تلسكوپ‌های اپتیکی جدید برای کاربری در سطح زمین

 تلسکوپ ، اپتیک ، تفکیک زاویه‌ای
ما در یك دوره‌ی پیشرفت سریع در كارآیی تلسكوپ‌ها به سر می‌بریم. گام‌های بزرگی در جهت افزایش تفكیك زاویه‌ای، افزایش حساسیت در همه طول موج‌ها و نیز برای استفاده مؤثرتر از تصاویر زاویه باز، برداشته می‌شود. مسائل فنی‌ای كه برای رسیدن به هدف‌های فوق باید حل شوند مسائلی بزرگ‌اند، زیرا نه تنها آینه‌هایی كه باید ساخته شوند بسیار بزرگ‌تر از آینه‌های موجودند، بلكه كیفیت تصویر مورد نیاز نیز بالاتر است. اخیراً روشن شده است كه بهترین رصدخانه‌هایی كه بر فراز كوه‌ها قرار گرفته‌اند گهگاه می‌توانند تصاویری به تیزی 3ر0 ثانیه‌ی قوس ایجاد كنند. بسیاری از تلسكوپ‌های موجود نمی‌توانند تصویری با این كیفیت تشكیل بدهند. انگیزه ساخت یك نسل جدید از تلسكوپ‌های بسیار بزرگتر، هم اهداف علمی است و هم دسترسی به قابلیت‌های جدید فنی. تفكیك زاویه‌ای در طول موج‌های بلند‌تر از 10μm همواره در اثر پراش محدود می‌شده است، بنا بر این رسیدن به تفكیك بهتر در این طول موج‌ها تنها از طریق تلسكوپ‌های بزرگتر یا ردیفی از چند تلسكوپ امكان پذیر است. این وضعیت گرما در مورد گستره طیفی مرئی یا فروسرخ نزدیك صادق نبوده است، زیرا در این گستره اعوجاج جوی جبه موج ورودی است كه تفكیك تلسكوپ‌های زمینی را محدود می‌كند. تلسكوپ فضایی هابل چنان طراحی شده بود كه به حد پراش 06ر0 ثانیه قوس مربوط به دهانه 4ر2 متری آینه خود در طول موج nm600 برسد. اكنون چنین به نظر می‌رسد كه عملاً اپتیك تطبیقی دست كم برای برخی از اجرام سماوی حتی در ناحیه مرئی طیف بتواند به تصویر برداری زمینی در حد پراش بپردازد. با تحقق این امید در سال‌های آینده، افزایش اندازه دهانه موجب افزایش تفكیك در همه طول موج‌ها خواهد شد. در طی 40 سال گذشته، افزایش حساسیت ناشی از دهانه‌های بزرگتر نبوده است، بلكه از آشكار سازهای بهتر كه حوزه حساسیت طیفی گسترده‌تری نیز دارند نتیجه شده است. كارآیی آشكارسازهای حالت جامد فعلاً 50 بار از صفحات عكاسی بیشتر است. اما رشته طولانی پیشرفت‌هایی كه در امر افزایش حساسیت در گستره طیف مرئی صورت گرفته به انتهای خود رسیده است، زیرا قطعات حالت جامد هم اكنون به كارایی كوانتومی نزدیك 100% دست یافته‌اند و نوفه خواندن آن‌ها قابل چشم پوشی است. آشكار سازهای ردیفی فروسرخ هنوز به حدود مشابه فوق نرسیده‌اند، اما پیشرفت‌هایی در راه است كه این شكاف را نیز پر خواهد كرد. بنابراین، دور جدید پیشرفت، هم در تفكیك و هم در حساسیت، مستلزم تلسكوپ‌های بزرگ‌تر یا ردیف‌هایی از چند تلسكوپ است. این امر به یك علاقه شدید جهانی نسبت به ساخت نسل جدیدی از تجهیزات زمینی بزرگ‌تر انجامیده است. برنامه‌های عمده‌ای برای ساخت تلسكوپ‌های 8 متری منفرد یا چندگانه در اروپا، ژاپن، و امریكا در دست اجراست و كشورهای دیگری نیز در حال برنامه ریزی در این زمینه هستند. باید شاهد چهار برابر شدن كل سطح جمع كننده نور قابل حصول برای منجمان باشیم و نیز آهنگ تولید سطح جدید جمع كننده نور در مقایسه با دهه‌های گذشته باید یك مرتبه بزرگی افزایش یابد.
در این مقاله به مرور مفاهیم در حال توسعه درباره به كارگیری تلسكوپ‌های بزرگ زمینی جدید خواهیم پرداخت. عمده بحث ما بر آینه‌های اولیه متمركز خواهد بود، زیرا بیشترین تلاش‌ها مربوط به آن‌هاست. هم اكنون تجهیزات عمده‌ای، از جمله تجهیزات رصدخانه‌ ما (در دانشگاه آریزونا) توسعه داده می‌شوند تا بتوان به كمك آن‌ها چنین آینه‌هایی، با ابعاد و دقت بی‌سابقه، فراهم كرد.
تحولات تكنولوژیكی اساسی در این زمینه به ساخت آینه مربوط می‌شود، زیرا اندازه، وزن، استحكام، و نسبت كانونی آینه اولیه در طراحی تلسكوپ بیشترین تأثیر را دارند. قابل توجه است كه پس از سه دهه كه تنها شاهد اصلاحات مختصر بودیم، در چند سال گذشته سه طرح بسیار متفاوت برای آینه‌های اولیه ظهور كرد. هر سه این طرح‌ها به طور جدی توسط گروه‌های مختلفی در اكناف دنیا دنبال می‌شوند. این تلاش‌ها رقابت سالمی ایجاد كرده‌اند كه امید می‌رود با ورود به قرن بیست و یكم به ابزارهایی از این‌ هم قوی‌تر بینجامد.

