電磁波譜。（? NASA）
上圖右邊的電磁波譜包括了高能量的伽瑪射線和X射線（波長短，頻率高），左邊則是低能量的射電波和微波（波長長，頻率低），而在圖中彩虹般的顏色就是可見光了。
大氣窗口。（? NASA）
電磁輻射會被地球大氣層中的壹些氣體反射和吸收，這些氣體中最重要的有水蒸氣、二氧化碳和臭氧。有壹些輻射，比如可見光，大部分都會直接穿過大氣層。電磁波譜中的這些區域——波長能夠穿過大氣層——通常被稱為“大氣窗口”。壹些微波甚至可以穿過雲層，使它們成為傳輸衛星通訊信號的最佳波段。
電磁波譜各個波段下都有相應的望遠鏡，當然不止這些。（? NASA）
在地面上最常見的大型望遠鏡都是光學望遠鏡和射電望遠鏡，最近紅遍大江南北的FAST望遠鏡就是世界上最大的射電望遠鏡。除此之外，科學家還會發射紫外、X-射線和伽瑪射線望遠鏡等到太空去，因為大氣層對這些波段並不透明。而紅外望遠鏡則可以在地面、空中以及太空。不同的望遠鏡也都有各自的科學目標，比如，FAST的科學目標是探索宇宙起源和演化、觀測脈沖星、探測星際分子，以及尋找外星人等等。
註：射電是天文學裏獨有的叫法，其它學科裏壹般叫微波和無線電波。
位於中國貴州的“天眼”FAST，是世界上最大的射電望遠鏡。望遠鏡越大，采集的光也越多，就能夠看得越遠越深。
為什麽我們要建造不同波段的望遠鏡？換句話說，如果我們以不同的波長去觀測宇宙時會有什麽不同嗎？是的，當我們通過不同波段的視角去觀測宇宙時，它們所觀測到的現象也會很不同，這有助於我們獲取的宇宙信息越全面。因此為了探索宇宙，天文學家研制了各種各樣的望遠鏡來觀測宇宙。所有的望遠鏡，其實都是對電磁波譜各波段的觀測。我們先看壹個例子：
上圖顯示的是M51螺旋星系在不同波段下的樣子。每張圖片都是電磁波譜裏非常窄的壹個波頻，但是它們展現給我們的卻是如此的不同。低能量輻射來自分子氣體較冷的區域，高能量輻射則來自原子完全被離子化的熱點。從合成圖像中，我們就能夠獲取M51螺旋星系的結構、溫度和化學成分。
下面，我們以銀河系為例，詳細了解在各個波段下我們會發現銀河系正在發生的不同事情。
（? NASA）
射電
射電望遠鏡的工作原理。射電波使我們看到許多可見光無法看見的物體，比如星系中的氣體。（? BBC）
射電輻射會告訴我們銀河系中發生的不同事情，這取決於妳觀測的是射電波譜中的哪個部分。有些部分會告訴我們電子在銀河系中被加速了，另壹些部分則會告訴我們銀河系中的氫氣分布。
銀河系盤面的射電波段連續發射的強度。上圖：頻率為408MHz；下圖：頻率在2.4 - 2.7GHz之間。（? Haslam, et. al (1982), A&AS, 47, 1; Duncan, et. al (1995) MNRAS, 277, 36; Fuerst, et. al (1990) A&AS, 85, 691; Reich, et al. (1990), A&AS, 85, 633）
加速電子的射電連續發射會通過兩種不同的過程。在408MHz波段，在銀河系的這些地方，電子被星際磁場加速接近光速。當電子被加速時，它們會繞著磁場線，並輻射出射電波。在2.4 - 2.7GHz的頻域中，有壹些非常明亮的點顯示的也是電子在磁場中被加速。另外，我們也會看到電子被熾熱、發射星雲中的等離子的質子加速。
同步加速輻射。（? NASA）
另壹方面，對壹些特定波長的觀測，天文學家就能夠知道銀河系中氫氣的分布。
射電波段下的銀河系。這兩個圖片顯示了原子（上，1.4GHz）和氫分子（下，115GHz）的分布。（?Credit: Burton, (1985) A&AS, 62, 365; Hartmann, "Atlas of Galactic Neutral Hydrogen," Cambridge Univ. Press, (1997, book and CD-ROM); Kerr, (1986) A&AS, 66, 373; Dame, (2001) ApJ, 547, 792）
氫原子會在頻率為1420MHz（相當於波長21厘米）處有壹個罕見的譜線。盡管這條光譜線很罕見，但我們仍然看到該譜線在銀河系中非常突出，因為銀河系包含了太多的氫氣。氫原子可以用來追蹤冷或暖的星際介質，這些介質通常由擴散的氣體和塵埃構成，跨度有上百光年。
要探測銀河系中的氫分子則是非常困難的，但是我們可以通過觀測壹氧化碳來追蹤氫分子。壹氧化碳的光譜線位於頻率115GHz。我們發現氫分子主要會出現在分子雲中。這些星際氣體雲通常會出現在銀河系的螺旋臂上，在那裏有大量的恒星誕生。換句話說，氫分子是恒星形成活動的主要成分。
