在18～19世纪，天体力学得到了飞速发展，这主要表现在：①由于航海的需要，这一时期的天体力学主要使用摄动理论。②在摄动理论的研究中，纽康创立了纽康算符。③由于彗星和小行星常常有较大的倾角和偏心率，在研究它们受到的摄动时必须采用与大行星不同的方法。因此在1843年，汉森创立了绝对摄动法。1874年，希尔提出以中间轨道为基础的球坐标摄动法。1896年，波林则建立了群摄动的分析方法。
太阳系的研究
近代天文学对太阳系的研究取得了以下成就：对太阳系中大行星的研究主要集中于对它们做更加详细的观测；海王星的发现，是这一时期最伟大的成就之一：提丢斯一波得定则发表，人们开始注意并努力在这条定则所指出的木星和火星之间的空隙中寻找未知天体；发现的小行星逐年增加；彗星成为天文学研究的重要对象，开始近代彗星结构理论的研究；进行了有效的太阳黑子观测，它是在天体物理学诞生以前太阳系研究中最有成绩的一项。
天体测量学的成就
到了近代，天体测量学也发展起来了，它取得了以下成就：发现了周年光行差现象和章动现象，并测定出光行差常数；改进了确定太阳视差的方法：经纬度和钟差的测定是这个时期天体测量学的基础任务之一；纬度测定精度提高，1899年成立了国际纬度服务机构，有这个机构提供地极坐标；在这两个世纪中，天文学家编制了许多星辰，其规模越来越大，精度越来越高。
哥白尼革命带来的影响
哥白尼是真正打破地心体系的伟大科学家。他经过几十年的研究，建立起了一个崭新的日心宇宙体系。这个发现使人们对宇宙的看法从主观的、神秘的、原始的见解，进步到近代的、客观的、合理的见解。这个体系引起了一系列思想上的革命，人们从此摆脱了对神学和古代经典权威的迷信，以事实作为知识的来源，靠实践判断理论的真伪。
现代天文学
天文学在现代得到了空前发展。20世纪40年代后期兴起了一门利用电磁辐射研究天体的新学科。而航天时代的到来，使天文学开始成为全波段的宇宙科学。现代天文学正在为阐明太阳系的来龙去脉、星系的起源和星系的演化、宇宙的过去和未来、地外生命和地外文明等重大课题做出贡献。
天体力学的新成就
在20世纪上半叶，已经成熟的经典分析方法仍在继续发展。较为重要的成果是布朗的月球运动理论和1919年罗斯改进的火星运动理论。除分析法外，20世纪初还出现了一条新的发展途径，这就是庞加莱提出的天体力学定性理论，其中包括变换理论、特征指数理论、周期性理论和稳定性理论，对以后的天体力学发展有较大的影响。
天文动力学的诞生
天文动力学又称人造天体动力学，它是天体力学的重要分支。20世纪50年代后期，由于人造卫星和空间探测器的发射，向天体力学提出了新课题，由此并发展成一个新的学科分支——天文动力学，专门研究这些飞行器的运动问题。
射电天体测量学
射电天体测量学是运用射电干涉技术进行天体测量的一门学科，是天体测量学的一个分支。20世纪60年代后期，甚长基线干涉仪的试验成功，使天体测量的分辨率和精度大为提高，从而使射电天体测量成为一门独立学科，并得到迅速发展。目前射电干涉测量的定位精度，已达到和光学定位精度相近的程度。
历书时
历书时是描述天体运动的方程式中采用的时间，也可以看做是天体历表中应用的时间，简称ET。它是由天体力学的定律确定的均匀时间，又称牛顿时。1958年国际天文学联合会决议，自1960年开始用历书时代替世界时作为基本的时间计量系统。
天文常数系统
天文常数系统是用于编算天文年历和计算天体位置的一组与地球有关的常数，包括地球的大小、形状和重力场，地球的轨道要素、岁差常数、章动常数，光行常数和太阳，月球与行星的质量等数值。
空间天体测量学
天文学按照研究的内容可分为天体测量学、天体力学和天体物理学三门分支学科。天体测量学是天文学中发展最早的一个分支，它的主要内容是研究和测定各类天体的位置和运动，建立天球参考系等。利用天体测量方法取得的观测资料，不仅可以用于天体力学和天体物理研究，而且具有应用价值，比如用以确定地面点的位置等等。目前，天体测量的手段已从早期单一的可见光波段，发展到射电、红外等其他电磁波段，精度也在不断提高。
天体物理学的进展
