เลเซอร์ที่ใช้ในระบบปรับแก้ภาพแบบปรับได้ (adaptive optics ) มันจะกระตุ้นอะตอมโซเดียมในชั้นบรรยากาศและสร้างดาวนำทางด้วยเลเซอร์ขึ้นมา

การปรับปรุงYepun (UT4) ด้วย "Adaptive Optics Facility" ในปี 2555 ^{[ 7 ]}

กล้องโทรทัศน์หน่วยกำลังอยู่ระหว่างการตรวจสอบ^{[ 8 ]}

กล้องโทรทรรศน์อวกาศยูที (UTs) ติดตั้งอุปกรณ์มากมายที่ช่วยให้สามารถทำการสังเกตการณ์ได้ตั้งแต่ช่วงใกล้อัลตราไวโอเลตไปจนถึงช่วงอินฟราเรดกลาง (กล่าวคือ ครอบคลุมช่วงความยาวคลื่นแสงส่วนใหญ่ที่สามารถเข้าถึงได้จากพื้นผิวโลก ) ด้วยเทคนิคที่หลากหลาย รวมถึงสเปกโทรสโกปีความละเอียดสูงสเปกโทรสโกปีหลายวัตถุการถ่ายภาพ และการถ่ายภาพความละเอียดสูง โดยเฉพาะอย่างยิ่ง กล้องโทรทรรศน์อวกาศวิกตอเรีย (VLT) มี ระบบ ปรับแสงแบบปรับได้ หลายระบบ ซึ่งช่วยแก้ไขผลกระทบจากความปั่นป่วนของบรรยากาศ ทำให้ได้ภาพที่คมชัดเกือบเท่ากับว่ากล้องโทรทรรศน์อยู่ในอวกาศ ในช่วงอินฟราเรดใกล้ ภาพจากระบบปรับแสงแบบปรับได้ของ VLT มีความคมชัดกว่ากล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล ถึงสามเท่า และความละเอียดของสเปกโทรสโกปีก็ดีกว่าฮับเบิลหลายเท่า กล้องโทรทรรศน์อวกาศวิกตอเรีย (VLTs) มีชื่อเสียงในด้านประสิทธิภาพการสังเกตการณ์และระบบอัตโนมัติในระดับสูง

กระจกหลักของกล้องโทรทรรศน์ UT มีเส้นผ่านศูนย์กลาง8.2 เมตร (26.9 ฟุต) แต่ในทางปฏิบัติ รูรับแสงของกล้องโทรทรรศน์จะถูกกำหนดโดยกระจกรอง ทำให้เส้นผ่านศูนย์กลางที่ใช้งานได้ลดลงเหลือ 8.0 เมตร (26.2 ฟุต)ที่จุดโฟกัส Nasmythและ8.1 เมตร (26.6 ฟุต)ที่ จุด โฟกัสCassegrain ^{[ 9 ]}   

กล้องโทรทรรศน์ขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 8.2 เมตรนั้นตั้งอยู่ในอาคารขนาดกะทัดรัดที่ควบคุมอุณหภูมิได้ ซึ่งหมุนไปพร้อมกับกล้องโทรทรรศน์ การออกแบบนี้ช่วยลดผลกระทบที่ไม่พึงประสงค์ต่อสภาพการสังเกตการณ์ เช่น ความปั่นป่วนของอากาศในท่อกล้องโทรทรรศน์ ซึ่งอาจเกิดขึ้นได้เนื่องจากการเปลี่ยนแปลงของอุณหภูมิและการไหลของลม^{[ 4 ]}

บทบาทหลักของกล้องโทรทรรศน์ VLT หลักคือการทำงานเสมือนกล้องโทรทรรศน์อิสระ 4 ตัว การแทรกสอด (การรวมแสงจากกล้องโทรทรรศน์หลายตัว) ถูกใช้ประมาณ 20 เปอร์เซ็นต์ของเวลาสำหรับความละเอียดสูงมากบนวัตถุที่สว่าง เช่น บนดาวเบเทลจูส โหมดนี้ช่วยให้นักดาราศาสตร์สามารถมองเห็นรายละเอียดได้ละเอียดกว่าการใช้กล้องโทรทรรศน์แต่ละตัวถึง 25 เท่า ลำแสงจะถูกรวมเข้าด้วยกันในVLTIโดยใช้ระบบกระจกที่ซับซ้อนในอุโมงค์ ซึ่งเส้นทางของแสงจะต้องเท่ากันโดยมีความแตกต่างน้อยกว่า 1  ไมโครเมตรตลอดเส้นทางแสงหนึ่งร้อยเมตร ด้วยความแม่นยำเช่นนี้ VLTI สามารถสร้างภาพขึ้นใหม่ด้วยความละเอียดเชิงมุมระดับมิลลิอาร์กวินาที (ไม่กี่สิบนาโนเรเดียน) ^{[ 1 ]}

ชื่อที่ชาวมาปูเชใช้เรียกกล้องโทรทรรศน์ประจำหน่วย

เป็นเวลานานแล้วที่ ESO มีความตั้งใจที่จะตั้งชื่อ "ที่แท้จริง" ให้กับกล้องโทรทรรศน์ VLT Unit ทั้งสี่ตัว เพื่อแทนที่ชื่อทางเทคนิคเดิมคือ UT1 ถึง UT4 ในเดือนมีนาคม ปี 1999 ในช่วงพิธีเปิดกล้องโทรทรรศน์ Paranal ได้มีการเลือกชื่อที่มีความหมายของวัตถุบนท้องฟ้าสี่ชื่อใน ภาษา มาปูเชซึ่งเป็นชนพื้นเมืองที่อาศัยอยู่ทางตอนใต้ของซานติอาโก ประเทศชิลีเป็นส่วนใหญ่

