観測天文学
スペクトルは長露光で撮影することができ、遠い銀河等の暗い天体のスペクトルの測定を可能とした。
色指数を測定する手段として、1861年から天体測光法が用いられるようになった。この技術は、特定の周波数範囲で恒星の等級を測定することで、全体の色、そして恒星の温度を決定することを可能とした。1951年までに、国際標準としてUVB等級が採択された。
現在は、CCDを用いた光電測光法が観測にしばしば用いられている。このような感度の良い機器は、個々の光子に近い明るさや眼では見えないスペクトルまで記録することができる。長い時間で到達する数個の光子を記録できることで、大気の効果をある程度コンピュータで補正することが可能となり、解像度を向上させることができた。さらに解像度を向上させるために、複数のデジタル画像を結合することもできる。補償光学と組み合わせると、画質を望遠鏡の理論的な解像度に近づけることができる。
特定の周波数又は周波数領域を持つ天体の観測には、光学フィルターが用いられる。多層フィルムのフィルターは、周波数の透過と阻害を非常に正確に制御できるため、例えば励起した水素原子からの特定の周波数のみを放出する天体を観測することができる。またフィルターを使って、光害の効果を部分的に補正することもできる。偏光フィルターは、光源が偏光を放出しているか、またその偏光の方向を確かめるために用いられる。