กล้องโทรทรรศน์แบบ Cassegrain "คลาสสิก" มีกระจกหลักรูปทรงพาราโบลาและกระจกรองรูปทรงไฮเปอร์โบลาที่สะท้อนแสงกลับลงมาผ่านรูในกระจกหลัก การพับเลนส์ทำให้การออกแบบนี้มีขนาดกะทัดรัด สำหรับกล้องโทรทรรศน์ขนาดเล็กและเลนส์กล้อง กระจกรองมักจะติดตั้งบนแผ่นกระจกใสเรียบที่ปิดท่อกล้องโทรทรรศน์ การรองรับนี้ช่วยขจัดผลกระทบจากการเลี้ยวเบนแบบ "รูปดาว" ที่เกิดจากขาตั้งแบบตรง ท่อที่ปิดสนิทจะสะอาดและกระจกหลักได้รับการปกป้อง แต่ก็แลกมาด้วยการสูญเสียกำลังในการรวมแสงไปบ้าง

กล้องโทรทรรศน์ ชนิดนี้ใช้ประโยชน์จากคุณสมบัติพิเศษของกระจกสะท้อนแสงแบบพาราโบลาและไฮเปอร์โบลากระจกสะท้อนแสงแบบพาราโบลา เว้า จะสะท้อนรังสีแสงทั้งหมดที่เข้ามาขนานกับแกนสมมาตรไปยังจุดเดียว ซึ่งก็คือจุดโฟกัส ส่วนกระจกสะท้อนแสงแบบไฮเปอร์โบลาแบบนูนจะมีจุดโฟกัสสองจุด และจะสะท้อนรังสีแสงทั้งหมดที่พุ่งตรงไปยังจุดโฟกัสจุดใดจุดหนึ่งไปยังจุดโฟกัสอีกจุดหนึ่ง กระจกในกล้องโทรทรรศน์ชนิดนี้ถูกออกแบบและจัดวางเพื่อให้มีจุดโฟกัสร่วมกัน และเพื่อให้จุดโฟกัสที่สองของกระจกไฮเปอร์โบลาอยู่ที่จุดเดียวกับจุดที่ต้องการสังเกตภาพ ซึ่งโดยปกติจะอยู่ด้านนอกเลนส์ใกล้ตา

ในระบบ Cassegrain ส่วนใหญ่ กระจกสะท้อนรองจะบังส่วนกลางของช่องรับแสง ช่องรับแสงรูปวงแหวนนี้จะลดฟังก์ชันการถ่ายโอนการมอดูเลชัน (MTF) ลงอย่างมากในช่วงความถี่เชิงพื้นที่ต่ำ เมื่อเทียบกับการออกแบบช่องรับแสงเต็มรูปแบบ เช่น กล้องหักเหแสงหรือ Cassegrain แบบออฟเซ็ต^{[ 8 ]} รอยบาก MTF นี้มีผลทำให้ความคมชัดของภาพลดลงเมื่อถ่ายภาพคุณลักษณะกว้างๆ นอกจากนี้ ตัวรองรับกระจกสะท้อนรอง (สไปเดอร์) อาจทำให้เกิดจุดรบกวนจากการเลี้ยวเบนในภาพได้

รัศมีของความโค้งของกระจกหลักและกระจกรองตามลำดับ ในการจัดเรียงแบบคลาสสิก คือ

${\displaystyle R_{1}=-{\frac {2DF}{FB}}=-{\frac {2F}{M}}}$

และ

${\displaystyle R_{2}=-{\frac {2DB}{FBD}}=-{\frac {2B}{M-1}}}$

ที่ไหน

• ${\displaystyle F}$คือระยะโฟกัส ที่มีประสิทธิภาพ ของระบบ
• ${\displaystyle B}$คือระยะโฟกัสหลัง (ระยะห่างจากเลนส์รองถึงจุดโฟกัส)
• ${\displaystyle D}$คือระยะห่างระหว่างกระจกสองบานและ
• ${\displaystyle M=(FB)/D}$คือกำลังขยายรอง

ถ้าหากแทนที่จะ${\displaystyle B}$และ${\displaystyle D}$โดยปริมาณที่ทราบแล้วคือระยะโฟกัสของกระจกหลัก${\displaystyle f_{1}}$และระยะห่างจากจุดโฟกัสด้านหลังกระจกหลัก${\displaystyle b}$, แล้ว${\displaystyle D=f_{1}(Fb)/(F+f_{1})}$และ${\displaystyle B=D+b}$.