ในเรื่องนี้มีการจัดการประกวดเรียงความสำหรับนักเรียนในเขตที่ 2 ของชิลี ซึ่งมีเมืองอันโตฟาแกสต้าเป็นเมืองหลวง โดยให้นักเรียนเขียนเกี่ยวกับความหมายของชื่อเหล่านี้ การประกวดครั้งนี้มีผู้ส่งผลงานเข้าร่วมเป็นจำนวนมาก โดยส่วนใหญ่เป็นผลงานที่เกี่ยวข้องกับมรดกทางวัฒนธรรมของประเทศเจ้าภาพของ ESO

บทความที่ชนะเลิศส่งโดย Jorssy Albanez Castilla อายุ 17 ปี จาก Chuquicamata ใกล้เมืองCalamaเธอได้รับรางวัลเป็นกล้องโทรทรรศน์สมัครเล่นระหว่างพิธีเปิดเว็บไซต์ Paranal ^{[ 11 ]}

กล้องโทรทรรศน์หน่วยที่ 1–4 เป็นที่รู้จักกันในชื่อAntu (ดวงอาทิตย์), Kueyen (ดวงจันทร์), Melipal ( กางเขนใต้ ) และYepun (ดาวประจำยามเย็น) ตามลำดับ^{[ 12 ]}เดิมทีมีความสับสนว่าYepunหมายถึงดาวศุกร์ซึ่งเป็นดาวประจำยามเย็นจริงหรือไม่ เนื่องจากพจนานุกรมภาษาสเปน-มาปูเช่จากช่วงปี 1940 แปลYepun ผิด เป็น "ซิริอุส" ^{[ 13 ]}

แม้ว่ากล้องโทรทรรศน์ Unit Telescope ขนาด 8.2 เมตรทั้งสี่ตัวจะสามารถรวมกันเป็นVLTIได้ แต่เวลาในการสังเกตการณ์ส่วนใหญ่จะใช้ไปกับการสังเกตการณ์แบบเดี่ยวๆ และใช้สำหรับ การสังเกตการณ์ แบบอินเตอร์เฟอโรเมตริกในจำนวนคืนที่จำกัดในแต่ละปี อย่างไรก็ตาม กล้องโทรทรรศน์ AT ขนาดเล็กกว่า 1.8 เมตรทั้งสี่ตัวพร้อมใช้งานและจัดไว้สำหรับการสังเกตการณ์แบบอินเตอร์เฟอโรเมตริกโดยเฉพาะ ทำให้ VLTI สามารถทำงานได้ทุกคืน^{[ 4 ]}

ส่วนบนสุดของ AT แต่ละตัวเป็นโครงสร้างทรงกลมที่ทำจากชิ้นส่วนสามชิ้นสองชุด ซึ่งสามารถเปิดและปิดได้ หน้าที่ของมันคือการปกป้องกล้องโทรทรรศน์ขนาด 1.8 เมตรที่บอบบางจากสภาพแวดล้อมในทะเลทราย โครงสร้างนี้ได้รับการรองรับโดยส่วนตัวขนส่งรูปทรงกล่อง ซึ่งประกอบด้วยตู้เก็บอุปกรณ์อิเล็กทรอนิกส์ ระบบระบายความร้อนด้วยของเหลว หน่วยปรับอากาศ แหล่งจ่ายไฟ และอื่นๆ ในระหว่างการสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์ โครงสร้างและส่วนตัวขนส่งจะถูกแยกออกจากกล้องโทรทรรศน์ทางกลไก เพื่อให้แน่ใจว่าการสั่นสะเทือนจะไม่ส่งผลกระทบต่อข้อมูลที่รวบรวมได้^{[ 1 ]}

ส่วนขนส่งจะวิ่งบนราง ทำให้สามารถเคลื่อนย้าย AT ไปยังตำแหน่งสังเกตการณ์ที่แตกต่างกันได้ 30 แห่ง เนื่องจาก VLTI ทำงานคล้ายกับกล้องโทรทรรศน์เดี่ยวที่มีขนาดใหญ่เท่ากับกลุ่มกล้องโทรทรรศน์ที่รวมกัน การเปลี่ยนตำแหน่งของ AT หมายความว่า VLTI สามารถปรับให้เข้ากับความต้องการของโครงการสังเกตการณ์ได้^{[ 1 ]}ลักษณะที่สามารถปรับเปลี่ยนได้ของ VLTI คล้ายกับของVery Large Array

