欧洲极大望远镜（European Extremely Large Telescope，简称E-ELT）是欧洲南方天文台（ESO）在智利阿马佐内斯山上建的地面光学天文望远镜，预计建成后的口径为39米，是“极大望远镜计划”的一部分，建造完成后将成为世界上最大的光学望远镜。

2006年，欧洲南方天文台提出欧洲极大望远镜的建造计划。2010年4月26日，ESO理事会选择阿马佐内斯山作为欧洲极大望远镜的基线站点，次年10月签署地址协议。自2012年起，该项目一直都处于建造当中。截止2024年，已经开始了土建工程、仪器和部分主镜等研究。欧洲极大望远镜的副镜预计在2025年完成；其穹顶和2800吨的望远镜结构预计在2026年完成；2028年欧洲极大望远镜将迎来第一曙光，以展示其能力。欧洲极大望远镜将致力于探索更多的未知，例如探索暗物质和暗能量的性质、研究银河系内外的恒星、黑洞、遥远星系的演化以及极早期宇宙性质等。该望远镜将拥有39米的主镜、配备一系列尖端仪器和系统、采用先进的主动和自适应光学技术等，旨在涵盖广泛的科学可能性。

欧洲极大望远镜有精确的位置驱动器、多个传感器、变形镜和激光导星等设计，也融合了来自新技术望远镜（NTT）、甚大望远镜（VLT）和其他望远镜的技术和经验。原欧洲南方天文台总干事凯瑟琳·塞萨尔斯基（Catherine Cesarsky）评价：“欧洲极大望远镜是光学和红外天文学新时代的开始。”

欧洲极大望远镜项目作为未来地基天文基础设施的两个明确的最重要优先事项之一，被列入欧洲研究基础设施（ESFRI）机构的计划清单以及2010-2025年ASTRONET欧洲战略规划中。其作为欧洲南方天文台（ESO）正在开发一个极大望远镜，它将有一个39米的主镜，将是世界上最大的可见光和红外线望远镜。还将配备一系列尖端仪器，旨在覆盖广泛的科学可能性。它的组成部分包括穹顶和主要结构，五面镜子，和望远镜系统。通过该望远镜可以能够详细研究其他恒星周围的行星、宇宙中的第一个星系、超大质量黑洞以及宇宙暗物质的性质，大大推进对天体物理的认识。

当前4到10米的天文望远镜为天文学家提供了有关宇宙的丰富知识，不仅发现数百个太阳系外的行星系，还发现了极早期宇宙的星系。研究发现宇宙几乎是由暗物质和暗能量组成，但暗物质的性质尚不清楚，暗能量的存在目前也不清楚。这些发现提出了很多新问题，天文学家们期望下一代极大望远镜（ELT）能够回答这些问题。

自2005年年底以来，欧洲南方天文台（ESO）一直与其欧洲天文学家和天体物理学家合作，计划研发下一个十年所需的新型巨型望远镜。2006年，来自欧洲国家的一百多名天文学家与ESO项目办公室提出了欧洲极大望远镜（E-ELT）计划。该望远镜已经经过了性能、成本、进度和风险的仔细评估。12月，ESO理事会为欧洲极大望远镜的详细研究开了绿灯，这项预算为5700万欧元的研究使望远镜的建造得以启动。

此次计划中的欧洲极大望远镜初步设计为：主镜直径为42m，由906个六边形部分组成，每个六边形部分的大小为1.45m，而次镜的直径则高达6m。为了克服大气湍流导致的恒星图像模糊，望远镜需要在其光学系统中加入自适应反射镜。直径4.2m的第三镜将光线反射到由两个镜子组成的自适应光学系统：一个由5000个或更多执行器支撑的2.5m镜子，能够每秒改变其自身形状一千次，另一个直径2.7m的镜子可以校正最终图像。这种五镜方案可产生高质量的图像，使视场中没有明显的像差。

欧洲极大望远镜在选址过程中需要考虑各种因素。例如晴朗的夜晚数量、蒸汽的量以及大气的“稳定性”（也称为视宁度）、建设和运营成本，以及与其他主要设施（甚大望远镜/VLTI、VISTA、VST、ALMA和SKA等）的运营和科学协同等问题。2010年3月，ESO理事会收到了一份初步报告，其中包含欧洲极大望远镜选址咨询委员会的主要结论，该结论证实最终入围名单中的所有站点（智利的阿马佐内斯、文塔罗内斯、托隆查尔和比斯卡查斯以及西班牙的拉帕尔马）都具有非常好的天文观测条件，每个站点都有其独特的优势。其中，帕拉纳尔附近的阿马佐内斯山是首选地点，因为它具有最为均衡的天空质量，并且可以与ESO的帕拉纳尔天文台集成运行。阿马佐内斯山和帕拉纳尔山拥有同样理想的天文观测条件，尤其是该地每年有超过320个晴朗的夜晚。

