По Њутн, астрономијата се разгранува во неколку насоки. Со неговиот закон за гравитација, старото прашање за планетарното движење е одново проучувано како небесна механика. Усовршените телескопи дозволија скенирање на површините на планетите, откривање на многу послабо сјајни ѕвезди, како и мерење на ѕвездените растојанија. Во XIX век, новиот инструмент наречен спектроскоп овозможи да се добијат информации за хемискиот состав и движењето на небесните тела.
За време на XX век се изградени значително поголеми телескопи-рефлектори со огледала од 1000 сантиметри во дијаметар. Проучувањата со овие инструменти доведоа до откривање на структурата на големите далечни збирови на ѕвезди, наречени галаксии и на групациите на галаксии. Во втората половина на XX век развојот во физиката доведе до појава на нови класи на астрономски инструменти од кои некои се поставени на сателитите-опсерватории кои орбититраат околу Земјата. Овие инструменти беа чувствителни на широк спектар на радијациски бранови должини, вклучувајќи ги гама-зраците, х-зраците, ултравиолетовите зраци, инфрацрвените зраци и радио регионите на електромагнетниот спектар. Астрономите започнуваат да ги проучуваат не само планетите, ѕвездите и галаксиите, туку и плазмата (топли јонизирани гасови) која ги опкружува двојните ѕвезди, меѓуѕвездениот простор во кој се раѓаат нови ѕвезди, ладниот прав кој е невидлив во оптичките региони, енергетските јадра на галаксиите кои можеби содржат во себе црни дупки и фотоните кои потекнуваат од Големиот прскот кои можеби носат информации за раната историја на Вселената.
Сончев систем
Њутновиот закон за гравитација ги постави постулатите за постоечката привлечна сила меѓу Сонцето и секоја од планетите, со цел да ги објасни Кеплеровите закони за елиптичните двежења. Од него произлезе дека мора да постојат и многу помали сили помеѓу самите планети, како и помеѓу Сонцето и другите тела во Сончевиот систем. Меѓупланетарните гравитациони сили ја предизвикуваат девијацијата на орбитите на планетите од регуларното елиптично движење. Повеќето од овие неправилности, предвидени врз основа на Њутновата теорија, можат да се набљудуваат и со телескоп. Како резултат на развојот на многу попрецизни астрономски инструменти и фотографски техники беше усовршено набљудувањето на позициите на планетите. Во исто време математичките пресметки им овозможија на астрономите да ги предвидат позициите на планетите со години однапред со прецизност многу блиска на набљудуваните позиции. Со помош на компјутерите се изведувале сè посложени пресметки, што овозможувало да се дојде до попрецизни резултати.
Со употребата на телескопот беа откриени и нови членови на Сончевиот систем, вклучувајќи го откривањето на планетата Уран во 1781 година од страна на британскиот астроном сер Вилијам Хершел; планетата Нептун во 1846 независно од британскиот астроном Џон К. Адамс и францускиот астроном Клајд В. Томбо. Бројот на познатите природни сателити се зголемува со пролетувањето на сондите покрај надворешните планети. Како што астрономите добиваат подобар поглед на планетите, така и овие бројки би можеле да продолжат да се зголемуваат. Се следат повеќе од 1600 астероиди при нивното движење најчесто помеѓу орбитите на Марс и Јупитер. Каталогизирани се неколку стотици одделни планети. Постојат безбројни помали тела, како што се кометите и металните метеори.
Хемиските анализи и физичките проучувања на непристапните небесни тела беа овозможени со пронаоѓањето на спектроскопот во 1814 година од страна на германскиот физичар Јозеф фон Фраунхофер и откритието дека секој хемиски елемент содржи посебен, уникатен пакет на спектрални линии. Анализите на планетарните и ѕвездените спектри покажаа дека тешките тела се составени од истите хемиски елементи за кои се знае и на Земјата. Спектроскопските проучувања ги направија достапни инаформациите за температурата на површината, гравитацијата на површината и движењата на небесните тела.
Сателити опремени со инструменти им се приближија на Меркур, Венера, Марс, Јупитер, Сатурн и Уран во 1970-тите и 1980-тите за да соберат хемиски и физички податоци. Таквите вселенски летала ги открија прстените околу Јупитер и неговите нови месечини, како и новите месечина на Сатурн и на Уран. Овие сателити исто така обезбедија информации кои фрлаат сомнеж за можното присуство на живот на другите планети во Сончевиот систем. Сите овие планети се или премногу жешки, премногу ладни или премногу суви за да поседуваат атмосфера погодна за животот зачнат од човекот.
