Příběh dalekohledů začal v roce 1608, kdy holandský optik Hans Lippershey zjistil, že vzdálený objekt se zdá být větší, když se na něj díváme kombinací dvou čoček: relativně slabé (tj. s dlouhou ohniskovou vzdáleností) sbíhavé čočky směřující k objektu a silné (tj. s krátkou ohniskovou vzdáleností) rozbíhavé čočky před okem. Tuto kombinaci čoček následně použil Galileo Galilei pro pozorování Měsíce, planet a hvězd a stala se známou jako Galileův dalekohled (viz obrázek 2).
Přibližně v roce 1630 nahradil Johannes Kepler divergující okulárovou čočku konvergující čočkou s velmi krátkou ohniskovou vzdáleností. Tato nová kombinace dvou sbíhajících se čoček, Keplerův dalekohled, zůstala hlavní formou konstrukce refrakčních astronomických dalekohledů až do dnešních dnů, ačkoli bylo zavedeno mnoho technologických vylepšení, která se vyrovnávala s různými problémy, jež stanovovaly limity výkonu základního dalekohledu. Obrázek 3 ukazuje schéma refrakčního dalekohledu tohoto typu.
Pro optimalizaci světelného výkonu optického dalekohledu musí být apertura Do jeho objektivu co největší. To se bohužel snáze řekne, než udělá. Začněme tím, že při výrobě velmi velkých objektivů existují vážné technologické problémy. Aby byl výchozí blok skla, z něhož má být čočka vyrobena, dokonale průhledný a opticky homogenní, může roztavené sklo potřebovat několik let (!) postupného a řízeného chlazení. Dále přichází problém broušení a leštění – není snadné udržet dokonalé sférické zakřivení čočky s velmi velkou ohniskovou vzdáleností na celé její ploše. A když máte velkou čočku, je to nevyhnutelně tlustá čočka, která proto pohlcuje světlo, přednostně v modré a fialové části spektra. Je to také velmi těžký objektiv, což znamená, že by měl tendenci se prohýbat pod vlastní vahou. V praxi nelze vyrobit použitelné objektivy s průměrem mnohem větším než 1 metr. Na obrázku 4 je fotografie jednoho z největších refrakčních dalekohledů na světě, 36palcového refraktoru na Lickově observatoři v Kalifornii. Všimněte si extrémně dlouhého těla dalekohledu v poměru k jeho průměru.
Dosažení velkého zvětšení dalekohledem vyžaduje velkou ohniskovou vzdálenost fo, ale omezení maximální možné hodnoty fo je dáno nutností, aby byl celý přístroj pohyblivý. Z obrázku 3 je zřejmé, že fyzická délka keplerovského refrakčního dalekohledu nemůže být menší než fo. Proto by bylo stěží reálné plánovat dalekohled s ohniskovou vzdáleností 100 metrů pomocí této konstrukce! Je však důležité si uvědomit, že dosažení velkého zvětšení nemusí být vždy užitečné a někdy je lepší mít velmi krátkou ohniskovou vzdálenost. Tím se zvětší zorné pole dalekohledu a snímky se zdají být jasnější, protože světlo je méně rozptýlené. Navrhování optiky s velmi krátkými ohniskovými vzdálenostmi vede k některým optickým aberacím, které si stručně probereme.
Optické aberace nejsou výrobní chyby, ale jsou to nežádoucí fyzikální vlastnosti lámavých a odrazných ploch. Například rovnoběžné paprsky světla procházející různými částmi čočky nejsou sférickými plochami zaostřeny do stejného bodu; to se nazývá sférická aberace. To by nebyl problém, nebýt skutečnosti, že sférické plochy se vyrábějí relativně snadno, zatímco parabolické plochy, které poskytují dokonalé zaostření, se vyrábějí mnohem obtížněji. Dokonce i ze stejné části čočky jsou vlny o různé frekvenci (tj. barvě) zaostřeny do různých bodů; to je známé jako chromatická aberace. Kombinací několika čoček s různou optickou mohutností a z různých materiálů lze chromatickou aberaci snížit, ale problémy jsou obrovské a narůstají s rostoucí velikostí čoček a s úhlem paprsků vzhledem k optické ose. V praxi tak mají refrakční dalekohledy jen relativně úzké zorné pole, v jehož rámci je rozlišení dobré.
Dva další typy aberace, které často ovlivňují obrazy ležící mimo optickou osu, jsou koma a astigmatismus. Koma vzniká proto, že každá prstencová zóna objektivu nebo zrcadla vytváří mimo osu obraz bodového zdroje světla (nebo hvězdy) v podobě kruhové světelné skvrny. Tyto kruhy se při pohybu ze zóny do zóny liší svou polohou a průměrem, takže kombinovaný „obraz bodu“ v ohniskové rovině je vějířovitá plocha tvořená překrývajícími se kruhy. Astigmatismus vzniká proto, že světlo, které dopadá šikmo na čočku nebo zrcadlo, není zaostřeno jako jeden bod, ale jako dvě kolmé čáry, z nichž každá je v jiné vzdálenosti od čočky nebo zrcadla. Při nejlepším zaostření se obraz bodového zdroje jeví jako eliptický tvar.
Celkovým výsledkem všech těchto problémů je, že velké refrakční dalekohledy se již pro seriózní astronomické práce nestaví.