1978年，美国一台组合后口径相当于4.5米的多镜面望远镜试运转。这台望远镜由六个相同的、口径各为1.8米的卡塞格林望远镜组成。六个望远镜绕中心轴排成六角形，六束会聚光各经一块平面镜射向一个六面光束合成器，再把六束光聚在一个共同焦点上，多镜面望远镜的优点是：口径大，镜筒短，占地小，造价低。目前，口径最大的光学望远镜是10米口径的凯克望远镜。
现在世界上最大的折射望远镜，是在德国陶登堡天文台安装的施密特望远镜，改正口径1.35米，主镜口径2米。德国这台折射镜也超过了美国最大的施米特望远镜。美国在望远镜上的两个“世界之最”被人相继夺走了。
世界上最早的望远镜是1609年意大利科学家伽利略制造出来的，因此又称伽利略望远镜。这是一台折射望远镜，用一块凸透镜作物镜，一块凹镜作目镜，因此观测到的是正像。
太阳光电磁像仪
一种用光电辐射探测器测量太阳磁场的基本仪器，也称向量磁像仪。1953年由美国天文学家巴布科克发明。
光电磁像仪一般由太阳摄谱仪改制，原则上可测量纵向磁场、横向磁场及其方位角，但测量横向磁场很困难，因为横向磁场的信号比纵向磁场的弱很多，而且不能在测量过程中自动消除仪器偏振。许多光电磁像仪的前置光学系统中都采用了类似定天镜的装置。该装置引入的仪器偏振是变化的，难于补偿，且在数值上往往会大于横向磁场导致的太阳辐射偏振，所以许多光电磁像仪实际上仅用于测量纵向磁场。但光电磁像仪测量精度高，在选择谱线上有较大灵活性，除测量磁场外，还可测量日面亮度场和视向速度场。
偏振光度计
偏振光度计是一种测定天体辐射偏振的仪器。天体辐射的偏振大多很小，望远镜光学系统和探测器又都会产生仪器偏振。因此，对偏振计设计的一个基本要求就是尽量消除仪器偏振的影响。一般是通过观测邻近零偏振的恒星来校准。
此外，使镜筒绕光轴转动，也能彻底消除仪器偏振。
偏振光度计按接收电路可分直流和交流两类；按光学设计可分为单臂和双臂两类。实践表明，对于亮星，双臂偏振计的观测精度比单臂偏振计高一个数量级。
射电辐射计
射电辐射计是一种测量天体无线电波段辐射的接收设备。通常来说，能测量物体辐射能强度的接收设备，都称为辐射计。而天文学上用的射电辐射计，是专门测量天体无线电波段的辐射的。虽然天体的射电各有不同，需要有各种专门的设备来测量（如测天体连续谱的与测谱线辐射的不同；测稳定源的与测速变源的不同；不同波段的测量技术也不同等），但它们都必须包括天线、接收机、记录显示处理系统、校正噪声源等部分。
射电辐射计的一项重要性能指标是灵敏度。天体射电有噪声，且非常微弱，通常较接收设备的噪声弱得多，所以射电辐射计必须具有从强大的附加噪声背景中发现和测量变化极微小的天体射电噪声的能力。
恒星摄谱仪
将来自恒星的光线展开成光谱，并把光谱拍摄在天文底片上的光学仪器，可用以研究天体的化学组成、物理性质和运动规律，是天体物理学的重要研究工具之一。
恒星摄谱仪观测的对象都比较暗弱，因此需要大口径望远镜收集足够的光，并采取各种措施提高摄谱仪的聚光能力，如尽量减少光学元件数目，采用多层膜技术，以提高光学透射和反射率，设计强光力照相机，使用底片敏化技术等。此外，应采用大面积闪耀（定向）光栅。
棱镜等高仪
一种能够同时测定经度（或世界时）和纬度的仪器。记录一组（3颗以上）位置已知的恒星在不同方位相继通过一个固定天顶距──等高圈──的时刻，就能算出仪器所在点的经、纬度。
棱镜等高仪的原理是：一部分星光直接射入60°棱镜的一面，另一部分星光通过水银面反射后进入等边棱镜另一面。恒星的地平纬度由于周日运动逐渐发生改变，当它正好等于60°时，从棱镜射出的两束光才互相平行，因而观测者通过目镜可看到物镜焦平面上的两个星相在此瞬间重合。观测者按电键记录相应时刻，即可完成一颗星的观测。
