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  自適應光學的目的是修復大氣湍流等因素對光波波前的扭曲。自適應光學首先要檢測波前扭曲情況,然後通過安裝在望遠鏡焦面後方的一塊小型的可變形鏡面對波前實時進行矯正。可變形鏡面後安裝有促動器。自適應光學與主動光學不同,後者通過改變主鏡的形狀調整因重力形變等因素造成的像質扭曲,前者用於補償大氣湍流帶來的影響。目前安裝在口徑8米左右的地面大型光學天文望遠鏡上的可變形鏡面尺寸為8到20釐米,促動器數量為數百個到數千個不等,每次調整要在0.5到1毫秒的時間內完成,否則大氣抖動將造成波前扭曲情況發生改變。  自適應光學需要以很高的頻率調整鏡面形狀,因而可變形鏡面尺寸一般比較小,對材料的要求很高。。此外,還要求促動器的數量足夠多,由此還會帶來成本提高、運算量過大等一系列問題。目前,天文望遠鏡上的自適應光學更多用於紅外觀測,而非可見光觀測。可見光波段的自適應光學已經廣泛用於偵察衛星的小口徑望遠鏡上。

  探測波前扭曲的感測器一般採用夏克-哈特曼波前感測器,由於讀出速度達到每秒數百次到上千次,因此需要藉助觀測目標附近一顆足夠亮的導星(通常要求亮於15等)來探測實際的波前扭曲。當觀測物件足夠亮時,本身可以作為一顆導星,比如太陽望遠鏡上的自適應光學系統。但是夜間使用的望遠鏡並非總能在觀測目標附近的天區找到足夠亮的導星,如果導星距離目標星太遠,兩個方向上波前扭曲並不相同,會令像質嚴重變差。解決辦法是使用鐳射人工製造出一顆導星,稱為鐳射導星。原因是地球大氣層中高度為90千米左右中間層,有一層稀薄的鈉原子。這些原子受到激發,能夠發射波長為589奈米的鈉黃光,可以用作導星。這樣就能在離目標星很近的地方用鐳射製造一顆導星。但這需要大功率、高效能的鐳射器,耗費大量的電力。  由於人工導星的路徑和目標星的光線路徑並不重合,大氣湍動造成的相位扭曲並不完全相同。解決辦法是製造多顆人工導星,這稱為鐳射層析自適應光學。計劃安裝在雙子望遠鏡上的多重共軛自適應光學系統將製造5顆人工引導星。同時為了得到矯正較大的視場,可以應用多塊變形鏡,共軛在不同的高度。這被稱為多共軛自適應光學系統,如三十米望遠鏡專案採用了兩個變形鏡,分別共軛在地面和11公里高空,以及6束鐳射導星。  鐳射導星的廣泛使用也帶來了一系列的問題,如對過路的飛機、衛星帶來隱患,大功率鐳射器的長時間運轉開支過大,相互之間距離太近彼此干擾等等。為此,人們在夏威夷的莫納克亞山上開發了鐳射管制系統。當有飛機或者衛星經過時,鐳射器就暫時關閉。
自適應光學(英語:Adaptive optics, 英語:AO)是一項使用可變形鏡面矯正因大氣抖動造成光波波前發生畸變,從而改進光學系統效能的技術。自適應光學的概念和原理最早是在1953年由海爾天文臺的胡瑞斯·拜勃庫克(Horace Babcock)提出的,但是超越了當時的技術水平所能達到的極限,只有美國軍方在星球大戰計劃中祕密研發這項技術。冷戰結束後,1991年5月,美國軍方將自適應光學的研究資料解密,計算機和光學技術也足夠發達,自適應光學技術才得以廣泛應用。配備自適應光學系統的望遠鏡能夠克服大氣抖動對成像帶來的影響,將空間解析度顯著提高大約一個數量級,達到或接近其理論上的衍射極限。第一臺安裝自適應光學系統的大型天文望遠鏡是歐洲南方天文臺在智利建造的3.6米口徑的新技術望遠鏡。目前越來越多的大型地面光學/紅外望遠鏡都安裝了這一系統,比如位於夏威夷莫納克亞山的8米口徑雙子望遠鏡、3.6米口徑的加拿大-法國-夏威夷望遠鏡、10米口徑的凱克望遠鏡、8米口徑的日本昴星團望遠鏡等等。自適應光學已經逐步成為各大天文臺所廣泛使用的技術,併為下一代更大口徑的望遠鏡的建造開闢了道路。