กล้องโทรทรรศน์แต่ละหน่วยเป็น กล้องโทรทรรศน์แบบ Ritchey-Chretien Cassegrain ที่มีกระจกหลัก Zerodur ขนาด 8.2 เมตร หนัก 22 ตันมีความยาวโฟกัส 14.4 เมตร และกระจกรองแบบเบริลเลียมน้ำหนักเบาขนาด 1.1 เมตร กระจกที่สามแบบแบนจะเบี่ยงเบนแสงไปยังเครื่องมือสองชิ้นที่ จุดโฟกัส Nasmyth f/15 ทั้งสองด้าน โดยมีความยาวโฟกัสของระบบ 120  เมตร^{[ 28 ]}หรือกระจกที่สามจะเอียงไปด้านข้างเพื่อให้แสงผ่านรูตรงกลางของกระจกหลักไปยังเครื่องมือชิ้นที่สามที่จุดโฟกัส Cassegrain ซึ่งช่วยให้สามารถสลับระหว่างเครื่องมือทั้งสามชิ้นได้ภายในห้านาที เพื่อให้ตรงกับสภาพการสังเกตการณ์ กระจกเพิ่มเติมสามารถส่งแสงผ่านอุโมงค์ไปยังตัวรวมลำแสง VLTI ตรงกลางได้ มุมมองภาพสูงสุด (ที่จุดโฟกัส Nasmyth) มี เส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 27 อาร์คมินิต ซึ่งเล็กกว่าดวงจันทร์เต็มดวงเล็กน้อย แม้ว่าเครื่องมือส่วนใหญ่จะมองเห็นมุมมองภาพที่แคบกว่าก็ตาม

กล้องโทรทรรศน์แต่ละตัวมี ฐานยึด แบบอัลต์-อะซิมุธที่มีมวลรวมประมาณ 350  ตัน และใช้ระบบออปติกแบบแอคทีฟที่มีตัวรองรับ 150 ตัวที่ด้านหลังของกระจกหลักเพื่อควบคุมรูปร่างของ กระจกบาง (หนา 177 มม.) ด้วยคอมพิวเตอร์^{[ 29 ]}

แผนภาพแสดงอุปกรณ์ต่างๆ ที่ VLT

SPHEREเป็นเครื่องถ่ายภาพดาวเคราะห์นอกระบบ^{[ 30 ]}

KMOS บน Antuของ VLT (UT1) ในเวลาแรกในปี 2012 ^{[ 31 ]}

เครื่องมือAMBERก่อนการติดตั้งที่ VLTI ในปี 2546

MUSEติดตั้งบน VLT Yepun (UT4)

VIMOS (Visible Multi Object Spectrograph) ที่สถานี Melipal (UT3)

เครื่องสเปกโตรกราฟ X-shooter ปี 2009

สเปกโทรแกรม UVES (UT2)

แรงโน้มถ่วง ( อินเตอร์เฟอโรเมตร )

FORS-1 ที่โฟกัสของแคสซีเกรน (UT2)

โครงการเครื่องมือ VLT เป็นโครงการที่มีความทะเยอทะยานมากที่สุดเท่าที่เคยมีการวางแผนสำหรับหอดูดาวแห่งเดียว ประกอบด้วยเครื่องถ่ายภาพสนามขนาดใหญ่ กล้องและสเปกโตรกราฟที่แก้ไขด้วยระบบปรับแก้ภาพแบบปรับได้ รวมถึงสเปกโตรกราฟความละเอียดสูงและ สเปกโตรกราฟ หลายวัตถุและครอบคลุมช่วงสเปกตรัมกว้าง ตั้งแต่รังสีอัลตราไวโอเลตลึก (300  นาโนเมตร) ไปจนถึงรังสีอินฟราเรดกลาง (24  ไมโครเมตร) ^{[ 1 ]}

นอกจากนี้ ปัจจุบันห้องปฏิบัติการ VLTI ยังติดตั้ง GRAVITY และ MATISSE พร้อมกับ ESPRESSO ที่ส่งข้อมูลผ่านใยแก้วนำแสง (ไม่ใช่แบบอินเตอร์เฟอโรเมตริก)

แอมเบอร์ (VLTI)

เครื่องมือรวมลำแสงหลายลำทางดาราศาสตร์นี้รวมกล้องโทรทรรศน์สามตัวของ VLT เข้าด้วยกันในเวลาเดียวกัน โดยกระจายแสงในสเปกโตรกราฟเพื่อวิเคราะห์องค์ประกอบและรูปร่างของวัตถุที่สังเกต AMBER ถือเป็น "เครื่องมืออินเตอร์เฟอโรเมตริกที่มีประสิทธิภาพมากที่สุดเท่าที่เคยมีมา" ^{[ 33 ]}แต่ปัจจุบันได้ถูกปลดประจำการแล้ว^{[ 34 ]}

CRIRES และ CRIRES+

เครื่องสเปกโทรกราฟอินฟราเรดแบบเอเชลล์ที่อุณหภูมิต่ำมาก (Cryogenic infrared echelle spectrograph) เป็น เครื่องสเปกโทร กราฟ แบบเอเชลล์ที่ใช้ระบบ ปรับแก้ทางแสง (Adaptive Optics Assisted Spectrograph) ให้ความละเอียดสูงถึง 100,000 ในช่วงคลื่นอินฟราเรดตั้งแต่ 1 ถึง 5  ไมโครเมตร

