Podstawowym elementem każdego reflektora jest zwierciadło wklęsłe pokrytą cienką warstwą materiału odbijającego światło (zazwyczaj aluminium) oraz warstwami zabezpieczającymi powierzchnię odbijającą przed utlenianiem i uszkodzeniami mechanicznymi. Reflektor z definicji pozbawiony jest aberracji chromatycznej ponieważ nie istnieje tutaj ośrodek przez który przechodzi światło. Pozostałe wady optyczne zależą od rodzaju zastosowanego zwierciadła (jego kształtu) i pozostałych elementów układu optycznego. Istnieje kilka typów reflektorów, poniżej ograniczam się do omówienia dwóch najbardziej popularnych konstrukcji.
Nazwę zawdzięcza swojemu twórcy, czyli Izaakowi Newtonowi, który jako pierwszy skonstruował tego typu teleskop w 1671 roku. Jest to prosty układ optyczny składający się z głównego zwierciadła parabolicznego lub sferycznego (tzw. lustro główne lub w skrócie LG), które odbija i skupia wiązkę padającego światła. Wiązka ta pada na płaskie zwierciadło (lustro wtórne - LW) ustawione pod kątem 45° do osi optycznej teleskopu i jest kierowana do wyciągu (rys.4.1.). Światłosiła całego układu jest równa światłosile lustra głównego.
Rys.4.1. Schemat układu optycznego teleskopu Newtona
Teleskop Newtona jest stosunkowo tanim instrumentem, który może dawać przyzwoite obrazy i może być zastosowany w astrofotografii. Bez większych problemów można znaleźć jasne teleskopy o światłosile F5-F4, które nadają się do fotografowana ciemnych obiektów "głębokiego nieba". Niestety jest on nieco kłopotliwy w obsłudze i początkującym może sprawiać sporo problemów. Teleskopy Newtona są bardzo wrażliwe na kolimację (prawidłowe ustawienie wszystkich elementów układu optycznego). O ile w przypadku refraktorów konieczność ręcznej kolimacji pojawia się stosunkowo rzadko o tyle w reflektorach (szczególnie tych tańszych) utrata kolimacji wskutek niewielkiego nawet wstrząsu przytrafia się dosyć często.
Układy refleksyjne pozbawione są aberracji chromatycznej, ale pozostałe wady optyczne mogą być bardzo wyraźne, szczególnie w jasnych układach o światłosile F4-F5 (a takie przede wszystkim stosuje się w astrofotografii). Obecnie nie sprzedaje się już raczej Newtonów ze zwierciadłem innym niż paraboliczne, nie występuje więc w nich aberracja sferyczna, jednak koma i krzywizna pola są normą. Podobnie jak w przypadku refraktorów w celu wyeliminowania tych wad konieczne jest zastosowanie odpowiedniego korektora.
Ten układ optyczny powstał w 1672 roku. Jego twórcą jest francuski ksiądz/astronom Laurent Cassegrain. Główne zwierciadło teleskopu w układzie Cassegraina jest wklęsłe, paraboliczne, natomiast lustro wtórne wypukłe, hiperboliczne. Lustro wtórne ustawione prostopadle do osi optyczne teleskopu kieruje wiązkę światła do otworu wykonanego na środku zwierciadła głównego (rys.4.2.). Wypukłe lustro wtórne powoduje wydłużenie efektywnej ogniskowej teleskopu, więc światłosiła całego układu nie jest równa światłosile zwierciadła głównego.
Rys.4.2. Schemat układu optycznego teleskopu Cassegraina
Teleskopy Cassegraina to zazwyczaj układy ciemne (F10-F15 lub mniej) o długiej ogniskowej i w związku z tym są stosowane głównie do fotografii planetarno - księżycowej. W tym miejscu warto również wspomnieć o modyfikacji systemu Cassegraina wykonanej w 1910 roku przez George'a Ritchey'a i Henri Chretien'a. Teleskop w systemie Ritchey-Chrétien ma dwa zwierciadła hiperboliczne, jest pozbawiony komy, aberracji sferycznych i krzywizny pola. Nadal jest to układ stosunkowo ciemny, ale ze względu na długą ogniskową i bardzo dobry poziom korekty wad optycznych jest stosowany przez zaawansowanych (i bardzo zamożnych) astrofotografów do "polowania" na małe obiekty wymagające dużej skali odwzorowania.
Klasyczny Cassegrain jest raczej mało popularny i produkowany przez nieliczne firmy. Znacznie częściej spotka się pewne jego modyfikacje omówione w następnym punkcie.