اهداف عملكردی

تلسكوپ‌های بصری فروسرخ زمینی در پهنه‌ای از طیف عمل می‌كنند كه توسط گذردهی جوی تعیین می‌شود و طول موج آن بین 3ر0 تا 30 میكرومتر است. برای تلسكوپ‌های بزرگ جدید، تفكیك زاویه‌ای در قسمت عمده‌ی این پهنه در اثر اعوجاج جوی محدود می‌شود و تفكیك حاصل تقریباً مستقل از طول موج است. بنابراین، معیارهای طراحی تلسكوپ كه به كیفیت تصویر مربوط می‌شوند – همچون شكل آینه، نشانه گیری، دنبال‌گری، و ویژگی‌های گرمایی – عمدتاً مستقل از طول موج‌اند و بی معنی نیست كه به تلسكوپ قابلیت‌هایی داده شود كه تمام این پهنه را بپوشاند. تمام طرح‌های بزرگ در دست اجرا ابزارهایی برای تصویر سازی و طیف نمایی در فروسرخ علاوه بر نور مرئی خواهند داشت. بسیاری از الزامات مربوط به كاركرد تلسكوپ‌های زمینی به ابهام تصویر در اثر عبور از جو مربوط می‌شود. یك مدل ریاضی خوب برای تنزل كیفیت تصویر، مبتنی بر نظریه تلاطم كلموگوروف است كه اعوجاج جبهه موج را بر حسب یك تك پارامتر توصیف می‌كند. این پارامتر غالباً طول همدوسی r_0 اختیار می‌شود. طول همدوسی فاصله میان نقاطی از دهانه است كه rms (جذر میانگین مربعی) اختلاف فاز آن‌ها تقریباً برابر π است. وقتی قطر تلسكوپ d خیلی بزرگ‌تر از r_0 باشد، تصویر لحظه‌ای كه در طول موج λ دیده می‌شود مشتمل بر نقاطی با اندازه λ⁄d است و تصویر حاصل از زمان نوردهی زیاد پهنایی به اندازه λ⁄r_0 دارد. اندازه‌گیری‌ها نشان می‌دهد كه بهترین مكان‌های رصد همگی كیفیت تصویر مشابهی دارند كه عمدتاً در اثر تلاطم‌های لایه‌های بالای جو محدود می‌شود. طول همدوسی r_0 در طول موج nm500 نوعاً cm15 است و گاهی به cm30 نیز می‌رسد. این مقادیر به تصاویری با زمان نوردهی زیاد كه پهنای آن‌ها از 67ر0 تا 33ر0 ثانیه قوس است مربوط می‌شود. طول همدوسی متناسب با λ^(6⁄5) افزایش می‌یابد، و بنابراین پهنای تصویر به آهستگی (متناسب با λ^((-1)/5) ) با افزایش طول موج كاهش می‌یابد. از آن‌جا كه اندازه تصویر محدود به پراش مستقیماً متناسب با طول موج است، در طول موج‌های به اندازه كافی بلند، پراش غالب می‌شود. یكی از انگیزه‌های ساخت تلسكوپ‌های به بزرگی 8 تا 10 متر این است كه در دریچه‌ی بسیار شفاف μm10، پراش موجب تنزل قابل توجهی در كیفیت تصویر نشود.
ابهام جوی را، كه تلسكوپ‌های زمینی به آن دچارند، علی‌الاصول می‌توان توسط اپتیك با تصحیح دینامیكی كه نام آشنای آن اپتیك تطبیقی است، رفع كرد. این تصحیح، خصوصاً در ناحیه مرئی، كار سختی است زیرا اعوجاج‌های پیچیده جبهه موج در مدت زمانی از مرتبه ms10 دچار تغییر می‌شوند و تنها معدودی از چشمه‌ها برای اندازه‌گیری خطای جبهه موج در چنین زمان كوتاهی به اندازه كافی روشن هستند. هم مقیاس فضایی و هم مقیاس زمانیی كه تصحیحات باید در آن انجام بگیرند، در طول موج‌های بلندتر متناسب با r_0 بازتر می‌شوند. سیستم‌های تطبیقی توسط منجمان اروپایی در ناحیه فروسرخ نزدیك به كار گرفته شده‌اند، و ارتش آمریكا بودجه مقدار زیادی تحقیقات سری را با هدف گسترش این تكنیك به ناحیه مرئی تأمین كرده است. بخشی از انگیزه تمایل به تلسكوپ‌های زمینی ناشی از آن است كه مشكلات فنی مربوط روز به روز كمتر می‌شوند. تصاویر محدود به پراش در ناحیه فروسرخ هم اكنون حاصل شده‌اند و احتمالاً بیش از یك دهه طول نخواهد كشید كه تصاویر مرئی نیز با این كیفیت به دست بیایند. معیار كیفیت بصری را می‌توان به سادگی چنین بیان كرد: اپتیك سیستم باید چنان خوب باشد كه بهترین جبهه موج‌های واصل را به طور چشم گیری تنزل كیفیت ندهد. خصلت اپتیكی به ساده‌ترین شكل توسط یك تابع ساختار كه اعوجاج جبهه موج را در تمام مقیاس‌های فضایی معین می‌كند، بیان می‌شود. در كوتاه‌ترین مقیاس‌های طول، معیار كیفیت كار تلسكوپ‌های نوری همانند معیار تلسكوپ‌های رادیویی می‌شود: امواج در كوتاه‌ترین طول موج‌ها باید بدون پراكندگی قابل ملاحظه بازتابیده شوند.

