自适应光学（Adaptive optics, AO）是补偿由大气湍流或其他因素造成的成像过程中波前畸变的最有前景的技术。

自适应光学（英语：Adaptive optics,AO）是一项使用可变形镜面矫正因大气抖动造成光波波前发生畸变，从而改进光学系统性能的技术。自适应光学的概念和原理最早是在1953年由海尔天文台的胡瑞斯·拜勃库克（Horace Babcock）提出的，但是超越了当时的技术水平所能达到的极限，只有美国军方在星球大战计划中秘密研发这项技术。冷战结束后，1991年5月，美国军方将自适应光学的研究资料解密，计算机和光学技术也足够发达，自适应光学技术才得以广泛应用。配备自适应光学系统的望远镜能够克服大气抖动对成像带来的影响，将空间分辨率显著提高大约一个数量级，达到或接近其理论上的衍射极限。第一台安装自适应光学系统的大型天文望远镜是欧洲南方天文台在智利建造的3.6米口径的新技术望远镜。越来越多的大型地面光学/红外望远镜都安装了这一系统，比如位于夏威夷莫纳克亚山的8米口径双子望远镜、3.6米口径的加拿大-法国-夏威夷望远镜、10米口径的凯克望远镜、8米口径的日本昴星团望远镜等等。自适应光学已经逐步成为各大天文台所广泛使用的技术，并为下一代更大口径的望远镜的建造开辟了道路。

自从天文望远镜诞生400年以来，它从小型手控的光学器材发展到由计算机控制的庞大复杂仪器。其间，有两个参数极其重要：望远镜的口径（聚光能力）和角分辨率（图像的清晰度）。对于一架在太空中使用的性能绝佳的望远镜来说，分辨率直接与口径的倒数成正比。从遥远星球发出的平面波波前将被望远镜转换成完美的球面波波阵面从而成像。像的角分辨率只受到衍射的限制--我们可以称之为衍射极限。

实际上大气的影响和望远镜的质量问题都会扭曲球面波前，造成成像过程中的相位错误。即使是在最好的观测地点，地面上可见光波段望远镜的角分辨率都无法超过10到20厘米口径的望远镜，这仅仅是因为大气湍流的缘故。对于一台口径四米的望远镜来说，大气湍流使其空间分辨率降低了一个数量级（与衍射极限相比），同时星像中心的清晰度降低了100多倍。这源于大气扰动造成的波前在时间和空间的不稳定--也是人类发送哈勃到太空进行观测的的最主要原因--避免大气湍流的影响。此外，像质的好坏也受到工业技术问题以及由机械、温度和望远镜光学效应而引起的波前扭曲的影响。

自适应光学的目的是修复大气湍流等因素对光波波前的扭曲。自适应光学首先要检测波前扭曲情况，然后通过安装在望远镜焦面后方的一块小型的可变形镜面对波前实时进行矫正。可变形镜面后安装有促动器。自适应光学与主动光学不同，后者通过改变主镜的形状调整因重力形变等因素造成的像质扭曲，前者用于补偿大气湍流带来的影响。安装在口径8米左右的地面大型光学天文望远镜上的可变形镜面尺寸为8到20厘米，促动器数量为数百个到数千个不等，每次调整要在0.5到1毫秒的时间内完成，否则大气抖动将造成波前扭曲情况发生改变。

自适应光学需要以很高的频率调整镜面形状，因而可变形镜面尺寸一般比较小，对材料的要求很高。曾发生过变形镜无法承受高频调整而碎裂的事故。此外，还要求促动器的数量足够多，由此还会带来成本提高、运算量过大等一系列问题。天文望远镜上的自适应光学更多用于红外观测，而非可见光观测。可见光波段的自适应光学已经广泛用于侦察卫星的小口径望远镜上。

最显然的应用是直接利用滤镜成像。所有的自适应光学系统都提供这一基础模式，但经常配备附加的扫描滤镜（圆形可变滤波器），这样做是为了取得丰富的数据（二维的平面空间和一维的光谱）。考虑到大气湍流是随着时间不断改变的，在短时间内获得丰富的观测资料及数据听起来就显得异常诱人。这可以利用全视场摄谱仪（IFS）做到。加拿大-法国-夏威夷望远镜 （CFHT）的CMOS系统在可见波段的观测和西班牙卡拉阿托天文台的3D在红外波段的观测是这一方面的先驱。类似的设备同样安装于8米望远镜，尤其是安装于双子星望远镜（Gemini）的GMOS系统在可见波段的应用以及安装于甚大望远镜（VLT）的SINFONI -SPIFFI系统在红外波段的应用。

