Die Geschichte der Fernrohre begann 1608, als der holländische Optiker Hans Lippershey entdeckte, dass ein entferntes Objekt größer erschien, wenn man es durch eine Kombination von zwei Linsen betrachtete: eine relativ schwache (d.h. lange Brennweite) Sammellinse, die dem Objekt zugewandt war, und eine starke (d.h. kurze Brennweite) Zerstreuungslinse vor dem Auge. Diese Linsenkombination wurde später von Galileo Galilei für die Beobachtung des Mondes, der Planeten und der Sterne verwendet und wurde als Galilei-Fernrohr bekannt (siehe Abbildung 2).
Um 1630 hatte Johannes Kepler die divergierende Okularlinse durch eine Sammellinse mit sehr kurzer Brennweite ersetzt. Diese neue Kombination von zwei konvergierenden Linsen, das Keplersche Fernrohr, ist bis heute die wichtigste Bauform für astronomische Linsenteleskope geblieben, obwohl viele technische Verbesserungen eingeführt wurden, um die verschiedenen Probleme zu lösen, die der Leistung des Grundfernrohrs Grenzen setzen. Abbildung 3 zeigt ein Schema eines solchen Refraktors.
Um die Lichtsammelleistung eines optischen Teleskops zu optimieren, muss die Öffnung Do seines Objektivs so groß wie möglich sein. Leider ist das leichter gesagt als getan. Zunächst einmal gibt es ernsthafte technische Probleme bei der Herstellung sehr großer Linsen. Um sicherzustellen, dass der ursprüngliche Glasblock, aus dem die Linse hergestellt werden soll, vollkommen transparent und optisch homogen ist, muss das geschmolzene Glas unter Umständen mehrere Jahre (!) lang langsam und kontrolliert abgekühlt werden. Als nächstes kommt das Problem des Schleifens und Polierens – es ist nicht einfach, eine perfekte sphärische Krümmung für eine Linse mit sehr großer Brennweite über die gesamte Fläche aufrechtzuerhalten. Und wenn man eine große Linse hat, ist sie zwangsläufig dick und absorbiert daher Licht, vorzugsweise im blauen und violetten Teil des Spektrums. Außerdem ist es eine sehr schwere Linse, was bedeutet, dass sie unter ihrem eigenen Gewicht zum Durchhängen neigt. In der Praxis können keine brauchbaren Objektive mit einem Durchmesser von mehr als 1 m hergestellt werden. Abbildung 4 zeigt ein Foto von einem der größten Refraktoren der Welt, dem 36-Zoll-Refraktor des Lick-Observatoriums in Kalifornien. Man beachte den im Verhältnis zum Durchmesser extrem langen Körper des Teleskops.
Um mit einem Teleskop eine hohe Vergrößerung zu erzielen, ist eine große Brennweite fo erforderlich, doch sind dem maximal möglichen Wert von fo Grenzen gesetzt, da das gesamte Instrument beweglich sein muss. Aus Abbildung 3 ist ersichtlich, dass die physikalische Länge eines Keplerschen Refraktors nicht kleiner als fo sein kann. Daher wäre es kaum realistisch, ein Teleskop mit einer Brennweite von 100 Metern mit dieser Konstruktion zu planen! Es ist jedoch wichtig, daran zu denken, dass eine hohe Vergrößerung nicht unbedingt immer sinnvoll ist, und dass es manchmal besser ist, sehr kurze Brennweiten zu haben. Dies vergrößert das Sichtfeld des Teleskops und lässt die Bilder heller erscheinen, da das Licht weniger gestreut wird. Die Konstruktion von Optiken mit sehr kurzen Brennweiten führt zu einigen optischen Aberrationen, auf die wir kurz eingehen.
Optische Aberrationen sind keine Herstellungsfehler, sondern unerwünschte physikalische Eigenschaften von brechenden und reflektierenden Oberflächen. Zum Beispiel werden parallele Lichtstrahlen, die durch verschiedene Teile einer Linse laufen, durch sphärische Oberflächen nicht auf denselben Punkt fokussiert; dies ist als sphärische Aberration bekannt. Dies wäre kein Problem, wenn da nicht die Tatsache wäre, dass sphärische Flächen relativ leicht herzustellen sind, während parabolische Flächen, die einen perfekten Fokus ergeben, viel schwieriger herzustellen sind. Selbst von ein und demselben Teil des Objektivs aus werden Wellen unterschiedlicher Frequenz (d. h. Farbe) auf unterschiedliche Punkte fokussiert; dies wird als chromatische Aberration bezeichnet. Durch die Kombination mehrerer Linsen mit unterschiedlicher optischer Stärke und aus verschiedenen Materialien kann die chromatische Aberration verringert werden, aber die Probleme sind gewaltig und nehmen mit zunehmender Größe der Linsen und mit dem Winkel der Strahlen zur optischen Achse zu. Daher haben Linsenteleskope in der Praxis nur ein relativ schmales Gesichtsfeld, in dem die Auflösung gut ist.
Zwei weitere Arten von Aberration, die häufig Bilder betreffen, die außerhalb der optischen Achse liegen, sind Koma und Astigmatismus. Koma entsteht dadurch, dass jede ringförmige Zone des Objektivs oder Spiegels ein achsenfernes Bild einer punktförmigen Lichtquelle (oder eines Sterns) in Form eines kreisförmigen Lichtflecks erzeugt. Diese Kreise variieren in Position und Durchmesser, wenn sie sich von Zone zu Zone bewegen, so dass das kombinierte „Punktbild“ in der Brennebene eine fächerförmige Fläche ist, die aus sich überlappenden Kreisen besteht. Astigmatismus tritt auf, weil Licht, das schräg auf eine Linse oder einen Spiegel fällt, nicht als ein einziger Punkt, sondern als zwei senkrechte Linien fokussiert wird, die sich jeweils in unterschiedlichen Abständen von der Linse oder dem Spiegel befinden. Bei optimaler Fokussierung erscheint das Bild einer Punktquelle als elliptische Form.
Das Ergebnis all dieser Probleme ist, dass große Linsenteleskope nicht mehr für ernsthafte astronomische Arbeiten gebaut werden.