甚大望远镜（Very Large Telescope，VLT）是欧洲南方天文台成员国建造并安装在智利帕瑞纳天文台的大型光学天文望远镜。其主要应用于探索太阳系的结构和组成，搜索太阳系旁邻近恒星的行星，研究低质量恒星、棕矮星和行星的质量分布，研究星云内恒星的诞生，观察活跃星系核内可能隐藏的黑洞以及探索宇宙的边缘等。

甚大望远镜的研制工作始于1986年，耗资超过5亿美元。第一架望远镜在1998年建成，1999年4月正式使用。第二架望远镜于1999年3月建成， 2000年4月正式使用，主要仪器是两架大型摄谱仪。第三架望远镜在2000年1月建成，它配备有研究早期宇宙极遥远星系的摄谱仪。第四架望远镜于2000年7月建成， 主镜表面研磨精度达到了8.5μm。2005年和2006年，欧洲南方天文台在甚大望远镜近旁相继建造了4台口径1.8m的辅助望远镜。

VLT包括4架口径8.2米的大型光学望远镜。它们既可以单独使用，也可以组成光学干涉仪进行高分辨率观测。它们与4台口径1.8米的辅助望远镜共同组成甚大望远镜干涉仪。4个主望远镜形成干涉阵时，最长基线长200m，集光能力相当于一个口径16m的望远镜，而分辨率相当于口径200m的望远镜。对于甚大望远镜的控制，主要是在位于帕瑞纳山山顶主观测平台下方的控制大楼里进行的。

甚大望远镜在投入使用后在观测方面取得许多成果。例如，其拍摄了第一颗太阳系外行星；揭示了最大的黄特超巨星的秘密；其对猎户座星云的中心展开了更为深入的观测，使人们对猎户座星云有了新的认识；以及首次发现了宇宙中第一批恒星爆炸后留下的“灰烬”等。

自从19世纪中叶克拉克父子在望远镜制造方面异军突起之后，100多年以来，美国人基本上处于领导世界潮流的地位。20世纪50年代，美国又建立了帕洛马山口径5.08米的海尔望远镜。天文望远镜的发祥地欧洲的光彩不再重现。欧洲的天文学家不甘于这种落后的局面，决心要创造新的世界奇迹。然而，这对于任何一个单个的欧洲国家来说，根据他们的人力、财力和物力，都不能做到。在这种情况下，他们想到了联合作战的方式。几个有数百年天文研究历史的欧洲国家联合建台。

1954年，欧洲的物理学家联合起来建立了欧洲粒子物理实验室，这个实验室使得欧洲的研究者能联合起来建造强大的粒子加速器。这一事实给欧洲的天文学家很大的启发，再加上美国帕洛马山口径5.08米的海尔望远镜的建立，他们很自然地想到也应该联合起来去推动未来的大型望远镜计划。

欧洲南方天文台于1984年首次在国际上提出了甚大望远镜的概念。1986年9月29日至10月2日，欧洲天文台（ESO）甚大望远镜研讨会在意大利威尼斯乔治·西尼基金会举行。意大利科学研究与技术协调部长路易吉·格拉内利（Luigi Granelli）介绍了该项目，其强调了该项目对欧洲科技的重要影响，也强调了欧洲在该领域的主导作用。在1986年10月3日的会议上，ESO科学技术委员会决定建议ESO理事会暂时接受现阶段的VLT项目。并预计最终的、详细的项目将于1987年6月提交给理事会。

1987年12月8日，欧南台八个成员国全体一致通过建造甚大望远镜的计划，并且经费得到批准。四台仪器中的第一台望远镜 （VLTⅠ)）于1998年5月25日安装好，同年5月开始试观测，并试拍的一批距离遥远、暗弱的深空天体照片。1999年4月1日，VLTⅠ正式投入科学运行。

第二台望远镜（VLTⅡ）于1999年3月开始试观测，2000年4月正式交付使用。2000年1月第三台望远镜（VLTⅢ于）开始正式观测，它配备有研究早期宇宙极遥远星系的摄谱仪。第四架望远镜（VLTIV）于2000年7月建成， 主镜表面研磨精度达到了8.5μm。

2001年，甚大望远镜进行自适应光学的验收，2002年全面运行。欧洲南方天文台于2004年完成了大部分第一代仪器，开始第二代仪器的研制。2005年和2006年，其在甚大望远镜近旁相继建造了4台口径1.8m的辅助望远镜，它们与4台8.2m望远镜共同组成甚大望远镜干涉仪。

2018年2月，甚大望远镜上的光谱仪（用于岩石太阳系外行星和稳定光谱观测）首次将来自所有四个望远镜的光线组合在一起，使VLT成为现有最大的光学望远镜收集区。虽然由于其中的复杂性，四个望远镜的的光线并没有融合在一起（一次只能组合三个单位望远镜）。但其还是实现了欧洲南方天文台从20世纪80年代以来希望将几个望远镜的光线以不连贯的焦点汇聚在一起，为一台仪器提供信号的梦想。