2010年4月26日，ESO理事会选择阿马佐内斯山作为计划中的42米欧洲极大望远镜（E-ELT）的基线站点。阿马佐内斯山是智利阿塔卡马沙漠中部的一座山峰，海拔3060米，位于安托法加斯塔镇以南约130公里处，距离ESO甚大望远镜所在地帕拉纳尔山约20公里。

2011年10月13日，在智利圣地亚哥举行的会议上，时任智利外交部长阿尔弗雷多·莫雷诺和ESO总干事蒂姆·德泽乌签署了一项有关欧洲极大望远镜的协议。ESO与智利政府之间的这项协议包括捐赠阿马佐内斯山周围189km2的土地用于安装该望远镜，以及在其周围（362km2的土地）建立保护区的50年特许权。智利政府还表示会为欧洲极大望远镜提供基础设施支持，例如维护连接天文台与安托法加斯塔的道路系统、协助帕拉纳尔天文台与国家电网连接、以及协助研究可能的可再生能源供电解决方案。作为交换，ESO将延长智利天文学家使用该望远镜的观测时间。

2012年6月11日，ESO的管理机构理事会在德国加兴的ESO总部举行会议，此次会议的主题是欧洲极大望远镜（E-ELT）计划的启动。为了启动该计划，ESO的所有成员国均表达对E-ELT项目的支持。此次会议决定除初始土建工程外，该项目的各个部分的支出将在成员国承诺的捐款超过10.83亿欧元成本的90%之前才会开始。次年10月，时任智利总统的塞瓦斯蒂安·皮涅拉向ESO移交了智利政府将阿马佐内斯山周围土地转让的法律文件。

2014年3月14日，欧洲极大望远镜（E-ELT）的土建工程已经开始，智利公司ICAFAL工程与建设公司已开始修建一条通往阿马佐内斯山顶的道路。道路建设工作预计需要16个月，将为未来巨型望远镜的建设工作提供通往山顶的通道。建成后，道路总宽11米，沥青车道宽7米。同年6月，阿马佐内斯山3000米高的山峰有一部分被炸毁，松动了约5000立方米的岩石。此次举动是为了能够容纳39米的望远镜及其巨大的穹顶。总共需要拆除22万立方米，才能为150米×300米的E-ELT平台腾出空间。12月4日，ESO理事会为分两个阶段建设欧洲极大望远镜（E-ELT）开了绿灯。第一阶段已批准支出约10亿欧元，用于支付一座完全正常工作的望远镜的建造成本，该望远镜配备了一套强大的仪器，目标是在十年内实现望远镜接收到第一缕星光。随着波兰加入ESO，对E-ELT的资金承诺已达到第一阶段总成本的90%以上，这将使E-ELT全面运行。

2015年，ESO签署了设计和建造MICADO相机的协议。MICADO将成为欧洲极大望远镜的第一台专用成像相机，并将自适应光学的能力提升到新的水平。后又相继签署了建造HARMONI仪器、METIS以及MAORY自适应光学系统的协议。2016年5月25日，欧洲南方天文台（ESO）与由Astaldi、Cimolai和指定分包商EIE集团组成的ACe财团签署了建造欧洲极大望远镜的穹顶和望远镜结构的合同。

2018年1月，德国肖特公司在美因茨的工厂成功铸造了欧洲南方天文台超大望远镜（ELT）主镜的前六个六边形镜片。同年5月，欧洲极大望远镜的穹顶和望远镜结构的基础挖掘工作已经在智利的阿马佐内斯山开始。建成后，一个80米高的穹顶将覆盖这个轮廓。中心直径55米的圆形坑最终将成为支撑39米巨大主镜的结构的基础。

2019年，由肖特公司制造的欧洲极大望远镜主镜的第一批18个坯件已安全抵达法国普瓦捷的Safran Reosc。镜坯呈圆形，宽1.5米，厚约5厘米。Safran Reosc将对毛坯切割成六边形之前对其进行抛光，并使用离子束成型进行最终的精确抛光。完工后，主镜将由798个六角形部分组成，总集光面积为978平方米。2023年，该望远镜主镜的798个部分中的第一个已抛光。

欧洲极大望远镜的副镜预计在2025年完成。其副镜直径为4.25米，将是世界上最大的副镜。此外，该望远镜的穹顶和2800吨的望远镜结构预计在2026年完成。2027年，预计完成三级镜、M4自适应单元、M5镜面以及主镜段的安装。在2028年，欧洲极大望远镜将迎来第一曙光，并进行一系列科学观察，以展示其能力。

