Los telescopios modernos son reflectores, es decir, consisten de dos espejos: un espejo primario y un espejo secundario. La luz que viene del cielo llega al espejo primario y es reflejada hacia el espejo secundario y de ahi la luz es reflejada hacia un punto llamado el foco. Los telescopios se cararacterizan por el diámetro del espejo primario porque éste define la capacidad colectora del telescopio. La cantidad de luz proveniente de un objeto celeste que llega a un telescopio es proporcional al área del espejo primario. Cuando se habla, por ejemplo, de un telescopio de 2 metros quiere decir que se trata de un telescopio cuyo espejo primario tiene un diámetro de 2 metros.
Es precisamente porque la cantidad de luz que podemos recibir de un objeto celeste depende del área del telescopio que la tendencia siempre ha sido ha incrementar el tamaño de los espejos primarios. Hubo un tiempo en que los telescopios mas modernos del mundo eran de 2 metros. Posteriormente lo fueron los de 4 metros y ahora la llamada nueva generación de telescopios se refiere a telescopios de 8 a 10 metros.
Construir telescopios de gran diámetro ha representado un gran reto tecnológico pues se requiere que superficies de 8 metros de diámetro, sean prácticamente perfectas, es decir, cuyas imperfecciones sean del orden de micras (1 micra = 0.000001 metro). Asimismo el control de la estructura mecánica que soporta el espejo es muy sofisticado pues requiere mover un espejo que pesa toneladas con precisiones de micras. Ante semejante reto se desarrollaron dos enfoques principales en la tecnología de los telescopios. La primera fue la de tener un espejo de 10 metros de diámetro formado por espejos hexagonales. De esta manera se tiene un espejo segmentado donde cada uno de los espejos es de poco mas de un metro de lado a lado. La gran ventaja de este enfoque es que pulir una superficie de 1 a 2m de diámetro es mucho mas fácil que pulir una de 8 a 10 metros de diámetro. La desventaja es que los segmentos tienen que tener un control activo para que la combinación de todos forme una superficie que tenga la curvatura especificada. Lo anterior se logra con actuadores mecánicos que están en cada cara de los hexágonos y se compara la posición de ese lado con la espejo vecino. El reto de los espejos segmentados fue en gran parte el control, lo que se conoce como control activo. Asi fue el caso del telescopio Keck que desde algunos años funciona exitosamente en el Observatorio de Hawaii. Tanto el primer telescopio Keck como su réplica Keck II están a cargo de la Universidad de California, en Estados Unidos.
El enfoque alternativo fue el de tener un espejo monolítico, pero claro, nunca antes se había construído un espejo tan grande y por lo tanto no se se sabía si se podría alcanzar una precisión tan alta (0.000001 metros). El consorcio de varios países agrupados en el Observatorio Europeo Austral (ESO, por sus siglas en inglés) eligió la opción monolítica y recientemente nos enteramos que fue una decisión adecuada. Hace unas cuantas semanas el nuevo telescopio europeo, abreviado VLT por sus siglas en inglés (Very Large Telescope) vio la primera luz. Lo anterior quiere decir que culminó con éxito la operación de poner en funcionamiento el primer telescopio de 8.2 metros de diámetro via la observación directa de algún objeto en el cielo para comprobar que todo el sistema funciona. Funcionó.
Un primer análisis de la imagenes mostró el potencial excepcional del VLT. Después de sólo un mes de la instalación y de ajustes provisionales de la óptica, el funcionamiento de este telescopio gigante alcanzó y de hecho sobrepasó los objetivos de diseño, en particular en lo que se refiere a la calidad de imagen. Durante cualquier observación astronómica los telescopios tienen que moverse en dirección opuesta a la rotación de la tierra para que el telescopio siga viendo el objeto. A esta función se la llama "guiado". Las primeras exposiones del VLT mostraron que la parte mecánica y de control son también excelentes ya que durante una exposición de 10 minutos de duración el guiado del telescopio funcionó con la precisión deseada.
La resolución angular de un telescopio es la capacidad que tiene para distinguir los detalles mas finos de un objeto. Por ejemplo, un sistema formado por dos estrellas aparecerá como un sólo objeto en un sistema con baja resolución angular, mientras que en uno con mayor resolución se podrá ver que está formado por dos componentes. La resolución angular del VLT supera a la de cualquier otro telescopio que funciona en la Tierra, lo cual incluye los telescopios Keck. Asi, la combinación de un área grande y una resolución angular muy fina resultará en una sensitividad para observar fuentes puntuales, como son las estrellas, superior a la de cualquier otro telescopio funcionando en la Tierra.
El VLT es un proyecto que consiste en la construcción de cuatro telescopios de 8.2m cada uno que funcionando simutáneamente permitirán observar objetos con una resolución sin precedentes en la regiones del espectro en que son sensibles, es decir, en el visible y el infrarrojo. El VLT se encuentra en el Observatorio de Paranal en Chile.