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來源：互聯網

歐洲極大望遠鏡（European Extremely Large Telescope，簡稱E-ELT）是歐洲南方天文臺（ESO）在智利阿馬佐內斯山上建的地面光學天文望遠鏡，預計建成后的口徑為39米，是“極大望遠鏡計劃”的一部分，建造完成后將成為世界上最大的光學望遠鏡。

2006年，歐洲南方天文臺提出歐洲極大望遠鏡的建造計劃。2010年4月26日，ESO理事會選擇阿馬佐內斯山作為歐洲極大望遠鏡的基線站點，次年10月簽署地址協議。自2012年起，該項目一直都處于建造當中。截止2024年，已經開始了土建工程、儀器和部分主鏡等研究。歐洲極大望遠鏡的副鏡預計在2025年完成；其穹頂和2800噸的望遠鏡結構預計在2026年完成；2028年歐洲極大望遠鏡將迎來第一曙光，以展示其能力。歐洲極大望遠鏡將致力于探索更多的未知，例如探索暗物質和暗能量的性質、研究銀河系內外的恒星、黑洞、遙遠星系的演化以及極早期宇宙性質等。該望遠鏡將擁有39米的主鏡、配備一系列尖端儀器和系統、采用先進的主動和自適應光學技術等，旨在涵蓋廣泛的科學可能性。

歐洲極大望遠鏡有精確的位置驅動器、多個傳感器、變形鏡和激光導星等設計，也融合了來自新技術望遠鏡（NTT）、甚大望遠鏡（VLT）和其他望遠鏡的技術和經驗。原歐洲南方天文臺總干事凱瑟琳·塞薩爾斯基（Catherine Cesarsky）評價：“歐洲極大望遠鏡是光學和紅外天文學新時代的開始。”

概述

歐洲極大望遠鏡項目作為未來地基天文基礎設施的兩個明確的最重要優先事項之一，被列入歐洲研究基礎設施（ESFRI）機構的計劃清單以及2010-2025年ASTRONET歐洲戰略規劃中。其作為歐洲南方天文臺（ESO）正在開發一個極大望遠鏡，它將有一個39米的主鏡，將是世界上最大的可見光和紅外線望遠鏡。還將配備一系列尖端儀器，旨在覆蓋廣泛的科學可能性。它的組成部分包括穹頂和主要結構，五面鏡子，和望遠鏡系統。通過該望遠鏡可以能夠詳細研究其他恒星周圍的行星、宇宙中的第一個星系、超大質量黑洞以及宇宙暗物質的性質，大大推進對天體物理的認識。

發展歷史

提出

當前4到10米的天文望遠鏡為天文學家提供了有關宇宙的豐富知識，不僅發現數百個太陽系外的行星系，還發現了極早期宇宙的星系。研究發現宇宙幾乎是由暗物質和暗能量組成，但暗物質的性質尚不清楚，暗能量的存在目前也不清楚。這些發現提出了很多新問題，天文學家們期望下一代極大望遠鏡（ELT）能夠回答這些問題。

自2005年年底以來，歐洲南方天文臺（ESO）一直與其歐洲天文學家和天體物理學家合作，計劃研發下一個十年所需的新型巨型望遠鏡。2006年，來自歐洲國家的一百多名天文學家與ESO項目辦公室提出了歐洲極大望遠鏡（E-ELT）計劃。該望遠鏡已經經過了性能、成本、進度和風險的仔細評估。12月，ESO理事會為歐洲極大望遠鏡的詳細研究開了綠燈，這項預算為5700萬歐元的研究使望遠鏡的建造得以啟動。

此次計劃中的歐洲極大望遠鏡初步設計為：主鏡直徑為42m，由906個六邊形部分組成，每個六邊形部分的大小為1.45m，而次鏡的直徑則高達6m。為了克服大氣湍流導致的恒星圖像模糊，望遠鏡需要在其光學系統中加入自適應反射鏡。直徑4.2m的第三鏡將光線反射到由兩個鏡子組成的自適應光學系統：一個由5000個或更多執行器支撐的2.5m鏡子，能夠每秒改變其自身形狀一千次，另一個直徑2.7m的鏡子可以校正最終圖像。這種五鏡方案可產生高質量的圖像，使視場中沒有明顯的像差。

前期準備

選址

歐洲極大望遠鏡在選址過程中需要考慮各種因素。例如晴朗的夜晚數量、蒸汽的量以及大氣的“穩定性”（也稱為視寧度）、建設和運營成本，以及與其他主要設施（甚大望遠鏡/VLTI、VISTA、VST、ALMA和SKA等）的運營和科學協同等問題。2010年3月，ESO理事會收到了一份初步報告，其中包含歐洲極大望遠鏡選址咨詢委員會的主要結論，該結論證實最終入圍名單中的所有站點（智利的阿馬佐內斯、文塔羅內斯、托隆查爾和比斯卡查斯以及西班牙的拉帕爾馬）都具有非常好的天文觀測條件，每個站點都有其獨特的優勢。其中，帕拉納爾附近的阿馬佐內斯山是首選地點，因為它具有最為均衡的天空質量，并且可以與ESO的帕拉納爾天文臺集成運行。阿馬佐內斯山和帕拉納爾山擁有同樣理想的天文觀測條件，尤其是該地每年有超過320個晴朗的夜晚。

