A história dos telescópios começou em 1608, quando um oculista holandês, Hans Lippershey, descobriu que um objecto distante parecia maior quando visto através de uma combinação de duas lentes: uma lente relativamente fraca (isto é, distância focal longa) convergindo de frente para o objecto e uma lente forte (isto é, distância focal curta) divergindo de frente para o olho. Esta combinação de lentes foi posteriormente utilizada por Galileu Galilei para olhar para a Lua, os planetas e as estrelas, e ficou conhecida como o telescópio Galileu (ver Figura 2).
Por cerca de 1630 Johannes Kepler tinha substituído a lente ocular divergente por uma lente convergente de distância focal muito curta. Esta nova combinação de duas lentes convergentes, o telescópio Keplerian, permaneceu até hoje como a principal forma de construção de telescópios astronómicos refractários, embora muitas melhorias tecnológicas tenham sido introduzidas para lidar com os vários problemas que estabelecem limites ao desempenho do telescópio básico. A Figura 3 mostra um diagrama de um telescópio refrator deste tipo.
Para optimizar o poder de recolha de luz de um telescópio óptico, a abertura Do da sua lente objectiva deve ser a maior possível. Infelizmente, isto é mais fácil de dizer do que de fazer. Para começar, existem sérios problemas tecnológicos na produção de lentes muito grandes. Para garantir que o bloco de vidro inicial, a partir do qual a lente deve ser feita, seja perfeitamente transparente e opticamente homogêneo em todo o seu comprimento, o vidro fundido pode precisar de vários anos (!) de resfriamento gradual e controlado. A seguir vem o problema de lixar e polir – não é fácil manter uma curvatura esférica perfeita para uma lente de comprimento focal muito grande em toda a sua superfície. E quando se tem uma lente grande, é inevitavelmente uma lente espessa, que portanto absorve a luz, de preferência na parte azul e violeta do espectro. É também uma lente muito pesada, o que significa que teria uma tendência para se flacuar sob o seu próprio peso. Na prática, lentes objetivas utilizáveis com um diâmetro muito maior do que 1 metro não podem ser feitas. A figura 4 mostra uma fotografia de um dos maiores telescópios refractores do mundo, o refractor de 36 polegadas do Observatório Lick, Califórnia. Observe o corpo extremamente longo do telescópio em relação ao seu diâmetro.
Aquecer uma alta ampliação com um telescópio requer uma distância focal longa, mas os limites do valor máximo possível de fo são estabelecidos pela necessidade de tornar todo o instrumento móvel. A Figura 3 mostra claramente que a distância física de um telescópio refractor Keplerian não pode ser inferior a fo. Portanto, dificilmente seria realista planejar um telescópio com uma distância focal de 100 metros usando este desenho! No entanto, é importante lembrar que alcançar uma grande ampliação nem sempre é necessariamente útil, e às vezes é melhor ter distâncias focais muito curtas. Isto aumentará o campo de visão do telescópio e fará com que as imagens pareçam mais brilhantes, uma vez que a luz está menos espalhada. O desenho de ópticas com distâncias focais muito curtas leva a algumas aberrações ópticas, que discutimos brevemente.
As aberrações ópticas não são erros de fabrico, mas são características físicas indesejáveis de superfícies refractárias e reflectoras. Por exemplo, os raios paralelos de luz que atravessam diferentes partes de uma lente não são focalizados até o mesmo ponto por superfícies esféricas; isto é conhecido como aberração esférica. Isto não seria um problema, excepto pelo facto das superfícies esféricas serem relativamente fáceis de produzir, enquanto que as superfícies parabólicas, que dão um foco perfeito, são muito mais difíceis de produzir. Mesmo da mesma parte da lente, porém, ondas de frequência diferente (ou seja, de cor) são focalizadas em pontos diferentes; isto é conhecido como aberração cromática. Ao combinar várias lentes de diferentes forças ópticas e diferentes materiais, a aberração cromática pode ser reduzida, mas os problemas são formidáveis e aumentam com o aumento do tamanho das lentes e com o ângulo dos raios em relação ao eixo óptico. Assim, na prática, os telescópios refractários têm apenas um campo de visão relativamente estreito dentro do qual a resolução é boa.
Dois outros dois tipos de aberração que frequentemente afectam as imagens que se encontram fora do eixo óptico são o coma e o astigmatismo. O coma surge porque cada zona anular da lente ou espelho produz uma imagem fora do eixo de uma fonte pontual de luz (ou estrela) na forma de uma mancha circular de luz. Estes círculos variam em posição e diâmetro movendo-se de zona para zona, de modo que a ‘imagem pontual’ combinada no plano focal é uma área em forma de leque formada a partir de círculos sobrepostos. O astigmatismo ocorre porque a luz que cai obliquamente sobre uma lente ou espelho é focada não como um único ponto, mas como duas linhas perpendiculares, cada uma a diferentes distâncias da lente ou espelho. Na melhor posição de foco, a imagem de uma fonte pontual aparecerá como uma forma elíptica.
O resultado líquido de todos estes problemas é que grandes telescópios refractários já não são construídos para trabalhos astronómicos sérios.