紅外望遠鏡：
最早的紅外觀測可以追溯到十八世紀末。但是，由于地球大氣的吸收和散射造成在地面進行的紅外觀測只局限于幾個近紅外窗口，要獲得更多紅外波段的信息，就必須進行空間紅外觀測。現(xiàn)代的紅外天文觀測興盛于十九世紀六、七十年代，當時是采用高空氣球和飛機運載的紅外望遠鏡或探測器進行觀測。
1983年1月23日由美英荷聯(lián)合發(fā)射了第一顆紅外天文衛(wèi)星IRAS。其主體是一個口徑為57厘米的望遠鏡，主要從事巡天工作。IRAS的成功極大地推動了紅外天文在各個層次的發(fā)展。直到現(xiàn)在，IRAS的觀測源仍然是天文學家研究的熱點目標。
1995年11月17日由歐洲、美國和日本合作的紅外空間天文臺（ISO）發(fā)射升空并進入預定軌道。ISO的主體是一個口徑為60厘米的R-C式望遠鏡，它的功能和性能均比IRAS有許多提高，它攜帶了四臺觀測儀器，分別實現(xiàn)成象、偏振、分光、光柵分光、F－P干涉分光、測光等功能。與IRAS相比，ISO從近紅外到遠紅外，更寬的波段范圍；有更高的空間分辨率；更高的靈敏度（約為IRAS的100倍）；以及更多的功能。
ISO的實際工作壽命為30個月，對目標進行定點觀測（IRAS的觀測是巡天觀測），這能有的放矢地解決天文學家提出的問題。預計在今后的幾年中，以ISO數(shù)據為基礎的研究將會成為天文學的熱點之一。
從太陽系到宇宙大尺度紅外望遠鏡與光學望遠鏡有許多相同或相似之處，因此可以對地面的光學望遠鏡進行一些改裝，使它能同時也可從事紅外觀測。這樣就可以用這些望遠鏡在月夜或白天進行紅外觀測，更大地發(fā)揮觀測設備的效率。
紫外望遠鏡：
紫外波段是介于X射線和可見光之間的頻率范圍，觀測波段為3100～100埃。紫外觀測要放在150公里的高度才能進行，以避開臭氧層和大氣的吸收。第一次紫外觀測是用氣球將望遠鏡載上高空，以后用了火箭，航天飛機和衛(wèi)星等空間技術才使紫外觀測有了真正的發(fā)展。
紫外波段的觀測在天體物理上有重要的意義。紫外波段是介于X射線和可見光之間的頻率范圍，在歷史上紫外和可見光的劃分界限在3900埃，當時的劃分標準是肉眼能否看到?，F(xiàn)代紫外天文學的觀測波段為3100～100埃，和X射線相接，這是因為臭氧層對電磁波的吸收界限在這里。
1968年美國發(fā)射了OAO-2，之后歐洲也發(fā)射了TD-1A，它們的任務是對天空的紫外輻射作一般性的普查觀測。被命名為哥白尼號的OAO-3于1972年發(fā)射升空，它攜帶了一架0.8米的紫外望遠鏡，正常運行了9年，觀測了天體的950～3500埃的紫外譜。
1978年發(fā)射了國際紫外探測者（IUE），雖然其望遠鏡的口徑比哥白尼號小，但檢測靈敏度有了極大的提高。IUE的觀測數(shù)據成為重要的天體物理研究資源。
1990年12月2～11日，哥倫比亞號航天飛機搭載Astro-1天文臺作了空間實驗室第一次紫外光譜上的天文觀測；1995年3月2日開始，Astro-2天文臺完成了為期16天的紫外天文觀測。
1992年美國宇航局發(fā)射了一顆觀測衛(wèi)星――極遠紫外探索衛(wèi)星（EUVE），是在極遠紫外波段作巡天觀測。
1999年6月24日FUSE衛(wèi)星發(fā)射升空，這是NASA的起源計劃項目之一，其任務是要回答天文學有關宇宙演化的基本問題。
紫外天文學是全波段天文學的重要組成部分，自哥白尼號升空至今的30年中，已經發(fā)展了紫外波段的EUV（極端紫外）、FUV（遠紫外）、UV（紫外）等多種探測衛(wèi)星，覆蓋了全部紫外波段。X射線望遠鏡：
X射線輻射的波段范圍是0.01-10納米，其中波長較短（能量較高）的稱為硬X射線，波長較長的稱為軟X射線。天體的X射線是根本無法到達地面的，因此只有在六十年代人造地球衛(wèi)星上天后，天文學家才獲得了重要的觀測成果，X射線天文學才發(fā)展起來。早期主要是對太陽的X射線進行觀測。