2010年4月26日，ESO理事會選擇阿馬索內斯山作為計劃中的42米歐洲極大望遠鏡（E-ELT）的基線站點。阿馬索內斯山是智利阿塔卡馬沙漠中部的一座山峰，海拔3060米，位于安托法加斯塔鎮以南約130公里處，距離ESO甚大望遠鏡所在地帕拉納爾山約20公里。

協議簽署

2011年10月13日，在智利圣地亞哥舉行的會議上，時任智利外交部長阿爾弗雷多·莫雷諾和ESO總干事蒂姆·德澤烏簽署了一項有關歐洲極大望遠鏡的協議。ESO與智利政府之間的這項協議包括捐贈阿馬佐內斯山周圍189km2的土地用于安裝該望遠鏡，以及在其周圍（362km2的土地）建立保護區的50年特許權。智利政府還表示會為歐洲極大望遠鏡提供基礎設施支持，例如維護連接天文臺與安托法加斯塔的道路系統、協助帕拉納爾天文臺與國家電網連接、以及協助研究可能的可再生能源供電解決方案。作為交換，ESO將延長智利天文學家使用該望遠鏡的觀測時間。

啟動計劃

2012年6月11日，ESO的管理機構理事會在德國加興的ESO總部舉行會議，此次會議的主題是歐洲極大望遠鏡（E-ELT）計劃的啟動。為了啟動該計劃，ESO的所有成員國均表達對E-ELT項目的支持。此次會議決定除初始土建工程外，該項目的各個部分的支出將在成員國承諾的捐款超過10.83億歐元成本的90%之前才會開始。次年10月，時任智利總統的塞瓦斯蒂安·皮涅拉向ESO移交了智利政府將阿馬佐內斯山周圍土地轉讓的法律文件。

2014年3月14日，歐洲極大望遠鏡（E-ELT）的土建工程已經開始，智利公司ICAFAL工程與建設公司已開始修建一條通往阿馬佐內斯山頂的道路。道路建設工作預計需要16個月，將為未來巨型望遠鏡的建設工作提供通往山頂的通道。建成后，道路總寬11米，瀝青車道寬7米。同年6月，阿馬佐內斯山3000米高的山峰有一部分被炸毀，松動了約5000立方米的巖石。此次舉動是為了能夠容納39米的望遠鏡及其巨大的穹頂。總共需要拆除22萬立方米，才能為150米×300米的E-ELT平臺騰出空間。12月4日，ESO理事會為分兩個階段建設歐洲極大望遠鏡（E-ELT）開了綠燈。第一階段已批準支出約10億歐元，用于支付一座完全正常工作的望遠鏡的建造成本，該望遠鏡配備了一套強大的儀器，目標是在十年內實現望遠鏡接收到第一縷星光。隨著波蘭加入ESO，對E-ELT的資金承諾已達到第一階段總成本的90%以上，這將使E-ELT全面運行。

2015年，ESO簽署了設計和建造MICADO相機的協議。MICADO將成為歐洲極大望遠鏡的第一臺專用成像相機，并將自適應光學的能力提升到新的水平。后又相繼簽署了建造HARMONI儀器、METIS以及MAORY自適應光學系統的協議。2016年5月25日，歐洲南方天文臺（ESO）與由Astaldi、Cimolai和指定分包商EIE集團組成的ACe財團簽署了建造歐洲極大望遠鏡的穹頂和望遠鏡結構的合同。

2018年1月，德國肖特公司在美因茨的工廠成功鑄造了歐洲南方天文臺超大望遠鏡（ELT）主鏡的前六個六邊形鏡片。同年5月，歐洲極大望遠鏡的穹頂和望遠鏡結構的基礎挖掘工作已經在智利的阿馬佐內斯山開始。建成后，一個80米高的穹頂將覆蓋這個輪廓。中心直徑55米的圓形坑最終將成為支撐39米巨大主鏡的結構的基礎。

2019年，由肖特公司制造的歐洲極大望遠鏡主鏡的第一批18個坯件已安全抵達法國普瓦捷的Safran Reosc。鏡坯呈圓形，寬1.5米，厚約5厘米。Safran Reosc將對毛坯切割成六邊形之前對其進行拋光，并使用離子束成型進行最終的精確拋光。完工后，主鏡將由798個六角形部分組成，總集光面積為978平方米。2023年，該望遠鏡主鏡的798個部分中的第一個已拋光。

未來建設

歐洲極大望遠鏡的副鏡預計在2025年完成。其副鏡直徑為4.25米，將是世界上最大的副鏡。此外，該望遠鏡的穹頂和2800噸的望遠鏡結構預計在2026年完成。2027年，預計完成三級鏡、M4自適應單元、M5鏡面以及主鏡段的安裝。在2028年，歐洲極大望遠鏡將迎來第一曙光，并進行一系列科學觀察，以展示其能力。

