У 1611 році німецький астроном Кеплер взяв два шматки лентикулярної лінзи як об'єктив та окуляр, збільшення, очевидно, покращилося, пізніше люди почали називати цю оптичну систему телескопом Кеплера.

У 1757 році Дю Гран, вивчаючи заломлення та дисперсію скла та води, встановив теоретичну основу ахроматичної лінзи та використав коронне та кременеве скло для виготовлення ахроматичних лінз. З того часу ахроматичні рефракторні телескопи повністю замінили телескопи з довгим дзеркалом.

Наприкінці дев'ятнадцятого століття, разом із удосконаленням технології виробництва, стало можливим виготовлення рефракторних телескопів більшого калібру, тоді ж виробництво рефракторних телескопів великого діаметра досягло апогею. Одним із найпредставніших був телескоп Екеса діаметром 102 см у 1897 році та телескоп Ріка діаметром 91 см у 1886 році.

Рефракторний телескоп має такі переваги, як фокусна відстань, великий масштаб пластини та нечутливість до вигину трубки, що робить його найбільш придатним для астрономічних вимірювань. Однак він завжди має залишковий колір, водночас поглинаючи ультрафіолетове та інфрачервоне випромінювання, він дуже потужний. Хоча величезна система заливки оптичного скла є складною, розвиток рефракторного телескопа Єркса, побудованого в 1897 році, досяг кульмінації, і з того часу, як пройшло сто років, не з'явився жодного більшого рефракторного телескопа.