卡塞格林反射鏡

在1672年，洛冉·卡塞格林首先發展出這型望遠鏡，主鏡是凹面鏡，次鏡是凸面鏡，兩個鏡片對稱的排列在光軸上，主鏡的中心通常會穿孔以讓光線通過而到達目鏡、照相機或感光器材。主鏡的型式是拋物面鏡，次鏡則是雙曲面鏡。

望遠鏡有三種基本的形式：折射式、反射式和折反射式，卡塞格林反射鏡屬於反射式的類別，但有些也會採用折反射式的設計。

"傳統的"卡塞格林望遠鏡有拋物面鏡的主鏡，和雙曲面的次鏡將光線反射並穿過主鏡中心的孔洞，摺疊光學的設計使鏡筒的長度緊縮。在小望遠鏡和照相機的鏡頭，次鏡通常安裝在封閉望遠鏡鏡筒的透明光學玻璃板上的光學平台。這樣的裝置可以消除蜘蛛型支撐架造成的"星狀"散射效應。封閉鏡筒雖然會造成集光量的損失，但鏡筒可以保持乾淨，主鏡也能得到保護。

它利用雙曲面和拋物面反射的一些特性，凹面的拋物面反射鏡可以將平行於光軸入射的所有光線匯聚在單一的點上－焦點；凸面的雙曲面反射鏡有兩個焦點，會將所有通過其中一個焦點的光線反射至另一個焦點上。這一類型望遠鏡的鏡片在設計上會安放在共享一個焦點的位置上，以便光線能在雙曲面鏡的另一個焦點上成像以便觀測，通常外部的目鏡也會在這個點上。拋物面的主鏡將進入望遠鏡的平行光線反射並匯聚在焦點上，這個點也是雙曲線面鏡的一個焦點。然後雙曲面鏡將這些光線反射至另一個焦點，就可以在那兒觀察影像。

裏奇-克萊琴望遠鏡是一種特殊的卡塞格林反射鏡，它的兩個鏡片都是雙曲面鏡（取代了拋物面的主鏡），有效的消除了焦平面上的彗形像差和球面像差，使他有較廣的視野可以用於攝影的觀測。幾乎所有研究級的反射望遠鏡都是裏奇-克萊琴式的設計。他是喬治·威利斯·裏奇和亨利·克萊琴在1910年代發明的。

裏奇-克萊琴望遠鏡的兩面雙曲線鏡的曲率可以利用下面的公式來描述相互的關聯性：

此處：

C1和C2是主鏡和次鏡相對的史瓦西（Schwarzschild）變形係數，

F是整個系統的有效焦長，

B 是後焦長，或是次鏡至焦點的距離，和D是兩個鏡面間的距離。

適當的選擇B、D和F，可以致做出任合規格的RCT裝置（Smith，479）。

用業餘的望遠鏡製造設備或是實驗室等級的加工廠，很難測量出雙曲面鏡的曲率，因此，舊形的望遠鏡在佈局上佔有應用的優勢。然而，專業的光學儀器製造者和大的研究小組可以使用干涉儀來測試鏡片，無論如何，附加不適合量產的裏奇-克萊琴式的裝置的設備就會成為贏得合約的利器。

達爾-奇克漢式卡塞格林望遠鏡由霍勒斯·達爾在1928年設計，並於1930年由當時的科學美國人編輯、業餘天文學家的艾倫奇克漢和艾伯特·G·英格爾寫成論文發表在該雜誌上。這種設計使用凹的橢圓面鏡做主鏡，凸的球面鏡做副鏡。這樣的系統比傳統卡塞格林式或裏奇-克萊琴式系統都容易磨製，缺點是沒有修正離軸的彗差和畸變，所以離開軸心的影像品質會很快變差。但此缺陷對長焦比的影響較小，所以焦比在f/15以上的反射鏡仍會採用此種形式的設計。

Schiefspiegler("離軸"或"斜反射")反射鏡是一種非常奇特的卡塞格林反射鏡，他將主反射鏡傾斜以避免第二反射鏡在主鏡上造成陰影。雖然消除了衍射的圖形，卻又導致了其他不同的像差必須要修正。 ^[1] 

施密特-卡塞格林是傳統的廣視野望遠鏡，第一個光學元件是施密特修正板。這塊板的型狀是焦一面至於真空狀態下，經由確實的計算修正球面像差所需要的型狀後精密製造的。施密特-卡塞格林望遠鏡被業餘天文學家普遍的採用。

馬克蘇托夫-卡塞格林是德米特里·德米特里耶維奇·馬克蘇托夫發明的馬克蘇托夫望遠鏡的變形，他使用中空的透明球面鏡做為修正透鏡。這型望遠鏡的主鏡是球面鏡，次鏡則是應用修正透鏡的一部分做成的。

阿古諾夫-卡塞格林望遠鏡 所有的光學元件都是球面鏡，並將傳統卡塞格林的次鏡和成三個有空氣隙的透鏡。距離主鏡最遠的透鏡是曼京鏡（Mangin），並做為第二個鏡面的表面，在對向天空的一面有反射用的塗層。 ^[2] 

研製某卡塞格林光學系統的關鍵技術之一是通光口徑超過1000mm的輕質拋物面主反射鏡.該反射鏡相對口徑為1/2,減重率為65%,是目前國內最大口徑的輕質非球面反射鏡.成功地解決了大口徑輕質鏡坯的製造和大口徑輕質非球面鏡的加工與檢測方面的難題.通過對高比剛度輕質鏡的設計和進行CAD工程分析以及選用合理的光學材料,採用計算機控制的數控鑽銑技術製造出了反射鏡鏡坯.在經典光學加工技術的基礎上,摸索到了針對大口徑輕質鏡的支撐、加工與檢測方面的技術.檢測結果表明,該反射鏡的研製達到了各項設計指標,其面形精度的均方根值RMS=0.029λ(λ=633nm). ^[3]