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    Augmenter la taille du miroir d'un télescope présente deux avantages. D'abord, cela permet de collecter davantage de lumière et donc d'observer des astres faiblement lumineux, que ce soit à cause de leur distance (comme pour une galaxie lointaine) ou à cause de leur luminositéluminosité intrinsèque (une naine brune, un astéroïde). Surtout, la nature ondulatoire de la lumière provoque des taches de diffractiondiffraction qui limitent la résolutionrésolution des observations. Ainsi, avec une faible résolution, il n'est pas possible d'observer des petits cratères à la surface de la LuneLune ou parfois de prouver que l'on a affaire à un système binairesystème binaire d'étoilesétoiles.

    La difficulté d'obtention d'un grand miroir

    Malheureusement, plus un miroir est grand, plus il est lourd et plus la perfection de la forme de sa surface est difficile à obtenir. Même si cette perfection peut-être atteinte (il faut que les défauts soit inférieurs à environ la taille de la longueur d'ondelongueur d'onde à laquelle se font les observations, soit, avec la lumière visible, des défauts qui doivent être plus petits que 0,01 μm), le propre poids du miroir, notamment si on le déplace pour suivre un astre en mouvementmouvement, va provoquer des déformations ou sa rupture. Pour contourner partiellement cet obstacle, on utilise en astronomie la technique de l'optique active qui consiste à déformer, avec une série de vérins pilotés par ordinateurordinateur, un miroir réflecteur afin d'optimiser sa qualité d'image et de corriger les différentes aberrationsaberrations optiques (comme la comacoma, l'astigmatismeastigmatisme, etc.).

    Attention cependant à ne pas confondre l'optique active et l'optique adaptative qui consiste, elle, à corriger les déformations de l'image dues à la turbulenceturbulence atmosphérique.