El mètode de l’astrofísica recolza sobre les següents bases: l’anàlisi de la radiació emesa pels objectes celestes (pràcticament l’única font d’informació de què disposem), la construcció de models teòrics (sobre la composició, distribució i evolució de la matèria en l’univers), funció aquesta que acompleix en col·laboració amb altres disciplines científiques (com ara la física teòrica i d’altes energies), i, legitimant tots els seus procediments, l’adopció de la hipòtesi que totes les lleis de la física conegudes i experimentades a la Terra són igualment aplicables a tot l’univers. Per tant, el desenvolupament de l’astrofísica ha estat conseqüència de l’avenç dels instruments i tècniques d’observació (telescopi, fotografia i fotometria, espectroscòpia, radioastronomia, satèl·lits, anàlisi per ordinador), de la consegüent millora del nostre coneixement de l’univers (classificacions d’estels i galàxies, descobriment d’objectes singulars, exploració del sistema solar amb sondes planetàries), i de l’elaboració de models teòrics brillants (nucleosíntesi estel·lar, cosmologia).
La principal font d’informació de l’astrofísica és la radiació que arriba dels astres. És observada i analitzada des de la Terra (espectre visible i radioones) o des de ginys espacials (espectre infraroig, ultraviolat, raigs X i raigs γ). Si bé inicialment hom només podia estudiar l’espectre visible dels estels, al llarg de la segona meitat del s. XX hom ha aconseguit tenir gairebé tot l’espectre a l’abast, resultant-ne el descobriment de nous objectes celestes i la millora del coneixement dels ja observats. Pel que fa a l'espectre visible, les descobertes més importants foren conseqüència del naixement de la fotografia, de la fotometria i de l’espectroscòpia. En primer lloc, destaquem el descobriment de ratlles fosques a la zona visible de l’espectre solar, fet assolit per W. Wollaston el 1802, i descrit acuradament per J. Fraunhofer el 1815. G. Kirchhoff atribuí l’origen d’aquestes ratlles a l’absorció de radiació per part d’alguns elements químics presents a l’atmosfera de l’astre emissor. Nasqué així l'anàlisi espectral, que es convertí tot seguit en un poderós instrument per a la determinació de la composició química dels estels. W. Huggins, que usà la fotografia (~1857) per a enregistrar els espectres a fi d’analitzar-los més detingudament, mostrà que els estels eren formats d’elements similars als de la Terra. E. Hertzsprung (1905) i H. Russell (1914) descobriren una relació entre la forma de l’espectre d’un estel i la seva lluminositat absoluta; aquest resultat, concretat en el diagrama de Hertzsprung-Russell, indica l’evolució estellar. La radiació visible és recollida mitjançant telescopis, la sensibilitat dels quals no ha parat d’augmentar. Hom recull la llum provinent de fonts molt febles, d’escassa visibilitat, mitjançant el compte fotó per fotó ( cambra CCD) o l’acoblament, controlat per ordinador, d’un conjunt de telescopis. Les tècniques electròniques de captació de la radiació (amplificació d’imatge) i l’anàlisi per ordinador permeten millorar el rendiment de les instal·lacions. La satel·lització del telescopi espacial (1986) té per objecte la superació dels inconvenients de l’absorció atmosfèrica a la zona visible de l’espectre.
El sorgiment de la radioastronomia demostrà la possibilitat d’estudiar zones de l’espectre altres que la regió visible i detectar així fonts més llunyanes. Les seves beceroles daten de l’observació de les radioemissions solars que K. Jansky i G. Reber feren al llarg dels anys trenta. La radioastronomia ha permès el descobriment de fenòmens singulars de l’univers, com els quasars (1960), la radiació còsmica de fons (A. Penzias i R. Wilson, 1965) o els pulsars (J. Bell Burnell, 1967), així com l’aclariment de l’estructura espiral de la galàxia. Hom ha construït radiotelescopis gegants (Arecibo) i ha usat la interferometria per a acoblar un conjunt de radiotelescopis distribuïts en una zona reduïda (VLA, very large array, consta de 27 antenes de 25 m de diàmetre i assoleix la resolució d’un radiotelescopi de 27 km de diàmetre) o, fins i tot, situats en continents diferents (VLBI, very long baseline interferometry), aconseguint la resolució d’un radiotelescopi amb les dimensions de la Terra.
