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。
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。
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
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。
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。
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。