Блиски ѕвезди
Пред откривањето на телескопот, ѕвездите се сметале за одвај пригодна заднина за скенирање на чудесиите на Сонцето, Месечината и планетите. По откривањето на телескопот, ѕвездите станаа посебна тема во астрономијата.
Мерење на сјајноста
Астрономите во минатото ги поделиле ѕвездите во шест класи, во зависност од нивната сјајност. Мерката за сјајност беше наречена магнитуда. На најсјајните ѕвезди им беше дадена магнитуда 0, а на најбледите магнитуда 6. Со сè почестата употреба на телескопите, астрономите беа во можност да видат ѕвезди многу побледи од оние видливи со голо око. Тие ја надополнуваа скалата на магнитуди сè повеќе, давајќи им на побледите ѕвезди повисоки магнитуди.
Магнитудите беа единственото мерило за сјајноста на ѕвездите сè до XIX век, кога се развиени и инструменти со кои астрономите можеа да ја измерат вистинската количина на светлина што од една ѕвезда допира до Земјата. До 1850-тите се знаеше и многу повеќе за реакцијата на човечкото око на светлина и за сјајноста на ѕездите. Кога човечкото око споредува два објекта од кои едниот е два пати посветол од другиот, тие не го регистрираат истиот како два пати посјаен. Големата разлика во сјајноста резултира со релативно мала разлика во магнитуди. Астрономите ја дефинираа магнтудата како производ на логаритмот на сјајноста на еден објект.
Мерење на растојание
Со движењето на Земјата околу Сонцето, оддалечените ѕвезди изгледаат како да се движат на небото. Ова наводно поместување, познато како ѕвездена паралакса, е најосетно во интервали од шест месеци, кога Земјата се наоѓа на спротивните страни на нејзината орбита околу Сонцето. Астрономите ја користат ѕвездената паралакса за да ја одредат оддалеченоста на ѕвездата од Земјата со помош на аголот кој таа ѕвезда го прави со двете нејзини паралактички положби. Колку е поголема оддалеченоста на Земјата, толку нејзината паралакса е помала. Најблиската ѕвезда, Алфа Кентаури, е околу 260.000 пати подалеку од Земјата отколку Сонцето. Првите растојанија на ѕвезди беа измерени независно од повеќе астрономи во 1838 година.
Состав и енергија на ѕвездите
Изворот на огромната енергија која Сонцето и другите ѕвезди ја зрачат долго време претставувала мистерија. Сонцето произведува моќ од 3.86 х 10²6 вати (5.18 х 10²³ коњски сили). Според геолошките докази животот на Земјата постои речиси неколку милијарди години, од што, пак, може да се заклучи дека дека Сончевата енергија со сегашната стапка се ширела околу стотици милиони години. Во 1938 година американскиот физичар Ханс Бетс ја усоврши теоријата дека Сончевата енергија е производ на нуклеарната фузија на водородните атоми во атоми на хелиум. Ова откритие го отвори патот кон развојот на хидрогенската бомба со нуклеарна фузија околу 15 години подоцна.
Ѕвездите кои се најмалку 1.4 пати помасивни од Сонцето го поминуваат нивниот животен циклус многу побрзо од Сонцето. Оптичките телескопи ги открија основните фази од животот на тие ѕвезди. Најпрво ѕвездата почнува да се кондензира одвнатре стнувајќи одвај густ молекуларен облак. Кондензацијата предизвикува период на контракција и внатрешно затоплување, по што следи долгиот период на почетната фаза (mainsequence star). При крајот на нејзиниот живот ѕваздата се проширува стапувајќи во фазата црвен џин, повторно се собира во состојба слична на почетната фаза (mainsequence star) за да на крај дегенерира во бело џуџе.