El desenvolupament de l'astronàutica ha fet possible el llançament de satèl·lits que superen les limitacions que l’absorció atmosfèrica imposa a l’observació astronòmica en les altres zones de l’espectre. En l'infraroig hom fa observacions des d’avions a gran altura (12000 m) i des de satèl·lits (IRAS, 1983); aquesta regió dóna informació sobre fonts fredes (estels vells del centre de la galàxia) i sobre el medi interestel·lar (on s’esdevé la formació dels estels). La regió de l'ultraviolat aporta informació sobre les regions menys denses de l’univers (medis interplanetari, interestel·lar i intergalàctic) i sobre estels calents; s’observa des de satèl·lits (IUE). Des de l’any 1963, els raigs X provinents de fenòmens molt energètics com quasars, pulsars, nuclis de galàxies o restes de supernoves, han estat la causa de destacades descobertes. En concret, podem estudiar sistemes binaris en què un component és molt més dens que l’altre (estel de neutrons, forat negre) i hi ha bescanvi de matèria; els raigs X són estudiats mitjançant satèl·lits (Uhuru, “Einstein” HEAO-2, Exosat). Els raigs γ han permès l’estudi de les fonts energètiques celestes més intenses, com els quasars i els pulsars; són conseqüència de la interacció dels raigs còsmics amb la matèria interestel·lar. A més de l’espectrometria i espectrofotometria, l’astrofísica compta amb altres fonts d’informació. Algunes, com els raigs còsmics, que són estudiats també per la física d’altes energies (experimentació en acceleradors de partícules), ja aporten resultats. Altres, com la detecció d'ones gravitacionals o de neutrins ho faran en el futur.
L’exploració directa del sistema solar ha estat assolida gràcies al desenvolupament de l’astronàutica. Hom ha enviat sondes còsmiques ( sonda còsmica)) de reconeixement dels planetes, algunes de les quals han aterrat i transmès informació sobre la composició del sòl, sobre la sismologia i gravitació, a més de fotografies. Ultra descobertes inesperades (anells de Júpiter i Neptú), ha crescut l’interès per objectes poc destacats, com els cometes i asteroides, l’estudi dels quals pot aportar solucions que ajudin a esbrinar la formació del sistema solar. La imatge de l’univers, especialment pel que fa a la jerarquització de la distribució de la matèria ens dóna una idea general de l’escala còsmica de distàncies.
A banda dels resultats obtinguts per observació directa, sia amb instruments d’anàlisi de la radiació emesa sia amb sondes d’exploració, l’astrofísica elabora models que expliquen els fenòmens detectats. D’ençà de les èpoques més remotes de l’astronomia, hom ha manifestat un interès per esbrinar l’origen dels fenòmens celestes. La preocupació per conèixer la natura, les dimensions i distàncies, l’origen i evolució dels astres, no es concretà en descobertes importants, però, fins Copèrnic i Galileu, i, en particular, com a conseqüència de la invenció del telescopi. Les observacions sistemàtiques de Tycho Brahe feren possible l’abstracció de Kepler, palesa en les seves lleis dels moviments planetaris. Però l’avenç teòric més destacat fou la teoria gravitatòria de Newton, de la qual les lleis de Kepler eren simples conseqüències, i que representava tant un pas qualitatiu (un model dinàmic del sistema solar, la gravitació com a força predominant de l’univers) com un pas quantitatiu (feia possible un càlcul exacte i predictiu de les òrbites de qualssevol objectes del sistema solar). El coneixement del sistema solar millorà des d’aleshores considerablement (predicció de retorn del cometa Halley; descobriment, per càlcul, de Neptú, 1846). Hom no tingué una idea clara que els elements constituents de l’univers són les galàxies i no els estels fins que, el 1924, Hubble demostrà que aquestes eren sistemes d’estels separats de la nostra galàxia, la Via Làctia. Al llarg del s. XX la comprensió de l’abast de l’univers i de la dinàmica que el controla ha anat creixent. Assoliments destacats d’aquest procés són: la determinació acurada de distàncies a estels i galàxies; la confecció de diagrames sobre les característiques dels estels (relació lluminositat-període de les cefeïdes [Leavitt, 1904], diagrama de Hertzsprung-Russell [1905-14], relació massa-lluminositat); determinació de les magnituds d’estat estel·lars (massa, lluminositat, dimensions, temperatura, velocitat de rotació, camp magnètic, composició química); el sorgiment de la cosmologia teòrica (relativitat general d’Einstein, 1916) que canvià les idees vigents sobre l’estructura i evolució de l’univers (recessió de les galàxies evidenciada pel desplaçament cap al vermell; teories de la gran explosió o de l’estat estacionari); confecció del model de nucleosíntesi estel·lar de Bethe i Weizsäcker, que, juntament amb altres teories (turbulència i magnetohidrodinàmica) ha permès d’entendre millor la natura dels estels, l’origen de llur energia i la síntesi dels elements pesants; teories sobre la formació dels estels a les galàxies i sobre la formació del sistema solar. Hom intenta encara esbrinar quin fou l’origen de l’univers, i, en particular, com es generaren les galàxies, així com quina és la causa de la intensa emissió de les galàxies actives i quasars.
