A távcsövek leképezését lényegesen rontják a következő tényezők:

• a légköri turbulencia;
• a távcsőtükör deformálódása saját súlya és a hőtágulás hatására;
• a tükör geometriájának pontatlansága.

Az adaptív optika a légköri zavarok hatását küszöböli ki, míg az aktív optika a másik két problémán segít a fő- illetve a segédtükör mozgatásával és deformálásával.

A légkörben állandóan jelen lévő turbulenciák miatt a légkör határára sík hullámfronttal érkező fény a légkörön átjutva zavarttá válik. Ennek következtében a pontszerű csillag képe „táncol”, azaz pillanatról pillanatra kicsit más irányban látszik. Emiatt, ha a csillagról hosszabb időn keresztül gyűjtjük a fényt, a kép egy kiterjedt, elmosódott folt lesz. Ezen az adaptív optika úgy segít, hogy a főtükröt a hátoldalát megtámasztó tüskék segítségével folyamatosan deformálják, illetve a segédtükröt billegtetik.

Ha a táncoló képet sikerül „megszelidíteni”, akkor külön képződnek le például olyan szoros kettőscsillagok is, melyek adaptív optika nélkül egybemosódnának. Ehhez azonban szükség van valamilyen referencia fényforrásra, amely képe segít a korrekciók kiszámításában. Ezért a vizsgált irányba lézerfényt bocsátanak, ami a légkör kb. 100km-es magasságában található nátriumtartalmú légköri réteget gerjesztve egy „műcsillagot” hoz létre.

A rádiótávcsövek alakja a legegyszerűbb dipólantennáktól a hatalmas tányérantennákig nagy változatosságot mutat. A távcsövek jellemzője, a felbontás itt is a beérkező sugárzás hullámhosszának és a felfogóernyő átmérőjének hányadosával arányos. Azonban a rádióhullámok hossza a látható fényéhez képest milliószoros, viszont a legnagyobb rádiótávcsövek csupán kb. százszoros méretűek. Ebből kiszámítható, hogy az optikai távcsövekhez képest a rádiótávcsövek felbontása kb. tízezerszer rosszabb, nagyjából az emberi szem képességeivel egyező. A felbontás azonban több távcső hálózatba kapcsolásával, az interferometria módszerével növelhető. Az interferometria elvén működő teleszkóplánc határfelbontását a lánc hossza (bázistávolság) szabja meg.

A rádiócsillagászat az optikaihoz képest egy egészen más Univerzumot mutat, ugyanis a csillagok többsége szinte egyáltalán nem sugároz rádiójeleket. A rádiótérképen a Tejút síkja a legfényesebb, amely messze fényesebb mint a Nap. A csillagok helyett a születő csillagok bölcsőjéül szolgáló anyagfelhőket látunk. De a jól kivehető, fényes források között vannak a pulzárok és a szupernóva robbanások után megmaradó táguló anyagfelhők. Extragalaktikus rádióforrások azok a rádiógalaxisok, amelyek spirálkarjaiban nagytömegű fiatal csillagok vannak.

A rádióégbolt azonban túlnyomórészt olyan távoli extragalaktikus rádióforrások, amelyeket aktív galaxismagok központjában zajló folyamatok hoznak létre: a galaxis közepén lévő gigantikus fekete lyuk a körülötte keringő anyagból táplálkozik, miközben a keringési síkra merőlegesen két irányban anyagkifúvások (jetek) jelennek meg.

Mivel a légkörben található vízpára az infravörös fényt nem engedi a Föld felszínére jutni, az infravörös csillagászat feltétele a távcső légkörön túli működtetése. Kezdetben repülőgépekre szerelt hagyományos távcsövekkel és a távcsövek elé helyezett infravörös szűrőkkel végezték a megfigyeléseket, majd a 20. század 80-as éveitől sorra bocsátották föl az infravörös űrtávcsöveket.

Az infravörös eget elsősorban a csillagközi por és gázfelhők teszik izgalmassá, mivel a csillagközi por infravörös hullámhosszakon bocsátja ki hősugárzását. Ennek megfelelően a porban gazdag Tejút síkja és centruma a legfényesebb. A bolygóközi (naprendszerbeli) por halványabb állatövi fényként figyelhető meg. A látható fényspektrumhoz közelebbi, ún. közeli-infravörös hullámhosszakon a vörös csillagok is látszanak, a nagyobb hullámhosszú ún. távoli-infravörös térképen azonban már nincsenek csillagok, a három legfényesebb forrás a Naprendszer, a Tejút és az Univerzum infravörös háttere, amely az Univerzum életének egy korábbi szakaszában lezajló csillagkeletkezéskor visszamaradó portól származik.