在落成典礼上，这四台单位望远镜以马普切语命名（该语言来自居住在圣地亚哥南部地区的土著人民）。智利的学生也参与了命名，其中17岁的乔西·阿尔巴内斯·卡斯蒂利亚 (Jorssy Albanez Castilla) 的命名文章被委员会一致选中。四台望远镜分别被命名为安图（Antu）、奎恩（Kueyen）、（梅里帕尔）Melipal、（叶朋）Yepun，在马普切语里的含义分别是太阳、月亮、南十字座和金星。

甚大望远镜设计特点如下：

对于天文望远镜的选址，首先，城市中有可见光的光污染问题。这些来自各个方向、包含各种波长的光污染源，对于聚焦光线的望远镜来说有很大影响。大量的光污染会干扰甚至覆盖宇宙深空里天体发出的光。因此，光学天文望远镜需要尽可能远离人造光覆盖区域。其次，某些气象因素也会严重影响光学天文观测的效果，其一就是视宁度（指大气湍流对天文图像质量的影响）。

视甚大望远镜安装在智利安托法加斯塔以南130km的帕瑞纳天文台，海拔高度2632m，四周几十公里没有城镇和村庄，没有任何灯光的影响。帕瑞纳天文台地处的阿塔卡马沙漠是地球上最干旱的地区之一，气候干燥，为沙漠类型裸岩地貌，一年中晴夜数多达340个，视宁度达到0.5''，其极低的空气湿度和较高的海拔能够显著降低大气湍流的扰动，使望远镜能够清晰成像。

甚大望远镜包括4架口径8.2m的主望远镜。

甚大望远镜除了4架主望远镜，还有4架口径1.8m的辅助望远镜， 一架口径2.6m的宽视场（1.5°）光学望远镜和一架口径4m的宽视场（1.5°）红外望远镜。各个主望远镜可以单独工作，也可以通过其干涉仪VLTI将两个或两个以上的望远镜作为干涉阵，也可以使几个主望远镜和辅助望远镜形成干涉阵工作。工作波段为0.3～26μm，可以作光学和红外工作。4个主望远镜形成干涉阵时，最长基线长200m，集光能力相当于一个口径16m的望远镜，而分辨率相当于口径200m的望远镜。该结构可使天文学家能够看到比单个望远镜更精细的细节，并且可以以毫角秒的角分别率重建图像。

欧洲南方天文台是由比利时、法国、德国、 荷兰和瑞典五个国家于1962年建立的，随后加入了丹麦、意大利和瑞士，其总部设在慕尼黑北郊的加兴。欧洲南方天文台先是陆续在拉西亚山安装了15台望远镜，并在慕尼黑加兴与拉西亚山之间建立起来一条永久的卫星通信线路。这条卫星线路使得天文学家在慕尼黑附近加兴的办公室里就能控制拉西亚山上的望远镜的指向。由于拉西亚山的整个山头已经被先前的15架望远镜布满了，所以欧南台为甚大望远镜选择了另一个山头，拉西亚山以北600千米的帕瑞纳山。甚大望远镜控制大楼位于帕瑞纳山山顶主观测平台下方，观测小组从这里控制甚大望远镜和相关仪器。白天的日常维护工作也由欧洲南方天文台工程师通过这里的计算机终端和监视器进行。

甚大望远镜的四个单位望远镜中的每一个都由控制室内的特定区域（“模块”）控制 。夜间助理、工程师和天文学家从这里进行观测。控制室里的工作包括持续监测和优化望远镜状态、将望远镜指向要观测的天体、曝光前调整仪器（相机、摄谱仪）、传输和存储仪器数据，以及对观察结果进行第一次评估。

欧南台在2019年对甚大望远镜进行了升级——在甚大望远镜上添加了新的行星探测仪器（红外成像仪和光谱仪），目的在于寻找恒星系统半人马座阿尔法星中的太阳系外行星。

甚大望远镜有一个卡塞格林焦点、两个耐斯姆斯焦点和一个折轴焦点。在卡塞格林焦点和耐斯姆斯焦点都有自适应光学校正。各焦点的主要光学参数如下：

耐斯姆斯系统中有主镜、副镜和第3镜三块反射镜，副镜是光阑，入瞳直径8000mm，出瞳直径1113.1mm，焦距120000mm，焦比f/15，全视场30'，不晕视场7.15'，像面线直径1043.8mm，不晕视场线直径249.6mm。 采用R-C系统。有两个耐斯姆斯焦点，第3镜可以转动， 实现两个耐斯姆斯焦点之间的转换。