Els descobriments en astrofísica els darrers anys han abastat diversos camps. Començant pel més proper, el sistema solar, el descobriment de nous cossos orbitant més enllà de Neptú i amb característiques similars a Plutó feu que la Unió Astronòmica Internacional, organisme encarregat entre altres coses de donar nom als cossos celestes i d’establir tot el conjunt de definicions relatives a l’astronomia, decidís, en l’assemblea general celebrada a Praga l’agost del 2006, crear una nova categoria: la de planeta nan. Aquesta inclou aquells cossos amb forma més o menys esfèrica que orbiten el Sol i que no són ltobjecte gravitatòriament dominant en l’entorn de la seva òrbita (és a dir, que tenen objectes de mida similar en òrbites que els són properes). En aquesta nova categoria han estat inclosos, per exemple, Plutó, Ceres i Eris, però sens dubte aquesta llista s’anirà ampliant a mesura que hi hagi nous descobriments. El terme planeta queda reservat als vuit cossos (de Mercuri a Neptú) que ja es coneixen com a tal fins ara. Per últim, tota la resta d’objectes que pertanyen al sistema solar, com els asteroides o els cometes, passen a anomenar-se genèricament petits cossos del sistema solar. L’exploració dels diversos planetes d’aquest sistema ha continuat amb multitud de missions espacials, com la Messenger a Mercuri, la Venus Express, diverses sondes a la superfície de Mart o la Cassini-Huygens a Saturn, que estan ajudant a comprendre millor la geologia dels altres planetes del nostre sistema. Un dels camps més fructífers ha estat l’estudi de planetes extrasolars. En l’actualitat hi ha més de 300 planetes detectats al voltant d’altres estrelles. També, gràcies a la millora en les tècniques d’observació, cada vegada és possible detectar planetes amb masses més petites, la qual cosa ens apropa a la possibilitat de detectar en un futur proper planetes extrasolars similars a la Terra. Els darrers anys també ha canviat la concepció que es tenia sobre la nostra galàxia, la Via Làctia. Fins ara es pensava que la Via Làctia tenia quatre braços espirals. Un estudi realitzat amb dades obtingudes amb el telescopi espacial Spitzer de la NASA ha mostrat que, en realitat, la nostra galàxia, com la majoria del seu tipus, té només dos braços espirals principals, anomenats de Scutum-Centaurus i de Perseus, que neixen als extrems de la barra central. El descobriment d’un forat negre al cúmul globular Omega Centauri feu que es replantegés la natura d’aquest cúmul. Els cúmuls globulars són associacions més o menys esfèriques de fins a un milió d’estrelles que es troben al voltant de la Via Làctia. El forat negre descobert al centre d’Omega Centauri és de massa intermèdia i, juntament amb el fet que aquest cúmul té una massa 10 vegades superior a la de qualsevol altre i que, a diferència dels altres cúmuls, conté estrelles formades en diferents èpoques, fa pensar que, en realitat, es tracta d’una galàxia nana que ha perdut les estrelles més externes a causa d’interacció amb la Via Làctia, molt més massiva. La detecció de raigs gamma provinents de la galàxia 3C 279 revelà que l’Univers és molt més transparent a aquest tipus de radiació del que es pensava fins ara. Els raigs gamma són radiació electromagnètica com la llum visible, però d’una freqüència i energia molt més elevades. L’emissió detectada amb el telescopi MAGIC prové d’un quàsar i ha pogut travessar una enorme distància sense ésser absorbida per la interacció amb la llum de fons extragalàctica, llum d’estrelles i galàxies acumulada al llarg de la vida de l’Univers, fet que contradiu els models actuals, que preveien una quantitat superior de llum extragalàctica. Una combinació d’observacions en longituds d’ona ràdio i raigs X ha permès determinar un nou valor per la constant de Hubble amb una tècnica independent de les anteriors, basat en l’anomenat efecte Sunyaev-Zeldovich, el qual permet conèixer la mida física dels cúmuls de galàxies i, per tant, la seva distància. El valor trobat és de 76,9 km/s/Mpc, que, tenint en compte la incertesa del mètode, equival a una edat de l’Univers entre 12 000 i 14 000 milions d’anys.