Det er kompliceret.
Indtil slutningen af det 20. århundrede har vi forsøgt at fremstille større og større monolitiske teleskoper. Det fungerede temmelig godt op til det 5 meter parabolske spejl på Mount Palomar i Californien i 1940'erne. Det fungerede lidt, men kun knap nok, for 6 meter spejlet på Kaukasus i Rusland i 1970'erne. Det fungerede, men det var en stor præstation for de to 8,4 meter spejle til LBT i Arizona i 2000'erne.
Vi har til sidst lært, at vejen at gå ikke er ved at hælde større og større plader af glas med lav ekspansion. Det er almindeligt accepteret, at et eller andet sted lige under 10 meters diameter er omtrent så stort som muligt for monolitiske spejle.
Vejen at gå er ved at vælge at fremstille mindre spejlsegmenter (1 meter til et par meter i diameter hver ) og kombinere dem i et flisebelagt spejl. Det er noget sværere at skære den asymmetriske parabolske (eller hyperbolske eller elliptiske eller sfæriske) reflekterende buede overflade i et sådant segment, men det er langt lettere at håndtere termiske og køleproblemer, når du skal håndtere mindre faste genstande.
Hvert segment er monteret i en aktiv spejlcelle med piezoaktuatorer, der meget præcist styrer dets position. Alle segmenter skal kombineres til en enkelt glat overflade med en præcision, der er bedre end 100 mikron (meget bedre end den i virkeligheden). Så nu har du et stort udvalg af massive genstande, dynamisk styret via computer, hver med sine egne vibrationstilstande, hver med sin egen kilde til mekanisk støj, hver med sine egne termiske ekspansionsbevægelser, som alle "danser" op og ned en få mikroner på piezo-elementer.
Er det muligt at orkestrere et meget stort system sådan? Ja. Den 100 meter store ugle blev betragtet som gennemførlig teknisk. Fra et perspektiv for at holde spejlerne justerede, bør en endnu større struktur være mulig; de computerstyrede aktuatorer skal overvinde de fleste vibrationer og skifte op til ganske store afstande.
Som du sagde, er de virkelige grænser økonomiske. Kompleksiteten af et sådant system øges med kvadratet af diameteren, og med kompleksiteten kommer omkostningerne.
Hele diskussionen ovenfor handlede om "fyldte blænde" -teleskoper: givet en rund form med en vis diameter , det er fyldt med spejlsegmenter. For en given blænde fanger dette design den største mængde lys.
Men blænden behøver ikke udfyldes. Det kan for det meste være tomt. Du kunne have et par reflekterende segmenter i periferien, og centret ville for det meste være ugyldigt. Du ville have den samme opløsningskraft (du ville se de samme små detaljer), det er bare, at billedets lysstyrke ville falde, fordi du fanger mindre lys i alt.
Dette er princippet om interferometeret. De to 10 meter segmenterede Keck-spejle på Hawaii kan fungere som et interferometer med en basislinje på 85 meter. Dette svarer effektivt til en enkelt 85 meter blænde med hensyn til opløsningskraft, men selvfølgelig ikke med hensyn til billedlysstyrke (mængde lys fanget).
Den amerikanske flåde har et interferometer i Arizona med spejle placeret på 3 arme i Y-form, hver arm 250 meter lang. Det giver instrumentet en basislinje (ækvivalent blænde) på flere hundrede meter.
U fra Sydney har et 640 meter basislinjeinterferometer i den australske ørken.
Interferometre kan ikke bruges til at studere meget svage genstande, fordi de ikke kan fange nok lys. Men de kan producere data med meget høj opløsning fra lyse objekter - f.eks. de bruges til at måle stjernernes diameter, såsom Betelgeuse.
Basen på et interferometer kan gøres ekstremt stort. For jordbundsinstrumenter er en kilometer bred basislinie meget gennemførlig nu. Større vil være mulig i fremtiden.
Der tales om at bygge interferometre i det ydre rum, i kredsløb omkring Jorden eller endnu større. Det ville give en basislinje i det mindste i tusinder af kilometer. Det kan ikke gøres nu, men synes muligt i fremtiden.