У 1611 годзе нямецкі астраном Кеплер узяў дзве лінзы ў якасці аб'ектыва і акуляра, павелічэнне відавочна палепшылася, пазней людзі пачалі называць гэтую аптычную сістэму тэлескопам Кеплера.

У 1757 годзе Дзю Гран, вывучаючы праламленне і дысперсію шкла і вады, заклаў тэарэтычную аснову ахраматычнай лінзы і выкарыстаў кароннае і флінтавае шкло для вырабу ахраматычных лінзаў. З таго часу ахраматычныя рэфрактарныя тэлескопы цалкам замянілі тэлескопы з доўгім люстэркам.

У канцы дзевятнаццатага стагоддзя, разам з удасканаленнем тэхналогіі вытворчасці, стала магчымым выраб рэфрактарных тэлескопаў большага калібра, тады ж вытворчасць рэфрактарных тэлескопаў вялікага дыяметра дасягнула кульмінацыі. Аднымі з найбольш прадстаўнічых былі тэлескоп Экеса дыяметрам 102 см у 1897 годзе і тэлескоп Рыка дыяметрам 91 см у 1886 годзе.

Рэфрактарны тэлескоп мае перавагі ў выглядзе фокуснай адлегласці, вялікай шкалы пласціны і неадчувальнасці да выгібу трубкі, што робіць яго найбольш прыдатным для астранамічных вымярэнняў. Аднак ён заўсёды мае рэшткавую афарбоўку, у той жа час вельмі моцна паглынае ультрафіялетавае і інфрачырвонае выпраменьванне. Нягледзячы на ​​складанасць сістэмы залівання велізарнага аптычнага шкла, развіццё рэфрактарнага тэлескопа Йеркса, пабудаванага ў 1897 годзе, дасягнула кульмінацыі, і з таго часу больш магутны рэфрактарны тэлескоп не з'явіўся.