棱镜等高仪的优点是棱镜的棱角比较稳定，无需要精密的轴系、度盘和水准器。但其调焦会引入等高圈记录时刻的误差，并且目视单次记录的偶然误差和人差都比较大。简单的小型棱镜等高仪主要用于野外天文观测。
光电等高仪
光电等高仪是用光电方法自动记录恒星经过60°等高圈的时刻，从而归算出经度（世界时）和纬度的一种新型仪器。
光电等高仪的焦平面上有一个玻璃记录栅，上面有互相交替的透明线条和镀银线条。当星像经过这些线条，照射到光电倍增管上的光强就会不断变化。将光电信号放大并作适当处理后，可用计时仪记下星像经过各线条边缘（记录线）的时刻，同时自动算出直接星像和水银星像重合，也就是恒星过等高圈的时刻。
中星仪
又称子午仪，一种观测恒星过上中天（过观测站子午圈）的天体测量仪器。主要用于精确测定恒星过上中天的时刻，以求得恒星钟钟差，进而确定世界时、恒星赤经和基本天文点的经度。
该仪器发明于17世纪，由望远镜、目视接触测微器、寻星度盘、挂水准器、太尔各特水准器及望远镜支座等构成。望远镜通常是折轴式的，其水平轴指向东西向，镜筒可在子午面内旋转，星光经过位于水平轴中央的直角棱镜，反射到水平轴的一端用接触测微器或光电接收器做记录。中星仪水平轴上悬有一个高灵敏度挂水准器，以校准平轴。在水平轴两端，各有一段精度极高的圆柱形枢轴，可保证水平轴倾斜误差和方位误差稳定不变。
中星仪在一颗星的观测中间进行转轴，以冲抵望远镜准直差等误差。利用太尔各特水准器，中星仪还可用于测量纬度或恒星赤纬。虽然激光测卫等新技术已承担了测定世界时的任务，但用于检测铅垂线变化，中星仪的作用还是无可替代。
日冕仪
由于太阳圆面的光太强，即使使用太阳望远镜，如不是在日全食期间，仍然看不见日冕。1937年，法国默东天文台的青年天文学家李约想出一个办法，把一个小黑圆盘塞进太阳望远镜里，从而造成长时间的“人造日全食”，这种仪器便称为“日冕仪”。
虽然使用日冕仪只能观测内冕，但毕竟为天文学家们提供了很大方便。这样，人们就不必再等到相隔多年才有一次的日全食时才去紧张地观察，而可以常年从地面研究太阳大气了。
尤利西斯太阳探测器
“尤利西斯”号由欧洲航天局和美国航天局合作研制，于1990年发射升空，是人类成功发射的首个黄道外太阳探测器。
“尤利西斯”号的运行轨道几乎和黄道平面垂直，它传回的探测结果改变了人们对太阳风、太阳磁场以及太阳表面活动情况的认识，使科学家发现更多银河系以及宇宙的奥秘。通过它的观测发现，太阳风正在逐年减弱，目前正处于有史以来最微弱的时期。
除了为科学家们研究日光层成分提供珍贵的数据，“尤利西斯”号也创下了人类观测太阳最长时间的纪录。从1992年到达太阳南极开始绕日飞行至今，这个探测器已飞行了90亿千米，服役时间是设计寿命的3倍多。
2009年6月30日，欧洲航天局宣布该机构于当天中断了与“尤利西斯”号太阳探测器的通信联系，它意味着后者的探测使命正式画上句号。
小知识
费尔米的第一光
伽马射线大视场太空望远镜被官方命名为费尔米伽马射线太空望远镜，于2008年6月11日发射升空，目的是探索高能宇宙。该望远镜的命名是为纪念诺贝尔得主恩里克·费尔米（1901～1954），高能物理的先驱者。
经过测试后，费尔米的两个设备--伽马射线暴监测器（GBM）和大视场望远镜（LAT）正有规律地发回数据。费尔米上LAT拍摄的第一张伽马射线天空影像是朝银河系中心拍摄到的全天域影像，银道面投影在影像的中央。沿银道面，高能宇宙射线与气体和尘埃发生碰撞，产生了散漫的伽马射线光。影像上可分辨出从高速旋转中的中子星或脉冲星，以及遥远活动星系（通常被称为耀变体）发出的强烈射线。作为未来发现的前奏，这一显著的影像仅集合了4天的观测结果，相当于20世纪90年代康普顿伽玛射线观测仪一年的成果。除了监测伽马射线爆的能力外，改进巨大的敏锐性也让费尔米望远镜能更深入地拍摄高能宇宙。