研究任務

歐洲極大望遠鏡將致力于實現許多引人注目的第一，包括在可能存在生命的宜居帶中追蹤其他恒星周圍的類地行星——這是現代觀測天文學的目標之一。它還將通過探索暗物質和暗能量的性質對宇宙學做出根本性貢獻。其他關鍵科學領域包括研究銀河系內外的恒星、黑洞、遙遠星系的演化，直至所謂“黑暗時代”的第一個星系，即宇宙第一縷曙光。除此之外，天文學家考慮到極大望遠鏡的能力，對那些會出現新的、不可預見的問題提前做好準備。

太陽系

歐洲極大望遠鏡將透過行星大氣層進行觀測，探測木星和土星衛星上的火山活動和水狀羽流，并研究小行星和彗星的起源。通過重復拍攝具有不斷變化的表面和大氣層的行星和衛星的高分辨率圖像和光譜，該望遠鏡將能夠組裝出包含數百個太陽系物體的獨特地圖集。因極大望遠鏡將具有比當前大型望遠鏡更高的靈敏度和分辨率，因此它將對于研究太陽系中最微弱的物體有重要作用。它將讓大眾看到太陽系外的物體，例如海王星、天王星以及系外小行星和彗星，其中許多天體尚未通過太空任務進行詳細探索。火星和木星之間的小行星帶以及海王星以外的柯伊伯帶中的天體，為了解45億年前地球和其他行星形成的原行星盤的特性提供了方向。使用極大望遠鏡探索這些天體，將有助人類更好地了解太陽系的形成和演化。?

系外行星

自米歇爾·馬約爾（Michel Mayor）和迪迪埃·奎洛茲（Didier Queloz）于1995年發現第一顆圍繞類太陽恒星（51 Pegasi）運行的系外行星后，已發現超過4000顆行星繞太陽以外的恒星運行——從超級木星到地球和火星大小的行星。大多數系外行星都是通過徑向速度法間接檢測到的，另一種方法是凌日技術。但這些探測是間接的，并且它們所能提供的有關行星本身的信息有限。歐洲極大望遠鏡將使人類能夠獲得其中一些行星的直接圖像，包括恒星宜居帶中的行星的圖像，例如在這個軌道范圍內的行星表面可能含有海洋行星。此外，得益于極大望遠鏡的收集能力，人類還能夠探測并表征凌日行星經過其母星前方時大氣層的紋路。

恒星

借助歐洲極大望遠鏡，天文學家將能更好地研究恒星形成區域。通過更仔細地觀察恒星早期如何誕生和演化，該望遠鏡將幫助人類在恒星形成早期階段的研究方面取得實質性進展。?而且天文學家將使用極大望遠鏡測量恒星內不同化學元素的比例，這將使他們能夠精確測量恒星的年齡和化學演化。將其與恒星的質量進行比較將有助于人類更好地了解不同類型恒星的生命周期。極大望遠鏡將用于詳細研究超新星爆炸，并將其用作宇宙探測器。極大望遠鏡的遠紅外線譜與詹姆斯·韋伯空間望遠鏡太空望遠鏡的成像相結合，將使人類能夠將超新星的搜索范圍擴大到紅移超過4的范圍，利用極大望遠鏡進行的超新星研究將對表征暗能量的性質和研究早期宇宙膨脹做出重要貢獻。?

γ射線暴是宇宙中觀測到的能量最高的爆炸，而這些產生伽馬射線爆的天體也正成為有史以來觀測到的最遠的物體。極大望遠鏡強大的聚光能力將使它們成為極遠宇宙的信標。天文學家將能夠探測到這些紅移為7至15的天體，從而將科學家帶入第一代恒星（第三星族恒星）以及宇宙再電離的未知時代。事實上，天文學家利用極大望遠鏡，將首次超越銀河系，研究更遙遠星系中的單個恒星，并將它們的歷史追溯到非常早期的宇宙。除了解開不同類型星系的復雜形成和演化之外，這還將使人類能夠將地球鄰居與宇宙的其他部分進行比較。

黑洞

幾乎每個大型星系（包括銀河系）的中心都有一個超大質量黑洞，而一些質量較小的黑洞被認為是在大質量恒星生命終結時形成的。由于這些物體不直接發射也不反射光，因此天文學家主要依靠間接觀測來發現它們的存在并研究它們。而天文學家可以通過使用極大望遠鏡來跟蹤黑洞周圍恒星和氣體的運動，以此推斷出有關黑洞的很多信息。??

