En la actualidad, los telescopios con los espejos más grandes del mundo superan los 8 metros de diámetro. Ellos son los siguientes: Gemini, dos telescopios de 8,2 metros, uno en Hawai y otro en Chile; Subaru, telescopio japonés de 8,4 metros ubicado en Hawai; VLT, un conjunto de cuatro telescopios de 8,2 metros situado en los Andes Chilenos; y el LBT, una especie de "súper binocular", aún en construcción, con dos espejos de 8,4 metros en el Observatorio de Monte Graham, en Estados Unidos.

En el VLT (very large telescope), los telescopios podrán utilizarse de forma independiente, pero en principio han sido diseñados para que funcionen totalmente sincronizados, a fin de combinar en modo interferométrico la luz captada por los cuatro y la de cuatro telescopios auxiliares de 1.8 m. Una vez que esté totalmente operando (aún faltan tres de los telescopios auxiliares), el arreglo tendrá una resolución angular muy alta, equivalente a la de un único telescopio con un diámetro igual a la distancia máxima entre ellos (200 m). Tal resolución angular será del orden de milisegundos de arco, que corresponde casi a la resolución necesaria para ver un astronauta en la Luna. Por cierto, los nombres de los telescopios son ANTU, KUEYEN, MELIPAL y YEPUN, palabras en Mapuche, dialecto indígena del sur de Chile, para El Sol, La Luna, La Cruz del Sur y Venus.

La técnica será la misma que se empleará en el LBT (large binocular telescope), donde sus dos espejos primarios comparten la misma montura. Este telescopio aún se encuentra en la última etapa de su construcción.

Sin embargo, dado el gran tamaño de estos espejos monolíticos, se ha dejado de lado la idea de hacer que los espejos sean extremadamente rígidos y, por el contrario, se han adoptado diseños que prefieren los espejos delgados. Esto tiene dos ventajas: la primera es el relativamente bajo peso del espejo y la segunda es el hecho de poder deformar el espejo, dentro de ciertos límites.

Esto último, a su vez, permite corregir de manera dinámica las deformaciones del espejo, tanto las que surgen de origen en su manufactura, como las que producen la acción de la gravedad y los cambios de temperatura. La rama de la óptica que se dedica a corregir este tipo de deformaciones se llama óptica activa.

Además, ya desde la década de los 70 se había concluido que los efectos atmosféricos eran los que limitaban la calidad de la imágenes astronómicas (al efecto de la turbulencia atmosférica se le conoce como “seeing”). De hecho, se encontró que no eran tanto los efectos atmosféricos lejanos en las capas altas de la atmósfera sino los efectos locales, es decir, las corrientes de aire cercanas a los edificios y los flujos de aire caliente en el interior de los mismos. Así, el diseño de estos telescopios ya incluye aspectos como el uso de ventiladores especiales, aire acondicionado para el día, enfriado de pisos, eliminación de fuentes de calor, etc., lo que ha logrado reducir sustancialmente el “seeing”.

Para disminuir los efectos atmosféricos residuales, ha nacido la óptica adaptativa, que ha permitido obtener en estos telescopios imágenes de gran nitidez, muy aproximadas a las obtenidas en el espacio.

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