ตั้งแต่ปี 2014 ถึง 2020 CRIRES+ ได้รับการปรับปรุงครั้งใหญ่เพื่อให้สามารถตรวจวัดคลื่นความยาวพร้อมกันได้มากขึ้นถึงสิบเท่า มี การเปลี่ยนมาใช้ชุดตรวจจับแบบใหม่คืออาร์เรย์ระนาบโฟกัสของตัวตรวจจับ Hawaii 2RG จำนวน 3 ตัว ที่มีความยาวคลื่นตัดที่ 5.3 ไมโครเมตร นอกจากนี้ยังมีการเพิ่มหน่วยสเปกโทรโพลาไรเมตริกใหม่ และปรับปรุงระบบการสอบเทียบ หนึ่งในวัตถุประสงค์ทางวิทยาศาสตร์ของ CRIRES+ คือการ ศึกษา คลื่นแสง ขณะ ดาวเคราะห์โคจรผ่านหน้า ซึ่งปัจจุบันเป็นเพียงวิธีการเดียวที่เราสามารถศึกษา ชั้นบรรยากาศ ของดาวเคราะห์นอกระบบได้ ดาวเคราะห์ที่โคจรผ่านหน้าหน้ามักจะเป็นดาวเคราะห์ที่อยู่ใกล้ดาวฤกษ์มาก มีอุณหภูมิสูง และแผ่รังสีแสงส่วนใหญ่ในย่านอินฟราเรด (IR)ยิ่งไปกว่านั้น ย่านอินฟราเรดเป็นย่านสเปกตรัมที่คาดว่าจะพบเส้นสเปกตรัมของ ก๊าซ โมเลกุลเช่นคาร์บอนมอนอกไซด์ (CO)แอมโมเนีย(NH₃ และมีเทน(CH₄ เป็นต้นในชั้นบรรยากาศของ ดาวเคราะห์ นอก ระบบ ช่วงความยาวคลื่นที่สำคัญนี้ครอบคลุมโดย CRIRES+ ซึ่งจะช่วยให้สามารถติดตามเส้นดูดกลืน หลายเส้น พร้อมกันได้^{[ 35 ]}

อีริส

เครื่องมือสร้างภาพและสเปกโทรกราฟความละเอียดสูงรุ่นใหม่ล่าสุดของกล้องโทรทรรศน์อวกาศแวนไดค์ (VLT) เริ่มใช้งานทางวิทยาศาสตร์ในปี 2023 ประกอบด้วยเครื่องมือสร้างภาพอินฟราเรดใกล้ (พร้อมตัวเลือกโคโรนากราฟ) และสเปกโทรกราฟแบบอินทิกรัลฟิลด์ที่ใช้ระบบปรับแสงอัตโนมัติ เครื่องมือนี้เข้ามาแทนที่เครื่องมือ NACO และ SINFONI รุ่นเดิมด้วยความสามารถที่ได้รับการปรับปรุงให้ดีขึ้น

เอสเพรสโซ

สเปกโทรกราฟเอเชลสำหรับดาวเคราะห์นอกระบบที่เป็นหินและการสังเกตสเปกโทรสโกปีที่เสถียร เป็นสเปกโทรกราฟเอเชลความละเอียดสูงที่ป้อนด้วยไฟเบอร์และกระจายแสงแบบไขว้สำหรับช่วงความยาวคลื่นที่มองเห็นได้ สามารถทำงานในโหมด 1-UT (โดยใช้กล้องโทรทรรศน์หนึ่งในสี่ตัว) และในโหมด 4-UT (โดยใช้ทั้งสี่ตัว) สำหรับการค้นหาดาวเคราะห์นอกระบบที่เป็นหินในเขตที่อยู่อาศัยได้ของดาวฤกษ์แม่ คุณสมบัติหลักคือความเสถียรของสเปกโทรสโกปีและความแม่นยำของความเร็วเชิงรัศมี ข้อกำหนดคือต้องถึง 10  ซม./วินาที แต่เป้าหมายที่ตั้งไว้คือการได้รับระดับความแม่นยำเพียงไม่กี่ซม./วินาที ESPRESSO ได้รับการติดตั้งและเริ่มใช้งานที่ VLT ในปี 2017–2018 ^{[ 36 ] [ 37 ]}

เปลวไฟ

สเปกโตรกราฟอาร์เรย์ขนาดใหญ่แบบหลายองค์ประกอบไฟเบอร์เป็นหน่วยป้อนไฟเบอร์แบบหลายวัตถุสำหรับ UVES และ GIRAFFE ซึ่ง GIRAFFE ช่วยให้สามารถศึกษาดาวแต่ละดวงหลายร้อยดวงในกาแล็กซีใกล้เคียงได้พร้อมกันที่ความละเอียดสเปกตรัมปานกลางในช่วงที่มองเห็นได้^{[ 38 ]}

ฟอร์ส1/ฟอร์ส2

ตัวลดระยะโฟกัสและสเปกโตรกราฟการกระจายแสงต่ำเป็นกล้องแสงที่มองเห็นได้และสเปกโตรกราฟ หลายวัตถุ ที่มีมุมมองภาพ 6.8  อาร์คมินิต FORS2 เป็นเวอร์ชันที่ได้รับการอัปเกรดจาก FORS1 และรวมความสามารถในการทำสเปกโตรกราฟหลายวัตถุเพิ่มเติม FORS1 ถูกปลดระวางในปี 2009 เพื่อเปิดทางให้ X-SHOOTER; FORS2 ยังคงใช้งานอยู่จนถึงปี 2021 ^{[ 39 ]}

แรงโน้มถ่วง (VLTI)