توسعه تلسكوپ‌ها در قرن اخیر

قرن 19 شاهد ساخت تعداد زیادی تلسكوپ بزرگ شكستی بود كه ساخت عدسی‌هایی با قطر تا یك متر را شامل می‌شد. اولین قدم در كیهان شناسی نوین، یعنی كشف دور شدن كهكشان‌ها از یكدیگر، در سال 1914 توسط وستوملوین اسلیفر با كمك تلسكوپ انكساری 6ر0 متری لوول در آریزونا برداشته شد. پیشرفت‌های بعدی تقریباً تماماً به كمك تلسكوپ‌های بازتابی به ویژه تلسكوپ 5ر2 متری هوكر در مونت ویلسون صورت گرفت. ساخت این تلسكوپ در سال 1918 كامل شد. در این‌جا بود كه ادوین هابل برای نخستین بار مقیاس فواصل كهكشانی را از طریق رصد متغیر‌های قیفاووسی برآورد كرد. موفقیت اولین تلسكوپ بازتابی مدرن در مونت ویلسون، منجر به ساخت تلسكوپ 5 متری هیل در پالومار در دهه‌های 1930 و 1940 شد. تلسكوپ‌هایی كه بعد از تلسكوپ پالومار ساخته شدند غالباً ابزارهایی 4 متری یا كوچكتر بودند. بزرگترین آن‌ها تلسكوپ 6 متری شوروی است. دوره طولانی ركود نسبی در رشد تلسكوپ تا حدودی ناشی از مشكلات فنی بود. اغلب تلسكوپ‌های بزرگ موجود در واقع نوع بزرگ شده همان طرح‌های كوچكترند. این تلسكوپ‌ها نمونه بزرگترین مقیاس ممكن برای ساخت تلسكوپ بر اساس طرح ویلیام هرشل در قرن 18 اند. در این طرح، سختی ناشی از ضخامت زیاد شیشه آینه سبب حفظ شكل آن می‌شود و فاصله كانونی زیاد آینه ناشی از محدودیت‌های هنر سازنده است. در ساخت تلسكوپ چند آینه‌ای MMT از روش جدیدی در تكنولوژی تلسكوپ استفاده شد. این تلسكوپ در اواخر دهه 1970 توسط دانشگاه آریزونا و رصد خانه اختر فیزیكی اسمیتسونی ساخته شد. تلسكوپ MMT دارای سطح جمع كننده‌ای معادل با یك تلسكوپ 5ر4 متری است. این سطح جمع كننده در تركیب نور شش آینه 8ر1 متری كه روی پایه مشتركی نصب شده‌اند حاصل می‌شود. ساختمان این تلسكوپ نه تنها سبك‌تر و ارزان‌تر از تلسكوپ‌های 4 متری معمولی است، بلكه در یك ساختمان چرخنده جمع و جورتر نیز جا می‌گیرد. ساختمان دارای فضای باز بیشتری است كه امكان می‌دهد آینه‌ها و ساختار تلسكوپ با تهویه طبیعی با هوای شبانه به تعادل گرمایی برسند. تجربیات مربوط به MMT و سایر تلسكوپ‌های 4 متری نشان داده است كه بسیاری از ابهامات تصویری كه سابقاً به جو آزاد نسبت داده می‌شد، در واقع ناشی از اثرهای گرمایی در تلسكوپ‌ها و محفظه‌های آن‌هاست. جدیدترین تلسكوپ رده 4 متر، تلسكوپ 5ر3 متری از نوع تكنولوژی جدید (NTT) مربوط به رصدخانه جنوبی اروپاست كه در آن ساختمان باز به سبك MMT و كنترل دقیق دمای داخلی موجب می‌شوند تا اعوجاج موضعی جبهه موج به حداقل برسد. این تلسكوپ همچنین با نظارت فعال سطح آینه توام با هم خط سازی اپتیكی از طریق دریافت جبهه موج و نیروهای قابل تنظیم در پایه‌ها، می‌تواند به بهترین كیفیت تصویر در بین تلسكوپ‌های موجود برسد. در اولین مشاهداتی كه با NTT در بهترین شرایط جوی صورت گرفت، تصاویری با كیفیت قابل توجه به دست آمد: پهنای كامل 33ر0 ثانیه قوس در نیمه ماكزیمم. مقایسه قابلیت‌های تلسكوپ‌های جدید زمینی با قابلیت‌های تلسكوپ فضایی هابل اجتناب ناپذیر است. تنها تلسكوپ‌های فضایی قادرند در ناحیه فرابنفش كار كنند. این تلسكوپ‌ها این مزیت را هم دارند كه زمینه روشن خطوط نشری جو در طول موج μm2 -1، مزاحم كارشان نمی‌شود. تلسكوپ‌های زمینی بزرگ‌تر قادر خواهند بود تصاویر محدود به پراش در طول موج‌های بلندتر از μm10 تشكیل بدهند و در مشاهداتی كه تفكیك طیفی آن‌ها در اثر تعداد فوتون‌ها محدود می‌شود، برتری خواهند داشت. در طول موج‌های مرئی رصدهای زمینی و فضایی مكمل یكدیگرند. حتی در آن زمان با ابزارهای جدید، تصاویر محدود به پراش در تلسكوپ فضایی هابل ایجاد شوند و اپتیك تطبیقی چنین تصاویری را برای تلسكوپ‌های زمینی فراهم كند. تلسكوپ فضایی قادر خواهد بود تصاویر تیزی در یك میدان 6ر2 دقیقه قوسی تشكیل بدهد و نقش پراشی با دقت و پایداری لازم برای تباین بالا را فراهم كند. توان جمع آوری برخی از تلسكوپ‌های زمینی دست كم یك مرتبه بزرگی از تلسكوپ فضایی بیشتر است، و تفكیك آن‌ها نیز با كمك اپتیك تطبیقی بیشتر خواهد شد. ولی بسیار دشوار خواهد بود كه تصحیحات تطبیقی را در ناحیه مرئی در میدانی بیش از چند ثانیه قوس انجام بدهیم برای مشاهداتی از قبیل مساحی آسمان كه در آن‌ها نیازی به تصاویر محدود به پراش نیست، تلسكوپ‌های زمینی میدان دیدی تا یك درجه خواهند داشت و این یعنی كه آن‌ها ابزارهایی با توان منحصر به فرد برای مساحی آسمان خواهند بود.