卡塞格林系统中只有主镜和副镜两个反射镜面，不是R-C系统。入瞳直径8115mm，出瞳直径1113.1mm，焦距108827mm，焦 比 f/13.41。全视场角直径15'，线直径474.4mm。不晕视场角直径2.68'线直径85.0mm。

起初VLT折轴系统采用的是与卡塞格林系统、耐斯姆斯系统共用同一个副镜，加一块中继镜形成的折轴系统。后来天文台将中继系统改成了两级，在一个耐斯姆斯焦点前面用一个中继系统将光线经几次转折，最后成像在望远镜下面的折轴焦点。中继系统由5块镜面组成。M4和 M6是凹圆柱面镜， M5和 M7是凹球面镜，M8是平面镜。

望远镜采用地平装置，主镜采用主动光学系统支持，下方安装了有150个促动器的主动光学系统。其指向精度为1''。跟踪精度为0.05''。镜筒重量为100t，叉臂重量不到120t，风速为100km/h时副镜形变误差为0.4mm。4个主望远镜的主镜口径为8.2m，中心厚度178mm，是弯月形镜。其凹面的曲率半径为28975mm，凸面曲率半径为28977mm。

甚大望远镜的主要科学目标为探索太阳系的结构和组成，天文学家主要用它做如下观测：

2004年，一个由欧洲和美国天文学家组成的团队在一颗褐矮星附近发现了一个红色斑点。该天体比其母星暗100多倍。并且由甚大望远镜拍摄到的图像进一步的证实，它是一颗太阳系外行星，绕恒星运行的距离是地日距离的55倍，同时这是太阳系外第一颗被拍摄到的行星。

2008年，一组科学家利用甚大望远镜发现了绘架座恒星附近的一个天体并对其进行了成像。研究人员还使用甚大望远镜来确定绘架座βb的旋转速度，计算出这颗巨大行星在赤道的旋转速度接近100000km/h。同年，甚大望远镜通过探测距离近110亿光年的星系中的一氧化碳分子，测量了宇宙的温度。

甚大望远镜还被用来探测系外行星的大气层。2010年，它研究了太阳系外行星GJ1214b，发现其大气层主要是厚厚的云层或薄雾。同年，天文学家使用欧洲南方天文台的甚大望远镜首次获得了恒星爆炸所排出的最内部物质分布的三维视图。根据新的结果，最初的爆炸不仅威力强大，它也更加集中于某一特定方向。这些方向的爆炸比其他方向更强、更快，导致形成不规则形状的物质。这一观察结果首次确认了此前超新星计算机模型对恒星爆炸过程中会发生大规模的不稳定的预测。

2014年，借助甚大望远镜干涉仪，由尼斯蔚蓝海岸天文台的奥利维尔·谢诺（Olivier Chesneau）带领的国际合作团队，发现黄特超巨星HR 5171A极为庞大——直径超过1300个太阳，远超预期。这使得它成为已知最大的黄超巨星 ，并足以位列十大体积最大恒星之列——比已发现的红超巨星参宿四（猎户座α）直径大了约50%，亮度约为太阳的一百万倍。观测持续了六年以上，部分数据来自天文爱好者，都显示这对天体处于迅猛变化中，正处于其生命中极为短暂的 （快速演化）阶段。

猎户座大星云是正在产生新恒星的一个庞大气体尘埃云。这些恒星形成区中包含大量氢原子气体、年轻的炽热恒星、原行星盘以及以高速扫过物质的恒星喷流等。但猎户座星云亮度很高，甚至在地球上肉眼都能看见，一直以来，其理想的相对距离和观测条件为人类提供了探索恒星形成理论的重要条件。2016年，智利和德国的天文学家们用甚大望远镜对猎户座大星云展开了非常全面以及深刻的一次剖析。望远镜配备的强大红外仪，不仅为人们呈现了壮观美丽的图片，还揭示了比2016年以前所知十倍数量的褐矮星及独立的具有行星质量的天体。褐矮星的构成类似恒星，但因质量不够大也不够亮，所以2016年以前发现的数量很少。VLT发现大量这种低质量星体的存在可以帮助天文学家更好地洞察恒星形成的演化史。

2018年，利用甚大望远镜第二代观测设备GRAVITY，天文学家第一次在绕行超大质量黑洞的恒星上观测到恒星随着轨道距离黑洞越来越近，颜色会逐渐偏红的现象。观测的结果与广义相对论的理论预言（当恒星穿过超大质量的黑洞所产生的极端引力场时就会产生引力红移效应）精确吻合。

2023年5月，法国和意大利科学家合作利用甚大望远镜，首次发现了宇宙中第一批恒星爆炸后留下的“灰烬”。他们探测到3个遥远的气体云，其化学成分与科学家在银河系的许多老恒星中观察到的化学成分相匹配，由此，他们认为这些恒星可能是由第一代恒星的“灰烬”直接形成的第二代恒星。这一发现为间接研究第一批恒星的性质开辟了新途径。