Das Vakuum-Turmteleskop (VTT) wurde Anfang der Siebzigerjahre des 20. Jahrhunderts als "Arbeitspferd" der beobachtenden Sonnenforschung des damaligen Fraunhofer-Institus in Freiburg konzipiert. Vorbild war ein evakuiertes Turmteleskop, welches seit Juni 1973 am Kitt Peak Observatory für synoptische Beobachtungen des solaren Magnetfeldes zur Unterstützung von NASA-Missionen gebaut wurde (Livingston, W. et al., Appl. Opt. 15,1 (1976)). Projektwissenschaftler war J. P. Mehltretter bis zu seinem Tod 1982. Ursprünglich sollte das VTT im Rheintal südlich von Freiburg von den in Vergleich zum Schauinslandgipfel besseren klimatischen Bedingungen profitieren. Sehr bald wurde aber entschieden, es auf den Kanarischen Inseln, welche zu der Zeit von den Astronomen Eurpoas als herausragender Standort für Teleskope entdeckt wurde, zu errichten. Das KIS betrieb schon seit 1971 ein evakuiertes Newton-Teleskop mit 45-cm-Öffnung (Vakuum-Newton-Teleskop, VNT) am Teide-Observatorium des IAC auf dem Berg Izaña auf Teneriffa. Für das VTT wurde ursprünglich der Roque de los Muchachos, der höchste Gipfel der Insel La Palma, favorisiert. Zur selben Zeit entschloss sich die Universitäts-Sternwarte Göttingen (USG), ihr Observatorium in Locarno aufzugeben und das dortige Sonnenteleskop ebenfalls auf den Kanaren zu errichten.

1978 und 1979 fand eine ausführliche Kampagne zum Vergleich zweier Standorte ("site test"), auf dem Roque de los Muchachos und in Izaña statt, mit großer Unterstützung durch die europäischen Sonnenforscher (Brandt, P. N., Wöhl, H., Astron. Astrophys. 109, 77-89 (1982)). Dazu wurde eigens ein 40-cm-Sonnenteleskop auf dem Gipfel des Roque de Los Muchachos errichtet. Das Ergebnis favorisierte eindeutig den Standort auf Teneriffa. Anfang der Achtzigerjahre wurde mit dem Bau der Türme für das VTT und für das Gregory-Coudé-Teleskop der USG auf Izaña in unmittelbarer Nähe zum VNT begonnen. Das gesamte Projekt inklusive site test wurde durch eine Sonderfinanzierung der Deutschen Forschungsgemeinschaft (DFG) möglich. Das 25m hohe Gebäude für das Gregory-Coudé-Teleskop wurde 1985 fertig, das 40 m hohe Gebäude für das VTT 1988. Der Beobachtungsbetrieb wurde jeweils 1985 und 1988 auggenommen. Dafür wurde die bisherigen Außenstelle des KIS, das Sonnenobservatorium in Anacapri, geschlossen. 2004 wurde das Gregory-Coudé-Teleskop demontiert, um Platz für GREGOR zu machen. Das Gregory-Coudé-Teleskop ist mittlerweile wieder nach Locarno zurückgekehrt und wird dort von IRSOL betrieben.

Das VTT ist ein klassisches Sonnen-Turmteleskop, bei welchem ein fest eingebautes Teleskop Sonnenlicht über zwei bewegliche Coelostatenspiegel empfängt. Die Coelostatenspiegel des VTT haben einen Durchmesser von 80 cm. Der Hauptspiegel des Coelostaten ist drehbar um eine Polachse gelagert und hat einen Motor für den Stundenantrieb. Er ist auf Schienen auf einem Kreis um die Teleskopachse beweglich angebracht. Damit kann er bei niedrigem Sonnenstand aus er Nordstellung herausgefahren werden, um eine Abschattung diuch den Coelostaten-Hilfsspiegel zu vermeiden. Der Hilfsspiegel ist kardanisch über eine zweistufige Kippsteuerung aufgehängt. Mit der Grobeinstellung wird der Hilfsspiegel auf die Position des Hauptspiegels ausgerichtet. Mit der Feineinstellung wird das Sonnenbild im Labor über die Feinnachführung festgehalten und je nach Bedarf positioniert. Der Hilfsspiegel ist auf einer hydraulisch betriebenen Säule montiert, mit welcher seine Höhe je nach Jahreszeit eingestellt werden kann.