天体物理学的进展包括光学望远镜和天体物理方法的发展。镜面材料、精密机械和自动控制的进展，极大地改善和增强了天文学家的观测能力。第二次世界大战后出现多种高效能光电转换装置，可以探测到微弱辐射，同时提高了观测和处理天文底片的自动化程度。
有关恒星起源和演化的研究
20世纪50年代末，天文学家已能描述不同质量的恒星在主星序前的10（上标5）～10（上标7）年的流体动力阶段，以及10（上标8）～10（上标12）他年的主星序氢燃烧阶段等的演化情况，氢烧尽后离开主星序的走向，以及可能有的最后归宿。60年代，天文学家经过观测，发现恒星起源于星际暗云，因吸积、收缩而形成原恒星（或称星胚或星胎）。人类对恒星的形成和演化的认识与理解，是20世纪天文学的一项重大成就。
银河系的研究
20世纪初，卡普坦建立了以太阳系为中心的银河系模型。1918年，沙普利对“太阳系是银河系中心”这一传统观念提出挑战。他得出银河系是透镜型的恒星和星云系统，银河系中心在人马座方向，太阳距银心5万光年。这是自哥白尼提出日心说以来，宣布太阳系并非位于宇宙中心的又一伟大学说。半个世纪中，沙普利模型经受了新的观测事实的考验，已为世人所公认，但后人也在不断研究，修正这个模型的大小。科学家还用它研究了银河系自转以及银河系质量等问题。
多色测光的方法
采取多色测光方法可以获得关于天体的表面温度、颜色、分光能量分布、本征光度、距离、星际红化等数据。天体多色测光和天体分光光度测量都是以光谱理论为基础的，是了解天体视向运动、星族属性、物理参量和化学成分的有效方法。
星系世界
1924年底，哈勃宣布他利用造父变星的周光关系，计算出了仙女星系（M31），人马座不规则星系（NGC6822）的距离，指出它们是银河系以外的恒星系统。从那时起，星系天文学正式诞生。古老的宇宙岛观念被证明是客观现实，“在银河系之外还存在着一个大宇宙”这样一个概念的建立，是20世纪天文学的又一重大成就。
划分恒星
1944年，巴德基于星团赫罗图的研究，提出了星族的概念，并将恒星划分为星族Ⅰ和星族Ⅱ两大类。1957年，在梵蒂冈召开的一次国际学术会议上，科学家们按照恒星的空间运动速度、距银道面的距离、向银心的聚集速度、氦含量和年龄等参量，把星族又细分为中介星族Ⅰ、旋臂星族、盘星族、中介星族Ⅱ和晕星族。这五个次系的成员天体构成了银冕、银晕、银心、银盘和旋臂。
太阳系的探测
19世纪最后10年，人类开始了现代太阳研究的新时期，发现了钙云（谱斑），发现了黑子的磁性和22年的磁周期，研制出太阳光电磁像仪和日冕仪，1962～1975年间发射了8个环绕地球的轨道太阳观测台，1973年天空实验室进入轨道，它们都为人类深入认识太阳活动和日地关系提供了丰富的资料。
特殊天体的发现
20世纪60年代，天文学家通过大量的观测，发现在宇宙空间存在着活动异常的特殊天体。例如河外射电源和Χ射电源、类星体等等。与以10（上标10）年为演化尺度的绝大多数正常星系相比，它们的存在只是短暂的时间。这些研究成果的发现标志着现代天文学的进步。70年代以来，探索远达数百亿光年以上的宇宙深空已经成为现代天文学的主要课题。
太空辐射天文学
20世纪末期，天文学家开始利用科学仪器接收太空中所有天体的辐射，而不再局限于可见光，因为它只占据宇宙电磁辐射中极小的一部分。通过接收不可见的能量波动，例如无线电波和Χ光等太空辐射，为人类展现出了惊人的宇宙图像。
低能辐射源
宇宙中较冷的区域会发出波长较长的辐射。恒星一般会发出可见光，而太空中温度较低的物体，如新生恒星、行星等则以红外线释放出能量。无限电波是电子迅速向上穿越磁场所产生的，它们从遥远的电波星系发出。这些都是低能辐射。
截取辐射
地球大气中的气体会吸收大多数的辐射。如果要直接截取太空中的辐射，最好利用卫星。为了保证观测的精确，哈勃太空望远镜也在太空中飞行，不受低层大气的空气运动影响。这样可以截取到太空中的辐射。以便于科学家研究。
如何侦测辐射
大气分子会吸收特定波长的辐射，如紫外线、红外线。Χ光和Y射线穿透大气、侦测辐射的过程足以让高空气球内的侦测器记录到。红外线则可以利用高空中的飞行器搭载望远镜来侦测。
望远镜
