בשנת 1611, האסטרונום הגרמני קפלר לקח שתי חתיכות של עדשה עדשה כאובייקטיב והעינית, ברור שההגדלה השתפרה, מאוחר יותר אנשים התייחסו למערכת האופטית הזו כטלסקופ קפלר.

בשנת 1757, דו גראנד, באמצעות לימוד שבירה ופיזור זכוכית ומים, הקים את הבסיס התיאורטי של העדשה האכרומטית, והשתמש בכתר ובמשקפי הצור לייצור עדשה אכרומטית. מאז, טלסקופ רפרקטור אכרומטי החליף לחלוטין את גוף טלסקופ המראה הארוך.

בסוף המאה התשע עשרה, יחד עם טכנולוגיית הייצור השתפרה, מה שהופך קליבר גדול יותר של טלסקופ השבירה אפשרי, ואז יש ייצור של שיא טלסקופ רפרקטור בקוטר גדול. אחד המייצגים ביותר היה טלסקופ אקס בקוטר 102 ס"מ ב-1897 וטלסקופ ריק בקוטר 91 ס"מ ב-1886.

לטלסקופ שבירה יש את היתרונות של אורך המוקד, קנה המידה של הלוח גדול, כיפוף הצינור אינו רגיש, מתאים ביותר לעבודות מדידה אסטרונומיות. אבל תמיד יש לו צבע שיורי, ובמקביל לקליטת קרינה אינפרא אדומה אולטרה סגולה היא חזקה מאוד. בעוד שמערכת יציקת הזכוכית האופטית הענקית קשה, לטלסקופ השבירה של ירקס שנבנה ב-1897, הפיתוח הגיע לשיא, מאז מאה השנים הללו לא הופיע טלסקופ שבירה גדול יותר.