Der Hilfsspiegel lenkt das Lichtbündel senkrecht nach unten in das Oberteil eines 30 m hohen, vertikal ausgerichteten Vakuumtanks. Dieser wird mit einem Eintrittsfenster mit 75 cm Dirchmesser und 7 cm Dicke verschlossen. Ein Blendensystem verhindert, dass direktes Sonnenlicht das Eintrittsfenster erwärmt und zeitlich variable Aberrationen erzeugt. Unterhalb des Eintrittsfensters befindet sich ein Kreuz, welches einen zentralen Umlenkspeigel mit 5 cm Durchmesser trägt. Das seitlich ausgespiegelte List wird mit einer Linse fokussiert und er zeugt in einem seitlichen Rohr ein Bild der Sonnenscheibe mit einem Duchmesser von ca. 15 cm. Die Position diese Bildes wird mit einem auf einem Kreuztisch montierten Sensor erfasst. Das Positionssignal steuert die Feineinstellung des Hilfsspiegels des Coelostaten. Dur verfahren des Sensors auf dem Kreuztisch wird das Sonnenbild im Labor wie gewünscht positioniert.

Der Rest des Lichtbündels trifft auf einen sphärischen Spiegel mit einem Durchmesser von 70 cm und einer Brennweite von etwa 46 m, welcher sich am unteren Ende des Tanks auf der Höhe des 2. Obergeschosses des Gebäudes befindet. Das von ihm reflektierte, gebündelte Licht wird am oberen Ende des Tanks von einem Umlenkspiegel wieder nach unten gelenkt, wo es durch ein weiteres Fenster mit 20 cm Durchmesser kurz vor der Brennebene den Tank verlässt. Der Hauptspiegel ist um wenige Grad nach Westen verkippt, dadurch ist die Abschattung des einefallenden Bündels durch den Umlenkspiegel minimal. Der Umlenkspiegel kann auf einer Spindel vertikal verfahren werden, um die axiale Position der Brennebene im Labor einzustellen. Während des Betriebs ist der Tank evakuiert auf weniger als 1 Torr, um ein Aufheizen der Luft im Teleskop durch die Sonnenstrahlung und die damit verbundenen Turbulenzen ("internes Seeing") zu verhindern.

Der Echelle-Spektrograf mit Vorzerleger und Spaltbeobachtungsanlage ist das Haupt-Postfokusinstrument des VTT. Der Spektrograf befindet sich vertikal montiert in einem Tank, welcher sich über fünf Kellergeschosse erstreckt. Im Gegensatz zum Teleskoptank ist der Spektrographentank nicht evakuiert. Dafür ist er drehbar gelagert um eine vertikale Achse duch den Mittelpunkt des Eintrittsspalts des Spektrografen. So kann der Spalt in jede Orientierug auf der Sonnenscheibe grbracht werden, je nach ANforderung des Beobachtungsprogramms. Da die Orientierung des Bildes über den Tageslauf konstant bleibt, muss die Orientierung des Spaltes nicht nachgeführt werden. Die vertikale Orientierung des Spektrografen begünstigt eine stabile thermale Schichtung der Luft im Tank und somit Stabilität im Spektrum.

Bei einem Echelle-Spektrograf überlagern sich viele Beugungsordnungen im Spektrum. Der Vorzerleger ist ein separater Spektrograf mit geringer Dispersion und einer Zwischenabbildung des Spektrums. In diesem Zwischenbild können Blenden so angebracht werden, dass bis zu drei Bereiche aus verschiedenen Ordnungen am Ausgang separat nebeneinander abgebildet werden. Diese können auch sehr unterschiedliche Zentralwellenlängen haben. Mehrere Kameras am Spektrografenausgang zeichnen die Spektren auf. Alternativ können vor den Kameras Interferenzfilter zu Auswahl der Beugungsordnung installiert werden.

Eine vom Observatoire de Paris beigestellte Zusatzeinrichtung konvertierte den Echelle-Spektrografen in einen Multichannel Subtractive Double Pass (MSDP) - Spektrographen. In diesem Modus wir der Eintrittsspalt durch eine Feldblende ersetzt. Eine Anordnung von Reflektoren im Spektrum lenkte das Licht zurück über das Beugungsgitter in die Fokalebene. Dort entstanden mehrere Bilder der Sonnenoberfläche in schmalen, angenzenden Spektralbereichen, die zu einem X-Y-Lambda-Datenwürfel kombiniert werden können. Dies ist die einzige Anordnung, welche einen derartigen Datenkubus mit nur einer Belichtung erzeugen kann. Der MSDP wurde regelmäßig in den Neunzigerjahren bis Mitte der 2000er genutzt.