تكنولوژی آینه

آینه‌ها به این علت از شیشه ساخته می‌شوند كه این ماده از نظر ابعادی و شیمیایی ثبات قابل توجهی دارد. آینه‌های فلزی از زمان اختراعشان توسط نیوتون و در طی قرن نوزدهم مورد استفاده قرار می‌گرفتند و در این دوره با طرح‌های شكستنی رقابت می‌كردند. این آینه‌ها به علت خوردگی و تغییر شكل به دفعات نیاز به صیقل مجدد داشتند. جستوس فون لیبیگ در دهه 1950 روشی برای رسوب دادن یك لایه نازك نقره بر روی شیشه از طریق شیمیایی كشف كرد و این امر نهایتاً امكان ادغام بازتابندگی بالای فلز را به اثبات و صیقل پذیری شیشه فراهم ساخت. آینه‌های 5ر1 متری و 5ر2 متری مونت ویلسون از شیشه آهك سود دار ساخته شده‌اند كه ضریب انبساط (α) برای آن‌ها تقریباً 〖10〗^(-5) k^(-1) است. بنابراین تغییر دمای K1 یا بیشتر سبب تغییر قابل توجهی در شكل آن‌ها می‌شود. طراحان آینه 5 متری پالومار برای حل این مسئله ابتدا تجربیاتی با كوارتز مذاب (كه ∝ برای آن 7×〖10〗^(-7) k^(-1) است) انجام دادند و بالاخره موفق شدند با استفاده از نوع تغییر یافته‌ای از پیركس، قطعه شیشه لازم را با ضریب انبساط 2.8×〖10〗^(-6) k^(-1) تولید كنند. پیركس شیشه‌ای است كه در ابتدای قرن اخیر توسط كرنینگ برای ساخت ظروف مورد استفاده در اجاق‌ها و آزمایش‌گاه‌ها ابداع شده تعداد دیگری مواد جدید برای استفاده به عنوان شیشه آینه در دهه‌های 1960 و 1970 ظاهر شد. سرامیك‌های شیشه‌ای از جمله این موادند. در این مواد كه زرودورشوت نوعی از آن است، از طریق ادغام یك فاز شیشه‌ای كه دارای ضریب انبساط مثبت است با یك فاز بلوری یا سرامیكی كه دارای ضریب انبساط منفی است، ضریب انبساط گرمایی تا یك سطح قابل چشم پوشی پایین آورده می‌شود. بعداً كرنینگ سیلسیم ذوب شده ULE را ساخت كه در آینه اولیه تلسكوپ فضایی هابل به كار رفته است. ضریب انبساط ULE از طریق آلایش تیتانیم دیوكسید در سیلسیم ذوب شده تا نزدیك صفر كاهش یافته است. اغلب تلسكوپ‌های 4 متری امروزه از یكی از این مواد جدید استفاده می‌كنند. تلسكوپ‌های رده 4 متر – به جز MMT و NTT – دارای آینه‌های اولیه جامد و محكمی به ضخامت تقریباً نیم مترند. دو عامل سبب می‌شود كه نتوانیم چنین طرحی را در قطرهای 8 متر یا بیشتر اجرا كنیم. اولی وزن آینه است. یك آینه 4 متری كه به اندازه كافی سخت باشد تا بتواند شكل خود را حفظ كند، در صورتی كه نگه دارنده آن نسبتاً ساده باشد در حدود 15 تن وزن خواهد داشت. وزن یك آینه 8 متری با چنین خصوصیاتی به 120 تن خواهد رسید و زیر فشار وزن خود چهار برابر آینه 4 متری شكم خواهد داد، فكر این كه نگه دارنده آن پیچیده‌تر و مفصل‌تر باشد.
دومین عامل محدود كننده اندازه آینه، اینرسی گرمایی است. با اینكه استفاده از مواد كم انبساط به طور مؤثری تغییر شكل آینه در اثر تغییر دما را حذف می‌كند، اما مسئله جریان‌های همرفتی هوا به علت تفاوت دمای شیشه و هوای اطراف كماكان به قوت خود باقی می‌ماند. این جریان‌ها، همانند تلاطم در جو آزاد، جبهه موج ورودی را دچار اعوجاج می‌كنند. اندازه این تأثیرات به جزئیات همرفتی بستگی دارد، اما مقدار تقریبی آن 3ر0 ثانیه قوس ابهام در تصویر به ازای هر یك درجه اختلاف دمای شیشه و هوای مجاور است. آینه‌های رده 4 متر قدیمی‌تر دارای ثابت زمانی گرمایی چند ساعت بودند و به‌ ندرت با هوای مجاور به تعادل گرمایی می‌رسیدند. این مسئله برای آینه‌های بزرگ 8 متری سنگین به مراتب حادتر است و غالباً كیفیت تصویر را تا یك ثانیه قوس یا بیشتر پایین می‌آورد. مواجه با چنین مسائلی در بزرگ سازی طرح‌های رده 4 متر برای آینه‌ها، منجمان و مهندسان را اخیراً به ارائه سه جایگزین برای ساخت زیر لایه‌های شیشه آینه وا داشته است. یك روش، ساخت یك آینه به صورت مجموعه‌ای از چند آینه كوچك‌تر است كه همگی به‌دقت با یكدیگر تنظیم شده‌اند به طوری كه مانند یك آینه واحد متمركز می‌كنند. هر آینه كوچك می‌تواند نازك‌تر و سبك‌تر از جزء مشابه خود در یك آینه بزرگ و یك پارچه باشد. بنابراین آینه چند جزئی دارای جرم و اینرسی گرمایی بسیار كمتری خواهد بود. اما چنین طرحی پیچیدگی بیشتری هم دارد، زیرا در آن به یك سیستم تنظیم خودكار با دقت اپتیكی نیاز است. تلسكوپ كك نخستین نمونه از تكنولوژی آینه چند جزئی است. جایگزین دیگر برای آینه‌های سخت و ضخیم سنتی، آینه سخت نازك است كه وقتی در همه نقاط دارای ضخامت یكسان باشد به آن هلالی گفته می‌شود. آینه‌های سنتی تلسكوپ دارای نسبت قطر به ضخامت 6 به 1 یا 8 به 1 هستند. این نسبت موجب می‌شود كه آینه در مقابل نیروی ثقل، هنگامی كه به چند نقطه محدود تكیه داشته باشد، شكل دقیق خود را حفظ كند. در طرح‌های هلالی با نسبت قطر به ضخامت 40 به 1 یا بیشتر، این استحكام كلی فدای وزن كم می‌شود. در این صورت استحكام به سیستم نگه دارنده با نظارت فعال بستگی خواهد داشت. این سیستم نظارت متشكل از چند صد نگه دارنده فعال است كه در پشت آینه خش شده‌اند و اثر نیروهای جاذبه و باد توسط آن‌ها خنثی می‌شود. تكنولوژی هلالی در تلسكوپ بسیار بزرگ رصد خانه جنوبی اروپا و در تلسكوپ بزرگ ملی ژاپن دنبال می‌شود. جایگزین سوم این است كه با تو خالی ساختن آینه، آن را سبك‌تر كنیم. درست به همان گونه كه تیر آهن I شكل، كارآترین شكل برای رسیدن به استحكام در عناصر خطی را دارد، ساختارهای مختلفی به صورت ساندویچ بیشترین نسبت سختی به وزن را برای سطوح دو بعدی نظیر آینه‌ها فراهم می كنند. گروه ما در دستگاه اریزونا روشی برای ریختن آینه‌های كندویی بزرگ به صورت ساندویچ از شیشه بوروسیلیكات ابداع كرده است. تغییر شكل این آینه‌ها تحت اثر نیروی جاذبه مشابه یك قطعه شیشه‌ای توپر در همان ابعاد است، در حالی كه قطعه كندویی كمتر از یك چهارم قطعه توپر وزن دارد. یك فایده جنبی پر ارزش ساختار كندویی این است كه قطعات نازك شیشه‌ای آن می‌توانند به سرعت با هوای اطراف به تعادل گرمایی برسند. از این آینه‌ها در سه پروژه مشترك برای دانشگاه‌های آمریكا و رصد خانه‌های خصوصی و خارجی استفاده خواهد شد و به احتمال زیاد در تلسكوپ‌های 8 متری امریكا – انگلیس – كانادا نیز همین آینه‌ها به كار خواهند رفت. طرح‌های جدید تلسكوپ علاوه بر نوع آینه اصلی از چند لحاظ دیگر نیز با تلسكوپ‌های موجود فرق می‌كنند. یكی از اثر بخش‌ترین تغییرات نسبت به طرح‌های قدیمی، تحول به سمت فاصله‌های كانونی كوتاه‌تر است. در تمام تلسكوپ‌های موجود نسبت كانونی آینه اولیه (یعنی عدد f آن كه عبارت است از نسبت فاصله كانونی به قطر) نسبتاً زیاد و در حدود 5ر2 تا 5 است. از این‌چنین آینه‌هایی كه اصطلاحاً كند نامیده می‌شوند، به این علت استفاده می‌شود كه ساخت سطوح غیر كروی سهمی وار (تند) با نسبت كانونی كم كار دشواری است. اما هر چه قطر دهانه تلسكوپ بیشتر شود، نیاز به حداقل كردن طول كلی تلسكوپ از طریق به كار گیری یك آینه اولیه تندتر بیشتر خواهد بود. یك دلیل آن صرفاً اقتصادی است: محفظه‌ای به قطر 60 متر تقریباً هشت برابر محفظه‌ای به قطر 30 متر هزینه بر می‌دارد. علاوه بر این، تلسكوپ‌های كوتاه كارایی بیشتری را ارائه می‌دهند، به ویژه از لحاظ دنبال‌گری پایدار و دقیق منابع آسمانی زمانی كه بادهایی با سرعت 5 تا m⁄s 10 مزاحم كار تلسكوپ شوند. این مزیت‌ها سبب شده است كه گروه‌های طراحی تلسكوپ‌های رده 8 متر، نسبت كانونی 2 یا كمتر – حتی به تندی 14ر1 برای پروژه كلمبوس – را اختیار كنند.
برای آینه‌های اولیه شلجمی یا نزدیك به شلجمی، میزان انحراف از نزدیك‌ترین سطح كروی، متناسب با قطر و به طور معكوس متناسب با مكعب نسبت كانونی افزایش می‌یابد. در حالی كه یك شلجمی 8 متری f⁄3 حداكثر μm72 از نزدیك‌ترین سطح كروی انحراف می‌یابد. یك آینه f⁄1 با همان قطر تقریباً 2 میلی‌متر انحراف خواهد داشت كه با استانداردهای اپتیكی مقدار بسیار بزرگی است. عدسی تراش‌ها ترجیح می‌دهند كه ابزارهای صیقل دهنده بزرگ و سخت را كه قدرت صاف كنندگی زیادی دارند اختیار كنند، اما این گونه ابزارها تمایل بسیار زیادی به كروی كردن سطوح دارند. سطوح بسیار غیر كروی نیاز به روش دیگری دارند. از جمله فنون دیگر عبارت‌اند از: استفاده از ابزارهای كوچك كه انحراف از كرویت آن‌ها از چند میكرون تجاوز نمی‌كند، ابزارهای قابل انعطاف كه خود را با شكل سطح تطبیق می‌دهند، نظارت فعال بر شكل سطح ابزار یا شیشه، نظارت افعال بر توزیع فشار بر روی ابزار، و برداشتن كنترل شده شیشه به وسیله پرتوهای یونی.

