在今日说来，摄影底片已大量的代替了眼睛用在望远镜上了。晴朗的天空被用作大量的摄影，而这些永久的记录又便于精密的研究。常常在一个特别有趣的天体（例如新行星或新星）发现以后，天文学家还可以在早先的该部分天空影片中寻找发现前许多年的历史。发现冥王星时的情形便是这样。
古代的天文学家记录太阳黑子、日食、行星、彗星、星云及其他天体的现象都用尽可能正确的图画。这些图画要长时间才能制成，其中还有艺术家个人的偏见。有时两位天文学家对同一天体的两张画竟互不相似，或者到后来又发现与原先的也大不相同。用摄影术我们可得到更真切的天体的影像，而且常常需要的时间更短。
天体摄影最大的优点是在长时间的曝光之后，底片上可得到许多肉眼看不大清楚或简直看不见的情形。譬如说，有些星云在照片中很明显，眼睛却在最大的望远镜中也不能看见。对一个极其黯弱的天体摄影需要若干小时的曝光，需要望远镜的活动部分移动得异常准确，需要天文学家的技术与耐性，这才能得到一张清晰的图画。
光电耦合器件ＣＣＤ的应用，使照相底片也成为了历史。ＣＣＤ可对天体进行实时观测，量子效率更高，拥有照相底片办不到的许多优点。
大型光学望远镜
凯克望远镜（Ｋｅｃｋ Ｉ，Ｋｅｃｋ ＩＩ）
凯克望远镜是当前世界上已投入工作的口径最大的光学望远镜，Ｋｅｃｋ Ｉ 和Ｋｅｃｋ ＩＩ分别在１９９１年和１９９６年建成，它们配置完全一样，而且都放置在夏威夷的莫纳克亚，用于干涉观测。它的名字源于为它捐赠建造经费的企业家凯克（Ｋｅｃｋ？Ｗ？ Ｍ）。
它们的口径都是１０米，由３６块六角镜面拼接组成，每块镜面口径均为１．８米，而厚度仅为１０厘米，通过主动光学支撑系统，使镜面保持极高的精度。焦面设备有三个：近红外照相机、高分辨率ＣＣＤ探测器和高色散光谱仪。
“凯克这样的大望远镜，可以让我们沿着时间的长河探寻宇宙的起源，甚至能让我们一直向回看，看到宇宙最初诞生的时刻。”
欧洲南方天文台甚大望远镜（ＶＬＴ）
欧洲南方天文台自１９８６年开始研制由四台８米口径望远镜组成一台等效口径为１６米的光学望远镜。这四台８米望远镜排列在一条直线上，它们均采用地平装置，主镜采用主动光学系统支撑，指向精度为１秒，跟踪精度为０．０５秒，镜筒重量为１００吨，叉臂重量不到１２０吨。这４台望远镜可以组成一个干涉阵，做两两干涉观测，也可以单独使用每一台望远镜。
大天区多目标光纤光谱望远镜（ＬＡＭＯＳＴ）
ＬＡＭＯＳＴ是中国正在兴建中的一架有效通光口径为４米、焦距为２０米、视场达２０平方度的中星仪式的反射施密特望远镜。它把主动光学技术应用在反射施密特系统，在跟踪天体运动中作实时球差改正，实现大口径和大视场兼备的功能。ＬＡＭＯＳＴ的球面主镜和反射镜均采用拼接技术，并且采用多目标光纤的光谱技术，光纤数可达４ ０００根，而一般望远镜只有６００根。
预计ＬＡＭＯＳＴ将极限星等推到２０．５等，比ＳＤＳＳ计划高２等左右，实现１０７个星系的光谱观测，把观测目标的数量提高１个量级。
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射电望远镜
１９３２年，央斯基（Ｊａｎｓｋｙ Ｋ． Ｇ．）用无线电天线探测到来自银河系中心人马座方向的射电辐射，从而标志着人类打开了在传统光学波段之外观测天体的第一个窗口。
