A távcsövek története 1608-ban kezdődött, amikor egy holland optikus, Hans Lippershey felfedezte, hogy egy távoli tárgy nagyobbnak tűnik, ha két lencse kombinációján keresztül nézzük: egy viszonylag gyenge (azaz hosszú fókusztávolságú) konvergens lencsén, amely a tárgy felé néz, és egy erős (azaz rövid fókusztávolságú) divergens lencsén, amely a szem előtt van. Ezt a lencsekombinációt később Galileo Galilei használta a Hold, a bolygók és a csillagok megfigyelésére, és Galilei-távcső néven vált ismertté (lásd a 2. ábrát).
1630 körül Johannes Kepler a divergens okulárlencsét egy nagyon rövid gyújtótávolságú konvergens lencsével helyettesítette. Ez az új, két konvergáló lencse kombinációja, a kepleri távcső a mai napig a fénytörő csillagászati távcsövek fő szerkezeti formája maradt, bár számos technológiai fejlesztést vezettek be, hogy megbirkózzanak azokkal a különböző problémákkal, amelyek az alaptávcső teljesítményének határt szabtak. A 3. ábra egy ilyen típusú fénytörő távcső ábráját mutatja.
Az optikai távcső fénygyűjtő képességének optimalizálásához az objektív lencséjének Do rekesznyílásának a lehető legnagyobbnak kell lennie. Sajnos ezt könnyebb mondani, mint megtenni. Először is, a nagyon nagy objektívek gyártása komoly technológiai problémákba ütközik. Ahhoz, hogy az eredeti üvegtömb, amelyből a lencsét készítik, tökéletesen átlátszó és optikailag homogén legyen, az olvadt üvegnek több évig (!) tartó fokozatos és ellenőrzött hűtésre lehet szüksége. Ezután következik a csiszolás és polírozás problémája – egy nagyon nagy fókusztávolságú lencse esetében nem könnyű fenntartani a tökéletes gömbgörbületet a teljes felületén. És ha nagy lencséről van szó, az szükségszerűen vastag lencse, amely ezért elnyeli a fényt, elsősorban a spektrum kék és ibolyántúli részén. Ez egy nagyon nehéz lencse is, ami azt jelenti, hogy hajlamos lenne megereszkedni a saját súlya alatt. A gyakorlatban nem lehet 1 méternél sokkal nagyobb átmérőjű, használható objektíveket készíteni. A 4. ábra a világ egyik legnagyobb fénytörő távcsövének, a kaliforniai Lick Obszervatórium 36 hüvelykes refraktorának fényképét mutatja. Figyeljük meg a távcső átmérőjéhez képest rendkívül hosszú testét.
A nagy nagyítás eléréséhez egy távcsővel nagy fo fókusztávolságra van szükség, de a fo lehetséges maximális értékének határt szab az az igény, hogy az egész műszer mozgatható legyen. A 3. ábrából világosan látszik, hogy egy kepleri fénytörő távcső fizikai hossza nem lehet kisebb, mint fo. Ezért aligha lenne reális egy 100 méteres fókusztávolságú távcsövet tervezni ezzel a konstrukcióval! Fontos azonban megjegyezni, hogy a nagy nagyítás elérése nem feltétlenül mindig hasznos, és néha jobb, ha nagyon rövid a fókusztávolság. Ez növeli a távcső látómezejét, és a képek világosabbnak tűnnek, mivel a fény kevésbé szóródik szét. A nagyon rövid fókusztávolságú optikák tervezése bizonyos optikai aberrációkhoz vezet, amelyeket röviden tárgyalunk.
Az optikai aberrációk nem gyártási hibák, hanem a fénytörő és tükröző felületek nemkívánatos fizikai tulajdonságai. Például a lencse különböző részein áthaladó párhuzamos fénysugarakat a gömbfelületek nem ugyanarra a pontra fókuszálják; ezt nevezzük gömbi aberrációnak. Ez nem jelentene problémát, hacsak nem lenne az a tény, hogy a gömbfelületeket viszonylag könnyű előállítani, míg a tökéletes fókuszt adó parabolikus felületeket sokkal nehezebb előállítani. Azonban még a lencse ugyanazon részéből is különböző frekvenciájú (azaz színű) hullámok különböző pontokra fókuszálódnak; ezt nevezzük kromatikus aberrációnak. Több különböző optikai erősségű és különböző anyagú lencse kombinálásával a kromatikus aberráció csökkenthető, de a problémák félelmetesek, és a lencsék méretének növekedésével és a sugarak optikai tengelyhez viszonyított szögének növekedésével egyre nagyobbak. Így a gyakorlatban a fénytörő távcsövek csak viszonylag szűk látómezővel rendelkeznek, amelyen belül a felbontás jó.
Az optikai tengelytől távol eső képeket gyakran érintő két másik aberrációtípus a kóma és az asztigmatizmus. A kóma azért keletkezik, mert a lencse vagy a tükör minden egyes gyűrűs zónája egy pontszerű fényforrás (vagy csillag) tengelyen kívüli képét egy kör alakú fényfolt formájában állítja elő. E körök helyzete és átmérője zónáról zónára haladva változik, így a fókuszsíkban a kombinált “pontkép” egy legyező alakú, egymást átfedő körökből álló terület. Az asztigmatizmus azért alakul ki, mert a lencsére vagy tükörre ferdén eső fény nem egyetlen pontként, hanem két egymásra merőleges, a lencsétől vagy tükrötől különböző távolságban lévő vonalként fókuszálódik. A legjobb fókuszpozícióban egy pontforrás képe ellipszis alakúnak fog tűnni.
Ezeknek a problémáknak a végeredménye az, hogy a nagy fénytörő távcsöveket már nem építik komoly csillagászati munkára.