Ende der Neunzigerjahre schlossen KIS und IAC eine Vereinbarung über die Entwicklung des Tenerife Infrared Polarimeter (TIP) ab. TIP war ebenfalls eine Zusatzeinrichtung zum Echelle-Spektrografen, welche eine polarimetrische Kalibrationseinheit, einen Modulator und eine Infrarot-Kamera (NICMOS3) für den Spektralbereich zwischen 1 µm und 2 µm beinhaltete. Später schloss sich das MPS mit der Beistellung einer modernerern Kamera dem Projekt an. TIP konnte parallel mit anderen Instrumenten am VTT betrieben werden und war in den 2000ern eines der erfolgreichtsten Instrumente in der bodengebundenen Sonnenforschung.

Neben dem Echelle-Spektrographen gibt es am VTT drei Labore, in welchen Postfokus-Instrumente installiert werden können. Optiklabor 1 und Optiklabor 2 befinden sich im ersten Obergeschoss. Das vom Teleskop nur umständlich zugängliche Optiklabor 3 im zweiten Obergeschoss wurde nie für wissenschaftliche Zwecke genutzt. Das größte Optiklabor 1 beherbergte in den Neuzigerjahren eine Mehrkanal-Filteranlage mit mehreren Lyot-Filtern, mit welcher simultane Bilder der Sonnenoberfläche in verschiedenen Spektralbereichen beobachtet werden konnte. Daneben entstand der erste Prototyp einer multikonjugierten adaptiven Optik, welcher mit einer astronomischen Quelle funktionierte. Zurzeit befindet sich in diesem Labor der Laser-Frequenzkamm und die optische Muscheinheit von LARS. Das Optiklabor 1 ist als zukünftiger Standort für den Filtergrafen IBIS vorgesehen, der von INAF betrieben wird.

Das Optiklabor 2 beherbergte seit Anfang der Neunzigerjahre das von der Universitäts-Sternwarte Göttingen betriebene Göttingen Fabry-Pérot-Interferometer (GFPI), welches zwei Etalone in kollimierter Montierung enthielt. Dieses Instrument wurde ab Mitte der 2000er erweitert und für den Umzug an das GREGOR-Teleskop vorbereitet (GREGOR Fabry-Pérot-Interferometer unter Beibehaltung des Akronyms). Nach dem Umzug entstand im Optiklabor 2 das Instrument HELLRIDE, mit welchem in rascher Folge Dopplergramme in vielen Spektrallinien gemessen werden können. HELLRIDE besteht aus einer Kombination von zwei FPIs mit einer schnellen Vorfilter-Wechseleinheit. Mit den Dopplergrammen werden solar Oszillationen in verschiedenen photosphärischen und chromosphärischen Höhenbereichen der Sonnenatmosphäre simultan untersucht.

Kurz nach der Fertigstellung des VTT wurde in dem Hauptbeobachtungsraum, dem Bereich um den Eingang zum Echelle-Spektrographen, ein Zwischenboden eingezogen und am Teleskopausgang eine vertikal montierte optische Bank in einem nicht evakuierten Tank ("das Fass") montiert. Die optische Bank trägt eine Zwischenabbildung mit einem Correlation Tracker, welcher Anfang der Neunzigern Zusammenarbeit mit dem IAC entstand. Hiermit konnte die schlimmste Kinderkrankheit des VTT, eine windanfällige Aufhängung des zweiten Coelostatenspiegels, kuriert werden. Der Correlation Tracker ist bald ersetzt worden durch das KIS Adaptive Optics System (KAOS), welches seit Ende der Neunzigerjahre am KIS entwickelt wird. KAOS verhalf dem VTT endgültig zum Erfolg.

Mitte der Neunzigerjahre wurde am KIS der Telecentric Etalon Solar Spectrograph (TESOS) als zweiter panoramischer Filtergraph neben dem GFPI gebaut. Das Instrument war von Anfang an als Polarimeter mit minimaler instrumenteller Polarisation konzipiert und erhielt in Zusammenarbeit mit spanischen Kollegen einen Modulator (VIP). TESOS hatte ursprünglich zwei Etalone in telezentrischer Montierung (Etalone in der Nähe einer Fokalebene) unb benötigte Vorfilter mit einer Bandbreite von 0,3 nm. Eine spätere Erweiterug mit einem dritten Etalon (danach: Triple Etalon Solar Spectrograph) erhöhte den freien spektralbereich und machte Vorfilter mit einer Bandbreite von 1 nm und höherer Transmission möglich.

In den 2000ern wurde das Polarimetric Littrow Spectrometer (POLIS) als zweites Gitter-Spektrometer am VTT aufgebaut. Diese kompakte Instrument war als Prototyp für ein Weltraum- oder Ballonteleskop konzipiert und beobachtete nur die magnetischen Fe-Linien bei 630,15 nm und 630,25 nm, häufig in Kombination mit TIP.