欧洲极大望远镜将致力于实现许多引人注目的第一，包括在可能存在生命的宜居带中追踪其他恒星周围的类地行星——这是现代观测天文学的目标之一。它还将通过探索暗物质和暗能量的性质对宇宙学做出根本性贡献。其他关键科学领域包括研究银河系内外的恒星、黑洞、遥远星系的演化，直至所谓“黑暗时代”的第一个星系，即宇宙第一缕曙光。除此之外，天文学家考虑到极大望远镜的能力，对那些会出现新的、不可预见的问题提前做好准备。

欧洲极大望远镜将透过行星大气层进行观测，探测木星和土星卫星上的火山活动和水状羽流，并研究小行星和彗星的起源。通过重复拍摄具有不断变化的表面和大气层的行星和卫星的高分辨率图像和光谱，该望远镜将能够组装出包含数百个太阳系物体的独特地图集。因极大望远镜将具有比当前大型望远镜更高的灵敏度和分辨率，因此它将对于研究太阳系中最微弱的物体有重要作用。它将让大众看到太阳系外的物体，例如海王星、天王星以及系外小行星和彗星，其中许多天体尚未通过太空任务进行详细探索。火星和木星之间的小行星带以及海王星以外的柯伊伯带中的天体，为了解45亿年前地球和其他行星形成的原行星盘的特性提供了方向。使用极大望远镜探索这些天体，将有助人类更好地了解太阳系的形成和演化。 

自米歇尔·马约尔（Michel Mayor）和迪迪埃·奎洛兹（Didier Queloz）于1995年发现第一颗围绕类太阳恒星（51 Pegasi）运行的系外行星后，已发现超过4000颗行星绕太阳以外的恒星运行——从超级木星到地球和火星大小的行星。大多数系外行星都是通过径向速度法间接检测到的，另一种方法是凌日技术。但这些探测是间接的，并且它们所能提供的有关行星本身的信息有限。欧洲极大望远镜将使人类能够获得其中一些行星的直接图像，包括恒星宜居带中的行星的图像，例如在这个轨道范围内的行星表面可能含有海洋行星。此外，得益于极大望远镜的收集能力，人类还能够探测并表征凌日行星经过其母星前方时大气层的纹路。

借助欧洲极大望远镜，天文学家将能更好地研究恒星形成区域。通过更仔细地观察恒星早期如何诞生和演化，该望远镜将帮助人类在恒星形成早期阶段的研究方面取得实质性进展。 而且天文学家将使用极大望远镜测量恒星内不同化学元素的比例，这将使他们能够精确测量恒星的年龄和化学演化。将其与恒星的质量进行比较将有助于人类更好地了解不同类型恒星的生命周期。极大望远镜将用于详细研究超新星爆炸，并将其用作宇宙探测器。极大望远镜的远红外线谱与詹姆斯·韦伯空间望远镜太空望远镜的成像相结合，将使人类能够将超新星的搜索范围扩大到红移超过4的范围，利用极大望远镜进行的超新星研究将对表征暗能量的性质和研究早期宇宙膨胀做出重要贡献。 

γ射线暴是宇宙中观测到的能量最高的爆炸，而这些产生伽马射线爆的天体也正成为有史以来观测到的最远的物体。极大望远镜强大的聚光能力将使它们成为极远宇宙的信标。天文学家将能够探测到这些红移为7至15的天体，从而将科学家带入第一代恒星（第三星族恒星）以及宇宙再电离的未知时代。事实上，天文学家利用极大望远镜，将首次超越银河系，研究更遥远星系中的单个恒星，并将它们的历史追溯到非常早期的宇宙。除了解开不同类型星系的复杂形成和演化之外，这还将使人类能够将地球邻居与宇宙的其他部分进行比较。

几乎每个大型星系（包括银河系）的中心都有一个超大质量黑洞，而一些质量较小的黑洞被认为是在大质量恒星生命终结时形成的。由于这些物体不直接发射也不反射光，因此天文学家主要依靠间接观测来发现它们的存在并研究它们。而天文学家可以通过使用极大望远镜来跟踪黑洞周围恒星和气体的运动，以此推断出有关黑洞的很多信息。  

银心为人类提供了一个研究超大质量黑洞吸积物质的场所，以及更好地了解它们的活动与星系中心恒星形成之间的关系。 极大望远镜的黑洞研究将不仅限于银河系中心，还包括对中等质量黑洞（100-10000个太阳质量）的存在和数量统计等方面的研究。欧洲极大望远镜将能准确测量大质量星团和矮星系（一般认为中等质量黑洞存在其中）中恒星的三维速度，从而获得更多有关中等质量黑洞的信息。此外，天文学家能够利用极大望远镜解决的另一个谜团是超大质量黑洞在宇宙中星系和结构的形成和演化中所扮演的角色。该望远镜将在远​​距离范围内描述超大质量黑洞的特征，使人类能够追踪星系中心超大质量中心物体的形成过程。 

