Développée dans les années 1970 pour des besoins militaires (focalisation de faisceaux laser), l'optique adaptative s'est ensuite étendue à l'obervation astronomique dans les années 1990, qui est aujourd'hui son principal domaine d'utilisation (elle est également utilisée en ophtalmologie).

        Un systéme d'optique adaptative (AO) a pour but de corriger les déformations du front d'onde incident dues aux perturbations atmosphérique. En effet, comme il a été expliqué au paragraphe précédent, un front d'onde intialement plan, issue d'un objet à l'infini, se déforme pendant la traversée de l'atmosphère, ce atténue la qualité de l'image observée.

        Pour fonctionner, ce systéme doit être placé dans l'axe d'une étoile brillante car il a besoin d'une importante quantité de lumière pour effectuer une correction. Une partie de cette lumiére est prélevée à l'aide d'une lame semi-refléchissante et envoyée à un analyseur de surface d'onde. Celui-ci est relié à un odinateur qui décompose la pupille d'entrée en un certain nombres de cercles unités. À l'intérieur de chacun de ces cercles, le front d'onde est approximé par un polynôme de Zernike. En combinant linéairement ces polynômes on reconstruit le front d'onde. En pratique ces polynômes sont limités à un certain degré "n" pour réduire le temps de calcul. Cette ordre est calculé en faisant le rapport du diamètre du télescope sur le paramètre de Fried dans le domaines de longueur d'onde souhaité. A partir de cet ordre, on calcul le nombres de modes des polynômes, qui est ensuite utilisé pour déterminer l'erreur de Noll. Cette erreur est la seule qui à été prise en compte dans notre programme, sans quoi  la correction en axe serait parfaite. 

        Une fois l'analyse du front d'onde éffectuée, l'ordinateur envoie sous forme de signal éléctrique la correction à appliquer au miroir déformable. A l'aide d'un système de piston ou de verrin le miroir prend la forme inverse du front d'onde analysé, on obtient ainsi un front d'onde résultant plan. En pratique, le front d'onde corrigé n'est pas exactement celui qui a été analysé car tous les calculs prennent un certain temps (Dans notre programme, on a considéré que toutes ces opérations sont instantanées). Le système doit donc être suffisament rapide, c'est à dire qu'il doit effectuer les calculs en un temps inférieur au temps de cohérence, qui correspond à un intervalle de temps pendant lequel l'atmosphère n'évolue pas. Cependant, la turbulence atmosphérique ne doit pas être trop grande, sinon le système "décroche", et l'observation est perdue.On constate donc que même équipé d'un système d'optique adaptative, il est nécessaire de se trouver dans un bon site. Le site du Dôme C est particulièrement intéressant car le temps de cohérence est d'environ 5 ms, ce qui est relativement grand par rapport aux autres sites, et l'atmosphère est stable.  Le système complet est représenté sur les figures ci-dessous. 

                             

                                                    Source: observatoire d'Orsay                                                                                                                                                                                Source: Eric Leroux

Source: Système d'AO pour Mauna Kea par l'observatoire de Paris

Observation du centre galactique dans le proche infrarouge.