ค่าคงที่ภาคตัดกรวยของกระจกหลักมีค่าเท่ากับค่าคงที่ภาคตัดกรวยของพาราโบลา${\displaystyle K_{1}=-1}$ด้วยเหตุนี้จึงไม่มีความคลาดเคลื่อนทรงกลมที่เกิดจากกระจกหลัก อย่างไรก็ตาม กระจกรองมีรูปทรงไฮเปอร์โบลา โดยจุดโฟกัสหนึ่งตรงกับจุดโฟกัสของกระจกหลัก และจุดโฟกัสอีกจุดหนึ่งอยู่ที่ระยะโฟกัสด้านหลัง${\displaystyle B}$ดังนั้น กล้องโทรทัศน์แบบ Cassegrain แบบดั้งเดิมจึงมีจุดโฟกัสที่เหมาะสมสำหรับลำแสงหลัก (จุดศูนย์กลางในแผนภาพคือจุดเดียว) เรามี

${\displaystyle K_{2}=-1-\alpha -{\sqrt {\alpha (\alpha +2)}}}$,

ที่ไหน

${\displaystyle \alpha ={\frac {1}{2}}\left[{\frac {4DBM}{(F+BM-DM)(FBD)}}\right]^{2}}$.

อันที่จริง เนื่องจากค่าคงที่ของภาคตัดกรวยไม่ควรขึ้นอยู่กับการปรับขนาด สูตรสำหรับทั้งสองจึงเหมือนกัน${\displaystyle \alpha }$และ${\displaystyle K_{2}}$สามารถลดทอนให้ง่ายขึ้นอย่างมากและนำเสนอได้เฉพาะในรูปของฟังก์ชันของการขยายภาพรองเท่านั้น สุดท้ายนี้

${\displaystyle \alpha ={\frac {8M^{2}}{(M^{2}-1)^{2}}}}$

และ

${\displaystyle K_{2}=-1-{\frac {4M}{(M-1)^{2}}}=-\left({\frac {M+1}{M-1}}\right)^{2}}$.

กล้องโทรทัศน์แบบริทเชย์-เครเตียน (Ritchey-Chrétien) เป็นกล้องโทรทัศน์แบบแคสเซเกรน (Cassegrain) ชนิดพิเศษที่มีกระจกสะท้อนแสงแบบไฮเปอร์โบลาสองบาน (แทนที่จะเป็นกระจกสะท้อนแสงแบบพาราโบลา) กล้องชนิดนี้ปราศจาก ความคลาดเคลื่อน แบบโคมาและความคลาดเคลื่อนทรงกลมที่ระนาบโฟกัสแบนราบทำให้เหมาะสำหรับการสังเกตการณ์ในมุมกว้างและการถ่ายภาพ กล้องชนิดนี้ถูกคิดค้นโดยจอร์จ วิลลิส ริทเชย์ (George Willis Ritchey)และอองรี เครเตียน (Henri Chrétien ) ในช่วงต้นทศวรรษ 1910 การออกแบบนี้พบได้ทั่วไปในกล้องโทรทัศน์วิจัยระดับมืออาชีพขนาดใหญ่ รวมถึงกล้องโทรทัศน์อวกาศฮับเบิล (Hubble Space Telescope) กล้องโทรทัศน์เค็ก ( Keck Telescope ) และกล้องโทรทัศน์ขนาดใหญ่มาก (Very Large Telescope หรือ VLT) นอกจากนี้ยังพบได้ในกล้องโทรทัศน์สมัครเล่นคุณภาพสูงอีกด้วย

กล้องโทรทรรศน์แบบ Dall-Kirkham Cassegrain ถูกออกแบบโดยHorace Dallในปี 1928 และได้รับชื่อนี้จากบทความที่ตีพิมพ์ในScientific Americanในปี 1930 หลังจากการสนทนาระหว่าง Allan Kirkham นักดาราศาสตร์สมัครเล่น และ Albert G. Ingalls บรรณาธิการด้านดาราศาสตร์ของนิตยสารในขณะนั้น กล้องโทรทรรศน์นี้ใช้ กระจกหลัก รูปวงรี เว้า และกระจกรองทรงกลมนูนแม้ว่าระบบนี้จะขัดเงาได้ง่ายกว่าระบบ Cassegrain หรือ Ritchey-Chretien แบบคลาสสิก แต่ความคลาดเคลื่อนของภาพ (coma) นอกแกนนั้นแย่กว่ามาก ทำให้ภาพเสื่อมคุณภาพอย่างรวดเร็วเมื่อมองจากนอกแกน เนื่องจากความคลาดเคลื่อนนี้สังเกตได้น้อยลงที่อัตราส่วนโฟกัส ที่ยาวกว่า กล้องโทรทรรศน์ Dall-Kirkham จึงมักมีอัตราส่วนโฟกัสไม่เกิน f/15

กล้องโทรทรรศน์ Cassegrain รูปแบบพิเศษอย่างหนึ่งคือ กล้องโทรทรรศน์ Schiefspiegler ("ตัวสะท้อนแสงแบบเอียง" หรือ "ตัวสะท้อนแสงแบบเฉียง" หรือที่รู้จักกันในชื่อ "กล้องโทรทรรศน์ Kutter" ตามชื่อผู้ประดิษฐ์Anton Kutter ^{[ 9 ]} ) ซึ่งใช้กระจกเงาที่เอียงเพื่อหลีกเลี่ยงไม่ให้กระจกเงารองสร้างเงาบนกระจกเงาหลัก อย่างไรก็ตาม แม้ว่าจะช่วยขจัดรูปแบบการเลี้ยวเบนได้ แต่ก็ทำให้เกิดความคลาดเคลื่อนอื่นๆ อีกหลายประการที่ต้องได้รับการแก้ไข