1962年6月，美國麻省理工學院的研究小組第一次發(fā)現(xiàn)來自天蝎座方向的強大X射線源，這使非太陽X射線天文學進入了較快的發(fā)展階段。七十年代，高能天文臺1號、2號兩顆衛(wèi)星發(fā)射成功，首次進行了X射線波段的巡天觀測，使X射線的觀測研究向前邁進了一大步，形成對X射線觀測的熱潮。進入八十年代以來，各國相繼發(fā)射衛(wèi)星，對X射線波段進行研究：
1987年4月，由前蘇聯(lián)的火箭將德國、英國、前蘇聯(lián)、及荷蘭等國家研制的X射線探測器送入太空；
1987年日本的X射線探測衛(wèi)星GINGA發(fā)射升空；
1989年前蘇聯(lián)發(fā)射了一顆高能天體物理實驗衛(wèi)星――GRANAT，它載有前蘇聯(lián)、法國、保加利亞和丹麥等國研制的7臺探測儀器，主要工作為成象、光譜和對爆發(fā)現(xiàn)象的觀測與監(jiān)測；
1990年6月，倫琴X射線天文衛(wèi)星（簡稱ROSAT）進入地球軌道，為研究工作取得大批重要的觀測資料，到現(xiàn)在它已基本完成預定的觀測任務；
1990年12月哥倫比亞號航天飛機將美國的寬帶X射線望遠鏡帶入太空進行了為期9天的觀測；
1993年2月，日本的飛鳥X射線探測衛(wèi)星由火箭送入軌道；
1996年美國發(fā)射了X射線光度探測衛(wèi)星（XTE），
1999年7月23日美國成功發(fā)射了高等X射線天體物理設備（CHANDRA）中的一顆衛(wèi)星，另一顆將在2000年發(fā)射；
1999年12月13日歐洲共同體宇航局發(fā)射了一顆名為XMM的衛(wèi)星。
2000年日本也將發(fā)射一顆X射線的觀測設備。
以上這些項目和計劃表明，未來幾年將會是一個X射線觀測和研究的高潮。
射線望遠鏡：
射線比硬X射線的波長更短，能量更高，由于地球大氣的吸收，射線天文觀測只能通過高空氣球和人造衛(wèi)星搭載的儀器進行。
1991年，美國的康普頓（射線）空間天文臺（Compton GRO或CGRO）由航天飛機送入地球軌道。它的主要任務是進行波段的首次巡天觀測，同時也對較強的宇宙射線源進行高靈敏度、高分辨率的成象、能譜測量和光變測量，取得了許多有重大科學價值的結果。
CGRO配備了4臺儀器，它們在規(guī)模和性能上都比以往的探測設備有量級上的提高，這些設備的研制成功為高能天體物理學的研究帶來了深刻的變化，也標志著射線天文學開始逐漸進入成熟階段。CGRO攜帶的四臺儀器分別是：爆發(fā)和暫時源實驗（BATSE），可變向閃爍光譜儀實驗（OSSE），1Mev~30Mev范圍內工作的成象望遠鏡（COMPTEL），1Mev~30Mev范圍內工作的成象望遠鏡（COMPTEL）。
受到康普頓空間天文臺成功的鼓舞，歐洲和美國的科研機構合作制訂了一個新的射線望遠鏡計劃－INTEGRAL，準備在2001年送入太空，它的上天將為康普頓空間天文臺之后的射線天文學的進一步發(fā)展奠定基礎。
我們知道，地球大氣對電磁波有嚴重的吸收，我們在地面上只能進行射電、可見光和部分紅外波段的觀測。隨著空間技術的發(fā)展，在大氣外進行觀測已成為可能，所以就有了可以在大氣層外觀測的空間望遠鏡（Space telescope）?？臻g觀測設備與地面觀測設備相比，有極大的優(yōu)勢：以光學望遠鏡為例，望遠鏡可以接收到寬得多的波段，短波甚至可以延伸到100納米。沒有大氣抖動后，分辨本領可以得到很大的提高，空間沒有重力，儀器就不會因自重而變形。前面介紹的紫外望遠鏡、X射線望遠鏡、射線望遠鏡以及部分紅外望遠鏡的觀測都都是在地球大氣層外進行的，也屬于空間望遠鏡。哈勃空間望遠鏡（HST）：