自适应光学系统有很大的技术挑战。其中包括快速低噪声的传感器（为了能使用比较昏暗的引导星来进行矫正）；高能、可信且易于操作的钠激光器；超高速处理器，要求每秒的运作此时达109到1010次；可变形镜面，带宽几千赫兹和上千个触动器；大型的二级自适应透镜。后者在热波段尤其有趣，任何一小块附加的镜面都加大由设备造成的原本已经很大的热背景。

基于自然引导星的自适应光学系统正帮助现代的8到10米望远镜不断取得接近衍射极限的成像质量以及分光数据。可见光波段的改正已相当理想，但是至今仍然无法到达衍射极限。人造引导星自适应光学系统被应用于不少天文台，而且这个数字正不断的增加。但是人造引导星在极高天空覆盖率下的稳定应用仍然没有实现。MCAO技术仍在襁褓阶段。

许多最近的天文观测成果都基于新的光学观测技术。尤其是当甚大望远镜（VLT）投入使用后（干涉观测法带来了更清晰的像质），自适应光学系统显得更加重要。强大的集光能力和极小的分辨率（空间上的和光谱上的）将为未来地面天文观测带来最主要的进步。更深入地，计划和讨论中的巨型光学望远镜（比如OWL）将依赖先进的自适应光学技术来实现全部的天文观测---在这些项目的建设初期望远镜就和自适应光学系统融为一体。

尽管大家公认大气扰动所造成的影响无可避免，人们做了最大的机械上的改进去修正望远镜本身的错误：光学玻璃的冷加工以及磨光技术均有了改进；坚实的结构和玻璃被用来消除由于重力造成的透镜变形；人们采用了低膨胀系数的玻璃来消除温度所造成的影响；为了消除当地温度的影响，发动机和电子器件的热耗散在夜晚被减到最小；同时用来保护望远镜免受风吹造成震动的圆顶在白天得到冷却。对于这样合理设计并被谨慎使用的中小型望远镜来说，像质仍然会受到大气湍流的影响。

随着80年代新观念的诞生（为了加强望远镜的集光能力，主镜的口径最好在4米以上），很显然，以上所述的传统的维护像质、防止透镜因重力而变形的方法由于受到价格和结构重量的限制已经不再适用。为了改善大中型望远镜的像质，主动光学诞生了：在观测过程中内置的光学修正部件对像质进行自动调整，这些修正部件工作在相对较低的频率。

自适应光学系统开发者的工作是令人畏惧的——平面波波阵面透过了20千米的大气湍流层，穿过大型天文望远镜，产生了几微米的相位差。自适应光学系统必须通过分析有限的数据在每一毫秒内做出新的修正。另一个复杂的因素是：适用于自适应光学的视场大小--等晕角是相当小的（在可见波段只有几角秒）。

考虑到相对较宽的波段和极小的天空覆盖率，自适应光学采用了一块直径在8到20厘米小型可变形镜面，这块镜面被安放在望远镜的焦点后方，不过近期来采用大型可变形镜面的可能也越来越大了。选择造成形变的触动器的数量必须综合考虑改正度、观测波段、参考星的选择（见下文）以及可用预算。举例来说，对一台口径8米的望远镜在可见光波段（比如0.6/265m）做出近乎完美的改正需要大约6400个触动器，而相同的情况下在波长为2/265m时只需要250个触动器。

大数量的触动器意味着波前传感器（用来测量波前扭曲的状况）上需要同样较大数量的图像探测器（每个图像探测器对应一块二级透镜），这说明如果要在可见光波段进行修正，参考星的亮度应该比在红外波段进行修正时大25倍左右。大部分现代天文观测系统被设计用来提供红外波段附近（1 到2 /265m）接近衍射极限的星像，同时对可见波段的星像进行部分修正。不过，美国的一些卫星军事系统也提供可见波段的完全修正（至少是口径1米的望远镜）。

探测波前扭曲程度的传感器主要有两类：沙克-哈特曼（Shack-Hartmann）波前传感器，它通过由每一个附属的图像探测器产生的参考星星像来探测实际波前的扭曲情况。另一个是曲率探测系统，它的改正是通过双压电晶片自适应透镜来完成的，透镜由两个压电平面组成。对于这两种方法来说，波前探测的完成都基于引导星，或者说是基于观测对象本身（当观测对象足够亮时其本身就可以被当作一颗引导星）。波前扭曲的测量可以在可见波段进行而在红外波段应用，如果参考星很暗的话则直接在红外波段（1 到2 /265m）进行。

