焦距为1000mm（毫米），在采用10mm（毫米）焦距目镜时，其倍率为1000÷10=100倍。
指望远镜所能看到的天空范围，视场代表着望远镜能够观察到的最大范围，通常以角度来表示，视场越大， 观测范围越大。