（利用射電望遠鏡我們可以觀測到遙遠的脈沖星、恒星的形成區域、超新星遺跡遺跡類星體。類星體是上個世紀60年代的天文四大發現之壹。有興趣的讀者可戳：《壹閃壹閃類星體》。）
紅外
紅外線的波長要比可見光的長，它能夠穿過擁有氣體和塵埃的高密度區域，不容易被吸收或散射，因此利用紅外線可以觀測銀河系盤面的深處。紅外線較短波長的那部分可以揭示銀河系中的恒星分布，較長波長的那部分則顯示了被星光溫暖的星際塵埃。
銀河系盤面的紅外圖像。最上圖顯示的是由IRAS觀測到的中紅外和遠紅外的合成圖像；中間顯示的是由MSX衛星觀測的中紅外圖像；最下面的圖片則顯示的是COBE觀測的近紅外圖像。（? Wheelock (1994) IRAS Sky Survey Atlas Explanatory Supplement, JPL Publication 94-11; Price (2001) AJ, 121, 2819; Hauser (1995) COBE Diffuse Infrared Background Experiment Explanatory Supplement, Version 2.0, COBE Ref. Pub. No. 95-A (Greenbelt, MD: NASA/GSFC)）
紅外線可以幫助我們窺視在分子雲中形成的年輕恒星，分子雲會擋住可見光的視線，但剛好對紅外線透明。當星光遇上星際塵埃時，它會使塵埃加熱並輻射出紅外線。通過觀測較長紅外線，我們就可以追蹤星際塵埃雲。
（哈勃空間望遠鏡的繼任者詹姆斯?韋伯（JWST）就是紅外線太空望遠鏡，將探索宇宙的起源，星系、恒星以及行星的誕生之謎。）
光學
對銀河系中的光學波段觀測或許是我們最熟悉的。在光學波段觀測的挑戰是，可見光會很快的被星際氣體和塵埃吸收，因此我們無法像其它波段那樣看的那麽遠。
銀河系的盤面的光學圖像。（?Mellinger, A.）
由於星際塵埃嚴重的遮擋住了可見光，因此上圖顯示的主要都來自距離太陽幾千光年遠的恒星。同時我們也看到明亮紅色區域，是由發光的氣體產生的。黑色的斑塊是由於氣體和塵埃雲的吸收，這些區域可以通過射電和紅外輻射來觀測。
紫外
紫外線的波長要比可見光短。盡管人的眼睛無法看到紫外線，但是有壹些昆蟲，比如蜜蜂，就可以看見。太陽就是個強大的紫外線源，長久暴露在紫外線對DNA可能會有損害。
科學家通過探測紫外線，可以看到恒星加熱星際介質，以及恒星誕生的區域。年輕、熾熱的恒星會輻射紫外線，接著會加熱周圍的氫氣體。
銀河系盤面的紫外圖像。數據來自GALEX，黑色的寬帶是因為數據不足。（? D. Schiminovich (Columbia), M. Seibert (OCIW) and GALEX science team, led by Prof. C. Martin at Caltech）
圖中顯示的有星團、超新星遺跡的輻射，以及在銀河系盤中的恒星誕生區域和分子雲中顯著的的塵埃吸收特征。
X射線
在銀河系中，X射線的來源有很多，比如熾熱氣體、雙星系統、年輕恒星、星團、超新星遺跡和落入星系中央黑洞的物質。
來自ROSAT的軟X射線圖像。（? Snowden (1997) ApJ, 485, 125）
熾熱的氣體會輻射出軟X射線（低能量）。不同的顏色代表不同的吸收程度，或者發射區的溫度。
伽瑪射線
伽瑪射線是電磁波譜中波長最短、能量最高的輻射。他們來自宇宙中最極端的環境，比如中子星、脈沖星、超新星爆發和黑洞吸積盤。我們探測到的大多數伽瑪射線都來自銀河系外。但是，我們的確觀測到星際雲中的氫原子核與宇宙射線碰撞時產生的伽瑪射線背景，另外，伽瑪射線也來自壹些明亮、致密的天體，比如脈沖星。
費米伽瑪射線太空望遠鏡6年的觀測數據。（?NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration）
上圖顯示的費米伽瑪射線太空望遠鏡觀測到的伽瑪射線，能量介於500GeV和2TeV之間。大部分伽瑪射線都來自於宇宙射線和氫原子核的碰撞。但同時也會看到壹些非常明亮的來源，這些是脈沖風星雲和超新星遺跡。我們看壹張放大版，可以清楚地看到壹些脈沖星源：
（?NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration）
除了觀測來自銀河系圓盤的伽瑪射線，費米伽瑪射線太空望遠鏡也發現了銀河系中央分離出兩個巨大的“氣泡”，其中包含巨大能量：