在自适应光学中通过对光波前误差的探测-控制-校正，使光学系统能够自动克服外界扰动，保持良好成像分辨率和能量集中度。

人类用望远镜观测天体以来，早就发现大气湍流的动态干扰造成光学成像模糊和抖动。1953年美国天文学家H.W.巴布科克^[注]首次提出测量-控制-校正波前误差的设想，成为自适应光学的最初技术设想。但是当时并没有实现他设想的技术，因此在很长时间内，没有出现能够实时补偿动态干扰的自适应光学系统。到20世纪70年代，美国科学家J.W.哈迪^[注]研制成功第一个自适应光学系统，接着将该系统扩大为补偿成像系统，1982实现卫星目标的高分辨率成像。与此同时，还开始研制用于激光束大气传输补偿的自适应光学系统。到90年代初，自适应光学开始在天文望远镜中应用，并于90年代末实现人眼视网膜的高分辨率成像。

自适应光学系统一般由波前传感、波前控制和波前校正三个部分组成。波前传感是利用从远方的信号源（信标）发出的、经传输介质后到达接收光学系统的光束，将其分割成与波前误差尺度一致的子孔径进行探测。由于缺乏参考基准，不能直接探测波前相位，而只能探测波前的斜率（一阶导数）或曲率（二阶导数）。探测波前斜率的夏克-哈特曼传感器是最常用的波前传感器，入射波前被微透镜阵列分割成许多子孔径，用其焦面上的两维光电探测阵列如电荷耦合器件探测子孔径焦斑的位置，其相对标定位置的偏移量正比于子孔径内的波前斜率。

波前校正器是由多个驱动器驱动、在外加控制信号下产生变形的光学反射镜（变形反射镜），驱动器一般是压电或电磁式的，其间隔也要与波前误差的尺度相匹配，变形的灵敏度要小于校正波长的十分之一，响应速度要达到毫秒量级。

波前控制器连接波前传感器和波前校正器，通过波前复原算法将测量到的子孔径波前斜率，计算出各个节点处的波前相位，再通过一定的控制算法，产生对波前校正器的控制电压，实现对误差波前的闭环校正。

自适应光学系统的时间-空间特性要与被校正的动态波前误差的时间-空间特性相匹配，对于大气湍流校正而言，其空间尺度（大气相干长度）一般在10厘米上下，其时间尺度（特征频率）在几百赫兹，因此对1米口径的光学系统，约需要100个校正单元（变形镜驱动器和传感器子孔径数），而且随口径二次方增大；系统的误差抑制带宽要达100赫兹左右，系统的采样频率还要高一个量级，常常需要达1000～3000赫兹，波前处理机的时间延迟要小于1毫秒，而波前校正精度需要在1/10波长量级。因此自适应光学系统是一个以光学波前误差为校正对象的多路平行、高带宽、高精度的自动控制系统。

波前探测时，所用子孔径不大（只有10厘米量级）的探测器的积分时间很短（只有1毫秒量级），因此每个子孔径、每个积分时间所能用的光子数十分有限。如果系统观测的目标不够亮，就需要采用人造信标，即向目标附近发射激光，利用大气后向反射形成足够亮的光斑，提供波前探测用的光源。波长589纳米的钠激光在90千米高的钠离子层产生的共振散射，是应用很广的人造信标。   

对于变化速度不是很快的波前误差校正，还可以采用自动爬山优化的方法，即对每个校正单元，施加试验扰动，测量反映扰动效果的评价函数，使系统向指标优化的方向变化，最后达到全局优化使波前误差得到校正。评价函数常常是光束聚焦后焦斑形态的特征值，如通过焦面上小孔的光强或焦斑光强的二阶矩。施加扰动方法有多元高频振动法和随机并行梯度下降法，前者对每一校正单元施加不同扰动频率并对扰动造成的评价函数的变化进行锁相放大，获得优化校正的方向。后者对每一校正单元施加相互独立并符合伯努利分布的随机扰动，根据正反两个方向扰动时评价函数的变化确定优化方向，在此方向上施加校正量直到评价函数达到极值。这种方法不需要进行波前测量，避免了运算量很大的波前复原计算，但因为要靠多次迭代实现优化，校正速度受一定限制。

经过发展，几乎所有的大型天文望远镜，都配备了自适应光学系统，使大口径望远镜接近衍射极限分辨率。许多强激光系统，用自适应光学来校正热变形造成的激光光束发散，提高激光的能量集中度。随着望远镜向几十米口径发展，自适应光学的规模也在迅速向极大规模发展，并不断提出一系列新的挑战。