把南天天区纳入观测计划
美国卡内基研究所经营的威尔逊山和帕洛马天文设施位于北半球，银河中心与麦哲伦云等南天目标推动了另建台站的计划。1963年，机构批准南半球选址经费，并与智利大学订立勘察协议。霍勒斯·巴布科克组织的计划既调查智利，也在新西兰和澳大利亚进行测试。
选址工作使用专门研制的视宁度监测仪，评估大气扰动对恒星图像的影响。晴夜数量、图像稳定性与实际建站条件都要考虑。原先设想的南半球200英寸望远镜未能及时获得资金，团队转而研究先建立台站、安装较小仪器的方案。
1968年的台址选择
巴布科克一度考虑在托洛洛附近的莫拉多山建设，但土地安排与未来扩展空间成为障碍。持续勘察后，拉斯坎帕纳斯脱颖而出：山脊海拔约2300至2500米，有多处可安放望远镜的地点，天空较暗，试井也显示能够取得供水。1968年，团队决定采用这一台址。
11月，巴布科克在圣地亚哥与智利总统爱德华多·弗雷会面，争取购地支持。大片土地既提供建筑空间，也为周围环境留下缓冲。选址因此不仅是找到一个能看清星星的山头，还包括道路、水源、长期使用和扩展条件。
1971年6月，第一台望远镜运行
天文学家亨丽埃塔·斯沃普的捐款，使早期建设得以推进。工程人员从西侧谷地修筑进山道路，建立供水和柴油发电设施，并配置宿舍、仓库与维修空间。海滨城市拉塞雷纳的埃尔皮诺办公室承担行政和后勤工作，把山上的观测与城市中的物资支持连接起来。
1971年6月，40英寸、约1米口径的反射望远镜开始运行，这就是后来以斯沃普命名的仪器。山脊上还安装了原在威尔逊山使用的10英寸摄影折射镜。1970年达成的另一项协议，则让多伦多大学能够在同一台址安装并经营24英寸望远镜，早期观测设施由此已有跨机构合作的成分。
参考：[1]
宽视场与摄影测量
艾拉·鲍恩和阿瑟·沃恩为40英寸及后续100英寸望远镜设计光学系统，重视大面积天区的清晰摄影，而不只追求口径。1973年的设计论文比较了两套改进型里奇—克雷蒂安系统及其校正透镜：40英寸仪器采用平坦焦面，100英寸仪器则允许摄影底片适度弯曲，以配合焦面的曲率。
这些选择影响一次曝光能记录的天区范围，以及底片边缘星像的测量质量。宽视场、焦面曲率和像差是光学设计的主要指标；山上的实际成像还受大气状况影响。台址测试评估观测环境，仪器设计则调整光线在望远镜内的成像表现。
参考：[3]
为一片天区记录光谱
同年，鲍恩和沃恩还发表针对40英寸望远镜的光栅—棱镜方案，探索在摄影底片上同时取得视场内多个天体的光谱。论文以光线追迹检验设计表现，讨论如何减轻像差，同时提醒使用者注意明亮恒星不同级次光谱造成的拥挤。
方案计划作为40英寸望远镜的附加仪器，服务于宽视场内的光谱记录。研究人员希望在较大天区取得可供分类和比较的资料，因而把光栅、棱镜、焦面位置和光谱重叠问题一并纳入设计。论文将这一观测需求转化为可检验的性能说明。
参考：[4]
与大型仪器建设并行
40英寸望远镜开始观测时，更大的杜邦望远镜仍在筹建。1970年格里纽沃尔特夫妇捐资后，卡内基决定补足资金，建设100英寸仪器。1971年成立的台站委员会分工负责机械、电子、光学、附属仪器和智利方面行政事务，巴布科克主持协调。
1976年10月6日，天文台举行落成仪式。此时，1971年开始的观测已有数年积累，大型仪器建设仍在推进。早期拉斯坎帕纳斯通过分阶段建设，逐步增加观测能力、合作机构及配套设施。