銀心為人類提供了一個研究超大質量黑洞吸積物質的場所，以及更好地了解它們的活動與星系中心恒星形成之間的關系。?極大望遠鏡的黑洞研究將不僅限于銀河系中心，還包括對中等質量黑洞（100-10000個太陽質量）的存在和數量統計等方面的研究。歐洲極大望遠鏡將能準確測量大質量星團和矮星系（一般認為中等質量黑洞存在其中）中恒星的三維速度，從而獲得更多有關中等質量黑洞的信息。此外，天文學家能夠利用極大望遠鏡解決的另一個謎團是超大質量黑洞在宇宙中星系和結構的形成和演化中所扮演的角色。該望遠鏡將在遠??距離范圍內描述超大質量黑洞的特征，使人類能夠追蹤星系中心超大質量中心物體的形成過程。?

星系

借助現代望遠鏡，天文學家可以揭示這些極其遙遠、卻非常年輕的星系。使用當前的望遠鏡，人類能看到的宇宙空間有限。作為配備最先進儀器的巨型望遠鏡，歐洲極大望遠鏡將能夠觀測這些最初的星系并徹底改變人類對宇宙的看法。?對于本星系群和其他星系中的星系，極大望遠鏡將能解析單個恒星，使人類能夠進行某種星系考古學，利用恒星化石記錄來破譯星系是如何形成和演化的。它還將有助于人類更好地理解星系與周圍星系際介質（IGM）之間復雜的相互作用。

宇宙學和暗物質

近100年前就有人提出“星系被看不見的暗物質光環包圍”，但這種暗物質的本質仍然是個謎。歐洲極大望遠鏡將能夠觀測遙遠星系周圍的暗物質暈，幫助人類了解每個星系有多少是由暗物質組成的，也可能最終了解這種暗物質的構成。?暗物質約占宇宙的四分之一，但更神秘的暗能量約占宇宙的70%。在20世紀90年代，天文學家發現：宇宙膨脹實際上正在加速。?這一發現深刻地改變了宇宙學，因為它表明宇宙中還有另一種人類看不見的成分，即暗能量。它表明宇宙學和粒子物理學理論是不完整的（或者可能是不正確的），并且新的物理學正等待被發現。下一代天體物理設施的一項關鍵任務是尋找、識別并最終表征這種新物理。?事實上，廣義相對論和宇宙學常數很好地解釋了加速膨脹。歐洲極大望遠鏡將為驗證廣義相對論和修正引力理論在宇宙膨脹的優越性比較上提供絕佳的機會。具體的研究包括去驗證在過去未能探索的宇宙區域的引力行為，以及繪制宇宙膨脹歷史等。

基礎物理

幾千年來人們認為地球和天空遵循不同定律，牛頓的革命性發現表明可用一套定律描述陸地和天體領域現象，現代天體物理學使其可通過實驗回答。目前自然基本常數的值無法用理論計算只能通過實驗確定，如精細結構常數和質子與電子質量比，若假設自然法則處處相同，這些常數必為常數，否則可能隨時代和位置變化。歐洲極大望遠鏡將基于對基本物理常數可能變化的持續搜索改進，明確檢測到這種變化則表明自然法則非普遍適用，其變化還可能對宇宙物理特性和承載生命能力產生深遠影響，例如，如果精細結構常數值再大4%，則碳基生命可能不存在。

意外發現

歐洲極大望遠鏡之前的望遠鏡所取得的許多獨特的發現都是無法預見的。例如ESO拉西拉天文臺的3.6米望遠鏡于1977年首次投入使用，當時太陽系外行星還完全聞所未聞，該望遠鏡因其HARPS儀器發現了系外行星。?極大望遠鏡很可能會作出任何人從未想過的發現。這將促使理論家尋找解釋，觀察者驗證并尋找新目標，以及工程師繼續突破技術的界限。其至少將以兩種方式開辟這樣的新領域。首先，該望遠鏡將觀測的靈敏度提高了600倍，其聚光面積將比所有大型8-10米級望遠鏡的總和還多。此外，它將把圖像的空間分辨率提高一個數量級，拍攝出比太空望遠鏡更清晰的圖像。這些將會使得人類能夠看到非常明亮的物體旁邊的非常微弱的物體，雖然人類期望使用歐洲極大望遠鏡取得獨特發現，但最終結果是未知的。?

基本構造

歐洲極大望遠鏡的穹頂將容納望遠鏡及其內部結構，為智利阿塔卡馬沙漠的極端環境提供保護。望遠鏡的主要結構將容納五個鏡子和光學器件，包括39米的主鏡。?

穹頂

基本參數

外殼結構

歐洲極大望遠鏡有一個巨大的穹頂，其距離地面約80米，直徑88米。作為一個旋轉式的結構，其質量將約為6100噸，它將在高度為11米的基座上方的36個固定推車上旋轉。結構本身由一個圓形梁構成，其底部有一個特殊的軌道，梁構支撐在推車的輪子上。穹頂的主要結構由支撐在圓梁上的三個結構拱組成，狹縫的每一側各一個，后面各一個。外殼結構將用螺栓固定在一起，由一些次級橫梁封閉，以便組裝絕緣鋁包層。結構內部的一系列復雜通道和狹縫門使工程師能夠接觸到門、通風百葉窗和已安裝設備的所有機構。外殼的狹縫門打開后可以觀察夜空，每扇門在三個導軌上移動，一個在圓梁上，兩個在頂部。門打開時的孔徑為41m，其系統電機具有足夠的冗余，以確保門在任何情況下都可以及時關閉。此門將配備鎖定機制以實現結構連續性，并配備特殊的充氣密封件以確保關閉時的環境密封性。此外，因極大望遠鏡穹頂有一個大開口，因此需要擋風玻璃來防止望遠鏡的主鏡和副鏡直接暴露在風中。同時，它配備了通風百葉窗，與擋風玻璃一起調節穹頂內的氣流。工程師們為了最大限度地減少望遠鏡結構的視寧效應和熱變形，還配備了空調系統，來調節外殼內和望遠鏡結構的氣溫。

