Ausweichen in den Weltraum stellt jedoch keine Alternative dar, denn jedes eingefangene Lichtteilchen (Photon) wäre etwa 500mal teurer als auf der Erde. Außerdem sind Weltraumteleskope störanfällig und unflexibel, wie die Erfahrungen mit dem Hubble-Weltraumteleskop gezeigt haben.

Mittlerweile jedoch existieren mehrere Projekte zur Realisierung neuer Großteleskope mit der sogenannten „aktiven“ und „adaptiven“ Optik. Man versteht darunter ein Teleskop, das sich quasi „selbständig“ bemüht, auftretende Bildfehler auszugleichen. Das Prinzip ist relativ einfach: Sternenlicht bildet nahezu eine ebene Wellenfront. Diese Wellenfront wird durch atmosphärische Fluktuationen verbogen und verbeult. Die Deformationen kann man mit einem Wellenfrontanalysator genau messen. In den letzten Jahren wurden Teleskope entwickelt, deren Spiegelsysteme sich entsprechend der verbeulten Form der ankommenden Wellenfronten ebenfalls verbiegen lassen. So kann das gesamte Licht wieder auf einen Brennpunkt konzentriert werden. Die ersten Erprobungsträger waren das NTT (New Technology Telescope) der Europäischen Südsternwarte ESO und ein Ein-Meter-Spiegel von Zeiss. Deren Spiegel sind relativ dünn und leicht verformbar, der Ein-Meter-Spiegel von Zeiss ist ganze zwei Zentimeter dick. Er verformt sich unter seinem eigenen Gewicht, und dies ist auch der Trick: Der Spiegel ruht nämlich auf vielen kleinen Stellmotoren. Diese können den Spiegel von unten verbiegen und ihn in jede gewünschte Form bringen. Mit Hilfe der aufwendigen Kombination aus Wellenfrontanalyse und computergesteuerten Stellmotoren kann der Spiegel auf diese Weise den deformierten Wellenfronten angepaßt werden. Eine solche Spiegeloptik nennt man „adaptive Optik“. Sie kann den Spiegel bis ungefähr tausendmal pro Sekunde verformen (also mit einer Frequenz von tausend Hz).

Ergänzt wird sie durch die „aktive Optik“. Diese gleicht den instrumentellen Fehler aus, etwa die Verformungen der Spiegeloberfläche bei Temperatur- oder Lastwechseln (die unweigerlich beim Schwenken des Teleskops auftreten). Da sich ein Teleskop nicht so schnell verformt wie die Wellenfronten beim Durchgang durch die Erdatmosphäre, arbeitet die aktive Optik langsamer als die adaptive, nur mit etwa 0,1 Hz.

Die adaptive Optik muß nicht im Hauptspiegel integriert sein. Es ist nämlich ziemlich egal, wo die Wellenfronten korrigiert werden. Deshalb kann die adaptive Optik als kleiner Spiegel irgendwo im Strahlengang, außerhalb des eigentlichen Teleskops, untergebracht werden. Solche kleinen Einheiten erfordern natürlich einen viel geringeren Aufwand, als den ganzen Hauptspiegel mit diesem Hilfsmittel zu versehen.

Die aktive Optik hat Konsequenzen für die Konstruktion eines Teleskops, vor allem weil die verformbaren Spiegel leichter sind als die bisherigen starren Gebilde. Beim deutschen Standardteleskop, dem 3,5-Meter-Spiegel von Zeiss, würde bei aktiver Steuerung eine Glasdicke von nur zwanzig Zentimetern ausreichen. Damit wöge der Spiegel zwei Drittel weniger als die heutigen dreizehn Tonnen. Der Hauptspiegel selbst besteht häufig nicht mehr aus einem großen Stück, sondern ist aus Einzelteilen zusammengesetzt.

Ein schönes Beispiel ist das Keck-Observatorium der University of California, das auf dem Mauna Kea in Hawaii entsteht. Dessen Hauptspiegel hat einen Durchmesser von zehn Metern und ist aus 36 hexagonalen Spiegelelementen zusammengesetzt. Er hat also eine Bienenwabenstruktur. Aufgrund der aktiven Steuerung der Einzelelemente können diese vielen Spiegel (die übrigens bei Schott in Mainz gefertigt werden) aufeinander abgestimmt werden und als eine einzige große Fläche arbeiten. Zur Zeit sind schon einige Segmente montiert und die ersten Beobachtungen sind von so überragender Qualität, daß sofort der Bau eines zweiten Teleskops dieser Art beschlossen wurde. Ein Nachteil dieser Baukasten-Spiegel muß jedoch in Kauf genommen werden: Sie eignen sich nicht besonders zur Beobachtung im infraroten Licht, wie sie von hohen Bergen aus möglich ist, denn die Nähte zwischen den einzelnen Segmenten geben selbst störende Wärmestrahlung ab.

Statt eines sehr großen Teleskops kann man auch mehrere bauen, die als sogenanntes array zusammengeschaltet werden können. Dann leiten alle Teleskope eines array ihr Licht auf einen Empfänger und arbeiten wie ein einziges riesiges Teleskop. Eine solche Anlage baut die ESO im Norden Chiles auf dem Bergrücken des Cerro Paranal in der Atacama-Wüste.