牛顿为什么叹息？地基望远镜是否会被太空望远镜所终结？天文望远镜为何纷纷加入“激光大战”？且听作者逐一道来。400年前的牛顿先生无奈地发现无论望远镜口径如何增大，在观测天体的时候，天体的像的大小并不像理论推导的那样与望远镜口径成反比，而是远低于理论值。于是他在自己的《光学》一书中叹息到: “之所以这样是由于大气不够宁静，唯一的解决方式是将望远镜建到高高的山巅。
”如果再进一步，当望远镜运行在太空里，那么大气对望远镜成像的影响将不再是个问题。图2是当今世界上最大的地基望远镜之一，8米的斯巴鲁望远镜（Subaru Telescope），与位于太空的哈勃望远镜对同一个星系成像的对比。很明显，这个星系的细节特征在斯巴鲁的图像中无法辨别。那么大气扰动（湍流）到底是如何影响地基望远镜的成像质量的呢？
我们知道，光是以电磁波的形式从天体发射出来。
我们观测的天体因为距离遥远，来自天体的电磁波波阵面在地球大气层上方的一部分已经可以被近似为平面。我们称这个平面为波前。波前上相位相同。如果望远镜放在太空，那么波前进入望远镜后，将得到一个单纯由望远镜口径决定的艾里斑。但是，一旦存在大气，平面波前就会由于大气湍流产生畸变。地面上的望远镜接收成像后，将得到斑点图（Speckle Image，图3）。图中每一个斑点的大小均与艾里斑近似。
天文观测因为经常要长时间曝光，得到的最终图像就是一幅幅短曝光斑点图叠加出来的一个巨大光斑。这个巨大光斑的尺寸与曝光过程中大气湍流的情况直接相关，我们将这个尺寸定义为“视宁度”。
既然地基望远镜之所以赶不上太空望远镜是拜大气所赐，是否有办法校正大气对光波造成的畸变？
上个世纪50年代，天文学家Horace W. Babcock提出了一个想法：将一个镜面可以变形的反射镜放置在望远镜成像的光路中，假设我们可以通过一个参考信号探测得到大气引起的湍流畸变，就可以将该镜面面型变成与此时入射波前形状相同，波前被反射后，将会被恢复成平面进入后续光路，最终得到没有大气畸变的高分辨天文图像（图3）。
这个想法非常美妙（这个想法同当今的自适应光学系统原理是一样的），Babcock也在文中给出了一个装置的设计。但是，进一步考虑，这个系统存在若干实际问题。首先，波前畸变探测需要在被观测天体附近有一个高亮度的天体以提供校准用的参考信号。但是尽管天上亮星很多，能满足这个亮度要求的仅能占全天空的百分之几。大大限制了该系统的应用。
上世纪70年代，在冷战的背景下，美苏双方均展开了利用激光拦截对方导弹的相应研究。激光和星光都是光，本质上没太大区别，只是激光的波长更单一，能量更集中。由于能量高度集中，激光发射路径上的空气就会被迅速加热，形成湍流。这部分湍流如果不校正，就会使得激光能量发散损耗，难以摧毁目标。自适应光学则提供了很好的一个校正途径，在70年代末也就最先被应用到激光反导系统当中。
在成像方面，由于对卫星进行反侦察（观测对方卫星的型号、指向、轨道等信息），必须校正大气湍流造成的图像模糊才能实现。美国军方也在同时期成功研制了用于检测低轨卫星的自适应光学系统，并投入使用。但是相关研发资料直到1992年才公开给天文学界。而在此之前的80年代，像美国的国家光学天文台、欧洲南方天文台、法国的航空航天研究院均已开始针对天文应用的自适应光学系统的相应研发。
随着2000年前后的一系列10米级大口镜望远镜建成并投入使用，利用自适应光学系统突破大气视宁度的限制成为各大望远镜首要引入的功能。
下一代巨型地基望远镜，国际三十米望远镜（Thirty Meter Telescope）, 美国的巨型麦哲伦望远镜（Giant Megellan Telescope），以及欧洲的甚大望远镜（Extremely Large Telescope）也都将自适应光学系统作为望远镜首光的必备子系统。配备了激光导引星的自适应光学系统极大地扩展了自适应光学系统的应用。
由于相较太空望远镜，地基望远镜后端可接驳的仪器更丰富，口径更大，看得更深，可用于观测的时间也更多。当分辨率通过自适应光学校正接近甚至超过太空望远镜的水平后，很多以前在地面难以实现的观测内容将得以开展。比如对银河系中心黑洞周围天体运动进行高精度运动学观测以研究星系形成与演化以及中心黑洞相关内容（图7），对系外行星候选目标源进行跟踪观测，寻找类地行星（图8），等等。
配备了自适应光学系统的下一代30米级大口径望远镜观测能力将比哈勃望远镜的分辨能力提高1个量级，灵敏度提高4个量级，更多宇宙之谜将有望被发现、解答。步入了自适应光学时代的地基望远镜将在未来的天文观测中继续发挥其中流砥柱的作用。