تلسكوپ كك

از میان پروژه‌های جدید برای ساخت تلسكوپ‌های بزرگ، تنها تلسكوپ 10 متری كك كه یك ابزار با آینه چند تكه‌ای است و محل آن نزدیك قله مائوناكی در هاوایی است – از مرحله طرح به مرحله ساخت رسیده و یك چهارم آینه اولیه‌اش در جای خود قرار داده شده است. در پاییز 1369 نخستین تصاویر توسط آن به دست آمد. آینه تلسكوپ كك متشكل از 36 قطعه شش ضلعی است كه به طور مستقل نگه داشته می‌شوند تا روی هم رفته یك آینه اولیه هذلولی با قطر 10 متر و نسبت كانونی f/1.75 را تشكیل بدهند. از میان بسیاری از وجوه خلاقانه و نوآورانه این تلسكوپ، بارزتر از همه ساخت و تنظیم فعال 36 قطعه آینه اولیه و آینه ثانوی 4ر1 متری است. هر قطعه شش ضلعی زرودور 8ر1 متر قطر و 75 میلی‌متر ضخامت دارد. سبكی و سختی این قطعات به اندازه‌ای است كه روی یك نگه‌دارنده غیر فعال شكل خود را حفظ می‌كنند. متشكل بودن آینه اولیه از تعداد زیادی قطعه كوچك، نیاز به ساخت، حمل و نگه‌داری یك قطعه غول پیكر شیشه‌ای را منتفی می‌سازد. اما از آن‌جا كه قطعات تشكیل دهنده نه تنها غیر كروی هستند (به اندازه μm200 از قله تا عمق) بلكه تقارن محوری نیز ندارند، ساخت آن‌ها كاری بسیار دشوار است. جری نلسون كه دانشمند مسؤول پروژه است با همكارانش در دهه 1970 شروع به تدوین تكنیكی كردند كه به كمك آن بتوان صیقل دادن این سطوح پیچیده را به‌ گونه ساده‌تری انجام داد. هر قطعه كه در ابتدا یك قرص دایره‌ای است، در حال صیقل به صورت الاستیك خم داده می‌شود تا سطح اپتیكی مطلوب به صورت كروی درآید. صیقل دادن این سطح كروی به شیوه متداول است. پس از صیقل، قطعه را رها می‌كنند تا به وضعیت قبل از خم شدن برگردد و به این ترتیب شكل غیر كروی لازم حاصل شود. پیشرفت اصلی در توسعه فن صیقل دادن تحت تنش، زمانی حاصل شد كه نلسون دریافت شكل دادن آینه با دقت اپتیكی را می‌توان از طریق اعمال نیرو و گشتاور نیروی لازم به لبه یك قرص كروی (همواره با فشار با تغییرات خطی در پشت قرص) انجام داد. علت این امر آن است كه مدهای خمشی لازم، بسامد فضایی كمی دارند. این فن جدید كه برای نخستین بار در رصد خانه ملی كیت‌پیك و بعداً برای تولید در شركت سیستم‌های اپتیكی ایتك و آزمایش‌گاه‌های تینسلی به كار گرفته شد، صیقل سریع قطعات را با دقت nm250 امكان پذیر ساخت، دقتی كه تقریباً یك مرتبه بزرگی بهتر از هدف مورد نظر است. صیقل بیشتر آینه تحت تنش ارزشی نخواهد داشت، زیرا هنگام بریدن قرص‌های دایره‌ای به صورت قطعات شش ضلعی، خطایی به همین اندازه در شكل آینه ایجاد می‌شود. این عمل تنش‌ها را در سطوح بریده شده حذف می‌كند و موجب تاب برداشتن قطعه می شود، صیقل آینه تحت تنش را نمی‌توان روی قرص‌های بریده شده انجام داد، زیرا روش اعمال نیرو و گشتاور به لبه تنها برای قرص‌های دایره‌ای قابل اجراست.
برای تصحیح این خطاها و تاب قطعات بریده شده، دانشمندان كك قطعات را دوباره به كمك مجموعه‌ای از فنرهای مكانیكی كه در سیستم نگه‌دارنده هر قطعه تعبیه شده‌اند به شكل صحیح آن بر می‌گردانند. در مورد 9 قطعه‌ای كه برای مشاهدات اولیه نصب شده‌اند، صیقل تحت تنش به انضمام فنرهای تصحیح كننده، سطحی با دقت 20 تا nm40 (خطای rms) به وجود آوردند. چنین دقتی كیفیت تصویر تك تك قطعات را تا یك ضریب دو به هدف 24ر0 ثانیه قوس برای 80% نور ورودی می‌رساند. یكی از قطعات با استفاده از امكانات شكل دهی توسط پرتو یونی مؤسسه كداك دوباره شكل داده شده و قبل از اعمال فنرهای تصحیح كننده، دقت آن به nm90 رسانده شده است. این موفقیت ثابت می‌كند كه روش فوق وسیله‌ای امیدوار كننده برای تحقق كلیه مشخصات لازم است. تنظیم محور قطعات در ابتدا توسط نور ستاره‌ها انجام می‌گیرد و سپس توسط احساسگرهای خازنی كه به طور دائم جابه‌جایی محور هر قطعه نسبت به همسایه‌هایش را با دقت چند نانومتر اندازه می‌گیرد، حفظ می‌شود. یك ریز پردازنده از این جابه‌جایی‌ها كه مجموعاً 168 اندازه‌گیری است استفاده می‌كند و به كمك آن‌ها موضع سه عمل كننده نگهدارنده هر قطعه را تنظیم می‌كند و به كمك آن‌ها موضع سه عمل كننده نگه‌دارنده هر قطعه را تنظیم می‌كند. عملكرد این سیستم كنترل لبه‌ها به گونه‌ای است كه گویی قطعه را از لبه‌هایش لولا كرده باشیم. اثر لولا كردن قطعه‌های شش ضلعی، تثبیت شكل كلی آینه خواهد بود. از این اصل برای حفظ شكل آینه در مقابل تغییر شكل‌های اسكلت فلزی نگه‌دارنده استفاده می‌شود. نهایتاض ثبات شكل از طریق مقاومت هر یك از قطعات در مقابل خمش معین می‌شود. نمونه‌های دیگر تكنولوژی آینه چند قطعه‌ای برای به كار گیری در تلسكوپ مساحی طیفی و پروژه تلسكوپ بزرگ آلمان در نظر گرفته شده‌اند. دانشگاه تگزاس و دانشگاه ایالتی پنسیلوانیا در حال برنامه ریزی برای پروژه مساحی طیفی هستند. در این تلسكوپ از 85 قطعه كروی برای تشكیل یك آینه اولیه 9 متری كروی استفاده می‌شود. تارهای نوری، نور را از تصحیح كننده‌های متحرك كه در صفحه كانونی قرار گرفته‌اند به یك طیف نگار ثابت منتقل می‌كنند. طرح تلسكوپ بزرگ آلمان، شامل استفاده از 4 الی 13 قطعه بزرگ برای تشكیل یك آینه اولیه 12 متری است.