借助现代望远镜，天文学家可以揭示这些极其遥远、却非常年轻的星系。使用当前的望远镜，人类能看到的宇宙空间有限。作为配备最先进仪器的巨型望远镜，欧洲极大望远镜将能够观测这些最初的星系并彻底改变人类对宇宙的看法。 对于本星系群和其他星系中的星系，极大望远镜将能解析单个恒星，使人类能够进行某种星系考古学，利用恒星化石记录来破译星系是如何形成和演化的。它还将有助于人类更好地理解星系与周围星系际介质（IGM）之间复杂的相互作用。

近100年前就有人提出“星系被看不见的暗物质光环包围”，但这种暗物质的本质仍然是个谜。欧洲极大望远镜将能够观测遥远星系周围的暗物质晕，帮助人类了解每个星系有多少是由暗物质组成的，也可能最终了解这种暗物质的构成。 暗物质约占宇宙的四分之一，但更神秘的暗能量约占宇宙的70%。在20世纪90年代，天文学家发现：宇宙膨胀实际上正在加速。 这一发现深刻地改变了宇宙学，因为它表明宇宙中还有另一种人类看不见的成分，即暗能量。它表明宇宙学和粒子物理学理论是不完整的（或者可能是不正确的），并且新的物理学正等待被发现。下一代天体物理设施的一项关键任务是寻找、识别并最终表征这种新物理。 事实上，广义相对论和宇宙学常数很好地解释了加速膨胀。欧洲极大望远镜将为验证广义相对论和修正引力理论在宇宙膨胀的优越性比较上提供绝佳的机会。具体的研究包括去验证在过去未能探索的宇宙区域的引力行为，以及绘制宇宙膨胀历史等。

几千年来人们认为地球和天空遵循不同定律，牛顿的革命性发现表明可用一套定律描述陆地和天体领域现象，现代天体物理学使其可通过实验回答。目前自然基本常数的值无法用理论计算只能通过实验确定，如精细结构常数和质子与电子质量比，若假设自然法则处处相同，这些常数必为常数，否则可能随时代和位置变化。欧洲极大望远镜将基于对基本物理常数可能变化的持续搜索改进，明确检测到这种变化则表明自然法则非普遍适用，其变化还可能对宇宙物理特性和承载生命能力产生深远影响，例如，如果精细结构常数值再大4%，则碳基生命可能不存在。

欧洲极大望远镜之前的望远镜所取得的许多独特的发现都是无法预见的。例如ESO拉西拉天文台的3.6米望远镜于1977年首次投入使用，当时太阳系外行星还完全闻所未闻，该望远镜因其HARPS仪器发现了系外行星。 极大望远镜很可能会作出任何人从未想过的发现。这将促使理论家寻找解释，观察者验证并寻找新目标，以及工程师继续突破技术的界限。其至少将以两种方式开辟这样的新领域。首先，该望远镜将观测的灵敏度提高了600倍，其聚光面积将比所有大型8-10米级望远镜的总和还多。此外，它将把图像的空间分辨率提高一个数量级，拍摄出比太空望远镜更清晰的图像。这些将会使得人类能够看到非常明亮的物体旁边的非常微弱的物体，虽然人类期望使用欧洲极大望远镜取得独特发现，但最终结果是未知的。 

欧洲极大望远镜的穹顶将容纳望远镜及其内部结构，为智利阿塔卡马沙漠的极端环境提供保护。望远镜的主要结构将容纳五个镜子和光学器件，包括39米的主镜。 

欧洲极大望远镜有一个巨大的穹顶，其距离地面约80米，直径88米。作为一个旋转式的结构，其质量将约为6100吨，它将在高度为11米的基座上方的36个固定推车上旋转。结构本身由一个圆形梁构成，其底部有一个特殊的轨道，梁构支撑在推车的轮子上。穹顶的主要结构由支撑在圆梁上的三个结构拱组成，狭缝的每一侧各一个，后面各一个。外壳结构将用螺栓固定在一起，由一些次级横梁封闭，以便组装绝缘铝包层。结构内部的一系列复杂通道和狭缝门使工程师能够接触到门、通风百叶窗和已安装设备的所有机构。外壳的狭缝门打开后可以观察夜空，每扇门在三个导轨上移动，一个在圆梁上，两个在顶部。门打开时的孔径为41m，其系统电机具有足够的冗余，以确保门在任何情况下都可以及时关闭。此门将配备锁定机制以实现结构连续性，并配备特殊的充气密封件以确保关闭时的环境密封性。此外，因极大望远镜穹顶有一个大开口，因此需要挡风玻璃来防止望远镜的主镜和副镜直接暴露在风中。同时，它配备了通风百叶窗，与挡风玻璃一起调节穹顶内的气流。工程师们为了最大限度地减少望远镜结构的视宁效应和热变形，还配备了空调系统，来调节外壳内和望远镜结构的气温。

