Taras
Obserwatorium wyposażone jest w teleskopy Zeissa:
2 reflektory 150/2250, 2 refraktory 63/840 oraz refraktory 100/1000 i 80/1200.
Do wykonywania zdjęć ciał niebieskich używane są astrokamery 60/270 i 56/250.

Kopuła
Teleskop 150/2250
Nasz główny teleskop to Coude Refraktor (obiektyw soczewkowy) o średnicy 150 mm i ogniskowej 2250 mm, co teoretycznie daje możliwość obserwowania obiektów do 13 wielkości gwiazdowej. W praktyce, ze względu na usytuowanie obserwatorium w mieście, graniczną wielkoscią jest 10 magnitudo. Teleskop ten ma konstrukcję typu coude, tzn. posiada łamany tubus. W miejscach załamania tubusu znajdują się dwa płaskie, równoległe względem siebie zwierciadła, kierujące wiązkę światła do okularu. Taka konstrukcja sprawia, że teleskop jest krótszy niż ogniskowa obiektywu i swobodnie mieści sie w kopule o średnicy 3 m. Drugą ważną zaletą systemu coude jest to, że obraca się tylko obiektywowa część teleskopu, natomiast część okularowa zajmuje stałe, niezmienne położenie. Teleskop wyposażony jest w silnik zapewniający automatyczne prowadzenie za ruchem dobowym sfery niebieskiej. Do tubusu zamocowane są dwie astrokamery o średnicy 60 mm i ogniskowej 270 mm, czyli mają większą światłosiłę i pole widzenia niż teleskop; służą do fotografowania większych fragmentów nieba. Zdjęcia można też robić w ognisku głównym teleskopu poprzez zamontowanie w miejsce okularu aparatu fotograficznego. Do wyposażenia teleskopu należy specjalny filtr słoneczny zakładany przed obiektyw - chroni on optykę przed przegrzaniem, a oko przed uszkodzeniem podczas obserwacji Słońca. Teleskop wyprodukowany został w zakładach Carl Zeiss w Jenie (Niemcy).
Teleskop Meade LX 200
Jest to teleskop zwierciadlany o optyce Schmidta-Cassegraina, średnicy obiektywu 8.25 cala (ok. 21 cm) i efektywnej ogniskowej 132 cm. Jego światłosiła wynosi 1:6.3, nadaje się więc wyśmienicie do obserwacji obiektów rozciągłych, takich jak Księżyc, planety, komety, mgławice, gromady gwiazd i galaktyki. Teleskop ma widłowy montaż horyzontalny i osadzony jest na trójnożnym statywie o regulowanej wysokości. Meade LX 200 wyposażony jest w sterowany komputerowo silnik, co umożliwia automatyczne prowadzenie za dobowym ruchem sfery niebieskiej oraz ustawianie teleskopu na żądany obiekt - w bibliotece komputera jest ich aż 64 359. Teleskop Meade LX 200 został zakupiony za środki otrzymane od Fundacji dla Polski - Fondation de France.

Pracownia służby czasu
Pracownia wyposażona jest w zegar radiowy odbierający sygnały czasu słonecznego, zegar wahadłowy Shorta wskazujący czas gwiazdowy, a także chronometry morskie oraz chronograf.

Najdokładniejszy zegar wahadłowy, zbudowany ręką człowieka.
Zegar którego twórcą był Anglik W. H. Shortt, stanowi rewelację w dziejach zegara wahadłowego. Przy jego pomocy stwierdzono, że Ziemia obraca się nierównomiernie. Pierwszy zegar tego typu powstał w roku 1924. W obserwatoriach astronomicznych na świecie pracowało około 100 egzemplarzy zegara Shortta. Jeden z nich działa do dzisiaj w Olsztyńskim Obserwatorium Astronomicznym. Składa się z dwóch, połączonych elektrycznie zegarów wahadłowych. Jeden z nich nazywamy głównym "master-clock" (z ang. "pan-zegar"), drugi - pomocniczym "slave-clock" (z ang. "sługa-zegar").
Slave-clock na pozór nie różni się od zwykłych zegarów wahadłowych. Wahadło z inwaru, metalu o minimalnej rozszerzalności cieplnej, kołysze z okresem 1 sekundy. Na głównej tarczy ma tylko jedną wskazówkę - minutową. Na dwu kwadratowych tarczach odczytujemy godziny i minuty. "Zegar - pan", nazywany również wahadłem swobodnym, zapewnia dokładność 0,001 sekundy. Wyglądem swym nie przypomina on zegara: nie ma ani tarczy, ani wskazówek. Wahadło umieszczone jest w miedzianej rurze przykrytej szklanym kloszem. Pokonuje ono jedynie niewielki opór sprężyny, na której jest zawieszone i opór rozrzedzanego powietrza. Co 30 sekund, gdy wahadło przechodzi przez punkt równowagi, otrzymuje impuls napędowy. W tym samym momencie porównany zostaje chód obu zegarów. Wahadło "sługi", który planowo opóźnia się o 6 sekund na dobę, dostaje lekkiego szturchańca, przypominającego mu o jego obowiązku, i znów obaj, "pan i sługa", kroczą "noga w nogę". Współpracując ze sobą, wskazują czas z dokładnością do ułamka kilku tysięcznych sekundy na dobę.

Pracownia promieniowania kosmicznego
W pracowni są liczniki Geigera-Müllera oraz detektor Conversiego służący do rejestracji cząstek promieniowania o energii około 1 GeV.