تلسكوپ‌هایی كه آینه نازك هلالی دارند

در دو پروژه از آینه‌های نازك هلالی ساخته شده از مواد انبساط استفاده خواهد شد. تلسكوپ بسیار بزرگ (VLT) متعلق به ESO ، در واقع ردیفی از 4 تلسكوپ 2ر8 متری خواهد بود كه هر یك را می‌توان به طور مستقل یا به صورتی تركیبی در حالی كه كانون همه روی یك آشكار ساز مشترك تنظیم شده باشد، به كار گرفت. امكانات تداخل سنجی نیز برای VLT در نظر گرفته شده است، كه در آن‌ها مدوله‌گرهای طول مسیر اپتیكی سبب همدوسی چهار دسته پرتو مربوط به چهار آینه خواهند شد. این VLT بر روی كوه سرو پارانال در آند شیلی بنا خواهد شد. پروژه هلالی دوم، تلسكوپ بزرگ ملی ژاپن است كه 5ر7 متر قطر دارد و بر روی موئوناكی بنا خواهد شد.
قطعه شیشه‌های آینه زرودور برای VLT در یك قالب مقعر چرخنده ریخته خواهند شد. این قالب‌ها در تأسیساتی است كه اخیراً توسط شوت در آلمان ساخته شده است. اولین قطعه از این چهار قطعه قرار است در سال 1993 تحویل شود. صیقل كاری آینه‌ها توسط شركت فرانسوی REOSC انجام خواهد گرفت. با توجه به نسبت كانونی این آینه كه 8ر1 است، صیقل آینه‌ها احتمالاً نیاز به تكنولوژی اساساً چدیدی نخواهد داشت. با توجه به اینكه هر یك از آینه‌های VLT تنها 175 میلی‌متر ضخامت و 23 تن وزن دارد، در نگه داشتن آن‌ها به چند صد تكیه‌گاه نیاز خواهد بود و نیروی وارد در هر یك از تكیه‌گاه‌ها باید به طور فعال و بسیار دقیق نظارت شود. سیستم نگهدارنده فعال باید انبساط گرمایی ساختار تلسكوپ را كه به آرامی تغییر می‌كند، تغییرات سریع‌تر ولی قابل پیش‌بینی در بارهای گرانشی بر اثر حركت دنبال‌گری تلسكوپ، و تغییرات بسیار سریع و غیر قابل پیش بینی در نیروی باد را جبران كند. برای رسیدن به دقت مورد نیاز جذر میانگین مربعی nm100 در سطح تصویر، جبهه موج بازتابیده مربوط به یك ستاره دیده بانی می‌شود و برای تنظیم سیستم نگه‌دارنده به كار می‌رود.
سیستم نگه‌دارنده محوری آینه VLT از دو مرحله تشكیل خواهد شد: یك سیستم هیدرولیك غیر فعال كه وزن آینه را روی تقریباً 450 نقطه تقسیم می‌كند، و یك مجموعه از عمل كننده‌های الكترومكانیكی فعال كه نیروی آن‌ها به نیروی سیستم غیر فعال در هر نقطه اضافه می‌شود. تعداد عمل كننده‌ها با تقسیم نیروی هر یك از آن‌ها بر روی سه نقطه نگه‌دارنده كاهش خواهد یافت. سیستم نگه‌دارنده جانبی كه در زمان دور بودن جهت تلسكوپ از سمت‌الرأس نیرو را تقریباً به موازات سطح آینه وارد می‌سازد، یك سیستم غیر فعال هیدرولیكی خواهد بود كه نیروها را در امتداد لبه خارجی آینه تقسیم می‌كند. اگر به واسطه نگه دارنده‌های محوری فعال نبود، آینه انعطاف پذیر كه تنها در لبه‌هایش نگه‌دارنده‌های جانبی دارد، به هنگام تنظیم تلسكوپ بر روی نقطه‌ای دور از سمت الرأس به شدت تغییر شكل می‌داد. مؤلفه فعال نگه‌دارنده‌های محوری به صورت تابعی از فاصله تا سمت الرأس تنظیم می‌شوند تا این تغییر شكل را جبران كنند.
منجمان ESO در نظر دارند از آینه نسبتاً انعطاف پذیر و سیستم نگه‌دارنده مفصل آن به نفع خود استفاده كنند، همان طور كه در تلسكوپ تكنولوژی نو NTT كه در واقع نمونه اولیه پروژه VLT محسوب می‌شود، استفاده كرده‌اند. از عمل كننده‌هایی كه برای توازن دینامیك نیروهای باد و وزن مورد نیازند می‌توان برای القای تغییر شكل ساكن آینه جهت جبران خطاهای صیقل كاری و آزمون استفاده كرد. در اولین نورگیری مشخص شد كه تلسكوپ NTT یك خطای شكل μm4 نظیر خطای تلسكوپ فضایی هابل (و احتمالاً با همان علت) دارد. خطای شكل NTT با دقت زیادی توسط عمل كننده‌های فعال محوری سیستم نگه‌دارنده برطرف شد. یك راه برای توسعه این ترفند تغییر طرح اپتیكی تلسكوپ در حین كار است. در حالی كه اپتیك VLT برای كانون‌های ثانوی در f⁄15 به عنوان سیستم‌های ریچی چرتین (كه در آن‌ها آینه اصلی شكل هذلولی دارد) طراحی شده است، برای استفاده در كانون‌های دیگر به عنوان سیستم‌های كاسگرین كلاسیك طراحی مجدد خواهد شد. تغییر μm20 لازم در شكل آینه با به كارگیری عمل كننده‌های فعال انجام خواهد گرفت. طرح آینه هلالی JNLT، (تلسكوپ بزرگ ملی ژاپن) در مقایسه با طرح VLT، محافظه كارانه‌تر است. JNLT با آینه اصلی f⁄2 خود، در میان تلسكوپ‌های جدید كندترین تلسكوپ است. با این همه از تلسكوپ‌های رده 4 متر موجود سریع‌تر است. آینه 5ر7 متری آن 200میلی‌متر ضخامت خواهد داشت كه سبب می‌شود تقریباً 30% نسبت به آینه‌های VLT در مقابل تغییر شكل‌های ناشی از وزن خود مقاوم‌تر باشد. با این همه برای نگه‌داری این آینه از 264 عمل كننده استفاده خواهد شد. هر یك از این عمل كننده‌ها نیروهای فعال محوری خالص وارد می‌كنند و نیروهای غیر فعال جانبی نیز به همین نقاط وارد می‌شوند. سوراخ‌هایی كه در داخل آینه ایجاد شده‌اند امكان وارد كردن نیروها به صفحه میانی آن را فراهم می‌آورند، و نتیجه‌اش این می‌شود كه نیروهای جانبی تغییر شكل ایجاد نكنند یا این تغییر شكل ناچیز باشد. برای حفظ دقت لازم در سطح آینه‌های نازك هلالی، نیروهای محوری باید با دقتی كنترل شوند كه اندازه‌گیری آن‌ها به وسیله سلول‌های بار موجود در بازار امكان‌پذیر نیست. هم گروه‌های اروپایی و هم گروه‌های ژاپنی احساس‌گرهایی ساخته‌اند كه نیرو را مبنای اندازه‌گیری بسامد ارتعاش یك عنصر تحت تنش با دقت نسبی بهتر از 〖10〗^(-4) اندازه‌گیری می‌كنند.

