Els telescopis són constituïts en essència per un tub un dels extrems del qual és obert i l’altre té un mirall còncau de forma parabòlica (mirall primari que fa el mateix paper que la lent objectiu de la ullera astronòmica. Aquest mirall té la propietat que els raigs de llum que arriben paral·lelament al seu eix, és a dir, que provenen d’un objecte situat a una distància infinita, com és el cas d’un estel, es reflecteixen en un mateix punt, anomenat focus. Els miralls parabòlics dels telescopis, quan hom observa un objecte molt llunyà, presenten dos avantatges principals respecte a les lents de les ulleres astronòmiques: no tenen aberració esfèrica ni tampoc aberració cromàtica. Cal assenyalar també que, atès que els raigs lluminosos que arriben a l’instrument no han de travessar cap lent, pràcticament no es produeix l’absorció de les radiacions de curta longitud d’ona. Un altre avantatge és que els telescopis reflectors són més curts i, per tant, més manejables que una ullera astronòmica que proporcioni el mateix augment, i no tan cars. Entre els desavantatges que presenta cal assenyalar que les imatges resulten mal enfocades quan els objectes que les produeixen no es troben en direccions molt pròximes a l’eix òptic. En un telescopi normal hom intenta de solucionar aquest defecte, denominat aberració de coma, col·locant dispositius òptics correctors al mateix ocular. En els telescopis, la imatge es forma davant el mirall, és a dir, a la regió per on arriba la llum incident. Això fa que, quan per a efectuar certs tipus d’anàlisi de la imatge cal col·locar algun aparell en aquesta regió, es produeix un blocatge d’una part de la llum recollida pel tub del telescopi. Per resoldre aquest problema foren ideats diversos dispositius, cadascun dels quals defineix un tipus de telescopi específic. Un d’ells és l’anomenat telescopi de Newton, al qual hom col·loca un mirall estret i petit entre l’objectiu i el focus i a molt poca distància d’aquest darrer. Aquest mirall reflecteix la llum cap a un costat del tub, i al punt on arriba hi ha una obertura proveïda d’un ocular per a observar la imatge. Un altre instrument, el telescopi de Herschel, aconsegueix això mateix sense emprar el mirallet del model de Newton. En aquest cas hom inclina l’eix del mirall parabòlic respecte a l’eix del tub, la qual cosa fa que la imatge es formi, com abans, a poca distància de la paret de l’instrument. Als grossos telescopis moderns el tub és una estructura metàl·lica de baix coeficient de dilatació per a evitar que els canvis de temperatura n’alterin la llargada i afectin doncs la distància entre els miralls o entre els miralls i els aparells d’anàlisi. Mantenint fix el mirall primari, molt pesant, aquesta estructura permet diverses combinacions dels elements més lleugers (miralls secundaris, miralls giratoris, càmeres, etc., instal·lats per mitjà d’una grua pont), cadascuna de les quals determina un sistema òptic concret. Els sistemes bàsics, adequats per a condicions d’observació específiques, són els següents. El sistema Cassegrain presenta un mirall hiperbòlic convex (mirall secundari) entre el focus del mirall primari o objectiu i aquest mateix mirall, i d’aquesta manera els raigs reflectits pel mirall objectiu tornen a reflectir-se i convergeixen novament cap a l’interior de l’aparell. Per observar la imatge hom fa una obertura al mirall gros per la qual passen els raigs de llum cap a la base de l’estructura, on hi ha la cabina d’observació. Una variant del Cassegrain és el sistema Gregory, que és igual que l’anterior, però amb la diferència que el mirall secundari és còncau en lloc de convex, i que és situat més enllà del focus. Aquest darrer sistema requereix un tub més llarg que el del sistema Cassegrain, però fa més fàcil d’aconseguir que el mirall secundari sigui òpticament satisfactori. El sistema coudé
telescopi Tres sistemes òptics sobre una muntura de ferradura