性能

為了對夜空中的各種目標物體進行精確的天文觀測，穹頂需要快速移動，同時避免振動。望遠鏡需要能夠跟蹤1度天頂回避軌跡并在5分鐘內預設到新目標。這要求外殼以高達2度/秒的角速度加速和移動（外徑處的切向速度約為5公里/小時），這對機動系統及其制動裝置提出了挑戰，并且要求落實各項安全規定。外殼獨立于望遠鏡結構旋轉，并保證有足夠的機械間隙，以允許望遠鏡在開放或封閉的穹頂內完全移動。為了避免外殼旋轉過程中的振動，旋轉機構在結構上盡可能與穹頂混凝土底座分離。此外，還詳細研究了振動從穹頂通過隔震器和巖石基底到望遠鏡橋墩的可能傳播，以確保平穩、無振動的運動，并保證望遠鏡跟蹤所需的精度觀察。

主體結構

歐洲極大望遠鏡的主體結構在天文觀測期間需要支撐光學器件和儀器，并在所有條件下保持望遠鏡穩定，例如強風和地震期間。?它的設計必須滿足兩個相互矛盾的要求：結構必須堅固，以保持其組件穩定和精確對齊，但它也必須足夠輕，以避免極大望遠鏡在自重作用下彎曲。當完全配備光學和科學儀器后，該望遠鏡的重量約為4600噸。其水平部分有兩個巨大的平臺，承載收集和處理來自宇宙物體光線的科學儀器。這些平臺足夠大，可以容納ESO甚大望遠鏡的8.2米單元望遠鏡之一的整體。而垂直部分包含望遠鏡的五個鏡子，高50米。39米的主鏡支撐在該結構的底部，而直徑約4米的副鏡則懸掛在望遠鏡筒的頂部。另外三塊鏡子位于望遠鏡筒的10米中心塔內。歐洲極大望遠鏡的穹頂和望遠鏡結構均由意大利財團ACe（Cimolai、Astaldi）設計和建造。??

光學設計

歐洲極大望遠鏡采用開創性的五鏡光學設計，這些鏡子分別為M1、M2、M3、M4和M5，它們都有不同的形狀、尺寸和作用，但它們將協同工作，以更清晰的方式提供觀察結果。?

M1鏡子

M1是極大望遠鏡的主鏡，其毛坯是由一種熱膨脹系數極低的玻璃陶瓷材料制成。作為歐洲極大望遠鏡的核心部件，它的表面將收集來自宇宙物體的光，開辟新的發現空間。M1這面鏡子的直徑39米，且無法由單塊玻璃制成，由798個部分組成，每個部分厚約5厘米，直徑接近1.5米，包括支架在內總重250公斤。因各個部分必須作為單個鏡子一起工作，因此它們需要特定的基礎設施和控制方案。因整個結構在觀察過程中會不斷移動，并且會受到風和熱變化的影響。為了實現所需的科學性能，鏡子的位置和形狀需要在其整個39米直徑上保持數十納米的精度。

完整的M1具有六重對稱性，有6個相同的扇區，每個扇區有133個段。每個扇區中的133個段在形狀和光學上都互不相同，即有133種不同的段類型。為了便于重涂，將有第七個扇區，共有133個分段，即每個分段類型對應一個分段。每個系列有七個片段，允許在望遠鏡離線時進行片段交換。將七個扇區加在一起，歐洲極大望遠鏡總共有931個扇區，其中798個扇區將在任何給定時間出現在望遠鏡上。

M2和M3鏡子

歐洲極大望遠鏡有3個曲面鏡來進行成像，其副鏡（M2）將懸掛在39米主鏡M1上方，將其收集的光線反射到三鏡M3。其中M2反射鏡直徑為4.25米，其將倒掛在主鏡上方，距地面約60m，由其支撐結構（稱為M2單元）保持在半空中，并固定在望遠鏡主結構上。M2鏡是凸4.25米F/1.1薄彎月面，厚約100毫米，中心孔800毫米，光學表面形狀非球面，與球面的偏差接近2毫米。M3鏡子直徑為4米。M3鏡是凹面4.0米F/2.6薄彎月面，厚約100毫米，中心孔為30毫米。其光學表面形狀為輕度非球面，與球面的偏差僅為約30μm。每面鏡子的重量就超過3噸；包括電池和結構在內，每個組件的總重量約為12噸。