射电望远镜在二战后带动了天文学的振兴。如上个世纪６０年代时类星体、脉冲星、星际分子和宇宙微波背景辐射这些被称为天文学的四大发现均由射电望远镜担纲。射电望远镜的每一次长足的进步都让天文学向前迈进了一步。
１９４６年英国曼彻斯特大学建造了直径为６６．５米的固定式抛物面射电望远镜，１９５５年又建成了当时世界上最大的可转动抛物面射电望远镜。
上世纪６０年代，美国在波多黎各阿雷西博镇建造了直径达３０５米的抛物面射电望远镜，它是顺着山坡固定在地表上的，不能转动，这是世界上最大的单孔径射电望远镜。
１９６２年Ｒｙｌｅ发明了综合孔径射电望远镜并获得了１９７４年诺贝尔物理学奖。综合孔径射电望远镜实现了由多个较小天线结构获得相当于大口径单天线所能取得的效果。
上世纪７０年代，德国在波恩附近建造了１００米直径的全向转动抛物面射电望远镜，这是世界上最大的可转动单天线射电望远镜。
上世纪８０年代以来，欧洲的ＶＬＢＩ网、美国的ＶＬＢＡ阵、日本的空间ＶＬＢＩ相继投入使用，这是新一代射电望远镜的代表，它们在灵敏度、分辨率和观测波段上都大大超过了以往的望远镜。其中，美国的超长基线阵列（ＶＬＢＡ）由１０个抛物天线组成，横跨从夏威夷到圣科洛伊克斯８ ０００千米的距离，其精度是哈勃太空望远镜的５００倍，是人眼的６０万倍。它所达到的分辨率相当于让一个站在纽约的人阅读位于洛杉矶的一张报纸。
太空望远镜（1）
众所周知，地球表面有一层厚厚的大气，它们是地球的保卫者。地球大气中各种粒子主要通过对天体辐射的吸收和反射，使得大部分波段范围内的天体辐射无法到达地面。人们把能到达地面的波段形象地称为“大气窗口”，这种“窗口”有三个：光学窗口、红外窗口、射电窗口。大气对于其他波段，比如紫外线、Ｘ射线、γ射线等均是不透明的，在人造卫星上天后才实现这些波段的天文观测。
红外望远镜
最早的红外观测可以追溯到１８世纪末。由于地球大气的吸收和散射造成在地面进行的红外观测只局限于几个近红外窗口，因此要获得更多红外波段的信息，就必须进行空间红外观测。从１９世纪下半叶，红外天文学观测才真正开始。最初是用高空气球，后来发展到飞机运载红外望远镜或探测器进行观测。
１９８３年１月２３日，美英荷联合发射了第一颗红外天文卫星ＩＲＡＳ。其主体是一个口径为５７厘米的望远镜，主要从事巡天工作。ＩＲＡＳ的成功极大地推动了红外天文在各个层次的发展。直到现在，ＩＲＡＳ的观测源仍是天文学家研究的热点目标。
１９９５年１１月１７日由欧洲、美国和日本合作的红外空间天文台ＩＳＯ发射升空。ＩＳＯ的主体是一个口径为６０厘米的Ｒ－Ｃ式望远镜，它的功能和性能均比ＩＲＡＳ有许多提高。与ＩＲＡＳ相比，ＩＳＯ具有更宽的波段范围、更高的空间分辨率、更高的灵敏度（约为ＩＲＡＳ的１００倍）以及更多的功能。
紫外望远镜
紫外波段介于Ｘ射线和可见光之间的频率范围，观测波段为３ １００～１００埃。紫外观测需要避开臭氧层和大气对紫外线的吸收，所以在１５０千米的高度才能进行。从最初用气球将望远镜载上高空观察，到以后用了火箭、航天飞机和卫星等空间技术才使紫外观测有了真正的发展。
１９６８年美国发射了ＯＡＯ－２卫星，之后欧洲也发射了ＴＤ－１Ａ卫星，它们的任务是对天空的紫外辐射作一般性的普查观测。被命名为“哥白尼”号的ＯＡＯ－３卫星于１９７２年发射升空，它携带了一架０．８米的紫外望远镜，正常运行了９年，观测了天体的９５０～３５００埃的紫外光谱。
