La historia de los telescopios comenzó en 1608, cuando un óptico holandés, Hans Lippershey, descubrió que un objeto lejano parecía más grande cuando se miraba a través de una combinación de dos lentes: una lente convergente relativamente débil (es decir, de larga distancia focal) orientada hacia el objeto y una lente divergente fuerte (es decir, de corta distancia focal) delante del ojo. Esta combinación de lentes fue utilizada posteriormente por Galileo Galilei para observar la Luna, los planetas y las estrellas, y se conoció como el telescopio galileano (véase la figura 2).
Hacia 1630 Johannes Kepler había sustituido la lente ocular divergente por una lente convergente de distancia focal muy corta. Esta nueva combinación de dos lentes convergentes, el telescopio kepleriano, ha seguido siendo la principal forma de construcción de los telescopios astronómicos refractores hasta nuestros días, aunque se han introducido muchas mejoras tecnológicas para hacer frente a los diversos problemas que limitan el rendimiento del telescopio básico. La figura 3 muestra un esquema de un telescopio refractor de este tipo.
Para optimizar la potencia de captación de luz de un telescopio óptico, la apertura Do de su lente objetivo debe ser lo más grande posible. Por desgracia, esto es más fácil de decir que de hacer. En primer lugar, la fabricación de lentes muy grandes plantea graves problemas tecnológicos. Para garantizar que el bloque inicial de vidrio, con el que se fabricará la lente, sea perfectamente transparente y ópticamente homogéneo en su totalidad, el vidrio fundido puede necesitar varios años (!) de enfriamiento gradual y controlado. Luego viene el problema del esmerilado y el pulido: no es fácil mantener una curvatura esférica perfecta para una lente de gran distancia focal en toda su superficie. Y cuando se tiene una lente grande, es inevitablemente una lente gruesa, que por tanto absorbe la luz, preferentemente en la parte azul y violeta del espectro. También es una lente muy pesada, lo que significa que tendría tendencia a combarse por su propio peso. En la práctica, no se pueden fabricar lentes objetivas utilizables con un diámetro muy superior a 1 metro. La figura 4 muestra una fotografía de uno de los mayores telescopios refractores del mundo, el refractor de 36 pulgadas del Observatorio Lick, en California. Observe el cuerpo extremadamente largo del telescopio en relación con su diámetro.
Lograr un gran aumento con un telescopio requiere una gran distancia focal fo, pero los límites del valor máximo posible de fo están fijados por la necesidad de que todo el instrumento sea móvil. La figura 3 muestra claramente que la longitud física de un telescopio refractor kepleriano no puede ser inferior a fo. Por lo tanto, ¡no sería realista proyectar un telescopio con una longitud focal de 100 metros utilizando este diseño! Sin embargo, es importante recordar que conseguir un gran aumento no siempre es útil, y que a veces es mejor tener distancias focales muy cortas. Esto aumentará el campo de visión del telescopio y hará que las imágenes parezcan más brillantes, ya que la luz está menos repartida. El diseño de ópticas con distancias focales muy cortas da lugar a algunas aberraciones ópticas, que comentamos brevemente.
Las aberraciones ópticas no son errores de fabricación, sino que son características físicas indeseables de las superficies refractoras y reflectantes. Por ejemplo, los rayos de luz paralelos que pasan por diferentes partes de una lente no se enfocan en el mismo punto por las superficies esféricas; esto se conoce como aberración esférica. Esto no sería un problema si no fuera porque las superficies esféricas son relativamente fáciles de producir, mientras que las superficies parabólicas, que dan un enfoque perfecto, son mucho más difíciles de producir. Sin embargo, incluso desde la misma parte de la lente, las ondas de distinta frecuencia (es decir, de distinto color) se enfocan en puntos diferentes; esto se conoce como aberración cromática. Combinando varias lentes de distinta potencia óptica y distintos materiales, se puede reducir la aberración cromática, pero los problemas son formidables y aumentan con el incremento del tamaño de las lentes y con el ángulo de los rayos respecto al eje óptico. Así, en la práctica, los telescopios refractores sólo tienen un campo de visión relativamente estrecho dentro del cual la resolución es buena.
Otros dos tipos de aberración que suelen afectar a las imágenes que se encuentran fuera del eje óptico son el coma y el astigmatismo. El coma surge porque cada zona anular del objetivo o espejo produce una imagen fuera del eje de una fuente de luz puntual (o estrella) en forma de una mancha de luz circular. Estos círculos varían en posición y diámetro al pasar de una zona a otra, de modo que la «imagen puntual» combinada en el plano focal es una zona en forma de abanico formada por círculos superpuestos. El astigmatismo se produce porque la luz que incide oblicuamente sobre una lente o un espejo no se enfoca como un único punto, sino como dos líneas perpendiculares, cada una a diferentes distancias de la lente o el espejo. En la mejor posición de enfoque, la imagen de una fuente puntual aparecerá como una forma elíptica.
El resultado neto de todos estos problemas es que los grandes telescopios refractores ya no se construyen para trabajos astronómicos serios.