GRAVITY เป็นเครื่องมืออินฟราเรดใกล้ (NIR) ที่ใช้ระบบปรับแสงอัตโนมัติช่วยในการวัดตำแหน่งดาวในมุมแคบด้วยความแม่นยำระดับไมโครอาร์คเซคอนด์ และการสร้างภาพอ้างอิงเฟสแบบอินเตอร์เฟอโรเมตริกของวัตถุท้องฟ้าที่จาง เครื่องมือนี้รวมแสง NIR ที่รวบรวมโดยกล้องโทรทรรศน์สี่ตัวที่ VLTI เข้าด้วยกันแบบอินเตอร์เฟอโรเมตริก^{[ 40 ]}

ฮอว์ค-ไอ

เครื่องถ่ายภาพ K-band ความละเอียดสูงแบบมุมกว้างเป็นเครื่องถ่ายภาพอินฟราเรดใกล้ที่มีมุมมองค่อนข้างกว้าง ประมาณ 8x8 อาร์คมินิต^{[ 41 ] [ 42 ]}

ไอแซค

เครื่องสเปกโทรเมตรอินฟราเรดและกล้องอาร์เรย์เป็นเครื่องถ่ายภาพและสเปกโทรกราฟอินฟราเรดใกล้ ซึ่งใช้งานได้สำเร็จตั้งแต่ปี 2000 ถึง 2013 จากนั้นจึงถูกปลดระวางเพื่อเปิดทางให้ SPHERE เนื่องจากความสามารถส่วนใหญ่ของเครื่องดังกล่าวสามารถทำได้โดย HAWK-I หรือ KMOS รุ่นใหม่กว่าแล้ว

เคเอ็มโอเอส

KMOS (K-band Multi Object Spectrograph) ^{[ 43 ]}เป็นสเปกโตรมิเตอร์อินฟราเรดใกล้แบบไครโอเจนิกหลายวัตถุ สังเกตวัตถุ 24 ชิ้นพร้อมกัน โดยมีวัตถุประสงค์หลักเพื่อการศึกษากาแล็กซีที่อยู่ไกลออกไป

มาติสส์ (VLTI)

การทดลองสเปกโตรสโกปีอินฟราเรดช่วงกลางแบบหลายช่องรับแสงเป็นสเปกโตรอินเตอร์เฟอโรเมตรอินฟราเรดของVLT-Interferometerซึ่งอาจรวมลำแสงของกล้องโทรทัศน์หลักทั้งสี่ตัว (UTs) และกล้องโทรทัศน์เสริมทั้งสี่ตัว (ATs) เครื่องมือนี้ใช้สำหรับการสร้างภาพขึ้นใหม่ หลังจากการพัฒนามา 12 ปี ก็ได้ใช้งานครั้งแรกที่กล้องโทรทัศน์ในปารานัลในเดือนมีนาคม พ.ศ. 2561 ^{[ 44 ] [ 45 ] [ 46 ]}

MIDI (VLTI)

MIDI เป็นเครื่องมือที่รวมกล้องโทรทรรศน์สองตัวของ VLT ในช่วงอินฟราเรดกลาง โดยกระจายแสงในสเปกโตรกราฟเพื่อวิเคราะห์องค์ประกอบของฝุ่นและรูปร่างของวัตถุที่สังเกต MIDI เป็นเครื่องมืออินเตอร์เฟอโรเมตริกที่มีประสิทธิภาพมากเป็นอันดับสอง (ถูกแซงหน้าโดยAMBERเมื่อไม่นานมานี้) MIDI ถูกปลดประจำการในเดือนมีนาคม 2015 เพื่อเตรียม VLTI สำหรับการมาถึงของ GRAVITY และ MATISSE ^{[ 47 ]}

มิวส์

MUSE เป็นเครื่องสำรวจสเปกโตรสโกปีแบบ "3 มิติ" ขนาดใหญ่ ซึ่งจะให้สเปกตรัมที่มองเห็นได้อย่างสมบูรณ์ของวัตถุทั้งหมดที่อยู่ใน "ลำแสงแคบ" ผ่านจักรวาล^{[ 48 ]}

นาโค

NAOS-CONICA (NAOS หมายถึง ระบบปรับแสงแบบปรับได้ของ Nasmyth และ CONICA หมายถึง กล้องอินฟราเรดใกล้ของ Coude) เป็นสิ่ง อำนวยความสะดวกด้าน ระบบปรับแสงแบบปรับได้ซึ่งสร้างภาพอินฟราเรดที่คมชัดราวกับถ่ายในอวกาศ และรวมถึงความสามารถด้านสเปกโทรสโกปี โพลาไรเมตริก และโคโรนากราฟ^{[ 49 ]}

ผู้บุกเบิก (VLTI)

เป็นเครื่องมือที่ใช้รวมแสงจากกล้องโทรทรรศน์ขนาด 8 เมตรทั้งหมด ทำให้สามารถเก็บรายละเอียดได้ละเอียดกว่าที่สามารถมองเห็นได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์ UT เพียงตัวเดียวถึง 16 เท่า^{[ 50 ]}

ซินโฟนี

สเปกโตรกราฟสำหรับการสังเกตการณ์สนามแบบบูรณาการในย่านอินฟราเรดใกล้) เป็นสเปกโตรกราฟสนามแบบบูรณาการความละเอียดปานกลางในย่านอินฟราเรดใกล้ (1 ถึง 2.5  ไมโครเมตร) ที่ป้อนโดยโมดูลออปติกปรับได้ ดำเนินการตั้งแต่ปี 2003 จากนั้นปลดระวางในเดือนมิถุนายน 2019 เพื่อเปิดพื้นที่สำหรับ ERIS ในอนาคต^{[ 51 ]}

