Si osservi lo schema qui sopra nel quale abbiamo convenuto riportare la simbologia seguente:
r1 = raggio dello specchio primario;
r2 = semiasse minore dello specchietto secondario;
d = distanza dal centro del secondario al piano focale;
α = semiampiezza del cono dei raggi riflessi dal primario.
Indicheremo inoltre con F la focale del telescopio e con R il rapporto focale, ossia il valore che si ottiene dividendo la focale per il diametro del primario (F / Ø).
Dalla figura risultano le seguenti espressioni:
F / r1 = 2R ; F · tgα = r1
dividendo la seconda delle 2 espressioni per r1 queste diventano:
F / r1 = 2R ; F / r1 · tgα = 1
dividendo membro a membro la prima espressione per la seconda si ha:
(tgα)–1 = 2R (*)
Sempre dalla figura si ha:
d · tgα = r2
e applicando la (*):
r2 = d / 2R
ossia:
Asse Minore = d / R
Se, ad esempio, abbiamo un telescopio da 20 cm aperto a F/5 (ossia con focale di 1 metro) e il piano focale si trova a 20 cm dal secondario, l'asse minore di questo dovrà essere pari ad almeno 20 : 5 = 4 cm.
Abbiamo detto "almeno" perché in realtà il valore trovato è quello del cono di luce all'altezza del secondario. Se si vogliono evitare fastidiosi effetti di vignettatura delle immagini, particolarmente evidenti in fotografia, sarà opportuno sovradimensionare un poco il secondario; in questo modo anche se la sorgente in esame non è perfettamente coassiale, ma è invece leggermente inclinata, i raggi riflessi intercetteranno comunque lo specchietto. Se desideriamo pertanto mantere il campo di piena luce attorno a 1 grado e mezzo — come nelle osservazioni a largo campo di comete e nebulose — nell'esempio sopra riportato dovremo maggiorare il secondario di circa 1 centimetro.