为了对夜空中的各种目标物体进行精确的天文观测，穹顶需要快速移动，同时避免振动。望远镜需要能够跟踪1度天顶回避轨迹并在5分钟内预设到新目标。这要求外壳以高达2度/秒的角速度加速和移动（外径处的切向速度约为5公里/小时），这对机动系统及其制动装置提出了挑战，并且要求落实各项安全规定。外壳独立于望远镜结构旋转，并保证有足够的机械间隙，以允许望远镜在开放或封闭的穹顶内完全移动。为了避免外壳旋转过程中的振动，旋转机构在结构上尽可能与穹顶混凝土底座分离。此外，还详细研究了振动从穹顶通过隔震器和岩石基底到望远镜桥墩的可能传播，以确保平稳、无振动的运动，并保证望远镜跟踪所需的精度观察。

欧洲极大望远镜的主体结构在天文观测期间需要支撑光学器件和仪器，并在所有条件下保持望远镜稳定，例如强风和地震期间。 它的设计必须满足两个相互矛盾的要求：结构必须坚固，以保持其组件稳定和精确对齐，但它也必须足够轻，以避免极大望远镜在自重作用下弯曲。当完全配备光学和科学仪器后，该望远镜的重量约为4600吨。其水平部分有两个巨大的平台，承载收集和处理来自宇宙物体光线的科学仪器。这些平台足够大，可以容纳ESO甚大望远镜的8.2米单元望远镜之一的整体。而垂直部分包含望远镜的五个镜子，高50米。39米的主镜支撑在该结构的底部，而直径约4米的副镜则悬挂在望远镜筒的顶部。另外三块镜子位于望远镜筒的10米中心塔内。欧洲极大望远镜的穹顶和望远镜结构均由意大利财团ACe（Cimolai、Astaldi）设计和建造。  

欧洲极大望远镜采用开创性的五镜光学设计，这些镜子分别为M1、M2、M3、M4和M5，它们都有不同的形状、尺寸和作用，但它们将协同工作，以更清晰的方式提供观察结果。 

M1是极大望远镜的主镜，其毛坯是由一种热膨胀系数极低的玻璃陶瓷材料制成。作为欧洲极大望远镜的核心部件，它的表面将收集来自宇宙物体的光，开辟新的发现空间。M1这面镜子的直径39米，且无法由单块玻璃制成，由798个部分组成，每个部分厚约5厘米，直径接近1.5米，包括支架在内总重250公斤。因各个部分必须作为单个镜子一起工作，因此它们需要特定的基础设施和控制方案。因整个结构在观察过程中会不断移动，并且会受到风和热变化的影响。为了实现所需的科学性能，镜子的位置和形状需要在其整个39米直径上保持数十纳米的精度。

完整的M1具有六重对称性，有6个相同的扇区，每个扇区有133个段。每个扇区中的133个段在形状和光学上都互不相同，即有133种不同的段类型。为了便于重涂，将有第七个扇区，共有133个分段，即每个分段类型对应一个分段。每个系列有七个片段，允许在望远镜离线时进行片段交换。将七个扇区加在一起，欧洲极大望远镜总共有931个扇区，其中798个扇区将在任何给定时间出现在望远镜上。

欧洲极大望远镜有3个曲面镜来进行成像，其副镜（M2）将悬挂在39米主镜M1上方，将其收集的光线反射到三镜M3。其中M2反射镜直径为4.25米，其将倒挂在主镜上方，距地面约60m，由其支撑结构（称为M2单元）保持在半空中，并固定在望远镜主结构上。M2镜是凸4.25米F/1.1薄弯月面，厚约100毫米，中心孔800毫米，光学表面形状非球面，与球面的偏差接近2毫米。M3镜子直径为4米。M3镜是凹面4.0米F/2.6薄弯月面，厚约100毫米，中心孔为30毫米。其光学表面形状为轻度非球面，与球面的偏差仅为约30µm。每面镜子的重量就超过3吨；包括电池和结构在内，每个组件的总重量约为12吨。

