牛頓反射望遠鏡
在1668年牛頓便想出了另一個避免色差存在的製造望遠鏡方法，並試製成了第一架反射望遠鏡，這種望遠鏡的結構及光路。當光線射入主反射物鏡之後，經表麵反射到達與光軸相交成45的小平麵反射鏡表麵，並被表麵反射到鏡筒一邊的目鏡上，通過便可以看到遠處物體的放大像。因為光線進到物鏡二後，沒有穿過物鏡及平麵鏡、的玻璃，所以，避免了色差的產生。同時，這種望遠鏡光學結構比較簡單，需要加工的鏡麵數量也比折射望遠鏡少。更重要的是，它對玻璃質量指標的要求沒有折射望遠鏡那麼高，因此物鏡的成本比較低，物鏡的直徑也可以做得更大一些。加上它的裝置比較簡單,加工比較方便，所以，是天文愛好自製望遠鏡最為可取的光學結構之一。
牛頓式反射望遠鏡物鏡和目鏡設計
反射式天文望遠鏡有許多種。裝置比較簡單，安裝調整比較容易的要算是牛頓式反射望遠鏡了。是一個球麵或拋物麵反射鏡。遠處天體發出的平行光線射到物鏡以後，經物鏡反射，到達平麵反射鏡五和目鏡，從而成為一個放大的像。
在設計反射天文望遠鏡時，首先考慮的是望遠鏡的放大倍數，由下麵經驗公式計算。
一般來說，望遠鏡的有效口徑越大，則望遠鏡的放大―越大。如果口徑為150毫米的物鏡，一般放大倍數為70倍左右比較適合。最好不要超過100倍。否則，由於分辨本領達不到而模糊不清。由下麵的公式就可以大致確定有效敢大倍數；
一般來說，望遠鏡的目鏡視場一定時，出射光到目胃離和目鏡焦距目之比值（稱相對出射光瞳距離）越大，（即越小；)，則光線在目鏡上投射點高度就越大，而目鏡像差就越嚴重。故而要得到比較滿意的像質，目鏡結構就必然趨向複雜化。所以，一般製作惠更斯目鏡，焦距不宜取得太短，以不小於1厘米比較理想。
一般來說，為觀察太陽、月亮以及某些近地行星等，望遠鏡要求放大倍數可以略高一些。但是，對於用來觀察恒星等比較遠而暗的天體，則不但要求望遠鏡有一定的放大倍數，而且還要求集光力越大越好。而望遠鏡的集光力，一般和物鏡的直徑成正比，物鏡的直徑越大，即看到的恒星數便越多。反射望遠鏡的相對集光力的公式可以由下式求得；
反射望遠鏡物鏡和目鏡玻璃選擇
天文愛好者自己動手製作的反射式望遠鏡，要算是牛頓式望遠鏡了。這種望遠鏡，除了目鏡之外，其他的光學零件都是反射鏡，光線是不通過鏡子內部的。所以，對於玻璃內部光學性能的要求並不很高，隻要氣泡不太接近鏡麵，以免在研磨中，氣泡容易露出鏡麵，至使粗磨時間延長。因此，它的物鏡，用價格比較便宜的普通玻璃製作，就可以確保成像清晰。
不過，反射望遠鏡的物鏡，在研磨工藝上，要求的精密度很高。為了保證物鏡在安裝中具有一定的強度，不至於由於玻璃的變形而影響成像，物鏡要有一定的厚度。一般物鏡的厚度與口徑的比例，最少也不能小於1/10。另外，物鏡的玻璃最好不要有太深的顏色，以免在鏡麵鍍膜時，有時由於膜層太薄，在觀測太陽時，鏡麵會吸收太陽光線而溫度太高影響鏡麵的曲率和變形。
反射望遠鏡除物鏡之外，其他較小的光學元件，隻要選取5~6毫米的台玻璃和2~3毫米的窗玻璃即可。例如望遠鏡的目鏡，如果采用惠更斯目鏡和冉斯登目鏡的裝置，目鏡的玻璃，用普通的玻璃製作，其效果也相當滿意。不過，選取窗玻璃時，最好要選表麵較光滑，透明度良好，內部沒有氣泡和結節、折射率均勻；一般將表麵幹淨的窗玻璃，對著光亮的地方一照，隻要各處透光均勻）的玻璃。而玻璃的厚度，可以根據透鏡的厚度而定。透鏡的厚度可用下式計算；
天體的光線射人望遠鏡後，經過物鏡的反射和會聚，再經過平麵鏡的反射，成像在目鏡的前焦點處，觀測者從目鏡中可以看到放大了的天體的像。
反射望遠鏡的物鏡沒有色差，對玻璃質量要求不太高，容易做得大一些，也容易磨製和檢驗。因此，許多大口徑的天文望遠鏡—成反射望遠鏡。
小型反射望遠鏡的物鏡焦距一般選物鏡口徑的8~10倍。目鏡一般選用冉斯登目鏡。牛頓式反射望遠鏡的放大
倍數的計算方法同開普勒望遠鏡相似。比如物鏡的焦距是1000毫米，目鏡的焦距是是25毫米，那麼反射望遠鏡的放大倍數就是1000/25；
製作小型反射望遠鏡的關鍵是製作物鏡。
平麵鏡的加工
由於平麵鏡是4於放置的，所以要加工成橢圓形。橢圓長短軸的比是1，短軸一般取物鏡有效口徑的1/4。比如物鏡有效口徑是100毫米，那麼短軸應該是25毫米，長軸應該是35毫米。為了加工方便，也可以做成長方形。長方形的長和寬和橢圓長短軸尺寸相同。
平麵鏡的表麵要求很平，要求反射光的能力很強。因此，要挑選很平的玻璃做平麵鏡，並且要在鏡麵上鍍銀。隨平麵鏡的方法是；使玻璃反映遠處電線杆等帶直線的景物，移動眼睛看玻璃上的景物，如果沒有發現變形或跳動，說明玻璃表麵是平的；如果出現景物變形或跳動，；說明玻璃表麵是不平的。