M4鏡子

M4鏡子是歐洲極大望遠鏡的主要自適應鏡。其使用了超過5000個執行器來改變鏡子的形狀，每秒最多1000次。與歐洲極大望遠鏡的第五面鏡子M5結合使用，M4對于提供科學所需的清晰圖像至關重要。?它的直徑為2.4米，由六塊薄分段鏡組成，每塊鏡子的厚度僅為1.95毫米，由陶瓷玻璃制成。每個外殼都是形成圓形分段M4鏡子的六個60度花瓣部分之一。M4鏡子采用與揚聲器相同的原理，其由一個非常薄的外殼制成，懸浮在距其參考表面90微米的位置，它的作用就像一個薄膜，在大約5000個音圈致動器的作用下會變形。

M5鏡子

M5和M4構成望遠鏡自適應光學系統的一部分，M5鏡子安裝在一個特殊的單元中，其中包括用于圖像穩定的快速傾斜系統，該系統將緩解由望遠鏡機構、風振動和大氣湍流引起的擾動。M5將是一個尺寸為2.7×2.2米的扁平橢圓形鏡子，由六個焊在一起的輕質碳化硅片構成。M5鏡組件包括鏡本身和鏡支架，鏡支架由M5軸向支架和M5側向支架組成。碳化硅堅硬且輕質的結構使反射鏡能夠實現高剛度重量比性能，并提供可拋光至所需光學質量的光學表面。軸向支撐件沿其光軸支撐M5反射鏡，并將執行器產生的傾斜位移傳輸至其上。軸向支撐還約束反射鏡沿光軸的軸向自由度，并解耦其他自由度，以最大限度地減少傳輸到反射鏡的非預期力。側向支撐件將鏡子沿其面內方向固定，它限制其面內自由度并解耦其他自由度，以允許通過鏡子中心的膜連接進行傾斜位移。

望遠鏡系統

歐洲極大望遠鏡將采用先進的“自適應光學”技術來緩解地球大氣層的湍流，并確保其圖像比任何其他望遠鏡都更清晰。它還將具有其他組件，例如作為望遠鏡與其儀器之間的鏈接的預焦站。最后，它將擁有一個現代化的控制系統，允許用戶操作望遠鏡進行科學觀測和維護活動。

自適應光學系統

歐洲極大望遠鏡采用“自適應光學”技術，以確保其圖像比任何其他望遠鏡都更清晰。M4是歐洲極大望遠鏡自適應光學校正的核心，自適應鏡有助于校正大氣擾動以及望遠鏡主體結構和鏡面的風震。極大望遠鏡上的系統需要通過測量恒星的模糊度來繪制大氣擾動圖。為了提高自適應光學圖像的清晰度，特別是在可見波長下，激光將在科學視野周圍照射。它們將向天空投射與數千個手持式激光指示器一樣多的光，集中在6或8顆人造衛星上，這些衛星位于大氣層的高處，以至于一些返回的光實際上來自外層空間。為了確保接近激光束的飛機的安全，專用攝像機將永久觀察激光導星周圍的區域。

自適應光學系統的另一個重要組成部分是波前傳感相機，它通過感測來自導星的光線充當望遠鏡的“眼睛”。歐洲極大望遠鏡將配備三種互補類型的波前傳感相機，每種都有獨特的圖像傳感器或探測器。這些波前傳感器不斷地對大氣變形進行極快的測量，以最佳地重塑可變形鏡的表面。

控制系統

歐洲極大望遠鏡的機械和光學組件或子系統都是通過控制系統來操作的。控制系統由硬件、軟件和通訊基礎設施組成，且集成望遠鏡的各個組件，并用作極大望遠鏡的用戶界面。它作為一個單一系統提供子系統的協調、安全運行，以執行科學觀測并支持工程和維護活動。該望遠鏡控制系統也是幫助其獲得清晰圖像的關鍵。它還管理分布在整個望遠鏡和穹頂中的約15000個執行器和25000多個傳感器。控制系統分為兩層：下層包含所有局部控制系統（LCS），這是一組控制系統，每個控制系統管理望遠鏡子系統的性能和安全性；上層是一個稱為中央控制系統（CCS）的單一系統，負責系統級功能和安全。許多控制回路，包括機電傳感和天空傳感，被CCS（特別是望遠鏡實時執行器[TREx]）組合并視為一個綜合控制問題。

在觀測過程中，望遠鏡實時執行器是中央控制系統的組成部分之一，它結合了來自望遠鏡導向探頭和基于儀器的傳感器的波前校正和光學計量，以及卸載命令，以實現望遠鏡的最佳行程管理，即最大限度地調整極大望遠鏡反射鏡所需執行器的行程范圍。可快速變形的反射鏡M4可以不斷調整以校正儀器傳感器所看到的大氣擾動，其全行程排列始終可用，并通過校正卸載到望遠鏡中的其他（較慢的）反射鏡單元和執行器進行優化。此外，m1、M4和M5具有一些較為重要的本地控制系統。

