天文望远镜从小型的伽俐略望远镜发展到目前由计算机控制的庞大复杂仪器，围绕着提高聚光能力和角分辨率(图像的清晰度)两个重要参数，而这两个参数都与望远镜的口径有关，由此经历了被动光学、主动光学到目前的自适应光学三个发展阶段。
1.被动光学
大口径物镜的天文望远镜，使聚光能力和角分辨率得到极大的提高，但由于大口径，带来了严重的重力、温度、风力等影响，使成像质量降低或不稳定。为此人们采用许多方法来提高成像质量，如：提高系统像质设计指标；改进光学玻璃的磨光技术，提高加工质量；采用低膨胀系数的玻璃来减小温度对镜面面形的影响；设计坚实的结构来消除由于重力造成镜面面形的变形；尽量在夜间使用，因为发动机和电子器件的热耗散在夜晚被减到最小；圆形屋顶使望远镜免受风吹造成震动，并在白天得到冷却等等。以上方法称为被动光学，其特征是用来修正望远镜本身的缺陷，而没有内置的改正仪在观测过程中主动改善像质。因此对于这样合理设计并对谨慎使用的中小型望远镜来说，成像质量不能得到实时监测和校正，并且仍然受到大气湍流和其它气象条件的影响，角分辨率比衍射极限低一个数量级。
2.主动光学
20世纪80年代以来，为了加强望远镜的集光能力，主镜的口径都在4米以上，使用被动光学维护像质由于受到价格和结构重量的限制已经不再适用，所以在观测过程中由内置的修正部件对主镜面形进行自动调整，称为主动光学系统。主动光学系统可以让望远镜主镜时刻保持最佳状态，克服由主镜面形影响像质的因素。主动光学系统设有波前传感器。波前传感器测得的波前变形由物镜面形变化以及信道干扰两部分组成。同时在薄型主镜后方设有上百个计算机控制的触动器，由波前变形状况来控制触动器的动作，达到实时监测并抵消重力变形、风力干扰和温度波动对镜面面形的影响。（梦溪）因此主动光学的技术特征是通过内置的改正仪在观测过程中主动改变主镜面形来达到改善像质的目的。触动器工作频率较低，约为0.01-赫兹。主动光学可以将镜面精度保持在10nm或更高的量级上，用于几乎所有新建的大中型望远镜上，成像质量比被动光学系统提高了许多，但仍然远低于衍射极限分辨率。这是由于触动器工作频率低，对信道干扰的动态性能不好，因此主动光学只能解决主镜面形变化而不能解决信道干扰的问题。
3.自适应光学(Adaptive Optics)
主动光学要针对大口径主镜面形进行校正，触动器分布不可能很密集，对微小局部的波前变形校正不力，直接影响到分辨率的进一步提高，而且不能解决信道干扰。随着应用领域的拓展，对成像质量、工作频率和系统小型化的要求越来越高，而微光学器件设计和加工水平以及高速运算计算机技术的提高，使一种具有更高成像质量、更高工作频率和系统微型化的自适应光学技术应运而生。
自适应光学是一种电子学和光学技术相结合的，能够实时探测并实时校正波前误差的新技术，使光学系统具有自动适应自身和外界条件变化而保持最佳工作状态的能力，改善成像系统的分辨力和激光系统的光束质量。其技术特征是：自适应光学系统不仅具有波前探测器、波前控制器，还有波前校正器用来校正波前变形，而且这些器件都是微型化的，在很高的频率下工作。使用自适应光学技术的空间探测望远镜的分辨率可以提高10倍左右。（梦溪）