ทรงกลม

การวิจัยดาวเคราะห์นอกระบบด้วยสเปกโตรโพลาไรเมตริกที่มีความคมชัดสูง ระบบปรับแสงแบบความคมชัดสูงที่อุทิศให้กับการค้นพบและศึกษาดาวเคราะห์นอกระบบ^{[ 52 ] [ 53 ]}

อัลตร้าแคม

ULTRACAM เป็นเครื่องมือสำหรับผู้มาเยือนสำหรับการวัดแสงความเร็วสูงพิเศษของวัตถุที่เปลี่ยนแปลงได้ ULTRACAM ให้การวัดแสงแบบออปติคอลพร้อมกันสามแถบ^{[ 54 ]}

ยูวีเอส

สเปกโทรกราฟเอเชลล์อัลตราไวโอเลตและแสงที่มองเห็นได้เป็น สเปกโทรกราฟเอเชลล์ความละเอียดสูงสำหรับแสงอัลตราไวโอเลตและแสงที่มองเห็นได้^{[ 55 ]}

ไวโมส

สเปกโตรกแบบหลายวัตถุที่มองเห็นได้ให้ภาพและสเปกตรัมที่มองเห็นได้ของกาแล็กซีมากถึง 1,000 กาแล็กซีในคราวเดียวใน ขอบเขตการมองเห็น 14 × 14 อาร์คมิน โดยส่วนใหญ่ใช้สำหรับการสำรวจเรดชิฟต์ขนาดใหญ่หลายครั้งของกาแล็กซีที่อยู่ไกลออกไป รวมถึง VVDS, zCOSMOS และ VIPERS มันถูกปลดระวางในปี 2018 เพื่อเปิดพื้นที่สำหรับการกลับมาของ CRIRES+ ^{[ 51 ]}

วินชี่ (วีแอลทีไอ)

VINCI เป็นเครื่องมือทดสอบที่รวมกล้องโทรทรรศน์สองตัวของ VLT เข้าด้วยกัน เป็นเครื่องมือแรกของ VLTI และปัจจุบันไม่ได้ใช้งานแล้ว^{[ 56 ]}

วิซีร์

สเปกโตรมิเตอร์และเครื่องสร้างภาพ VLT สำหรับช่วงอินฟราเรดกลางให้การสร้างภาพและสเปกโตรสโคปีแบบจำกัดการเลี้ยวเบนที่ความละเอียดหลากหลายในช่วงคลื่นอินฟราเรดกลาง (MIR) 10 และ 20 ไมโครเมตร VISIR เป็นที่ตั้งของการสาธิตวิทยาศาสตร์ NEAR ซึ่ง NEAR คือดาวเคราะห์ดวงใหม่ในบริเวณอัลฟาเซนทอรี^{[ 57 ]}

เอ็กซ์ชูตเตอร์

X-Shooter เป็นเครื่องมือรุ่นที่สองเครื่องแรกที่ใช้งานมาตั้งแต่ปี 2009 ^{[ 58 ]}เป็นสเปกโตรมิเตอร์แบบวัตถุเดี่ยวที่มีช่วงความถี่กว้างมาก [UV ถึงอินฟราเรดใกล้] ซึ่งออกแบบมาเพื่อสำรวจคุณสมบัติของแหล่งกำเนิดที่หายาก ผิดปกติ หรือไม่สามารถระบุได้