１９９０年１２月２～１１日，“哥伦比亚”号航天飞机搭载Ａｓｔｒｏ－１天文台作了空间实验室第一次紫外光谱上的天文观测；１９９５年３月２日开始，Ａｓｔｒｏ－２天文台完成了为期１６天的紫外天文观测。
１９９９年６月２４日ＦＵＳＥ卫星发射升空，这是ＮＡＳＡ的“起源计划”项目之一，其任务是要回答天文学有关宇宙演化的基本问题。
紫外天文学是全波段天文学的重要组成部分，自哥白尼号升空至今，已经发展了紫外波段的ＥＵＶ（极端紫外）、ＦＵＶ（远紫外）、ＵＶ（紫外）等多种探测卫星，覆盖了全部紫外波段。
Ｘ射线望远镜
Ｘ射线辐射的波段范围是０．０１～１０纳米，其中波长较短（能量较高）的称为硬Ｘ射线，波长较长的称为软Ｘ射线。天体的Ｘ射线是根本无法到达地面的，因此只是在人造地球卫星上天后，天文学家才获得了重要的观测成果，Ｘ射线天文学才发展起来。
太空望远镜（2）
１９６２年６月，美国麻省理工学院的研究小组第一次发现来自天蝎座方向的强大Ｘ射线源，这使Ｘ射线天文学进入了较快的发展阶段。后来随着高能天文台１号、２号两颗卫星发射成功，首次进行了Ｘ射线波段的巡天观测，使Ｘ射线的观测研究向前迈进了一大步，形成对Ｘ射线观测的热潮。
γ射线望远镜
γ射线比硬Ｘ射线的能量更高，波长更短。由于地球大气的吸收，γ射线天文观测只能通过高空气球和人造卫星搭载的仪器进行。
１９９１年，美国的康普顿空间天文台（ＣＧＲＯ）由航天飞机送入地球轨道。它的主要任务是进行γ波段的首次巡天观测，同时也对较强的宇宙γ射线源进行高灵敏度、高分辨率的成像、能谱测量和光变测量，取得了许多有重大科学价值的成果。
ＣＧＲＯ配备了４台仪器，它们在规模和性能上都比以往的探测设备有量级上的提高，这些设备的研制成功为高能天体物理学的研究带来了深刻的变化，也标志着γ射线天文学开始逐渐进入成熟阶段。
哈勃太空望远镜（ＨＳＴ）
随着空间技术的发展，在大气外进行光学观测已成为可能，所以就有了可以在大气层外观测的空间望远镜（ｓｐａｃｅ ｔｅｌｅｓｃｏｐｅ）。空间观测设备与地面观测设备相比，有极大的优势：以光学望远镜为例，望远镜可以接收宽得多的波段，短波甚至可以延伸到１００纳米。没有大气抖动后，分辨能力可以得到很大的提高，空间没有重力，仪器就不会因自重而变形等等。
ＨＳＴ是由美国宇航局主持建造的四座巨型空间天文台中的第一座，也是所有天文观测项目中规模最大、投资最多、最受公众瞩目的一项。它筹建于１９７８年，设计历时７年完成，并于１９９０年４月２５日由航天飞机运载升空。但是由于人为原因造成的主镜光学系统的球差，不得不在１９９３年１２月２日进行了规模浩大的修复工作。这次修复非常成功，它的分辨率比地面的大型望远镜竟然高出了几十倍！它的接班人“韦布”预计于２０１０年发射升空。
太阳系的最初一瞥（1）
现在，我们已经知道包括我们自己居住的行星在内的这一小群天体，是如何组成一个独立的小团体了。虽然对宇宙来说，这个渺小的团体是微不足道的，但是对于我们来说，却是生存的根本。在详细说明太阳系各个组成部分之前，我们先来浏览一下，看看这个小团体大致是由什么以及如何构成的。
首先我们要提到的是太阳。既然我们的小团体以它来命名，就足可以说明它的重要性了。这个在太阳系中央发光的巨大球体，不停地以惊人的速度把光和热辐射出去，并且用它强有力的引力来维持这个系统的运转。