มีการใช้การกำหนดค่านอกแกนที่แตกต่างกันหลายแบบสำหรับเสาอากาศวิทยุ^{[ 10 ]}

กล้องโทรทรรศน์สะท้อนแสงแบบไม่มีแกนกลางอีกแบบหนึ่งที่พัฒนามาจากกล้องโทรทรรศน์แบบแคสเซเกรน คือกล้องโทรทรรศน์แบบสะท้อนแสง ' โยโล ' ที่คิดค้นโดยอาร์เธอร์ เลียวนาร์ดกล้องโทรทรรศน์แบบนี้ใช้เลนส์หลักทรงกลมหรือพาราโบลา และเลนส์รองทรงกลมที่บิดเบี้ยวด้วยกลไกเพื่อแก้ไขความคลาดเคลื่อนของแสงที่เกิดจากแกนกลางที่ไม่ตรงกัน เมื่อตั้งค่าอย่างถูกต้องแล้ว กล้องโทรทรรศน์โยโลจะให้ภาพที่ชัดเจนของวัตถุบนดาวเคราะห์และเป้าหมายที่ไม่ใช่ภาพมุมกว้าง โดยไม่สูญเสียความคมชัดหรือคุณภาพของภาพเนื่องจากความคลาดเคลื่อนทรงกลม การไม่มีสิ่งกีดขวางยังช่วยขจัดปรากฏการณ์การเลี้ยวเบนที่เกี่ยวข้องกับการถ่ายภาพดาราศาสตร์ด้วยกล้องโทรทรรศน์แบบสะท้อนแสงแคสเซเกรนและนิวตันอีกด้วย

เส้นทางแสงในSchmidt-Cassegrain

เส้นทางแสงในกล้องโทรทรรศน์แบบ Maksutov-Cassegrain

เส้นทางของแสงในกล้องโทรทรรศน์แบบเคลฟต์ซอฟ-คาสเซเกรน

กล้อง Schmidt-Cassegrain ได้รับการพัฒนามาจาก กล้อง Schmidtแบบมุมกว้างแม้ว่าการจัดเรียงแบบ Cassegrain จะให้มุมมองภาพที่แคบกว่ามากก็ตาม องค์ประกอบทางแสงชิ้นแรกคือแผ่นแก้ไข Schmidtแผ่นนี้ได้รับการขึ้นรูปโดยการวางสุญญากาศไว้ด้านหนึ่ง และทำการเจียรแก้ไขอย่างแม่นยำตามที่ต้องการเพื่อแก้ไขความคลาดเคลื่อนทรงกลมที่เกิดจากกระจกหลักทรงกลม กล้อง Schmidt-Cassegrain เป็นที่นิยมในหมู่นักดาราศาสตร์สมัครเล่น กล้อง Schmidt-Cassegrain รุ่นแรกได้รับการจดสิทธิบัตรในปี พ.ศ. 2489 โดยศิลปิน/สถาปนิก/นักฟิสิกส์Roger Hayward [ ^{11 ] โดย}มีที่ยึดฟิล์มอยู่นอกกล้องโทรทรรศน์

กล้องโทรทัศน์ แบบ Maksutov-Cassegrain เป็นรูปแบบหนึ่งของกล้องโทรทัศน์ Maksutovซึ่งตั้งชื่อตามDmitri Dmitrievich Maksutov นักทัศนศาสตร์และนักดาราศาสตร์ชาวโซเวียต กล้องโทรทัศน์ชนิดนี้เริ่มต้นด้วยเลนส์แก้ไขความคลาดเคลื่อนที่โปร่งใส ซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของทรงกลมกลวง มีกระจกหลักทรงกลม และกระจกรองทรงกลม ซึ่งโดยปกติจะเป็นส่วนสะท้อนแสงของเลนส์แก้ไขความคลาดเคลื่อน

ในกล้องโทรทรรศน์แบบอาร์กูนอฟ-คาสเซเกรน เลนส์ทั้งหมดเป็นทรงกลม และกระจกสะท้อนรองแบบคาสเซเกรนแบบดั้งเดิมถูกแทนที่ด้วยตัวแก้ไขย่อยที่ประกอบด้วยเลนส์สามชิ้นที่เว้นช่องว่างอากาศไว้ เลนส์ชิ้นที่อยู่ไกลจากกระจกหลักมากที่สุดคือกระจกแมงกินซึ่งทำหน้าที่เป็นกระจกสะท้อนรอง

Klevtsov-Cassegrain เช่นเดียวกับ Argunov-Cassegrain ใช้ตัวแก้ไขรูรับแสงย่อยซึ่งประกอบด้วยเลนส์เมนิสคัสขนาดเล็กและกระจก Mangin เป็น "กระจกรอง" ^{[ 12 ]}