主动光学与自适应光学
晨飞
对打造功能更加强大的望远镜来说，尺寸和形状都是很重要的参数。主镜面增大能捕捉更多光线，形状完美的镜面可以防止信号失真；两者有效结合可以观测到亮度更低的天体。然而这并非易事，因为随着望远镜镜面的增大，维持完美的镜面形状就变得更加困难。
20世纪六七十年代，解决这个问题成为一项重大挑战。当时的技术水平决定了主镜面的最大直径只有5米，一旦超过这个尺寸，镜面就会在重力作用下变形。如果要用当时的技术打造直径超过5米的镜面，就必须同时耗费大量资金打造用来支撑镜面的巨型结构，这会使整台望远镜沉重得令人难以想象，观测效果却未必能有多少提高。想要保证光学精度，必须寻找新的方法。
主动光学系统
欧洲南方天文台的工程师雷蒙德·威尔逊想到了一个绝妙并且简洁的方案，叫作“主动光学”——使用轻薄并且可以变形的主镜面，用一个动态支撑系统来进行控制。这个动态支撑系统可以随着望远镜朝向的改变，产生相应的力来校正重力引发的变形。
1976年，欧洲南方天文台所属的3. 6米口径望远镜开始运行，当时主动光学还只是威尔逊脑海里的想法。这台望远镜是厚度达0.5米、重达11吨的庞然大物。
主动光学的新想法在欧洲南方天文台总部进行了测试，使用的是1米口径的薄镜面，由75个致动器动态支撑。致动器是能够高精准移动和精确控制的马达，它们通过向镜面施加应力来校正镜面形状，补偿由重力产生的变形。这套能动系统可以随着望远镜的移动持续保持镜面的正确形状。致动器进行的校正由具备图像分析模块的计算机进行实时演算，哪怕镜面偏离理想形状一丁点，都可以被该图像分析模块捕捉到。主动光学技术在欧洲南方天文台内部成功研发并测试之后，被用来打造新技术望远镜（NTT）。因为采用了主动光学系统，3.58米口径的NTT的主镜面只有24厘米厚，重量也只有6吨。
自1990年NTT开始运行以来，主动光学系统被应用于各主要望远镜，包括欧洲南方天文台的甚大望远镜（VLT）。事实证明，主动光学系统是天文学领域里的游戏规则颠覆者，威尔逊也因为自己的发明而获奖无数。
VLT的四个望远镜单元（UTs），每个都配备了迄今最好的主动光学系统。这一系统控制着8. 2米口径的微晶玻璃主镜面，以及望远镜顶端1.1米口径的轻量次级铍镜面。望远镜的各个镜面根据主动光学系统发出的信号进行周期性自动调整。
由于采用了主动光学系统，四个UTs的主镜面虽然重22吨，直径8.2米，却只有17厘米厚，就像一个巨型烤薄饼！每个镜面由电脑控制的150个致动器支撑，它们被安装在刚性逐渐增强的小室内， 重11吨。VLT的主动光学系统保证了镜面始终维持在最佳形状，可以一直提供优质的宇宙图像。
今天，主动光学技术面临着打造39米口径极大望远镜（ELT）带来的挑战。ELT的主镜面将由798块独立镜面组成。每块镜面都可以通过活塞和尖倾斜机制移动，来补偿温度波动和重力造成的影响，使它们彼此镶嵌成一整块功能完善的巨型镜面。
自适应光学系统
雖然主动光学系统可以保证望远镜的主镜面始终保持最佳形状，但地球大气扰动仍然会造成图像失真，即使是在最佳天文观测地点获得的图像也不例外，例如欧洲南方天文台VLT所在的智利帕瑞纳。大气扰动使夜空中的星星像是在眨眼睛，诗人眼中的这番诗意景象，对天文学家来说则很恼人，因为它造成了宇宙图像的细节丢失。在太空中进行观测可以避免这种大气扰动带来的模糊效应，但太空望远镜与地面设施相比费用过高，尺寸和观测范围都受到限制。
在这种情况下，天文学家转而运用一种叫作自适应光学的技术。复杂的可变形镜面由电脑控制，根据地球大气扰动造成的偏差进行实时调整，使获取的图像几乎与在太空中拍摄的一样清晰。与其他地面观测手段相比，自适应光学系统经过校正，可以用来观测亮度很低的天体，并且能够获得更多细节。
通过自适应光学系统观测时，必须有一个和观测对象亮度相近的对照天体，用来衡量地面大气造成的模糊效应，以对望远镜镜面形状进行相应调整。因为夜空中并不是随处可见合适的对照天体，天文学家只能通过向高空大气层发射高频激光束来模拟天体发光。因为这些激光导星，现在几乎整个天空都可以运用自适应光学系统进行观测了。
自1989年起，欧洲南方天文台在自适应光学系统和激光导星技术方面做出了开拓性贡献。VLT的激光导星设施是南半球第一个此类导星系统，帕瑞纳天文台拥有当今世界上最先进、数量最多的自适应光学系统。
目前，欧洲南方天文台的自适应光学设施已经取得了一流的科学研究成果，其中包括对一颗高亮度恒星附近的行星进行观测，以及银河系中心黑洞的主要特征研究。
目前，可以被同时应用于VLT和ELT的新一代自适应光学系统正在研发当中。这些技术包括同时使用多个激光导星以及高级自适应光学设备，例如SPHERE行星搜索仪。此外，ELT将采用革命性的39米口径主镜面，为了完成这项挑战，一些相应的高级系统也正在研发当中。