這是由美國宇航局主持建造的四座巨型空間天文臺中的第一座，也是所有天文觀測項目中規(guī)模最大、投資最多、最受到公眾注目的一項。它籌建于1978年，設計歷時7年，1989年完成，并于1990年4月25日由航天飛機運載升空，耗資30億美元。但是由于人為原因造成的主鏡光學系統(tǒng)的球差，不得不在1993年12月2日進行了規(guī)模浩大的修復工作。成功的修復使HST性能達到甚至超過了原先設計的目標，觀測結果表明，它的分辨率比地面的大型望遠鏡高出幾十倍。
HST最初升空時攜帶了5臺科學儀器：廣角/行星照相機，暗弱天體照相機，暗弱天體光譜儀，高分辨率光譜儀和高速光度計。
1997年的維修中，為HST安裝了第二代儀器：有空間望遠鏡成象光譜儀、近紅外照相機和多目標攝譜儀，把HST的觀測范圍擴展到了近紅外并提高了紫外光譜上的效率。
1999年12月的維修為HST更換了陀螺儀和新的計算機，并安裝了第三代儀器――高級普查攝像儀，這將提高HST在紫外－光學－近紅外的靈敏度和成圖的性能。
HST對國際天文學界的發(fā)展有非常重要的影響。
二十一世紀初的空間天文望遠鏡：
下一代大型空間望遠鏡（NGST）和空間干涉測量飛行任務（SIM）是NASA起源計劃的關鍵項目，用于探索在宇宙最早期形成的第一批星系和星團。其中，NGST是大孔徑被動制冷望遠鏡，口徑在4～8米之間，是HST和SIRTF（紅外空間望遠鏡）的后續(xù)項目。它強大的觀測能力特別體現(xiàn)在光學、近紅外和中紅外的大視場、衍射限成圖方面。將運行于近地軌道的SIM采用邁克爾干涉方案，提供毫角秒級精度的恒星的精密絕對定位測量，同時由于具有綜合成圖能力，能產生高分辨率的圖象，所以可以用于實現(xiàn)搜索其它行星等科學目的。
天體物理的全天球天體測量干涉儀（GAIA）將會在對銀河系的總體幾何結構及其運動學做全面和徹底的普查，在此基礎上開辟廣闊的天體物理研究領域。GAIA采用Fizeau干涉方案，視場為1。GAIA和SIM的任務在很大程度上是互補的。
月基天文臺：
由于無人的空間天文觀測只能依靠事先設計的觀測模式自動進行，非常被動，如果在月球表面上建立月基天文臺，就能化被動為主動，大大提高觀測精度。阿波羅16號登月時宇航員在月面上拍攝的大麥哲倫星云照片表明，月面是理想的天文觀測場所。建立月基天文臺具有以下優(yōu)點：
1． 月球上為高度真空狀態(tài)，比空間天文觀測設備所處還要低百萬倍。
2． 月球為天文望遠鏡提供了一個穩(wěn)定、堅固和巨大的觀測平臺，在月球上觀測只需極簡單的跟蹤系統(tǒng)。
3． 月震活動只相當于地震活動的10-8，這一點對于在月面上建立幾十至數(shù)百公里的長基線射電、光學和紅外干涉系統(tǒng)是很有利的。
4． 月球表面上的重力只有地球表面重力的1/6，這會給天文臺的建造帶來方便。另外，在地球上所有影響天文觀測的因素，比如大氣折射、散射和吸收，無線電干擾等，在月球上均不存在。
美國、歐洲和日本都計劃在未來的幾年內再次登月并在月球上建立永久居住區(qū)，可以預料，人類在月球上建立永久性基地后，建立月基天文臺是必然的。
對于天文和天體物理的科研領域來講，空間觀測項目無論從人員規(guī)模上還是經費上都是相當可觀的，如世界上最大的地面光學望遠鏡象Keck的建設費用（7000~9000萬美元）只相當于一顆普通的空間探測衛(wèi)星的研制和發(fā)射費用。并且，空間天文觀測的難度高，儀器的接收面積小，運行壽命短，難于維修，所以它并不能取代地面天文觀測。在二十一世紀，空間觀測與地面觀測將是天文觀測相輔相成的兩翼。
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