ใน โหมดการทำงาน แบบอินเตอร์เฟอโรเมตริกแสงจากกล้องโทรทรรศน์จะสะท้อนจากกระจกและส่งผ่านอุโมงค์ไปยังห้องปฏิบัติการรวมลำแสงส่วนกลาง ในปี 2001 ระหว่างการทดสอบระบบ VLTI ประสบความสำเร็จในการวัดเส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมของดาวแคระแดงสี่ดวง รวมถึงProxima Centauriในระหว่างการทำงานนี้ VLTI สามารถวัดความละเอียดเชิงมุมได้ ±0.08 มิลลิอาร์กวินาที (0.388 นาโนเรเดียน) ซึ่งเทียบได้กับความละเอียดที่ได้จากการใช้อาร์เรย์อื่นๆ เช่นNavy Prototype Optical InterferometerและCHARA arrayแตกต่างจากอินเตอร์เฟอโรเมตรแบบออปติคอลและอินฟราเรดรุ่นก่อนๆ หลายรุ่น เครื่องมือ Astronomical Multi-Beam Recombiner (AMBER) บน VLTI ได้รับการออกแบบมาเพื่อทำการรวมแบบโคherent (ซึ่งต้องการอัตราส่วนสัญญาณต่อสัญญาณรบกวนมากกว่าหนึ่งในแต่ละช่วงเวลาโคherent ของบรรยากาศ) การใช้กล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่และการรวมแบบสอดคล้องกัน ทำให้วัตถุที่จางที่สุดที่ VLTI สามารถสังเกตได้คือแมกนิจูด 7 ในช่วงอินฟราเรดใกล้สำหรับการสังเกตแบบบรอดแบนด์^{[ 60 ]}ซึ่งคล้ายกับอินเตอร์เฟอโรเมตรอินฟราเรดใกล้/ออปติคอลอื่นๆ จำนวนมากที่ ไม่มีการติดตามแถบ ในปี 2011 ได้มีการนำโหมดการรวมแบบไม่สอดคล้องกันมาใช้^{[ 61 ]}เรียกว่า "โหมดตาบอด" ของ AMBER ซึ่งคล้ายกับโหมดการสังเกตที่ใช้ในอาร์เรย์อินเตอร์เฟอโรเมตรก่อนหน้านี้ เช่น COAST, IOTA และ CHARA ใน "โหมดตาบอด" นี้ AMBER สามารถสังเกตแหล่งกำเนิดที่จางมากถึง K=10 ในความละเอียดสเปกตรัมปานกลาง ที่ความยาวคลื่นอินฟราเรดกลางที่ท้าทายมากขึ้น VLTI สามารถเข้าถึงแมกนิจูด 4.5 ซึ่งจางกว่าInfrared Spatial Interferometerอย่าง มาก เมื่อมีการนำการติดตามแถบเข้ามาใช้ คาดว่าค่าความสว่างสูงสุดของ VLTI จะดีขึ้นเกือบ 1,000 เท่า โดยมีค่าความสว่างประมาณ 14 ซึ่งคล้ายกับที่คาดไว้สำหรับอินเตอร์เฟอโรเมตรแบบติดตามแถบอื่นๆ ในโหมดสเปกโทรสโกปี ปัจจุบัน VLTI มีค่าความสว่างถึง 1.5 VLTI สามารถทำงานแบบบูรณาการได้อย่างสมบูรณ์ ทำให้การสังเกตการณ์แบบอินเตอร์เฟอโรเมตริกนั้นง่ายต่อการเตรียมและดำเนินการ VLTI ได้กลายเป็นสิ่งอำนวยความสะดวกแบบอินเตอร์เฟอโรเมตริกแสง/อินฟราเรดสำหรับผู้ใช้ทั่วไปแห่งแรกของโลกที่ให้บริการประเภทนี้แก่ชุมชนดาราศาสตร์^{[ 62 ]}

เนื่องจากมีกระจกจำนวนมากในระบบแสง ประมาณ 95% ของแสงจะสูญหายไปก่อนที่จะถึงเครื่องมือที่ความยาวคลื่น 1  μm, 90% ที่ 2  μm และ 75% ที่ 10  μm ^{[ 63 ]}ซึ่งหมายถึงการสะท้อนจากพื้นผิว 32 พื้นผิว รวมถึง ระบบ Coudé , ตัวแยกดาว, สายหน่วงเวลาหลัก, ตัวบีบอัดลำแสง และเลนส์ป้อนแสง นอกจากนี้ เทคนิคการแทรกสอดยังมีประสิทธิภาพมากเฉพาะกับวัตถุที่มีขนาดเล็กพอที่จะรวมแสงทั้งหมดได้

ตัวอย่างเช่น วัตถุที่มีความสว่างพื้นผิว ค่อนข้างต่ำ เช่น ดวงจันทร์ ไม่สามารถสังเกตได้ เนื่องจากแสงของมันเจือจางเกินไป เฉพาะเป้าหมายที่มีอุณหภูมิมากกว่า1,000 องศาเซลเซียส (1,800 องศาฟาเรนไฮต์) เท่านั้น ที่มีความสว่างพื้นผิวสูงพอที่จะสังเกตได้ในช่วงอินฟราเรดกลาง และวัตถุจะต้องมีอุณหภูมิหลายพันองศาเซลเซียสสำหรับการสังเกตในช่วงอินฟราเรดใกล้โดยใช้ VLTI ซึ่งรวมถึงดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ในบริเวณใกล้เคียงดวงอาทิตย์และวัตถุนอกกาแล็กซีจำนวนมาก เช่นนิวเคลียสกาแล็กซี ที่สว่าง แต่ข้อจำกัดด้านความไวนี้ทำให้ไม่สามารถ สังเกตวัตถุส่วนใหญ่ในระบบสุริยะด้วยวิธี การอินเตอร์เฟอโรเมตรีได้ แม้ว่าการใช้กล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่และ การแก้ไขด้วยระบบปรับแก้ ภาพแบบปรับได้จะช่วยเพิ่มความไวได้ แต่ก็ไม่สามารถขยายขอบเขตของการอินเตอร์เฟอโรเมตรีทางแสงไปไกลกว่าดาวฤกษ์ใกล้เคียงและนิวเคลียสกาแล็กซี ที่สว่างที่สุด ได้  

เนื่องจากกล้องโทรทรรศน์ประจำหน่วยส่วนใหญ่ถูกใช้งานแยกกัน จึงมักใช้ในโหมดอินเตอร์เฟอโรเมตริกในช่วงเวลาที่สว่างมาก (เช่น ใกล้ช่วงพระจันทร์เต็มดวง) ในช่วงเวลาอื่น ๆ จะใช้กล้องโทรทรรศน์ เสริม (AT) ขนาด 1.8 เมตร ซึ่งใช้สำหรับการวัดแบบอินเตอร์เฟอโรเมตริกเต็มเวลาโดยเฉพาะ การสังเกตการณ์ครั้งแรกโดยใช้กล้องโทรทรรศน์เสริมคู่หนึ่งเกิดขึ้นในเดือนกุมภาพันธ์ พ.ศ. 2548 และขณะนี้กล้องโทรทรรศน์เสริมทั้งสี่ตัวได้เริ่มใช้งานแล้ว สำหรับการสังเกตการณ์แบบอินเตอร์เฟอโรเมตริกบนวัตถุที่สว่างที่สุด การใช้กล้องโทรทรรศน์ขนาด 8 เมตรนั้นแทบไม่มีประโยชน์เมื่อเทียบกับกล้องโทรทรรศน์ขนาด 1.8 เมตร

