Historia teleskopów rozpoczęła się w 1608 roku, kiedy holenderski optyk, Hans Lippershey, odkrył, że odległy obiekt wydaje się większy, gdy patrzy się na niego przez kombinację dwóch soczewek: stosunkowo słabej (tj. o długiej ogniskowej) soczewki zbieżnej skierowanej w stronę obiektu i silnej (tj. o krótkiej ogniskowej) soczewki rozbieżnej przed okiem. Ta kombinacja soczewek została następnie wykorzystana przez Galileusza do oglądania Księżyca, planet i gwiazd, i stała się znana jako teleskop Galileusza (patrz rysunek 2).
Do około 1630 roku Johannes Kepler zastąpił rozbieżną soczewkę okularową soczewką zbieżną o bardzo krótkiej ogniskowej. To nowe połączenie dwóch zbieżnych soczewek, teleskop Keplera, do dziś pozostaje podstawową formą konstrukcji astronomicznych teleskopów refrakcyjnych, chociaż wprowadzono wiele ulepszeń technologicznych, aby poradzić sobie z różnymi problemami, które ograniczają wydajność podstawowego teleskopu. Rysunek 3 przedstawia schemat teleskopu refrakcyjnego tego typu.
Aby zoptymalizować moc zbierającą światło w teleskopie optycznym, apertura Do jego obiektywu musi być jak największa. Niestety, łatwiej jest to powiedzieć niż zrobić. Po pierwsze, istnieją poważne problemy technologiczne związane z produkcją bardzo dużych soczewek. Aby początkowy blok szkła, z którego ma być wykonana soczewka, był idealnie przezroczysty i optycznie jednorodny, stopione szkło może wymagać kilku lat (!) stopniowego i kontrolowanego chłodzenia. Następnie pojawia się problem szlifowania i polerowania – nie jest łatwo utrzymać idealną krzywiznę sferyczną w przypadku bardzo dużej soczewki o dużej ogniskowej na całej jej powierzchni. A gdy mamy dużą soczewkę, jest ona nieuchronnie gruba, przez co pochłania światło, głównie w niebieskiej i fioletowej części widma. Jest to również bardzo ciężka soczewka, co oznacza, że będzie miała tendencję do zapadania się pod własnym ciężarem. W praktyce nie można wyprodukować obiektywów o średnicy większej niż 1 metr. Rysunek 4 przedstawia zdjęcie jednego z największych teleskopów refrakcyjnych na świecie, 36-calowego refraktora w Obserwatorium Lick w Kalifornii. Zwróć uwagę na niezwykle długi korpus teleskopu w stosunku do jego średnicy.
Uzyskanie dużego powiększenia za pomocą teleskopu wymaga długiej ogniskowej fo, ale ograniczenia na maksymalną możliwą wartość fo są wyznaczone przez konieczność uczynienia całego instrumentu ruchomym. Z rysunku 3 jasno wynika, że fizyczna długość keplerowskiego teleskopu refrakcyjnego nie może być mniejsza niż fo. W związku z tym planowanie teleskopu o ogniskowej 100 metrów przy zastosowaniu tej konstrukcji byłoby mało realne! Należy jednak pamiętać, że uzyskanie dużego powiększenia nie zawsze jest użyteczne, a czasami lepiej jest mieć bardzo krótką ogniskową. Zwiększa to pole widzenia teleskopu i sprawia, że obrazy wydają się jaśniejsze, ponieważ światło jest mniej rozproszone. Projektowanie układów optycznych o bardzo krótkich ogniskowych prowadzi do pewnych aberracji optycznych, które pokrótce omówimy.
Aberracje optyczne nie są błędami produkcyjnymi, lecz niepożądanymi właściwościami fizycznymi powierzchni załamujących i odbijających światło. Na przykład, równoległe promienie światła przechodzące przez różne części soczewki nie są skupiane w tym samym punkcie przez powierzchnie sferyczne; jest to znane jako aberracja sferyczna. Nie stanowiłoby to problemu, gdyby nie fakt, że powierzchnie sferyczne są stosunkowo łatwe do wytworzenia, natomiast powierzchnie paraboliczne, które zapewniają idealną ostrość, są znacznie trudniejsze do wytworzenia. Jednak nawet z tej samej części soczewki fale o różnej częstotliwości (tj. kolorze) są ogniskowane w różnych punktach; zjawisko to znane jest pod nazwą aberracji chromatycznej. Łącząc kilka soczewek o różnych mocach optycznych i wykonanych z różnych materiałów, można zmniejszyć aberrację chromatyczną, ale problemy są ogromne i zwiększają się wraz ze wzrostem rozmiaru soczewek i kąta padania promieni w stosunku do osi optycznej. Dlatego w praktyce teleskopy refrakcyjne mają tylko stosunkowo wąskie pole widzenia, w którym rozdzielczość jest dobra.
Dwa inne rodzaje aberracji, które często wpływają na obrazy leżące poza osią optyczną, to koma i astygmatyzm. Koma powstaje, ponieważ każda strefa pierścieniowa soczewki lub lustra wytwarza poza osią obraz punktowego źródła światła (lub gwiazdy) w postaci okrągłej plamy światła. Okręgi te zmieniają swoje położenie i średnicę przechodząc ze strefy do strefy, tak że łączny „obraz punktowy” w płaszczyźnie ogniskowej jest wachlarzowatym obszarem utworzonym z nakładających się na siebie okręgów. Astygmatyzm występuje, ponieważ światło padające ukośnie na soczewkę lub lustro jest ogniskowane nie jako pojedynczy punkt, ale jako dwie prostopadłe linie, każda w innej odległości od soczewki lub lustra. Przy najlepszym ustawieniu ostrości, obraz źródła punktowego będzie miał kształt elipsy.
W wyniku tych wszystkich problemów duże teleskopy refrakcyjne nie są już budowane do poważnej pracy astronomicznej.