傅裏葉變換光譜儀沒有入射狹縫限製視場，聚光能力強，它又有較高的分辨本領和測量精度，因而盡管它誕生以來曆史還很短，但卻在天文觀測中，特別在紅外波段的觀測中得到越來越廣泛的使用。斑點幹涉測量天體射來的光是平行光，它的波前是平麵波前，但由於地球大氣特別是低層大氣存在著不規則湍動，大氣密度及其折射率不規則地變化著，於是天體光線進入大氣層後，原來的平麵波前發生畸變，而且這種畸變波前的形狀還隨時間不斷變化著。結果在望遠鏡中，恒星像或在閃爍、或來回抖動、或成為一個具有一定直徑的模糊圓（稱視影圓麵）。由於大氣湍動，望遠鏡特別是大望遠鏡的分辨本領遠遠不能達到它的理論上的極限分辨率。
平麵波前湍動大氣畸變波前湍動大氣造成星光波前畸變
1970年，法國的拉貝裏指出，如果曝光時間小於0.02秒，那麼在這樣短的曝光瞬間內大氣是相對穩定的，拍到的星像不會模糊一團，而會是由許多被稱為“斑點”的細節所構成的複雜圖像，這種斑點幹涉圖是由人射波前上同位相區域的光線互相幹涉而形成的。在這種斑點幹涉圖的瞬時像中，隱含著高分辨率天體圖像的信息。在下一個短瞬間內，大氣湍動使星光波前的相對位置發生了變化，因此就會拍到一張新的斑點幹涉圖。這樣在幾分內就可以獲得大量的斑點幹涉圖。如果對大量的斑點幹涉圖進行傅裏葉變換的數學處理，便可將隱藏在斑點幹涉圖中的天體信息提取出來，從而再現天體的高分辨率的圖像。
快門打開後，成像在望遠鏡焦平麵上的星像經顯微物鏡的放大，然後經過一些其他部件最後在照相軏的底片上顯示出斑點細節，在顯微物鏡和照相機之間，還有大氣色散補償棱鏡、幹涉濾光片、多級像增強器和轉像透鏡。大氣色散補償棱鏡用來大氣色散效應，幹涉濾光片用來限製人射光的波寬範圍，多級像增強器用以大大增強天體的亮度，以便大大縮短嚷光時間，多級像增強器末端所呈的像最後通過轉像透鏡到達照相機，照相機的底片和快門是聯動的，它能在短時間拍攝大量斑點幹涉圖，對這些斑點幹涉圖用快速顯微密度計掃描，並用電子計算機進行傅裏葉變換魚算，最後可獲得分辨率很高的清晰的天體圖像。
多鏡麵望遠鏡
光電成像器件的湧現和斑點幹涉測量術的問世使大口徑望遠鏡的分辨率和觀測暗天體的能力得到充分的發揮。在望遠鏡的終端設備得到這些改進後，望遠鏡的口徑又再次成為探測更暗弱天體和獲得更清晰的天體細節的主要限製了。當然，直接製造更大的望遠鏡是突破這一限製的途徑，然而這在工藝上卻極為困難。人們想到了一種新的設計思想，即先做許多塊數米口徑的反光鏡，然後使它聚焦在同一焦點上，把它組合一架有效口徑更大的反射望遠鏡。運用這種構思，美國史密鬆天體物理台和亞利桑那大學於1971年開始研製一架多鏡麵望遠鏡，1979年安裝在霍普金斯上並投入觀測。這架多鏡麵望遠鏡由6個各為1.8米口徑的望遠鏡組成，6個望遠鏡繞中心軸排成六角形。
來自這6個望遠鎿的6束會聚光各經一塊平麵鏡射向一個六麵光速合成器，以便最後會聚在同一焦點上。在中心光軸上，有一口徑為76厘米的望遠鏡，它除作導星外，更主要的是安裝了一種激光控製係統，以便確保來自6個望遠鏡的星象在共同焦點上的完全重合。
霍普金斯山的這台多鏡麵望遠鏡其組合後有效口徑相當於4.5米，如果今後能把多塊3~4米的反射望遠鏡按這種方式組合起來，那就可以獲得有效口徑比目前世界上最大的6米望遠鏡更大的天文望遠鏡了。
奇異的中微子探測
近半個世紀來，射電窗口的打開和空間天文學的崛起使我們已進人全波天文學的時代，即可以在電磁波的各個波段上探測天體。當然，從基本粒子的觀點看來，全波天文學所使用的電磁波各波段都是由能量不同的並子產生的。有人也許會問，難道天體派遺到我們地球來的“使者”，除光子外就沒有別的了嗎？情況當然不是這樣，然]我們目前對別的“使者”的研究實在還很不夠，有的剛剛開始，有的至沒有探測到。
中微子是除光子外現已開始探測的一種基本粒子。它不帶電，穿透力極強，如果有堵成千上萬千米厚的金屬牆，它都可以輕易地一穿而過。理論研究指出，在熱核反應中，中微子會大量產生，並向外散逸。遙遠的恒星和我們太陽內部都在進行強烈的熱核反應，因而都有大量的中微子產生出來。但前者離我們太遠，不會有太多的中微子到達我們地球，而後者離我們“近的咫尺”，它射向我們地球的中微子數目一定大得驚人。據估算，每秒穿過每平方厘米地麵的太陽中微子，竟有800億顆之多。太陽內部的光子在向外轉移中經常被吸收和散射，它幾乎無法直接到達我們這裏，因此我們不能從光學觀測直接獲得太陽內部的信息。但是中微子則不同，它以近光速前進，隻要幾秒就能絲毫不受衰減地從太陽內部射出，然後再向浩激的太空前進。用不到十分就能到達地球。所以它是帶著太陽內部的某種信息到地球來的“使者”。
困難的是，中微子這一“使者”到達地麵後並不停留，而是輕易地穿透地球而過。它的極強的穿透力使我們無法捕捉，科學家發現，中微子能與原子量37的氯原子發生作用而變為一個同樣原子量的氬原子，並放出1個電子。當然，這種反應的概率極為微小，據計算，大約要1800億億億億個氯原子才能在1秒內捕獲到1個來自太陽的中微子。為了抓住它，美國科學家戴維斯在離地麵近2千米以下的廢金礦中，安放了一個巨大的罐子，裏麵裝著38萬公升四氯化二碳溶液，並用特殊的設備來檢測溶液中的氯所逮住的中微子，這是一架地道的“中微子望遠鏡”。之所以要放在地麵以下近2千米的深處，是因為在這種情況下，除中微子外，從外部空間抵達的一切輻射統統被擋掉了。
看來“中微子望遠鏡”是多麼奇怪，它深深地埋在地麵之下，而探測的卻是來自太陽中心的中微子。根據前太陽內部結構的熱核反應理論，可以推算出這台中，子望遠鏡每天大約應該捉到1個中微子，可是實際上每3天隻能捉到1個。戴維斯和他的同事們經過反複檢査，發現探測器並沒有什麼差錯。那麼為什麼大量的中微子失蹤了？這就是本世紀70年代天體物理領域中的著名疑案——“太陽中微子失蹤案”。怎樣解釋這一疑案呢？有一種看法認為，很可能是現有的太陽內部結構和熱核反應理論有毛病，因而原來的預計本身就是不正確的。但不少天文學家和物理學家並不讚成這種見解。