Teleskop promieniowania kosmicznego
Teleskop składa się z trzech tac ustawionych jedna nad drugą. W każdej tacy znajduje się pięć liczników Geigera-Müllera. Teleskop rejestruje cząstki o energii powyżej 1GeV (1GeV = 10⁹eV). Obszar nieba z którego rejestrowane jest promieniowanie zależy od ustawienia tac i wynosi 30^o x 120o przy odległości 86 cm dla skrajnych tac. Licznik Geigera-Müllera to wypełniona gazem rurka szklana z dwiema elektrodami, do których przyłożone jest wysokie napięcie. Cząstka promieniowania kosmicznego przenikająca licznik powoduje jonizacją gazu i powstanie krótkotrwałego impulsu prądu. Impulsy mogą być zliczane przez przelicznik. Z układu pracujących w koincydencji dwóch lub więcej liczników Geigera-Müllera ustawionych jeden na drugim, można zbudować teleskop promieniowania kosmicznego, zliczający cząstki przychodzące z określonego obszaru nieba.

Licznik scyntylacyjny
W liczniku scyntylacyjnym cząstki przenikają przez scyntylator powodując luminescencyjne błyski światła. Błyski te przetwarza się przy pomocy fotopowielacza na impulsy elektryczne, które mogą być liczone. Scyntylatorami mogą być kryształy organiczne i nieorganiczne, tworzywa sztuczne i gazy szlachetne. Scyntylator ma wymiary 10 cm x 10 cm. Wykonany jest z zestalonego styrenu, aromatycznego związku organicznego będącego bezbarwną cieczą o słodkawym zapachu. Rejestruje cząstki o energii powyżej 1 MeV (1 MeV = 1 000 000 eV) z wszystkich kierunków. Detektor Conversi'ego
Zbudowany jest z czterech prostokątnych tac, na których umieszczono ponad sześć tysięcy rurek szklanych o długości około 5 cm i średnicy 1,5 cm wypełnionych neonem. Rurki ułożone są w równoległych rzędach przegrodzonych elektrodami. W detektorze Conversi'ego obserwuje się rozbłyski na trasie przelotu cząstki. Gdy cząstka przechodzi przez rurki do elektrod przykładany jest impuls wysokiego napięcia. Te spośród rurek, przez które przeszła cząstka rozbłyskują chwilowo i w ten sposób można obserwować tor cząstki.

Pracownia analizy widmowej
Analiza widmowa umożliwia dokładne wyznaczenie takich parametrów gwiazdy jak temperatura i skład chemiczny. Badanie przesunięć i kształtów linii widmowych pozwala mierzyć ruchy jakie wykonuje gwiazda- z jaką względną prędkością gwiazda zbliża się lub oddala, jak szybko rotuje, czy jest gwiazdą pulsującą albo podwójną. Kształt linii mówi nam też jakie ciśnienie panuje w atmosferze gwiazdy i jakie jest jej pole magnetyczne. Pośrednio na podstawie widma można oszacować jasność absolutną gwiazdy, a więc jej odległość od nas, a nawet rozmiary gwiazdy. Z widma gwiazdy można też odczytać pewne informacje o ośrodku międzygwiazdowym, przez który przeszło jej promieniowanie, zanim dotarło na Ziemię. Widma gwiazd uzyskuje się w teleskopach wyposażonych w spektrografy. Utrwalone na płycie fotograficznej widmo poddawane jest analizom. W naszej pracowni posiadamy komparator Abbe'go - rodzaj mikroskopu, przy pomocy którego mierzy się położenia linii w widmie z dokładnością do 0.2 mm, oraz mikrofotometr, który połączony z komputerem zamienia obraz z kliszy fotograficznej na wykres zależności natężenia promieniowania od długości fali. W pracowni analizy widmowej znajduje się też zestaw dydaktyczny do oglądania widm różnych pierwiastków (spektroskop, rurki spektralne, siatki dyfrakcyjne, monochromator).

Słowniczek pojęć związanych z analizą widmową
WIDMO - światło rozszczepione w pryzmacie lub siatce dyfrakcyjnej. Światło białe jest mieszaniną światła o różnej barwie, każdej barwie odpowiada inna długość fali. W pryzmacie światło o rożnej barwie załamuje się pod innym kątem- najsilniej niebieskie, najsłabiej czerwone, stąd oglądane rozszczepienie światła na poszczególne barwy.
WIDMO CIĄGŁE - kolorowy pas rozszczepionego światła, w którym barwy przechodzą gładko jedna w drugą. Źródłem promieniowania w widmie ciągłym są rozgrzane ciała stałe lub gazy znajdujące się pod wysokim ciśnieniem. Im wyższa temperatura ciała tym więcej energii wysyła ono w krótszych falach.
EMISYJNE WIDMO LINIOWE- światło o takim widmie wysyła gorący gaz pod niskim ciśnieniem. Każdy pierwiastek chemiczny posiada własny, niepowtarzalny układ linii widmowych. Linie te są w astrofizyce tym, czym linie papilarne w kryminalistyce - na ich podstawie można zidentyfikować każdy pierwiastek lub związek chemiczny.
ABSORBCYJNE WIDMO LINIOWE- powstaje gdy promieniowanie o widmie ciągłym przechodzi przez chłodny gaz (np. atmosferę gwiazdy). Atomy pierwiastków wchodzących w jego skład pochłaniają promieniowanie o ściśle określonych, tych samych co w widmie emisyjnym długościach fali.