Во 1960 тите британскиот радиоастроном Џоселин Бел откри рапидно променливи сигнали кои доаѓаа од ѕвездовидни објекти. Неговите проучувања укажаа на тоа дека станува збор за пулсирачки извори, наречени пулсари, кои се состојат од материја која е многу погуста од белите џуџиња. Оттука со голема веројатност може да се заклучи дека пулсарот е последната етапа во животот на една ѕвезда пред нејзинто конечно умирање како црна дупка, чија маса е толку густа што ништо, дури ни радијацијата не може да ѝ побегне. Во 1974 беше откриена црна дупка во соѕвездието Лебед (Cygnus) со детектирање на Х-радијацијата од гас забрзан до огромна брзина, близу брзината на светлината, која ја добил паѓајќи кон црната дупка. Оттогаш беа разгледувани и други можности, како на пример, огромни црни дупки сместени во центарот на бурно радијационите галаксии. Во 1994 година вселенскиот телескоп Хабл (Hubble) го приложи првиот доказ за постоењето на таква црна дупка во центарот на галаксијата М87. Со мерење на забрзувањето на гасовите во околината на црната дупка, научниците проценија дека нејзината маса е 2.5 до 3.5 милијарди пати поголема од таа на Сонцето.
Во 1983 година астрономите открија дека блискат ѕвезда Вега има свој ѕвезден систем. Вега е опкружена со диск од прав и камења кои можеби се во процес на формирање планети.
Во 1995 двајца американски астрономи дојдоа до првоиот доказ за постоењето на целосно формирана планета околу ѕвезда слична на Сонцето, наречена 51 Пегас. Во 1998 се знаеше за околу дваесеттина ѕвезди со планети кои орбитираат околу нив и околу десеттина други опкружени со дискови од гас. Пред овие откритија повеќето астрономи сметаа дека веројатноста да се пронајдат планети околу ѕвезди слични на Сонцето е многу мала. Многу астрономи денес сметаат дека ѕвездените системи се релативно нормална појава.
Галaксија
При крајот на XVIII век британскиот астроном сер Вилијам Хершел ги конструираше најголемите телескопи-рефлектори во тоа време и ги употреби за истражување на небото. Тој не само што ја откри планетата Уран, туку и низа двојни ѕвезди во рамките на огромниот број ѕвездени групации и облаци. Неговото броење на ѕвезди во различни региони на небото го увери дека Сонцето е само едно во огромниот облак од ѕвезди распрскани по небото.
Млечниот Пат претставува галаксија чии ѕвезди се гравитациски поврзани и ротираат околу еден оддалечен центар. Располагањето со информации за оддалеченоста на ѕвездите е од големо значење при проучувањето на структурата на Млечниот Пат. Методот за одредување на овие растојание преку паралаксата може да се примени само за неколкуте илјадници поблиски ѕвезди. Постои посебна класа на ѕвезди, наречени Цефеиди променливи, чија сјајност варира на периоди што зависи од количеството на светлина која тие всушност ја зрачат (во споредба со количеството нивна светлина која стигнува до Земјата). Споредбата помеѓу овие две количества на светлина служи за одредување на нивните растојанија. Потпирајќи се на откритието за односот помеѓу периодот и сјајноста од страна на американскиот астроном Хенриета Свон Ливит, американскиот астроном Харлоу Шејпли ги искористи Цефеидите променливи да ја измери големината на Млечниот Пат. На светлински зрак кој се движи со брзина од околу 300.000 км/сек му се потребни 400.000 години да го помине Млечниот Пат од едниот до другиот негов крај. Видливата спирала изнесува некаде помалку од половината нејзина ширина. Сè на сè, Млечниот Пат брои околу трилион ѕвезди кои ротираат околу заеднички центар. Сонцето, кое е лоцирано на околу 30.000 светлински години од центарот на Млечниот Пат, патува со брзина од околу 210 км/сек и прави една цела револуција приближно на секои 200 милиони години.