前焦站

前焦站（PFS）是望遠鏡與其儀器之間的紐帶。除了將光分布到科學儀器上，它還有助于控制鏡子的對準，并使歐洲極大望遠鏡得到清晰的圖像。該鏈接采用兩個大型結構的形式，即前焦點站（PFS-A 和 PFS-B），它們高12米以上，位于極大望遠鏡巨型管結構兩側的稱為Nasmyth平臺的平臺上。其最重要的功能之一是將光分配到適當的科學儀器，然后由適當的科學儀器捕獲和分析它。儀器本身也在兩個Nasmyth平臺上，光線通過前焦站上的平面鏡分配給它們。PFS的另一個主要功能是感應星光，以在觀測時控制望遠鏡鏡的對準。PFS觀察靠近目標的恒星，稱為引導星，以檢查ELT的鏡子是否對齊，以及望遠鏡是否正確指向目標。

前焦站還擁有一個定相和診斷站（PDS），該站配備了用于在操作前和運行期間測試望遠鏡的特殊傳感器，即診斷站用于一般診斷，并確保極大望遠鏡的巨型主鏡（由798個段組成）保持理想形狀并充當一個巨大的鏡像，這一過程稱為相位。

運營

若歐洲極大望遠鏡運行，就可以開始對夜空進行科學觀測。科學觀測中心距離極大望遠鏡23公里，位于VLT所在地Cerro Paranal的運營大樓內。這里的控制室將成為活動中心。從這里開始，觀測團隊將在VLT望遠鏡觀測團隊的陪伴下控制ELT及其儀器，并由巨大的計算機陣列提供動力。這里的工作將包括對望遠鏡和儀器的持續監測和優化，將望遠鏡指向鎖定天體，以及隨后對科學數據（例如圖像和光譜）的評估。ESO工程師也將提供必要的支持，他們定期維護望遠鏡。

ESO的極大望遠鏡的另一個重要組成部分是Paranal天文臺的ELT技術設施。這個巨大的設施建在一塊6500平方米的土地上，將作為ELT組件的組裝點，以及可以集成和驗證它們的地方。

儀器

在歐洲極大望遠鏡收集、校正和穩定了來自天文物體的光線后，由儀器對其進行詳細分析。為ELT計劃使用的儀器套件包括用于捕捉圖像的相機和分光光度計，將光分散到其成分顏色中，以及其他出色的工具。這些都將使天文學家能夠以獨特的方式觀察和研究宇宙。其中四臺儀器（第一代）將在ELT技術首次亮燈時或之后不久開始運行，而另外兩臺儀器（ANDES和MOSAIC）將在稍后階段開始運行。在望遠鏡的整個生命周期中，望遠鏡上將安裝其他儀器，以更詳細地研究宇宙。

HARMONI

HARMON是通過一個由來自四個不同國家的研究機構組成的國際聯盟實現的，將被安置在極大望遠鏡的“側視”Nasmyth焦點站。作為一個高角分辨率單片光學和近紅外積分場分光光度計。它將使用帶有圖像切片器的整體場單元（IFU）將單個連續視場劃分為許多空間像素（稱為spaxels）。來自每個spaxel的信號將被饋送到光譜儀中，該光譜儀為每個spaxel生成一個頻譜。該儀器將能夠與兩種不同的自適應光學系統配合使用，以校正大氣湍流：單共軛自適應光學（SCAO）以及激光斷層掃描自適應光學（LTAO），其大部分光學和機械部件都裝在一個向上看的重力不變低溫恒溫器中，冷卻到140K左右的低溫。該望遠鏡的目標包括探測遙遠星系的物理學、研究其他星系的恒星星族等。

MICADO

MICADO將與極大望遠鏡的自適應光學模塊MORFEO合作，以實現其科學目標。該儀器將為天文學家提供多種用于不同類型成像的濾光片選擇，包括高對比度成像以及模式和單縫光譜。它將被安置在低溫恒溫器中以保持恒溫，以便它可以在近紅外波長下有效工作。MICADO能提供幾乎完整的角分平方視場和4mas像素來采樣ELT的衍射極限，并利用多共軛自適應光學器件（MCAO）提供的寬視場校正和均勻點擴散函數模塊。除了用于成像的大量寬帶和窄帶濾光片（最多30個）覆蓋波長范圍0.8-2.45μm外，MICADO還提供適用于緊湊物體的寬帶光譜模式。在單縫光譜中，MICADO通過兩次曝光（光譜分辨率在10000到20000之間）覆蓋該波長范圍。與其他早期極大望遠鏡儀器一樣，它將具有遮擋星光的日冕學能力，以便更容易看到靠近這些恒星的較暗物體（例如太陽系外行星）。MICADO和MORFEO將提供第二種自適應光學模式，即單共軛自適應光學（SCAO）。此模式適合使用日冕儀進行觀測，因為它可以在較小的視場內提供高質量圖像。由于MICADO設計用于觀察近紅外波長，因此該儀器將安裝在低溫恒溫器中，并使用液氮冷卻至80K。