自适应光学的控制系统是一台专门的计算机，它通过分析由波前传感器采集的数据来对镜面的形状做出修正。分析必须在极短的时间内完成（0.5到1毫秒内），不然大气情况的改变将使系统的改正因延误而产生错误。

然而，即使是在2.2微米的波长，适用于自适应光学的天空覆盖率（相当于在目标天体周围等晕角的范围内找到一颗引导星的概率）只有百分之0.5到1。于是自适应光学适用的对象一般是那些在视场附近存在比如行星或亮星团的天体。

许多大中型望远镜都采用自适应光学系统，举例来说：第一个自适应光学系统---ADONIS，应用于欧洲南方天文台（ESO）的3.6米望远镜；安装于8米北半球双子星（Gemini）望远镜的Hokupa'a自适应光学系统；应用于3.6米加拿大-法国-夏威夷望远镜 （CFHT）的PUEO自适应光学系统；第一次实现激光引导星（见下文）, 安装于西班牙卡拉阿托（CalarAlto）天文台3.5米望远镜的ALFA自适应光学系统；虽然曾经只利用自然引导星做自适应光学改正，但是很快开始使用激光引导星 ，应用于里克天文台的（Lick）3.5米沙因（Shane）望远镜的LLNL自适应光学系统；还有第一次应用于超大型望远镜凯克2号（Keck II）的Keck II 的自适应光学设备（AO facility）。另外有不少望远镜正在建设自适应光学系统，包括应用于甚大望远镜（VLT）的NAOS和SINFONI自适应光学系统。

为了克服引导星的限制，最有效的方法是人为制造一颗引导星，这也被称为激光导星（LGS）。大气中间层的钠原子或一些其他位于低层大气的微粒都能够反射脉动的激光从而造成狭小的光斑。前者反射的光集中在90千米的高度（纳共振），后者大概集中在10到20千米（瑞利漫散）。这样一个人造引导星可以离目标星无限地近，波前传感器通过测量反射的激光来纠正来自目标星光束的波前的扭曲。

美国的一些签有军事合同的实验室已经宣布人造激光引导星在国防部高级研究项目处Maui光学站的60厘米望远镜[Defense Advanced Research Projects Agency （DARPA）, Maui Optical Station （AMOS）]和美国空军星火光学1.5米望远镜（U.S. Air Force Starfire Optical Range）上成功应用。他们都取得了大约0.15角秒的分辨率并证明了激光探测的可能。主动战略防御组织（SDIO）和美国海军宣布在圣地亚哥的一台1米望远镜上像分辨率提高了近10倍。而对于一些用于天文（非军事）的系统来说，美国第一次完成了人造引导星的天文观测，另外还有应用于3.5米ARC望远镜的芝加哥自适应光学系统（ChAOS）。

激光引导星仍有很多物理上的限制。首先是焦点等晕现象，也被称为圆锥效应，这个问题在发展的初级阶段就相当明显。因为人造引导星一般位于较低的高度，散射的光被望远镜收集形成锥形光束，但是这样的光束和来自遥远观测对象的星光经过的湍流层的路径并不相同，这将导致相位估计错误。解决的方法是在观测对象周围同时使用多颗人造引导星。通过钠共振技术可以减小误差，最终效果相当于一台8米望远镜

更严重的是图像的移动或倾斜。人造星的中心在天空中看来是不动的，但是观测对象的位置看起来是横向移动的（也被称为倾斜）。最简单的解决方法是给自适应光学系统添加倾斜矫正器，但是这受限于有限的光子数据。更复杂的解决方法是使用两套自适应光学系统，一套用于观测对象，一套用于人造引导星。光子数据将随着第二个自适应光学系统的应用而大大增加。

通过前面所说的第二项技术，对自然引导星亮度的要求降低了，于是在观测对象周围找到一颗自然引导星的概率跟着增大，也就是天空覆盖率的增大（如果一台8米望远镜在1到2微米波段观测，天空覆盖率大约是百分之八十）。很明显，望远镜口径越大，天空覆盖率就越大，因为口径的增大带来的像分辨率的增大得到了充分利用。另一方面，它暗含着很大的技术难度，因为要求所有的部件都是相同的（可变形透镜、波前传感器和人造引导星等）。

应用多色激光器也是解决星像倾斜的一种方法,但这只适用于高度90千米的钠共振散射。多色激光器激发位于不同状态的钠原子并利用大气对不同波长的光折射率的微小差异来做出修正。其主要的不足是由电离层饱和而造成的有限的反射。多色光引导星不需要任何的自然引导星，天空覆盖率达到了百分之一百，但实验情况并不十分理想。