Una de las funciones de la PFS es distribuir la luz utilizada en las observaciones científicas mediante el uso de espejos planos que se pueden posicionar para enviar dicha luz del telescopio a los instrumentos científicos. Al desplegarse, estos espejos se transforman en el sexto espejo (M6) dentro del recorrido óptico del telescopio. La PFS puede usar uno de estos dos espejos: uno para los instrumentos Nasmyth (foco lateral, conocido como M6N) y otro para los instrumentos Coudé (conocido como M6C). Estos espejos M6 también pueden quitarse del camino del haz de luz del telescopio para así permitir que el instrumento ubicado en el centro de la plataforma Nasmyth (un instrumento de recepción directa) reciba la luz del telescopio. 

El espejo M6N tiene una forma ópticamente plana y elíptica y es extremadamente delgado, con un grosor de tan solo unas decenas de nanómetros. Su superficie óptica es de 1440 mm x 1042 mm y tiene un recubrimiento metálico altamente reflectante. El espejo M6C es un poco menor en tamaño, con una apertura óptica de 691 mm x 500 mm de largo en sus ejes mayor y menor, respectivamente.

Durante las observaciones científicas, el ELT no solo apunta al objeto de estudio en sí, sino que también mide las imágenes de estrellas cercanas, denominadas estrellas guías. Las imágenes de estas estrellas guías se analizan en el sistema de control del telescopio con el fin de obtener información relacionada con la alineación del telescopio que, a su vez, se utiliza para controlar y poner en posición de forma activa tanto los espejos como la estructura principal del telescopio y así mantenerlo alineado. 

Mientras se realizan las observaciones, existen varios factores que pueden causar que el ELT se vaya desviando lentamente de su alineación óptima. Leves cambios de temperatura dentro de la cámara del telescopio pueden causar que el metal presente en la estructura y en los sistemas ópticos sufra dilatación térmica, lo cual cambia sus dimensiones y causa que los espejos se desalineen. La dirección en la que la gravedad surte efecto sobre los espejos y las estructuras que los sostienen varía a medida que el telescopio se inclina para seguir el movimiento de las estrellas; Esto causa desviaciones en la estructura del telescopio que, por su parte, generan errores en su alineación óptica. Estos cambios, cuya magnitud va de los cientos de micrómetros a unos pocos milímetros, parecieran ser minúsculos dado el tamaño del telescopio ELT. Sin embargo, la alineación óptica del telescopio es muy sensible incluso a estos pequeños desajustes, por lo que las formas y posiciones de los espejos deben controlarse de manera activa para reducir al mínimo los errores ópticos que se van acumulando durante la exposición científica. Este proceso recibe el nombre de óptica activa.

El Sistema de Guía Natural del PFS incorpora un subsistema con un adaptador, que cumple la función de observar y medir hasta tres estrellas guía al mismo tiempo en la observación científica. Esto lo logra gracias a sus tres brazos sensores colocados sobre soportes circulares. Los brazos sensores cuentan con un motor que les permite moverse de manera circular alrededor de su soporte y de forma radial hacia el centro del adaptador. De este modo, los brazos sensores pueden detectar las estrellas guía en el haz óptico del telescopio y seguirlas a medida que el cielo simula rotar mientras se realiza la observación científica. 

Para observar una estrella guía, la punta de cada brazo sensor está equipada con un espejo de desviación que refleja una pequeña parte de la luz del telescopio al brazo sensor. Dentro del brazo, el haz óptico se divide en dos canales distintos utilizando un divisor de la longitud de onda llamado espejo dicroico. 

El canal de longitud de onda más largo, que cubre entre 800 y 950 nm, envía a una cámara que realiza una imagen de la estrella guía. La cámara inclinable mide la posición de la estrella y genera una señal que puede utilizarse para controlar en qué dirección está apuntando el telescopio. 

El canal de la longitud de onda más corto, que cubre el rango entre 500 y 800 nm, envía a una cámara con sensor de frente de onda. Esta cámara determina cuán distorsionada está la luz de la estrella debido tanto a una falta de alineación de los espejos como a la turbulencia atmosférica. Esto lo logra midiendo las aberraciones en el haz óptico del telescopio, como pueden ser los errores de enfoque o astigmatismos. Dicha cámara también tiene la capacidad de medir aberraciones de un orden mayor, hasta unos 400 modos espaciales con una tasa de cuadros por segundo de 500 Hz o más. Las aberraciones pueden corregirse utilizando un espejo deformable, como el M4 del ELT, en un proceso que se denomina Óptica Adaptativa. 

Cada brazo sensor mide aproximadamente 1.200 mm de largo y tiene una masa de unos 300 kg. La precisión de posicionamiento requerida de cada brazo sensor está unos cientos de micrómetros por debajo de todas las condiciones ambientales de funcionamiento y, en el caso de las velocidades de movimiento, hasta unos 5 a 10 mm por segundo aproximadamente. 

El espejo primario del ELT, compuesto por 798 segmentos individuales, funciona como una única superficie óptica continua mientras se está usando el telescopio para realizar observaciones. Cuando su superficie es ideal, se dice que el espejo está en fase. La longitud de onda de la luz que capta el ELT va desde unos cientos de nanómetros a 24 micrómetros. Para producir imágenes casi perfectas (limitadas por la difracción), la posición de cada segmento en relación con los demás debe controlarse en el orden de las docenas de nanómetros. La posición de los segmentos está controlada por motores denominados actuadores de posición, que se encargan de mantener la posición relativa de los segmentos mediante señales que reciben de los sensores que cada segmento lleva instalados en sus bordes. Con el paso del tiempo, estos sensores pueden salirse levemente de posición producto de, por ejemplo, las variaciones naturales de los niveles de temperatura o humedad, o bien por las desviaciones propias de todo artículo electrónico que se usa para medir. Estas desviaciones en los sensores de los bordes pueden causar que el M1 pierda su forma ideal a lo largo de una escala de tiempo proyectada de unas dos semanas. 

El subsistema PDS de la PFS mide de manera periódica la forma del M1 usando las mediciones de las estrellas guía para así calcular y corregir los errores de posicionamiento de los segmentos mediante la actualización de las posiciones de control de los segmentos. Estas mediciones de fase se pueden realizar utilizando un sensor de frente de onda para analizar los patrones de difracción característicos que se generan por pasos erróneos que se dan entre segmentos que no se encuentran en fase. La PDS está instalada en la estructura de la PFS en el nivel más bajo y recibe la luz del telescopio reflejada hacia abajo por el espejo M6C. 

La PDS también contiene otros módulos con sensores ópticos que ayudarán a probar el telescopio luego de construido y, más adelante, permitirán resolver problemas y realizar tareas de mantenimiento en el ELT mientras se encuentre en funcionamiento.