----------El Cassegrain Clásico----------

En el telescopio Cassegrain clásico, el espejo primario tiene una forma paraboloide. Esto lleva la luz de cualquier objeto en el campo del telescopio a un foco cerca de la parte superior del tubo, llamado el foco primario. Esto se usa en los grandes telescopios para tomar fotografías de pequeñas áreas del cielo. Esto acostumbraba a hacerse con placas fotográficas, pero estas están siendo rápidamente reemplazadas por detectores más eficientes tipo televisión, llamados CCDs. Debido a que cualquier instrumento en el foco primario, obstruiría la luz en su camino hacia el espejo primario, no podemos colocar allí grandes instrumentos. En su lugar, colocamos un espejo menor, curvo, llamado espejo secundario, justo adentro del foco primario del telescopio, donde refleja la luz de nuevo por el tubo del telescopio, y a través de un agujero en el centro del espejo primario, hacia un foco justo detrás de éste, llamado el foco Cassegrain. Instrumentos grandes, como un espectrógrafo, pueden ser colocados allí. Desafortunadamente, el campo visual del telescopio Cassegrain clásico es bastante pequeño. Este problema puede ser resuelto colocando un complejo lente, llamado un corrector, dentro del haz de luz, y cambiando el diseño clásico alterando la curvatura del espejo primario. 

----------El Telescopio Schmidt---------- 

     Para fotografiar grandes áreas del cielo, el espejo primario se hace con una curvatura esférica y se coloca una 'placa correctora' asférica en el extremo superior del tubo del telescopio. Hay tres grandes telescopios Schmidt en el Mundo, con campos de cerca de 6° de diámetro (el diámetro aparente de la Luna en el cielo es de medio grado). El más antiguo de ellos es el Schmidt de Palomar (que no debe confundirse con el 200 pulgadas de Palomar), y los otros dos son, el ESO Schmidt en Chile y el Schmidt del Reino Unido, en Australia. Estos han sido utilizados para producir cartas fotográficas de todo el cielo.

----------Radio Telescopios---------- 

     La mayoría de los radio telescopios trabajan de la misma forma que un telescopio refractor óptico, a excepción de que el espejo está hecho de metal, el cual refleja las ondas de radio hacia un detector en el foco primario. Algunos radio telescopios son únicos, grandes, y direccionales platos, como el telescopio de Jodrell Bank, otros son usados como arreglos cuyas señales pueden ser encadenadas para actuar como un único, muy grande, telescopio con muy alta resolución. Hay grandes radio telescopios en Jodrell Bank, en Chesire, y en Cambridge.

    Hoy los radiotelescopios se pueden subdividir en dos categorías según el empleo que se les dé. Los reflectores más pequeños son empleados para la recepción de ondas milimétricas, sobre las cuales emiten las moléculas interestelares; las antenas más gigantescas son utilizadas para las ondas centimétricas, por ejemplo para el estudio de la distribución de nubes de hidrógeno frío. A veces son utilizados no sólo como receptores de ondas electromagnéticas, sino también como transmisores.

     El mayor telescopio orientable hoy en actividad es el Effelsberg, en Alemania Occidental, dotado de un paraboloide de 100 m. con el cual se puede obtener un poder de resolución de 0,8' operando en la longitud de onda de 2 cm. Mientras que el radiotelescopio fijo más grande es el de Arecibo, en Puerto Rico, que tiene una antena de 305 metros y pude ofrecer una resolución de 0,3' operando en una longitud de onda de 3 cm. Al no ser móvil, el radiotelescopio solo aprovecha los movimientos de la Tierra para cambiar su enfoque.