Het verhaal van de telescopen begon in 1608, toen een Nederlandse opticien, Hans Lippershey, ontdekte dat een ver object groter leek wanneer het bekeken werd door een combinatie van twee lenzen: een relatief zwakke (d.w.z. lange brandpuntsafstand) convergerende lens die naar het object gericht was en een sterke (d.w.z. korte brandpuntsafstand) divergerende lens voor het oog. Deze combinatie van lenzen werd later door Galileo Galilei gebruikt om naar de maan, de planeten en de sterren te kijken, en werd bekend als de Galileï-telescoop (zie figuur 2).
Omstreeks 1630 had Johannes Kepler de divergerende oculairlens vervangen door een convergerende lens met een zeer korte brandpuntsafstand. Deze nieuwe combinatie van twee convergerende lenzen, de Kepleriaanse telescoop, is tot op de dag van vandaag de belangrijkste constructievorm van refracterende astronomische telescopen gebleven, hoewel er veel technologische verbeteringen zijn aangebracht om het hoofd te bieden aan de verschillende problemen die grenzen stellen aan de prestaties van de basistelescoop. Figuur 3 toont een schema van een dergelijke brekingstelescoop.
Om het lichtverzamelend vermogen van een optische telescoop te optimaliseren, moet de apertuur Do van de objectieflens zo groot mogelijk zijn. Helaas is dit gemakkelijker gezegd dan gedaan. Om te beginnen zijn er ernstige technologische problemen bij de productie van zeer grote lenzen. Om ervoor te zorgen dat het blok glas waaruit de lens wordt vervaardigd, perfect doorzichtig en optisch homogeen is, moet het gesmolten glas soms meerdere jaren (!) geleidelijk en gecontroleerd worden afgekoeld. Vervolgens komt het probleem van het slijpen en polijsten – het is niet gemakkelijk om voor een lens met een zeer grote brandpuntsafstand over het gehele oppervlak een perfecte sferische kromming te handhaven. En wanneer je een grote lens hebt, is het onvermijdelijk een dikke lens, die daardoor licht absorbeert, bij voorkeur in het blauwe en violette deel van het spectrum. Het is ook een zeer zwaar objectief, wat betekent dat het de neiging zou hebben onder zijn eigen gewicht uit te zakken. In de praktijk kunnen geen bruikbare objectieven met een diameter veel groter dan 1 meter worden gemaakt. Figuur 4 toont een foto van een van de grootste refracterende telescopen ter wereld, de 36 inch refractor van het Lick Observatory in Californië. Let op de extreem lange romp van de telescoop in verhouding tot zijn diameter.
Om een hoge vergroting met een telescoop te bereiken is een lange brandpuntsafstand fo nodig, maar de maximaal mogelijke waarde van fo wordt begrensd door de noodzaak om het hele instrument beweegbaar te maken. Uit figuur 3 blijkt duidelijk dat de fysieke lengte van een Kepleriaanse brekingstelescoop niet kleiner kan zijn dan fo. Het zou dus nauwelijks realistisch zijn om met dit ontwerp een telescoop met een brandpuntsafstand van 100 meter te plannen! Het is echter belangrijk om te onthouden dat een hoge vergroting niet per se altijd nuttig is, en dat het soms beter is om zeer korte brandpuntsafstanden te hebben. Dit vergroot het gezichtsveld van de telescoop en laat de beelden helderder lijken, omdat het licht minder wordt verspreid. Het ontwerpen van optiek met zeer korte brandpuntsafstanden leidt tot een aantal optische aberraties, die we kort bespreken.
Optische aberraties zijn geen fabricagefouten, maar zijn ongewenste fysische eigenschappen van brekende en reflecterende oppervlakken. Zo worden parallelle lichtstralen die door verschillende delen van een lens gaan, door sferische oppervlakken niet naar hetzelfde punt gefocusseerd; dit wordt sferische aberratie genoemd. Dit zou geen probleem zijn, ware het niet dat sferische oppervlakken betrekkelijk gemakkelijk te produceren zijn, terwijl parabolische oppervlakken, die een perfecte focus geven, veel moeilijker te produceren zijn. Zelfs vanuit hetzelfde deel van de lens worden golven van verschillende frequentie (d.w.z. kleur) naar verschillende punten gericht; dit staat bekend als chromatische aberratie. Door verschillende lenzen van verschillende optische sterkte en van verschillende materialen te combineren, kan chromatische aberratie worden beperkt, maar de problemen zijn enorm en nemen toe naarmate de lenzen groter worden en de hoek van de stralen ten opzichte van de optische as groter wordt. In de praktijk hebben refractietelescopen dan ook slechts een betrekkelijk smal gezichtsveld waarbinnen de resolutie goed is.
Twee andere soorten aberratie die vaak van invloed zijn op beelden die buiten de optische as liggen, zijn coma en astigmatisme. Coma ontstaat doordat elke ringvormige zone van de lens of spiegel een van de as afstaand beeld van een puntlichtbron (of ster) produceert in de vorm van een cirkelvormige lichtvlek. Deze cirkels variëren van zone tot zone in positie en diameter, zodat het gecombineerde “puntbeeld” in het brandvlak een waaiervormig gebied is dat wordt gevormd door elkaar overlappende cirkels. Astigmatisme ontstaat doordat licht dat schuin op een lens of spiegel valt, niet als één enkel punt wordt scherpgesteld, maar als twee loodrecht op elkaar staande lijnen, elk op een verschillende afstand van de lens of spiegel. Bij de beste focuspositie zal het beeld van een puntbron er ellipsvormig uitzien.
Het netto resultaat van al deze problemen is dat grote brekingstelescopen niet langer worden gebouwd voor serieus astronomisch werk.