M4镜子是欧洲极大望远镜的主要自适应镜。其使用了超过5000个执行器来改变镜子的形状，每秒最多1000次。与欧洲极大望远镜的第五面镜子M5结合使用，M4对于提供科学所需的清晰图像至关重要。 它的直径为2.4米，由六块薄分段镜组成，每块镜子的厚度仅为1.95毫米，由陶瓷玻璃制成。每个外壳都是形成圆形分段M4镜子的六个60度花瓣部分之一。M4镜子采用与扬声器相同的原理，其由一个非常薄的外壳制成，悬浮在距其参考表面90微米的位置，它的作用就像一个薄膜，在大约5000个音圈致动器的作用下会变形。

M5和M4构成望远镜自适应光学系统的一部分，M5镜子安装在一个特殊的单元中，其中包括用于图像稳定的快速倾斜系统，该系统将缓解由望远镜机构、风振动和大气湍流引起的扰动。M5将是一个尺寸为2.7×2.2米的扁平椭圆形镜子，由六个焊在一起的轻质碳化硅片构成。M5镜组件包括镜本身和镜支架，镜支架由M5轴向支架和M5侧向支架组成。碳化硅坚硬且轻质的结构使反射镜能够实现高刚度重量比性能，并提供可抛光至所需光学质量的光学表面。轴向支撑件沿其光轴支撑M5反射镜，并将执行器产生的倾斜位移传输至其上。轴向支撑还约束反射镜沿光轴的轴向自由度，并解耦其他自由度，以最大限度地减少传输到反射镜的非预期力。侧向支撑件将镜子沿其面内方向固定，它限制其面内自由度并解耦其他自由度，以允许通过镜子中心的膜连接进行倾斜位移。

欧洲极大望远镜将采用先进的“自适应光学”技术来缓解地球大气层的湍流，并确保其图像比任何其他望远镜都更清晰。它还将具有其他组件，例如作为望远镜与其仪器之间的链接的预焦站。最后，它将拥有一个现代化的控制系统，允许用户操作望远镜进行科学观测和维护活动。

欧洲极大望远镜采用“自适应光学”技术，以确保其图像比任何其他望远镜都更清晰。M4是欧洲极大望远镜自适应光学校正的核心，自适应镜有助于校正大气扰动以及望远镜主体结构和镜面的风震。极大望远镜上的系统需要通过测量恒星的模糊度来绘制大气扰动图。为了提高自适应光学图像的清晰度，特别是在可见波长下，激光将在科学视野周围照射。它们将向天空投射与数千个手持式激光指示器一样多的光，集中在6或8颗人造卫星上，这些卫星位于大气层的高处，以至于一些返回的光实际上来自外层空间。为了确保接近激光束的飞机的安全，专用摄像机将永久观察激光导星周围的区域。

自适应光学系统的另一个重要组成部分是波前传感相机，它通过感测来自导星的光线充当望远镜的“眼睛”。欧洲极大望远镜将配备三种互补类型的波前传感相机，每种都有独特的图像传感器或探测器。这些波前传感器不断地对大气变形进行极快的测量，以最佳地重塑可变形镜的表面。

欧洲极大望远镜的机械和光学组件或子系统都是通过控制系统来操作的。控制系统由硬件、软件和通讯基础设施组成，且集成望远镜的各个组件，并用作极大望远镜的用户界面。它作为一个单一系统提供子系统的协调、安全运行，以执行科学观测并支持工程和维护活动。该望远镜控制系统也是帮助其获得清晰图像的关键。它还管理分布在整个望远镜和穹顶中的约15000个执行器和25000多个传感器。控制系统分为两层：下层包含所有局部控制系统（LCS），这是一组控制系统，每个控制系统管理望远镜子系统的性能和安全性；上层是一个称为中央控制系统（CCS）的单一系统，负责系统级功能和安全。许多控制回路，包括机电传感和天空传感，被CCS（特别是望远镜实时执行器[TREx]）组合并视为一个综合控制问题。

在观测过程中，望远镜实时执行器是中央控制系统的组成部分之一，它结合了来自望远镜导向探头和基于仪器的传感器的波前校正和光学计量，以及卸载命令，以实现望远镜的最佳行程管理，即最大限度地调整极大望远镜反射镜所需执行器的行程范围。可快速变形的反射镜M4可以不断调整以校正仪器传感器所看到的大气扰动，其全行程排列始终可用，并通过校正卸载到望远镜中的其他（较慢的）反射镜单元和执行器进行优化。此外，m1、M4和M5具有一些较为重要的本地控制系统。