เครื่องมือสองชิ้นแรกที่ VLTI คือ VINCI (เครื่องมือทดสอบที่ใช้ในการตั้งค่าระบบ ซึ่งปัจจุบันเลิกใช้งานแล้ว) และ MIDI ^{[ 64 ]} ซึ่งอนุญาตให้ใช้กล้องโทรทรรศน์ได้เพียงสองตัวในเวลาเดียวกันเท่านั้น ด้วยการติดตั้งเครื่องมือ AMBER แบบปิดเฟสสามกล้องโทรทรรศน์ในปี 2548 คาดว่าการสังเกตการณ์ภาพครั้งแรกจาก VLTI จะเกิดขึ้นในเร็วๆ นี้

การติดตั้งเครื่องมือ Phase Referenced Imaging and Microarcsecond Astrometry (PRIMA) เริ่มขึ้นในปี 2551 โดยมีเป้าหมายเพื่อให้สามารถวัดค่าอ้างอิงเฟสได้ทั้งในโหมดสองลำแสงทางดาราศาสตร์หรือในฐานะเครื่องมือติดตามแถบแสงที่สืบทอดมาจาก VINCI ซึ่งทำงานพร้อมกันกับเครื่องมืออื่นๆ^{[ 65 ] [ 66 ] [ 67 ]}

หลังจากที่ล่าช้ากว่ากำหนดอย่างมากและไม่สามารถทำตามข้อกำหนดบางประการได้ ในเดือนธันวาคม พ.ศ. 2547 เครื่องมือวัดการแทรกสอดของ VLT จึงกลายเป็นเป้าหมายของ "แผนฟื้นฟู" ครั้งที่สองของ ESOซึ่งเกี่ยวข้องกับความพยายามเพิ่มเติมที่มุ่งเน้นไปที่การปรับปรุงการติดตามแถบการแทรกสอดและประสิทธิภาพของสายหน่วงเวลา หลัก โปรดทราบว่าสิ่งนี้ใช้กับเครื่องมือวัดการแทรกสอดเท่านั้น ไม่ใช่เครื่องมืออื่นๆ บนดาวปารานัล ในปี พ.ศ. 2548 VLTI สามารถทำการสังเกตการณ์ได้อย่างสม่ำเสมอ แม้ว่าจะมีค่าความสว่างสูงสุดที่สว่างกว่าและประสิทธิภาพการสังเกตการณ์ที่ต่ำกว่าที่คาดไว้ก็ตาม

ข้อมูล ณ เดือนมีนาคม พ.ศ. 2551VLTI ได้นำไปสู่การตีพิมพ์ผลงานวิจัยที่ผ่านการตรวจสอบโดยผู้ทรงคุณวุฒิแล้ว 89 ฉบับ^{[ 68 ]}และได้เผยแพร่ภาพแรกของโครงสร้างภายในของEta Carinaeที่ ลึกลับ ^{[ 69 ]}ในเดือนมีนาคม พ.ศ. 2554 เครื่องมือ PIONIERได้รวมแสงจากกล้องโทรทรรศน์ Unit ทั้งสี่ตัวพร้อมกันเป็นครั้งแรก ซึ่งอาจทำให้ VLTI เป็นกล้องโทรทรรศน์เชิงแสงที่ใหญ่ที่สุดในโลก^{[ 50 ]}อย่างไรก็ตาม ความพยายามนี้ไม่ประสบความสำเร็จอย่างแท้จริง^{[ 70 ]}ความพยายามที่ประสบความสำเร็จครั้งแรกเกิดขึ้นในเดือนกุมภาพันธ์ พ.ศ. 2555 โดยการรวมกล้องโทรทรรศน์ทั้งสี่ตัวเข้ากับกระจกขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 130 เมตร^{[ 70 ]}

ในเดือนมีนาคม พ.ศ. 2562 นักดาราศาสตร์ ESOซึ่งใช้เครื่องมือ GRAVITYบนกล้องโทรทรรศน์แบบอินเตอร์เฟอโรเมตรีขนาดใหญ่มาก (VLTI) ได้ประกาศการตรวจพบดาวเคราะห์นอกระบบ HR 8799 e โดยตรงเป็นครั้งแรกโดยใช้อินเตอร์เฟอโร เม ตรีเชิงแสง^{[ 71 ]}

ดวงจันทร์ลับขอบฟ้าเหนือเซร์โร ปารานัล

ที่พัก และแคมป์ฐาน พาราแนลตั้งอยู่ที่ระดับความสูง 2,400 เมตร (7,900 ฟุต)

ภายในที่พัก Paranal Residencia

ภาพมุมกว้างของกล้องโทรทรรศน์อวกาศ VLT พร้อมเลเซอร์ที่กำลังทำงาน

ท้องฟ้ายามค่ำคืนที่หอดูดาวพารานัลของ ESO ในช่วงพลบค่ำ