Млечниот Пат вклучува и огромни количини на честички од прав и гас кои се распрскани помеѓу ѕвездите. Оваа меѓуѕвездена материја и попречува на видливата светлина која доаѓа од далечните ѕвезди, така што набљудувачите на Земјата не можат целосно да ги видат далечните делови на Млечниот Пат. Со откритието од 1932 година на американскиот електроинженер Карл Г. Џенски, дека радиобрановите се емитуваат во Млечниот Пат, почнува да се развива нова гранка на астрономијата. Подоцнежните истражувања укажаа на тоа дека оваа радијација доаѓа делумно од меѓуѕвездената материја, а делумно од дискретни извори формално наречени радио-ѕвезди. Радиобрановите, кои доаѓаат од далечните делови на Млечниот Пат, можат да пенетрираат во меѓуѕвездената материја која не ја пропушта видливата светлина и со тоа им оневозможува на астрономите да ги набљудуваат регионите скриени за оптичките инструменти. Од таквите набљудувања беше констатирано дека Млечниот Пат претставува спирална галаксија со сплескана испакнатост од стари ѕвезди, надворешен диск од топли млади ѕвезди кои ги градат спиралните продолжетоци и огромен, издолжен ореол од бледи ѕвезди. Со набљудувањата на надворешниот диск во 1986 со радиотелескоп, за првпат во историјата е забележано раѓање на ѕвезда, во соѕвездието Ophicus или Серпентинскиот носач, оддалечено 500 светлински години.
Сè до 1980-тите јадрото на Млечниот Пат претставуваше мистериозен регион, затскриен од темни облаци на меѓуѕвезден прав. Астрономите почнаа постепено да ја градат целата таа слика на овој регион во 1983 година, кога всушност беше лансиран сателитот ИРАС (Infrared Astronomy Satelite). Сензорите на ИРАС, ослободени од попречувачките ефекти на Земјината атмосфера, успеаја да ги снимат со досега невидена деталност позициите и облиците на огромен број извори на инфрацрвена енергија кои ја зафаќаат сржта на Млечниот Пат. Помеѓу овие беше откриен и еден масивен објект, кој не претсатвува ѕвезда, а е премногу компактен за да биде ѕвездена групација и за кој постои можност да се докаже дека е црна дупка.
Вселена
И покрај неговата неверојатна големина, Млечниот Пат е само еден од бројните големи ѕвездени системи, наречени галаксии, кои ја населуват познатата Вселена. Во 1924 година истражувањата спроведени од американскиот астроном Едвин Хабл го дадоа одговорот за природата на спиралните облаци, укажувајќи на нив како на посебни галаксии, слични на Млечниот Пат; други, пак, галаксии се сфероидни, односно елипсовидни, без спирални продолжетоци; а има и такви со неправилни форми. Со помош на еден од најголемите оптички телескопи на светот кој се наоѓа во опсерваторијата Мауна Кеа на Хаваите, откриени се галаксии оддалечни повеќе од 10 милијарди светлински години од Земјата.
Спектралните анализи на светлината која доаѓа од надворешните галаксии покажува дека ѕвездите од кои се составени овие системи се изградени од оние хемиски елементи кои се познати и на Земјата. Тие, исто така, укажуваат на тоа дека сите галаксии се оддалечуваат од Млечниот Пат. Колку е подалечна една галаксија, толку побрза е нејзината рецесија. Ова е земено како доказ дека Вселената се шири и дека потекнува од експлозијата на неверојатно жешка и густа состојба на материја. Можните состојби кои се претпоставува дека ја иницирале експлозијата се опфатени во космолошката теорија од раните 1980-ти, позната како теорија на инфлација. Оттогаш радијацијата од Големиот прскот станува сè поладна; нејзината моментална температура изнесува околу 3 К над апсолутната нула (околу -273,16º С односно -454º F). При оваа температура, радијацијата која доаѓа од сите насоки била откриена во 1965 од страна на американскиот физичар Арно Пензијас и Роберт В. Вилсон, што претставува моментно најдобриот индикатор на раната историја на Вселената (позадинаска радијација). Во прилог на теоријата за Големиот прскот е и Ајнштајновата теорија на релативност.
Квазарите, кои биле откриени во 1950-тите со помош на радиотелескопи, за многу астрономи претставуваат енергетски јадра на многу оддалечени галаксии. Од досега непознати причини, тие ја маскираат светлината од нивните базични галаксии. Тие често се појавуваат во крајно оддалечени групации на галаксии. Спектралните линии на квазарите покажуваат многу големи поместувања кон црвено (redshift) што укажува на тоа дека овие објекти се оддалечуваат од нашата галаксија со 80% од брзината на светлината. Нивната наводна огромна брзина исто така значи дека тие спаѓаат меѓу најдалечните космолошки објекти. Во 1991 беше откриен квазар оддалечен 12 милијарди светлински години, со помош на рефлекторот во опсерваторијата Паломар.