تلسكوپ‌های آینه كندویی

در تعدادی از پروژه‌های ساخت تلسكوپ‌های بزرگ از آینه‌های كندویی ساندویچی كه فعلاً در دانشگاه آریزونا ریخته می‌شوند استفاده می‌شود. بزرگترین این‌ها كه قطرش 4ر8 متر و نسبت كانونی‌اش 14ر1/f است، تلسكوپ آینه دوقلوی پروژه كلمبوس خواهد بود. این تلسكوپ بزرگ‌ترین تلسكوپ دوقلوی نصب شده بر روی پایه واحد خواهد بود. سطح جمع كننده نور آن معادل دهانه پر یك آینه 8ر11 متری خواهد بود و به لطف مردمك كشیده‌اش تفكیك زاویه‌ای زیادی خواهد داشت. از یك انتها تا انتهای دیگر این تلسكوپ 23 متر فاصله است. محل نصب تلسكوپ كلمبوس، كوه گراهام است كه با ارتفاع 3200 متر بلندترین كوه جزیره‌ای در صحرای سونوران در آریزونا محسوب می‌شود. هر یك از آینه‌های كندویی به صورت یك تكه، در قالبی پیچیده ساخته شده‌اند و ساختاری میان تهی با نسبت قطر به ضخامت 8 یا 10 به 1 دارند. ساختار آینه شامل یك صفحه جلویی به ضخامت 28 میلی‌متر و یك صفحه پشتی به ضخامت 25 میلی‌متر است كه به وسیله تسمه‌های 11 میلی‌متری در یك زمینه شش ضلعی 200 میلی‌متری از هم جدا شده‌اند. قالب گیری در یك اجاق چرخنده انجام می‌شود. چرخش اجاق باعث می‌شود كه سطح جلویی قرص آینه با دقت یك میلی‌متر شكل سهموی لازم را پیدا كند. با اینكه این چنین سطحی به اندازه چهار مرتبه بزرگی فاقد دقت اپتیكی مورد نظر است، ولی به كارگیری اجاق چرخنده، نیاز به سایش 20تن شیشه را (كه هر تن آن 30000 دلار هزینه بر می‌دارد) منتفی می‌كند و همچنین زمان باز پخت را از بیش از یك سال به دو ماه كاهش می‌‌دهد. آینه‌های آریزونا از شیشه بوروسیلیكات 6E (شبیه پیركس) كه توسط اوهارا در ژاپن ساخته شده ریخته شده‌اند. این شیشه در دمایی نسبتاً پایین ذوب می‌شود و در دمای 1200 درجه سانتی‌گراد چسبندگی (ویسكوزیته) آن به 〖10〗^5 پواز می‌رسد. در همین دماست كه می‌توان آن را درون قالب كندویی ساندویچ گونه ریخت. با اینكه سرامیك‌های شیشه‌ای انبساط گرمایی كمتری از بوروسیلیكات‌ها دارند، اما آن‌ها را تنها به اشكال توپر می‌توان قالب‌گیری كرد. نامزد دیگر كه سیلیكای ذوب شده است، حالت مایع ندارد و تنها از طریق به هم چسباندن به طریق اتصال هم‌جوشی می‌توان آن را به صورت ساختارهای سبك شكل داد، یعنی با همان روشی كه برای آینه تلسكوپ فضایی هابل به كار گرفته شد. البته راه دیگری هم برای این كار وجود دارد و آن خالی كردن یك قطعه توپر است هر یك از این دو روش به میزان غیر قابل قبولی برای آینه‌های رده 8 متر هزینه در بر دارند. بزرگ‌ترین آینه‌های كندویی 4ر8 متر قطر و 14 تن وزن خواهند داشت. این آینه‌ها در لبه 850 میلی‌متر ضخامت خواهند داشت ولی حجم كلی شیشه به كار رفته در آن‌ها معادل با آینه هلالی به ضخامت 100 میلی‌متر خواهد بود. انحراف شكل این آینه‌ها در اثر باد و نیروی وزن تنها 1/7 تا 1/10 انحراف در آینه هلالی معادل است. نسبت بهبود یافته سختی به وزن در آینه اولیه عموماً به ساختار تلسكوپ نیز منتقل می‌شود، زیرا این ساختار آینه سبك‌تری را حمل می‌كند.
تاكنون سه آینه به قطر 5ر3 متر در آزمایشگاه آینه رصد خانه استوارد ریخته شده، و كوره این آزمایشگاه اخیراً تا ظرفیت كامل خود یعنی 4ر8 متر توسعه داده شده است. اولین آینه بزرگی كه ریخته‌گری آن برای پاییز 1370 (1991) برنامه‌ریزی شده، یك آینه 5ر6 متری است كه قرار است جایگزین شش آینه 8ر1 متری MMT شود. این پروژه تبدیل، سطح جمع كننده تلسكوپ را به بیش از دو برابر می‌رساند در حالی كه تأثیر ناچیزی بر روی ساختار یا محفظه آن خواهد داشت. این پیشرفت از طریق انتخاب یك فاصله كانونی كوتاه برای تلسكوپ جدید امكان‌پذیر خواهد بود، به گونه‌ای كه بتوان آن را در همان ساختمان چرخنده‌ای كه اكنون شش آینه را در خود جا داده است قرار داد. این MMT جدید 25ر1/f است و بنابراین تنها نیاز به توسعه‌ای اندك در ساختمان جدید (همراه با نام جدیدی برای تلسكوپ) خواهد داشت. بعد از ریختن آینه 5ر6 متری، تعدادی آینه 8 تا 4ر8 متری در فواصل 9 الی 12 ماه ریخته خواهد شد. در پروژه ماژلان یك آینه 8 متری 2ر1/f به كار خواهد رفت و تلسكوپ بر روی كوه لاس كامپاناس در شیلی نصب خواهد شد. علاوه بر پروژه‌های كلمبوس و ماژلان رصد خانه‌های ملی نجوم بصری در نظر دارند دو تلسكوپ 8 متری با استفاده از آینه‌های كندویی 8ر1/f، یكی بر روی مائوناكی و دیگری بر روی سرو تلولو، در شیلی بر پا كنند. انتخاب آینه های اولیه بسیار سریع برای اغلب پروژه‌های كندویی بر اساس كاركرد اپتیكی و مكانیكی آن‌ها، چنان كه توضیح داده شد، صورت می‌گیرد. روش جدیدی برای صیقل دادن آینه‌هایی كه شدیداً خارج از شكل كروی هستند در حال تدوین شدن است. یك ابزار صیقل كاری كه تنش آن به طور فعال كنترل می‌شود به نام صیقل تنش‌دار همراه با حركت از یك طرف آینه به طرف دیگر، به طور پیوسته شكل سطح آینه را تغییر می‌دهد و همواره بر آن قسمت از منحنی غیر كروی كه با آن تماس دارد منطبق است. روش صیقل تنش‌دار مبتنی بر همان اصول مكانیكی است كه در روش صیقل آینه تنش‌دار مورد استفاده قرار می‌گیرد. خمش قرص صیقل دهنده اساساً به همان طریقی انجام می‌شود كه در خمش قطعات كك اعمال شده است، اما نیروهای وارد بر لبه كه به ابزار تحت تنش وارد می‌شوند دائماً به وسیله كامپیوتر تغییر داده می‌شوند تا ابزار بتواند بر همه سطح آینه حركت كند. از ابزارهای صیقل تنش‌دار فعلاً برای شكل دادن به دو آینه استفاده می‌شود: آینه اولیه 8ر1 متری 0ر1/f مربوط به تلسكوپ تكنولوژی – پیشرفته واتیكان و آینه شلجمی 5ر3 متری 5ر1/f تلسكوپ نیروی هوایی آمریكا. این دو آینه تا ژانویه 1991 با دقتی بهتر از nm400 جذر میانگین مربعی شكل داده شده بودند. در آینه‌های كندویی بوروسیلیكات، دمای شیشه به طور فعال كنترل خواهد شد تا اختلاف دمای داخل آینه و نیز تفاوت دما نسبت به هوای بیرون به كمترین مقدار ممكن برسد. ضریب انبساط گرمایی بوروسیلیكات (2.9×〖10〗^(-6) k^(-1)) بر خلاف آینه‌های شیشه – سرامیك قابل چشم پوشی نیست. اختلافات دما در داخل آینه (∆T) ایجاد كرنش و نتیجتاً خطایی در شیب سطح از مرتبه ∝∆T می‌كند. برای آنكه چنین خطایی پایین‌تر از تقریباً 06ر0 ثانیه قوس نگه داشته شود، لازم است ∆T از K1ر0 بیشتر نشود ساختار باز آینه‌های كندویی مكانیسم ساده‌ای برای رسیدن به كنترل گرمایی لازم فراهم می‌آورد. هوایی كه دمای آن كنترل شده است از طریق سوراخ‌هایی در صفحه پشتی به درون هر یك از سلول‌های شش ضلعی دمیده می‌شود. یكی از فواید جنبی این سیستم تهویه و ساختار سبك این است كه ثابت زمانی گرمایی آینه به 40 دقیقه كاهش می‌یابد. این امر تضمین می‌كند كه در بسیاری از شرایط رصد تفاوت دمای آینه با دمای محیط از K2ر0 بیشتر نشود و بنابراین هم‌رفتی بر روی سطح آینه سبب پایین آمدن كیفیت تصویر به میزان قابل توجه نخواهد شد.