前焦站（PFS）是望远镜与其仪器之间的纽带。除了将光分布到科学仪器上，它还有助于控制镜子的对准，并使欧洲极大望远镜得到清晰的图像。该链接采用两个大型结构的形式，即前焦点站（PFS-A 和 PFS-B），它们高12米以上，位于极大望远镜巨型管结构两侧的称为Nasmyth平台的平台上。其最重要的功能之一是将光分配到适当的科学仪器，然后由适当的科学仪器捕获和分析它。仪器本身也在两个Nasmyth平台上，光线通过前焦站上的平面镜分配给它们。PFS的另一个主要功能是感应星光，以在观测时控制望远镜镜的对准。PFS观察靠近目标的恒星，称为引导星，以检查ELT的镜子是否对齐，以及望远镜是否正确指向目标。

前焦站还拥有一个定相和诊断站（PDS），该站配备了用于在操作前和运行期间测试望远镜的特殊传感器，即诊断站用于一般诊断，并确保极大望远镜的巨型主镜（由798个段组成）保持理想形状并充当一个巨大的镜像，这一过程称为相位。

若欧洲极大望远镜运行，就可以开始对夜空进行科学观测。科学观测中心距离极大望远镜23公里，位于VLT所在地Cerro Paranal的运营大楼内。这里的控制室将成为活动中心。从这里开始，观测团队将在VLT望远镜观测团队的陪伴下控制ELT及其仪器，并由巨大的计算机阵列提供动力。这里的工作将包括对望远镜和仪器的持续监测和优化，将望远镜指向锁定天体，以及随后对科学数据（例如图像和光谱）的评估。ESO工程师也将提供必要的支持，他们定期维护望远镜。

ESO的极大望远镜的另一个重要组成部分是Paranal天文台的ELT技术设施。这个巨大的设施建在一块6500平方米的土地上，将作为ELT组件的组装点，以及可以集成和验证它们的地方。

在欧洲极大望远镜收集、校正和稳定了来自天文物体的光线后，由仪器对其进行详细分析。为ELT计划使用的仪器套件包括用于捕捉图像的相机和分光光度计，将光分散到其成分颜色中，以及其他出色的工具。这些都将使天文学家能够以独特的方式观察和研究宇宙。其中四台仪器（第一代）将在ELT技术首次亮灯时或之后不久开始运行，而另外两台仪器（ANDES和MOSAIC）将在稍后阶段开始运行。在望远镜的整个生命周期中，望远镜上将安装其他仪器，以更详细地研究宇宙。

HARMON是通过一个由来自四个不同国家的研究机构组成的国际联盟实现的，将被安置在极大望远镜的“侧视”Nasmyth焦点站。作为一个高角分辨率单片光学和近红外积分场分光光度计。它将使用带有图像切片器的整体场单元（IFU）将单个连续视场划分为许多空间像素（称为spaxels）。来自每个spaxel的信号将被馈送到光谱仪中，该光谱仪为每个spaxel生成一个频谱。该仪器将能够与两种不同的自适应光学系统配合使用，以校正大气湍流：单共轭自适应光学（SCAO）以及激光断层扫描自适应光学（LTAO），其大部分光学和机械部件都装在一个向上看的重力不变低温恒温器中，冷却到140K左右的低温。该望远镜的目标包括探测遥远星系的物理学、研究其他星系的恒星星族等。

MICADO将与极大望远镜的自适应光学模块MORFEO合作，以实现其科学目标。该仪器将为天文学家提供多种用于不同类型成像的滤光片选择，包括高对比度成像以及模式和单缝光谱。它将被安置在低温恒温器中以保持恒温，以便它可以在近红外波长下有效工作。MICADO能提供几乎完整的角分平方视场和4mas像素来采样ELT的衍射极限，并利用多共轭自适应光学器件（MCAO）提供的宽视场校正和均匀点扩散函数模块。除了用于成像的大量宽带和窄带滤光片（最多30个）覆盖波长范围0.8-2.45μm外，MICADO还提供适用于紧凑物体的宽带光谱模式。在单缝光谱中，MICADO通过两次曝光（光谱分辨率在10000到20000之间）覆盖该波长范围。与其他早期极大望远镜仪器一样，它将具有遮挡星光的日冕学能力，以便更容易看到靠近这些恒星的较暗物体（例如太阳系外行星）。MICADO和MORFEO将提供第二种自适应光学模式，即单共轭自适应光学（SCAO）。此模式适合使用日冕仪进行观测，因为它可以在较小的视场内提供高质量图像。由于MICADO设计用于观察近红外波长，因此该仪器将安装在低温恒温器中，并使用液氮冷却至80K。

MICADO将充分利用极大望远镜的全分辨率潜力来推进天文学的许多领域。天文学家将用它来成像遥远星系的详细结构，研究附近星系中的单个恒星，并使用日冕仪阻挡星光来发现和表征太阳系外行星。MICADO也将成为一个独特的工具，用于探索引力极强的环境，例如靠近银心的超大质量黑洞。

