Обычно адаптивная система работает совместно с системой активной оптики, поддерживающей конструкцию и оптические элементы телескопа в идеальном состоянии. Действуя совместно, системы активной и адаптивной оптики приближают качество изображения к предельно высокому, определяемому принципиальными физическими эффектами (в основном дифракцией света на объективе телескопа).
В принципе системы активной и адаптивной оптики подобны друг другу. Обе они содержат три основных элемента: 1) анализатор изображения, 2) компьютер с программой, вырабатывающей сигналы коррекции, и 3) исполняющие механизмы, изменяющие оптическую систему телескопа так, чтобы изображение стало «идеальным». Количественное различие между этими системами состоит в том, что коррекцию недостатков самого телескопа (активная оптика) можно проводить сравнительно редко – с интервалом от нескольких секунд до 1 минуты, но исправлять помехи, вносимые атмосферой (адаптивная оптика), необходимо значительно чаще – от нескольких десятков до нескольких тысяч раз в секунду. Ясно, что с такой высокой частотой система адаптивной оптики не может изменять форму массивного главного зеркала телескопа и вынуждена управлять формой специального дополнительного легкого и мягкого зеркала, установленного у выходного зрачка телескопа
Реализация адаптивной оптики. Впервые на возможность коррекции атмосферных искажений изображения при помощи деформируемого зеркала указал в 1953 г. американский астроном Хорее Бэбкок (Babcock H. W., 1912–2003). Для компенсации искажений он предложил использовать отражение света от масляной пленки, поверхность которой деформируется электростатическими силами. Тонкопленочные зеркала с электростатическим управлением разрабатываются для аналогичных целей и в наши дни, хотя более популярным исполнительным механизмом служат пьезоэлементы с зеркальной поверхностью.
Плоский фронт световой волны, пройдя сквозь атмосферу, искажается и вблизи телескопа имеет довольно сложную структуру. Для характеристики искажения обычно используют параметр r>0 – радиус когерентности волнового фронта, определяемый как расстояние, на котором среднеквадратическая разность фаз достигает 0,4 длины волны. В видимом диапазоне, на волне длиной 500 нм, в подавляющем большинстве случаев r>0 лежит в интервале от 2 до 20 см; условия, когда r>0 =10 см, нередко считаются типичными. Угловое разрешение крупного наземного телескопа, работающего через турбулентную атмосферу с применением длительной экспозиции, равно разрешению идеального телескопа диаметром