Unterschiedliche Wellenlängen elektromagnetischer Strahlung werden von unterschiedlichen physikalischen Prozessen erzeugt und legen unterschiedliche Aspekte ferner Objekte offen — die moderne Astronomie ist um diese Tatsache herum gebaut. Kühle Objekte strahlen vor allem im Infraroten und im Radiobereich, heiße im Ultravioletten, Röntgen- und Gammabereich. Der größte Teil des Universums ist bei einer einzelnen Wellenlänge unsichtbar; ein vollständiges Bild verlangt, dasselbe Objekt über mehrere Bänder zu beobachten — was Astronomen Multiwellenlängen-Astronomie nennen. Die Geschichte des Fachs seit Mitte des zwanzigsten Jahrhunderts ist in weiten Teilen die Geschichte der Erschließung neuer Bänder: Radio in den 1930ern, Infrarot in den 1960ern, Röntgen und Ultraviolett über Weltraumteleskope in den 1970ern, Gamma in den 1990ern, Gravitationswellen 2015.
Der Radiobereich (Wellenlängen > ~1 mm) zeigt die 21-cm-Linie des neutralen Wasserstoffs, die die Gasverteilung der Milchstraße kartiert, dazu Molekülemission von Kohlenmonoxid und Wasser aus kalten Wolken, AGN-Jets und Pulsarsignale; das Very Large Array in New Mexico, ALMA in Chile (Millimeterwellen) und MeerKAT in Südafrika (ein SKA-Vorläufer) sind die heute meistgenutzten Anlagen. Das Infrarot (~1–300 µm) zeigt kühle Sterne, staubverhüllte Sternentstehungsgebiete, Exoplanetenatmosphären und die rotverschobene optische Emission der entferntesten Galaxien — Spitzer (2003–2020) und JWST (ab 2022) sind die kanonischen IR-Observatorien. Das sichtbare Licht (~400–700 nm) ist das am weitesten ausgebaute Regime; Hubble und die bodengebundene 8–10-m-Klasse (Keck, VLT, Subaru, Gemini) sind die Arbeitspferde. Der UV-Bereich zeigt heiße junge Sterne, Sternenflares und aktive galaktische Kerne. Die Röntgenstrahlung zeigt Akkretion auf kompakte Objekte und heißes Plasma in Galaxienhaufen (Chandra, ab 1999). Die Gammastrahlung — die energiereichsten Photonen — ist das Regime der Gammablitze und der AGN (Fermi, ab 2008). Gravitationswellen sind ein ganz anderer Kanal: LIGO, Virgo und KAGRA haben gemeinsam seit 2015 dutzende Verschmelzungen kompakter Doppelsysteme nachgewiesen. Die Beugungsgrenze — Winkelauflösung skaliert mit Wellenlänge geteilt durch Apertur — bindet die Bänder an bestimmte Instrumente: um im Radiobereich die Auflösung eines 10-m-Optikteleskops zu erreichen, braucht man eine synthetische Apertur von Kilometern, weshalb ernsthafte Radioastronomie auf Interferometrie setzt und viele kleine Schüsseln zum Äquivalent einer einzigen riesigen verbindet. Das Event Horizon Telescope schaltete Schüsseln von Hawaii bis in die Antarktis zu einer planetenweiten Apertur zusammen und lieferte die ersten Bilder vom Schatten supermassereicher Schwarzer Löcher. Die Erdatmosphäre ist bei den meisten Wellenlängen undurchlässig oder verfälschend — deshalb müssen Hubble, Chandra und JWST im All sitzen.
Das kommende Jahrzehnt ist von Anfang an auf mehrere Wellenlängen ausgelegt. Das Vera-Rubin-Observatorium (Chile, erstes Licht 2024) fotografiert ein Jahrzehnt lang den gesamten sichtbaren Südhimmel alle paar Nächte und liefert einen beispiellosen zeitabhängigen Datensatz, der die Entdeckung und Nachverfolgung transienter Ereignisse (Supernovae, Gezeitenzerreißungen, Microlensing) neu prägen wird. Das Square Kilometre Array (Australien und Südafrika, Wissenschaftsbetrieb um 2030) wird die empfindlichste Radioanlage, die je gebaut wurde. Athena (Röntgen) und LISA (Millihertz-Gravitationswellen) sind Raumfahrtmissionen für die 2030er. Jedes neue Band, das aufgemacht wird, zeigt Objektklassen und Physik, die die alten Bänder nicht erreichen konnten.