其次则是那些行星。它们在有规则的轨道中环绕太阳——而我们的地球也是其中之一。行星（ｐｌａｎｅｔ）这个词的本意是游移不定，古时给它们起这名字是因为它们不像恒星一样，在天空中守着相对固定的位置，却在恒星间游移不定。它们可以分为不同的两类，叫大行星与小行星（ｍａｊｏｒ ａｎｄ ｍｉｎｏｒ）
大行星一共８颗，是全太阳系中除了太阳外最大的物体。它们到太阳之间的距离按照远近不同，大致按照一种有规律的方式排列。从最近的水星（５ ８００万千米）到最远的海王星（约５９亿千米）。水星绕太阳一周只要不到３个月，海王星在它遥远的路程却要花上近１６５年。
在太阳系的八大行星中，若按它们的质量大小和结构特征，又分为“类地行星”和“类木行星”两类——顾名思意，就是类似于地球或者是木星的两类行星。类地行星主要由石、铁等物质组成，体积小、密度大、自转慢、卫星少。水星、金星、火星都属于类地行星。而类木行星主要由氢、氦、冰、氨、甲烷等物质组成，体积大、密度低，自转相当快、卫星众多，还有由碎石、冰块或气尘组成的美丽光环。木星、土星、天王星、海王星都属于类木行星。
大行星分为两群，其间有一道很宽的空隙。内层的４颗类地行星大体上比外层的类木行星要小得多，这４颗行星合起来居然还够不上外层天王星的１／４大。
在两群之间的空隙中旋转的是小行星（ａｓｔｅｒｏｉｄｓ）。和大行星比起来，它们真是渺小得很。它们几乎都在一条很宽的带中，相对太阳来说，这条带从离地球远一点点开始，一直到几乎十倍的地日距离为止。其中大部分约比地球离太阳远四五倍。它们跟大行星还有一点不同，就是数目众多；我们已知有编号的小行星已在１０ ０００颗以上，而新的还在不断地被发现，使我们无从估计其总数。
太阳系中的第三类是“卫星”（ｓａｔｅｌｌｉｔｅｓ）或者说“月亮”（ｍｏｏｎ）。大行星常常有这种小天体绕着旋转。最内层的水星和金星都没有卫星。别的行星，如地球只有一颗卫星（我们的月亮），土星的卫星却已经发现了４７颗，木星更是发现了６３颗（截至２００６年６月）。因此，除了水星跟金星以外，每一颗大行星都是一个近似太阳系的系统的中心。这些系统有时就以其中央星体作为系名。因此我们就有了火星系——其中有火星与其两颗卫星；木星系——其中有木星、木星光环与其６３颗卫星；土星系——其中有土星、土星光环与其４７颗卫星……
太阳系的最初一瞥（2）
太阳系中的第四类是“彗星”（ｃｏｍｅｔｓ）。它们绕太阳旋转的轨道是一个非常扁的椭圆。我们只在它们接近太阳时才看见，这在它们的大多数说来都要隔几百年甚至几千年一次的。就算是那时候，若不遇上有利的情形，也还是会失去机会的。
在上述诸天体之外还有无数微小的岩石块（称为流星体）也按有规则的轨道绕着太阳转，它们大概是跟小行星和彗星多少有点瓜葛的。它们都是完全看不见的，除非碰巧进入了我们的大气中来，那时我们就把它们叫做“流星”（ｓｈｏｏｔｉｎｇ ｓｔａｒｓ）。
下面是以距太阳远近为次序并附其所有卫星的行星表：
（一）内层大行星：
水星（Ｍｅｒｃｕｒｙ）
金星（Ｖｅｎｕｓ）
地球（Ｅａｒｔｈ）有１颗卫星
火星（Ｍａｒｓ）有２ 颗卫星
（二）小行星
（三）外层大行星：
木星（Ｊｕｐｉｔｅｒ）有６３颗卫星（有光环）
土星（Ｓａｔｕｒｎ）有４７颗卫星（有光环）
天王星（Ｕｒａｎｕｓ）有２７颗卫星（有光环）
海王星（Ｎｅｐｔｕｎｅ）有１３颗卫星（有光环）