四百年前，牛顿用望远镜来对天体进行系统的观测。然而，有一个难题，在一个个漫漫长夜，始终困扰着这位物理学历史上的泰斗级人物。理论上来说，光学成像系统的成像分辨率随着望远镜通光口径的增大而提高。可事实上呢？牛顿通过实验所看到的，却是系统的成像质量远远达不到理论值，这着实令人苦恼。他在自己所著的《光学》一书中总结道：“之所以会出现这种现象，是由于大气的干扰。唯一的解决途径是将望远镜安放在高山之上。
”或许我们可以大胆想象一下，那段时期成批的物理人扎堆跑到山顶上观测星体的壮观场面。
“一闪一闪亮晶晶，满天都是小星星”，浪漫而极富诗意的歌谣，背后却隐藏着对人们探索宇宙的阻碍。显然，大气扰动成为当时科学家们进行天体观测的巨大梦魇。图1向我们展示了宝瓶座ζ双星在大气湍流扰动下的图像变化：双星结构在大气干扰下变得模糊；当湍流剧烈时，甚至无法被分辨。
二十世纪五十年代，一位名叫Babcock的学者提出了一个极具创新性的想法：能不能在望远镜上加一套辅助系统，提前知道光波的偏移和变形，然后有针对性地做一个校正呢？于是，他计划用波前传感器探测波前的具体畸变，然后采用镜面可变形的反射镜来实时补偿大气湍流所造成的波前扰动，进而实现高分辨率成像。这一想法的提出具有里程碑式的意义，自适应光学由此诞生。
自适应光学系统由波前探测器、波前控制器和波前校正器所组成。空间目标发出的光波最初以平面波的形式传播。但光束穿透大气层时受到大气湍流的干扰，光波面各处的光程便不再一致，平面波前转变成了不规则的波前。自适应光学技术要做的，就是实时地探测被地基望远镜所接收的光波波前的不规则位相分布，并通过施加在波前校正器件上的反向信号来恢复出原始的平面波前，从而实现空间目标的清晰成像。
自适应光学技术为天文观测提供了重要的手段。1982年，史上第一套参与实际观测的自适应光学系统被安装在夏威夷毛伊岛哈雷阿卡拉天文台的1.6米口径的望远镜上。该系统中，包含100个驱动器的变形镜充当了波前校正器，改善了光学成像的质量。
目前世界上几乎所有的大口径望远镜都配备有自适应光学系统。图5为美国星火靶场的1.5米口径天文望远镜所拍摄到的土星图像。有了自适应光学技术所提供的波面补偿，分辨率和对比度更高的土星便呈现在了我们的面前。自适应光学技术的出现和发展，弥补了当年牛顿“看不清星星”的遗憾，为未来更大口径望远镜的高分辨率成像开辟了新的道路。