Historien om teleskop började 1608, när den holländske optikern Hans Lippershey upptäckte att ett avlägset objekt verkade större när det betraktades genom en kombination av två linser: en relativt svag (dvs. med lång brännvidd) konvergerande lins som var riktad mot objektet och en stark (dvs. med kort brännvidd) divergerande lins som var riktad mot ögat. Denna kombination av linser användes senare av Galileo Galilei för att titta på månen, planeterna och stjärnorna, och den blev känd som det galileiska teleskopet (se figur 2).
Omkring 1630 hade Johannes Kepler ersatt den divergerande okularlinsen med en konvergerande lins med mycket kort brännvidd. Denna nya kombination av två konvergerande linser, det keplerska teleskopet, har förblivit den huvudsakliga konstruktionsformen för refrakterande astronomiska teleskop fram till idag, även om många tekniska förbättringar har införts för att hantera de olika problem som sätter gränser för det grundläggande teleskopets prestanda. Figur 3 visar ett diagram över ett refrakterande teleskop av denna typ.
För att optimera ljusinsamlingskraften hos ett optiskt teleskop måste öppningen Do på dess objektivlins vara så stor som möjligt. Tyvärr är detta lättare sagt än gjort. Till att börja med finns det allvarliga tekniska problem med att tillverka mycket stora objektiv. För att se till att det ursprungliga glasblocket, som linsen skall tillverkas av, är helt genomskinligt och optiskt homogent kan det smälta glaset behöva flera års (!) gradvis och kontrollerad nedkylning. Därefter kommer problemet med slipning och polering – det är inte lätt att upprätthålla en perfekt sfärisk krökning för en lins med mycket stor brännvidd över hela dess yta. Och när man har en stor lins är det oundvikligen en tjock lins, som därför absorberar ljus, företrädesvis i den blå och violetta delen av spektrumet. Det är också en mycket tung lins, vilket innebär att den skulle ha en tendens att hänga ihop under sin egen vikt. I praktiken kan man inte tillverka användbara objektivlinser med en diameter som är mycket större än 1 meter. Figur 4 visar ett fotografi av ett av världens största refraktorteleskop, 36-tumsrefraktorn vid Lick-observatoriet i Kalifornien. Lägg märke till teleskopets extremt långa kropp i förhållande till dess diameter.
För att uppnå hög förstoring med ett teleskop krävs en lång brännvidd fo, men gränserna för det högsta möjliga värdet på fo sätts av behovet att göra hela instrumentet rörligt. Det framgår tydligt av figur 3 att den fysiska längden på ett keplerskt refraktorteleskop inte kan vara mindre än fo. Det skulle därför knappast vara realistiskt att planera ett teleskop med en brännvidd på 100 meter med denna konstruktion! Det är dock viktigt att komma ihåg att en hög förstoring inte nödvändigtvis alltid är användbar och att det ibland är bättre att ha mycket korta brännvidder. Detta ökar teleskopets synfält och får bilderna att verka ljusare, eftersom ljuset är mindre utspritt. Att konstruera optik med mycket korta brännvidder leder till vissa optiska aberrationer, som vi diskuterar kort.
Optiska aberrationer är inte tillverkningsfel, utan är oönskade fysiska egenskaper hos brytande och reflekterande ytor. Parallella ljusstrålar som passerar genom olika delar av en lins fokuseras till exempel inte till samma punkt av sfäriska ytor; detta kallas sfärisk aberration. Detta skulle inte vara något problem om det inte vore för att sfäriska ytor är relativt lätta att tillverka, medan paraboliska ytor, som ger ett perfekt fokus, är mycket svårare att tillverka. Även från samma del av linsen fokuseras dock vågor med olika frekvens (dvs. färg) till olika punkter; detta kallas kromatisk aberration. Genom att kombinera flera linser med olika optisk styrka och olika material kan den kromatiska aberrationen minskas, men problemen är enorma och ökar med linsernas storlek och med strålarnas vinkel i förhållande till den optiska axeln. I praktiken har därför refraktorteleskop endast ett relativt smalt synfält inom vilket upplösningen är god.
Två andra typer av aberration som ofta påverkar bilder som ligger utanför den optiska axeln är koma och astigmatism. Koma uppstår eftersom varje ringformad zon i linsen eller spegeln ger en bild utanför axeln av en punktljuskälla (eller stjärna) i form av en cirkulär ljusfläck. Dessa cirklar varierar i position och diameter från zon till zon, så att den kombinerade ”punktbilden” i fokalplanet är en fläktformad yta som bildas av överlappande cirklar. Astigmatism uppstår eftersom ljus som faller snett på en lins eller spegel inte fokuseras som en enda punkt, utan som två vinkelräta linjer, var och en på olika avstånd från linsen eller spegeln. I det bästa fokuseringsläget kommer bilden av en punktkälla att framstå som en elliptisk form.
Nettoresultatet av alla dessa problem är att stora refraktorteleskop inte längre byggs för seriöst astronomiskt arbete.