Az égbolt képe rádióban (73,5cm)

Az égbolt képe távoli-infravörösben (240mm)

Az égbolt képe a látható fényben (500nm)

Az égbolt képe röntgenben (0,62-0,12nm)

Az égbolt képe nagyenergiájú gammasugárzások hullámhosszán (<0,000012nm)

Az ábra paneljein a teljes égbolt kiterített képét láthatjuk különböző hullámhosszakon. Az égbolt térképek közepe a Tejút centrumának felel meg, a kép közepén vízszintesen futó sáv pedig a Tejútrendszer sávja.

A látható fény tartományán túli 400-90nm közötti ultraibolya (UV) tartományban a légkör jórészt átlátszatlan, mert az ózonréteg elnyeli a beérkező sugárzást. Így ezeken a hullámhosszakon az égitesteket az űrből tudjuk megfigyelni. Az ultraibolya fényben működő távcsövek optikai elemei hasonlóak a látható fény tartományában működő távcsövekéhez.

Az UV égbolt látványa kissé eltér a látható égbolttól: bár hasonlóan a Nap a legfényesebb UV forrás, emellett az égbolttérképen feltűnnek a forró O és B csillagok, a mágnesesen aktív kromoszférával rendelkező csillagok, egyes változócsillagok, kompakt objektumok és néhány extragalaktikus forrás.

A légköri elnyelődés miatt a röntgencsillagászat eszközeit szintén az űrbe kell telepíteni, azonban a távcsövek hagyományos optikai elemeit itt nem lehet alkalmazni, mivel a nagyenergiájú röntgensugarak azokkal nem téríthetők el. A nyalábot csak akkor lehet fókuszálni, ha a sugarak nagyon éles szögben, súrolva érkeznek a tükörre. Több ilyen súroló tükör elemet egymás után rakva a röntgennyaláb az érzékelő eszközre fókuszálható.

A röntgen égbolt a látható éghez képest egészen eltérő képet mutat. Forrásai többnyire a Tejút centruma irányába csoportosuló olyan kettősrendszerek, amelyek egyik tagja kompakt objektum (fehér törpe, neutroncsillag vagy fekete lyuk), amely a normál kísérőcsillagától folyamatosan anyagot kap. Miközben az anyag a kompakt objektum körül korongot formál, röntgensugárzást bocsát ki. Igen erős röntgenforrás több aktív galaxis magja, az ún. kvazárok, valamint a szupernóvák maradványai. Végül röntgenforrás a csillagok magas hőmérsékletű koronája , illetve a galaxishalmazokat körülvevő, ugyancsak forró, ám rendkívül ritka gázburok is.

Az extrém nagy energiájú gammasugárzás fotonjai a földi légkör részecskéin többször szóródnak, miközben csökken az energiájuk. A légkör tehát a gammasugárzást sem engedi át, ezért a gammateleszkópokat is űreszközökre telepítik. A gammatávcső szerkezeti felépítésében nem emlékeztet a hagyományos távcsövekre. A gamma fotonok felfogására speciális szcintillációs számlálókat használnak, amelyekben a gamma fotonok elektron-pozitron részecskepárt (elektron és antirészecskéje ) keltenek, amely egy szcintillációs kristályon elnyelődve látható fényt hoz létre. Az így keletkezett fényt fotoelektron-sokszorozó segítségével elektromos jellé alakítják és kiolvassák.

A gammatávcsövek nagy hiányossága, hogy rossz az irányfelbontásuk, azaz egy detektált eseményről nehéz megmondani, hogy az égboltnak pontosan melyik részéből érkezett. A gammadetektorok egy másik családja erre keres megoldást azáltal, hogy a beérkező foton irányára a vele kölcsönhatásba lépő részecskék mozgásának megfigyeléséből következtetnek.

A gammasugarak keletkezéséért többnyire szupernóvák, pulzárok és fekete lyukak felelősek. A gamma-égbolton végighúzódó fényes sáv egybeesik a Tejút sávjával. Különálló, pontszerű forrásokként figyelhetők meg a legnagyobb szupernóva-maradványok. Vannak azonban rejtélyes, nagy energiájú források, az ún. gammakitörések, amelyek rövid időre akár erősebben is sugározhatnak, mint az égbolt összes többi gammaforrása együttvéve. A gammakitörések egy része extragalaktikus forrásokból ered és roppant nagy erejű események hozzák létre őket.