برنامه‌های آینده

فراتر از انجام پروژه‌هایی كه در این مقاله به شرح آن‌ها پرداخته شد، علاقه و توجه زیادی به افزایش تفكیك زاویه‌ای از طریق اپتیك تطبیقی و تداخل سنجی وجود دارد. اپتیك تطبیقی زمانی بیشترین فایده را دارد كه برای تصحیح دهانه‌های بسیار بزرگ به كار برود. اگر عناصر یك آینه بزرگ چند تكه، كوچك – یعنی در حدود 20 سانتی‌متر – بودند، به كمك آن‌ها می‌شد جبهه موج جوی را تصحیح كرد. یكی از ما طرحی برای یك تلسكوپ 23 متری با یك آینه اولیه كروی از این نوع ارائه داده است.
در حالی كه یك ردیف ثابت تداخل سنجشی از آینه‌ها كه دارای خط پایه B است، اطلاعاتی از یك ساختار با دقت زاویه‌ای λ⁄B را فراهم می‌آورد، تصاویر حقیقی نیازمند نمونه برداری از صفحه مردمك‌اند و این عملاً تنها به وسیله تلسكوپ‌های متحرك مقدور است. ESO برنامه‌هایی برای چهار تلسكوپ متحرك رده 2 متر تدارك دیده است تا به كمك آن‌ها توان تداخل سنجی VLT تقویت شود. تحولات دیگری نیز در برنامه ریزی‌های طولانی مدت ESO در نظر است كه از جمله آن‌ها می‌توان خط پایه‌هایی به طول یك كیلومتر و طول موج عملیاتی μm1 را نام برد.
علاوه بر توسعه تلسكوپ‌های زمینی كه شرح آن گذشت، علاقه روزافزونی نیز به قرار دادن تلسكوپ‌هایی به قطر 10 الی 16 متر در مدار زمین یا بر سطح ماه وجود دارد. تحقق چنین پروژه بلند پروازانه‌ای احتمالاً 20 الی 30 سال به طول خواهد انجامید و 5 الی 10 میلیارد دلار هزینه خواهد برداشت – با این همه شروع چنین كاری می‌تواند با توجه به تجربه تلسكوپ فضایی هابل و همچنین با تكیه بر تجربه نسلی از تلسكوپ‌های زمینی 8 الی 16 متری، بر پایه‌های فنی محكمی استوار باشد.