望远镜发明于17世纪初。人类通过望远镜拉近了与宇宙的距离，等于是从平面跃入立体。人类最初只能凭借肉眼辨别将近6000颗星，现在却已经可以观察月面的起伏、太阳黑子、土星光环以及各个星座。现在，我们还在借助光学仪器向更广阔、更深远的宇宙进军。
望远镜的原理
望远镜由物镜和目镜组成。接近景物的凸形透镜或凹形反射镜叫做物镜，靠近眼睛那块叫做目镜，远景物的光源视作平行光。根据光学原理。平行光经过凸透镜或球面凹形反射镜便会聚焦在一点上，就是焦点。焦点与物镜的距离就是焦距。再利用一块比物镜焦距短的凸透镜。即目镜，就可以把成像放大，观察者就看的特别清楚。
望远镜的分类
广义上的望远镜不仅仅包括工作在可见光波段的光学望远镜，还包括射电，红外线，紫外线，Χ射线，甚至Y射线望远镜。光学望远镜又可以分为折射式望远镜，反射式望远镜和折反式望远镜三大类。
分辨本领
望远镜的质量取决于它的分辨本领，即分开两颗很相近的双星的能力。望远镜的分辨本领由望远镜的分辨角的倒数来衡量。分辨角通常以角秒为单位，是指刚刚能被望远镜分辨开的天球上两发光点之间的角距。望远镜的分辨率越高，越能观测到更暗、更多的天体，所以说，高分辨率是望远镜最重要的性能指标之一。
倍率
望远镜的倍率是指望远镜在视觉上拉近物体的能力。倍率越大，望远镜的稳定性也就越差，观察视场就越小、越暗，其带来的抖动也大大增加，呼吸的气流和空气的波动对它的影响也就越大。
贯穿本领
贯穿本领是指在晴朗的夜空将望远镜指向天顶，所能看到的最暗的天体，用星等来表示。在无月夜的晴朗夜空，我们人的眼睛一般可以看见6等左右的星。一架望远镜可以看见几等星主要是由望远镜的口径大小决定的，口径越大，看见星等也就越高。如：50毫米的望远镜可看见10等星，500毫米的望远镜就可看到15等的星。
赤道式装置
赤道式装置是指望远镜的赤纬轴与赤经轴（即极轴）相互垂直，并且赤经轴指向天极与地球自转轴平行，其最大的特点是可以很方便地观测天体的周日视运动。望远镜跟踪天体时，只是赤经轴运动而赤纬轴不动（仅仅在望远镜寻找观测星时才用）。因此，许多科普望远镜多将赤纬轴转动设计成手动。在赤道式装置的望远镜中，又可分为美国式（叉式）、德国式、摇篮式、马蹄式与英国式（双柱式）等，而大部分的科普望远镜采用的是德国式与美国式装置。
地平式装置
地平式装置是指望远镜有两个相互垂直的轴，一个是水平轴（也叫高度轴），一个是垂直轴（也叫方位轴）。镜筒与水平轴相连，跟踪天体时必须两个轴同时运动。其优点是重力对称、结构紧凑、造价较低、口径可以做大、圆顶随动控制简单。缺点为焦点是旋转的，并且在天顶处有一个不能跟踪的盲区。
伽利略式望远镜
1609年，伽利略制作了一架口径为4．2厘米，长约1．2米的望远镜。他是用凸透镜作为物镜，凹透镜作为目镜，这种光学系统称为伽利略式望远镜。伽利略式望远镜是折射望远镜的一种。物镜组为等效的凸透镜，光线经过物镜汇聚后，经过一片或一组凹透镜形式的目镜成像。这种望远镜成像是正立的，但视场较小。
口径
望远镜的口径分为有效口径和相对口径。有效口径指望远镜的通光直径，即望远镜入射光瞳直径。望远镜的有效口径越大，聚光本领就越强，越能观测到更暗弱的天体。它反映了望远镜观测天体的能力。相对口径又称焦比，它是望远镜的有效口径与焦距之比（D／F）一般说来，折射望远镜相对口径较小，而反射望远镜的则较大。因此做天体摄影时，应注意选择合适的有效口径或相对口径。
牛顿式望远镜
第一架反射式望远镜诞生于1668年。牛顿采用球面反射镜作为主镜。他用2．5厘米直径的金属，磨制成一块凹面反射镜，并在主镜的焦点前面放置了一个与主镜成45°的反射镜，使经主镜反射后的会聚光，经反射镜以90°反射出镜筒后到达目镜。这种系统称为牛顿式反射望远镜。它的球面镜虽然会产生一定的像差（实际成像与理想成像状态的差别），但用反射镜代替折射镜却是一个巨大的成功。
卡塞格林式望远镜
1672年，法国人卡塞格林提出了新的反射式望远镜的设计方案，把副镜提前到主镜焦点之前，并为凸面镜，这被称为卡塞格林式反射望远镜。卡塞格林式望远镜的主镜和副镜可以有多种不同的形式，光学性能也有所差异。这种望远镜焦距长而镜身短，倍率也大，所得图像清晰，既有卡塞格林焦点，可用来研究小视场内的天体，又可配置牛顿焦点，用以拍摄大面积的天体。
马克苏托夫望远镜