MICADO將充分利用極大望遠鏡的全分辨率潛力來推進天文學的許多領域。天文學家將用它來成像遙遠星系的詳細結構，研究附近星系中的單個恒星，并使用日冕儀阻擋星光來發現和表征太陽系外行星。MICADO也將成為一個獨特的工具，用于探索引力極強的環境，例如靠近銀心的超大質量黑洞。

MORFEO

MORFEO是極大望遠鏡上關鍵的自適應光學系統之一。在望遠鏡運行的前幾年，該儀器將與近紅外相機MICADO配合使用。此外，MORFEO還被設計用于將來為第二臺儀器提供光線。為了讓科學家對恒星的位置、亮度和運動進行精確的測量，MICADO需要在大視場范圍內提供穩定且清晰的圖像，MORFEO提供的自適應光學器件將幫助其實現這一目標。?

MORFEO將使用九顆引導星（三顆自然導星和六顆人造激光導星）、最先進的波前傳感器和三個可變形鏡子來測量和校正大氣中三個不同高度的湍流。為了測量大氣湍流，MORFEO將觀察相機科學視場（MICADO）周圍的三顆自然導星，它還將使用極大望遠鏡的激光導星來達到MICADO的科學目標所需的圖像質量。大氣湍流造成的光失真將由波前傳感器測量，該傳感器使用新開發的探測器，能夠每秒以低噪聲讀取圖像數百次。MORFEO使用六個大鏡子將光線從望遠鏡的焦平面傳送到MICADO的焦平面。通過傾斜這些鏡子，可以將光束轉向MICADO或第二個客戶端儀器。自然導星的波前傳感器物理連接到MICADO，以最大限度地提高科學性能。光路中的二向色分束器將短波長（激光）光從遠紅外線分離到激光導星模塊，到達科學儀器和自然導星波前傳感器相機。

METIS

作為極大望遠鏡中紅外成像儀和分光光度計，METIS由兩個獨立的單元組成，一個用于成像儀，另一個用于光譜儀。它完全封裝在低溫恒溫器中，以保持中紅外波長下良好性能所需的穩定低溫。各波段成像設計如下：

為了實現衍射極限性能，METIS將使用單共軛自適應光學（AO）系統來補償大氣湍流。波前將在METIS內部測量，該信息將用于控制自適應極大望遠鏡的鏡子（M4和M5）。

METIS強大的分光光度計和高對比度成像儀將使天文學家能夠研究系外行星的基本物理和化學特性，例如它們的軌道參數、溫度、光度以及大氣的成分和動力學。此外，METIS還將為許多其他領域做出貢獻，包括研究太陽系天體、星周盤和恒星形成區域、褐矮星的特性、銀心、演化恒星的環境和活躍星系核。?

ANDES

作為一款功能強大的攝譜儀，ANDES是模塊化光纖饋送交叉分散中階梯光柵光譜儀，具有兩個超穩定光譜臂（可見光和近紅外），可同時提供0.4-1.8μm的光譜范圍，光譜分辨率為R~100000對于單個對象。ANDES還將包括由單共軛自適應光學（SCAO）模塊提供的IFU模式，以校正大氣中湍流的模糊效果。?ANDES將使用二向色濾光片將極大望遠鏡反射鏡發出的光分成雙波長通道。每個波長通道與多個光纖束連接，為相應的分光光度計模塊（可見光和近紅外）供電。每個光纖束對應一個觀察模式。所有光譜儀模塊均具有固定配置。它們包括一系列平行的入口狹縫，這些狹縫由線性微透鏡陣列組成，每個透鏡陣列都粘在光纖束上，其已經完成了稱為A階段的初始項目階段。?

ANDES會將天文目標發出的光分解為其所有組成波長，使天文學家能夠以高分辨率研究各種波長。該儀器收集的高分辨率數據將使天文學家能夠研究涵蓋天體物理學大部分領域甚至突破基礎物理學領域，其有可能影響人類對宇宙及其命運的理解。

MOSAIC

MOSAIC是一款多功能多目標分光光度計，將使用極大望遠鏡提供的盡可能寬的視場。它將具有三種操作模式，涵蓋同時對一百多個光源進行可見光和紅外光觀測。三種操作模式如下：

技術特點

歐洲極大望遠鏡的出色成像質量離不開其采用的先進主動和自適應光學技術，包括精確的位置驅動器、多個傳感器、變形鏡和激光導星等。主動光學系統使望遠鏡鏡面保持完美形狀和位置的系統，于1989年首次成功應用在拉西拉天文臺的ESO新技術望遠鏡（NTT）上，此后該技術一直部署在ESO的望遠鏡中。ESO和其他地方的工程師在開發ESO望遠鏡的自適應光學器件方面也取得了進步，這種技術可以補償和校正大氣湍流引起的圖像失真。ESO望遠鏡中開發的主動和自適應光學系統已經得到改進，并完全集成到歐洲極大望遠鏡的設計中，同時也融合了來自新技術望遠鏡、甚大望遠鏡和其他望遠鏡的技術和經驗。