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卡塞格兰反射镜是一种由二个反射镜片组合而成的光学结构。这种结构常用于望远镜当中，即卡塞格兰望远镜；同时也用于设计高增益的天线。
在1672年，洛朗·卡塞格兰首先发展出这型望远镜，主镜是凹面镜，次镜是凸面镜，两个镜片对称的排列在光轴上，主镜的中心通常会穿孔以让光线通过而到达目镜、照相机或感光元件。主镜的型式是抛物面镜，次镜则是双曲面镜。
（注：平行原直径进入+无 放大直径 就返回光内容+水平离开 是3次飞行距离。）
"传统的"卡塞格兰望远镜有抛物面镜的主镜，和双曲面的次镜将光线反射并穿过主镜中心的孔洞，折叠光学的设计使镜筒的长度紧缩。在小望远镜和照相机的镜头，次镜通常安装在封闭望远镜镜筒的透明光学玻璃板上的光学平台。这样的装置可以消除蜘蛛型支撑架造成的"星状"散射效应。封闭镜筒虽然会造成集光量的损失，但镜筒可以保持干净，主镜也能得到保护。
它利用双曲面和抛物面反射的一些特性，凹面的抛物面反射镜可以将平行于光轴入射的所有光线汇聚在单一的点上－焦点；凸面的双曲面反射镜有两个焦点，会将所有通过其中一个焦点的光线反射至另一个焦点上。这一类型望远镜的镜片在设计上会安放在共享一个焦点的位置上，以便光线能在双曲面镜的另一个焦点上成像以便观测，通常外部的目镜也会在这个点上。抛物面的主镜将进入望远镜的平行光线反射并汇聚在焦点上，这个点也是双曲线面镜的一个焦点。然后双曲面镜将这些光线反射至另一个焦点，就可以在那儿观察影像。
里奇-克莱琴望远镜是一种特殊的卡塞格兰反射镜，它的两个镜片都是双曲面镜（取代了抛物面的主镜），有效的消除了焦平面上的彗形像差和球面像差，使他有较广的视野可以用于摄影的观测。几乎所有研究级的反射望远镜都是里奇-克莱琴式的设计。他是乔治·威利斯·里奇和亨利·克莱琴在1910年代发明的。
达尔-奇克汉式卡塞格兰望远镜由霍勒斯·达尔在1928年设计，并于1930年由当时的科学美国人编辑、业余天文学家的艾伦奇克汉和艾伯特·G·英格尔写成论文发表在该杂志上。这种设计使用凹的椭圆面镜做主镜，凸的球面镜做副镜。这样的系统比传统卡塞格兰式或里奇-克莱琴式系统都容易磨制，缺点是没有修正离轴的彗差和畸变，所以离开轴心的影像品质会很快变差。但此缺陷对长焦比的影响较小，所以焦比在f/15以上的反射镜仍会采用此种形式的设计。
离轴卡式("Schiefspiegler"或"kutter telescope")是一种不常见的卡塞格兰反射镜。此设计在理论上能避免中央遮光而导致的成像反差降低，亦能避免光路上遮挡而形成的衍射纹路。然而，该设计只能利用两镜角度去抵消彗差，而残留着少许散光须要另行修正。 另外，这种设计为了能控制像差在可接受水平，合成焦比往往在f/20以上，限制了这种镜只适合作高倍观测(例如月面、行星)，而主副镜须要是相同曲率，一凹一凸的球面镜。
施密特-卡塞格兰是传统的广视野望远镜，第一个光学元件是施密特修正板。这块板的型状是焦一面至于真空状态下，经由确实的计算修正球面像差所需要的型状后精密制造的。施密特-卡塞格兰望远镜被业余天文学家普遍的采用。
马克苏托夫-卡塞格兰是德米特里·德米特里耶维奇·马克苏托夫发明的马克苏托夫望远镜的变形，他使用中空的透明球面镜做为修正透镜。这型望远镜的主镜是球面镜，次镜则是应用修正透镜的一部分做成的。
阿古诺夫-卡塞格兰望远镜 所有的光学元件都是球面镜，并将传统卡塞格兰的次镜换成三个有空气隙的透镜。距离主镜最远的透镜是曼京镜（Mangin），并做为第二个镜面的表面，在对向天空的一面有反射用的涂层。
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