MORFEO是极大望远镜上关键的自适应光学系统之一。在望远镜运行的前几年，该仪器将与近红外相机MICADO配合使用。此外，MORFEO还被设计用于将来为第二台仪器提供光线。为了让科学家对恒星的位置、亮度和运动进行精确的测量，MICADO需要在大视场范围内提供稳定且清晰的图像，MORFEO提供的自适应光学器件将帮助其实现这一目标。 

MORFEO将使用九颗引导星（三颗自然导星和六颗人造激光导星）、最先进的波前传感器和三个可变形镜子来测量和校正大气中三个不同高度的湍流。为了测量大气湍流，MORFEO将观察相机科学视场（MICADO）周围的三颗自然导星，它还将使用极大望远镜的激光导星来达到MICADO的科学目标所需的图像质量。大气湍流造成的光失真将由波前传感器测量，该传感器使用新开发的探测器，能够每秒以低噪声读取图像数百次。MORFEO使用六个大镜子将光线从望远镜的焦平面传送到MICADO的焦平面。通过倾斜这些镜子，可以将光束转向MICADO或第二个客户端仪器。自然导星的波前传感器物理连接到MICADO，以最大限度地提高科学性能。光路中的二向色分束器将短波长（激光）光从远红外线分离到激光导星模块，到达科学仪器和自然导星波前传感器相机。

作为极大望远镜中红外成像仪和分光光度计，METIS由两个独立的单元组成，一个用于成像仪，另一个用于光谱仪。它完全封装在低温恒温器中，以保持中红外波长下良好性能所需的稳定低温。各波段成像设计如下：

为了实现衍射极限性能，METIS将使用单共轭自适应光学（AO）系统来补偿大气湍流。波前将在METIS内部测量，该信息将用于控制自适应极大望远镜的镜子（M4和M5）。

METIS强大的分光光度计和高对比度成像仪将使天文学家能够研究系外行星的基本物理和化学特性，例如它们的轨道参数、温度、光度以及大气的成分和动力学。此外，METIS还将为许多其他领域做出贡献，包括研究太阳系天体、星周盘和恒星形成区域、褐矮星的特性、银心、演化恒星的环境和活跃星系核。 

作为一款功能强大的摄谱仪，ANDES是模块化光纤馈送交叉分散中阶梯光栅光谱仪，具有两个超稳定光谱臂（可见光和近红外），可同时提供0.4-1.8μm的光谱范围，光谱分辨率为R~100000对于单个对象。ANDES还将包括由单共轭自适应光学（SCAO）模块提供的IFU模式，以校正大气中湍流的模糊效果。 ANDES将使用二向色滤光片将极大望远镜反射镜发出的光分成双波长通道。每个波长通道与多个光纤束连接，为相应的分光光度计模块（可见光和近红外）供电。每个光纤束对应一个观察模式。所有光谱仪模块均具有固定配置。它们包括一系列平行的入口狭缝，这些狭缝由线性微透镜阵列组成，每个透镜阵列都粘在光纤束上，其已经完成了称为A阶段的初始项目阶段。 

ANDES会将天文目标发出的光分解为其所有组成波长，使天文学家能够以高分辨率研究各种波长。该仪器收集的高分辨率数据将使天文学家能够研究涵盖天体物理学大部分领域甚至突破基础物理学领域，其有可能影响人类对宇宙及其命运的理解。

MOSAIC是一款多功能多目标分光光度计，将使用极大望远镜提供的尽可能宽的视场。它将具有三种操作模式，涵盖同时对一百多个光源进行可见光和红外光观测。三种操作模式如下：

欧洲极大望远镜的出色成像质量离不开其采用的先进主动和自适应光学技术，包括精确的位置驱动器、多个传感器、变形镜和激光导星等。主动光学系统使望远镜镜面保持完美形状和位置的系统，于1989年首次成功应用在拉西拉天文台的ESO新技术望远镜（NTT）上，此后该技术一直部署在ESO的望远镜中。ESO和其他地方的工程师在开发ESO望远镜的自适应光学器件方面也取得了进步，这种技术可以补偿和校正大气湍流引起的图像失真。ESO望远镜中开发的主动和自适应光学系统已经得到改进，并完全集成到欧洲极大望远镜的设计中，同时也融合了来自新技术望远镜、甚大望远镜和其他望远镜的技术和经验。

曾任欧洲南方天文台总干事的凯瑟琳·塞萨尔斯基（Catherine Cesarsky）评价：“欧洲极大望远镜是光学和红外天文学新时代的开始。”

理事会主席泽维尔·巴肯斯（Xavier Barcons）评价：“E-ELT将使ESO在未来几十年内保持领先地位，并带来令人兴奋的科学成果。”