MOSFIRE MOSFIRE (Multi-Object Spectrometer for Infra-Red Exploration), přístroj třetí generace, byl na Keckovu observatoř dodán 8. února 2012; první světlo bylo na dalekohledu Kecks I získáno 4. dubna 2012. Jedná se o víceobjektový širokoúhlý spektrograf pro blízkou infračervenou oblast (0,97 až 2,41 μm), jehož zvláštností je kryogenní jednotka CSU (Configurable Slit Unit), která je rekonfigurovatelná pomocí dálkového ovládání za méně než šest minut bez jakéhokoli tepelného cyklu. Tyče se pohybují z každé strany a vytvářejí až 46 krátkých štěrbin. Po jejich odstranění se z MOSFIRE stane širokoúhlý zobrazovač. Vyvinuly jej týmy z Kalifornské univerzity v Los Angeles (UCLA), Kalifornského technologického institutu (Caltech) a Kalifornské univerzity v Santa Cruz (UCSC). Jeho hlavními řešiteli jsou Ian S. McLean (UCLA) a Charles C. Steidel (Caltech) a projekt řídil programový manažer přístroje WMKO Sean Adkins. MOSFIRE byl částečně financován z programu TSIP (Telescope System Instrumentation Program), který provozuje AURA a financuje National Science Foundation, a ze soukromého daru Gordona a Betty Mooreových pro WMKO. DEIMOS Deep Extragalactic Imaging Multi-Object Spectrograph je schopen shromáždit spektra ze 130 a více galaxií v jedné expozici. V režimu „Mega Mask“ může DEIMOS pomocí speciálního úzkopásmového filtru pořídit spektra více než 1 200 objektů najednou. HIRES Největší a mechanicky nejsložitější z hlavních přístrojů Keckovy observatoře, spektrometr s vysokým rozlišením (High Resolution Echelle Spectrometer), rozkládá přicházející světlo na jednotlivé barvy a měří přesnou intenzitu každého z tisíců barevných kanálů. Jeho spektrální schopnosti vedly k mnoha převratným objevům, jako je detekce planet mimo naši sluneční soustavu a přímý důkaz modelu teorie velkého třesku. Tento přístroj odhalil více extrasolárních planet než kterýkoli jiný na světě. Přesnost měření radiálních rychlostí je až jeden metr za sekundu (1,0 m/s). Mez detekce přístroje ve vzdálenosti 1 AU je 0,2 MJ. KCWI Keck Cosmic Web Imager je spektrograf s integrálním polem pracující na vlnových délkách mezi 350 a 560 nm. LRIS Low Resolution Imaging Spectrograph je přístroj pro slabé světlo schopný pořizovat spektra a snímky nejvzdálenějších známých objektů ve vesmíru. Přístroj je vybaven červeným a modrým ramenem pro výzkum hvězdných populací vzdálených galaxií, aktivních galaktických jader, galaktických kup a kvazarů. LWS Spektrometr dlouhých vlnových délek pro teleskop Keck I je zobrazovací mřížkový spektrometr pracující v rozsahu vlnových délek 3-25 mikronů. Stejně jako NIRC byl i LWS přístrojem typu forward-CASS a sloužil ke studiu kometárních, planetárních a extragalaktických objektů. LWS je nyní z vědeckých pozorování vyřazen. NIRC Blízká infračervená kamera pro teleskop Keck I je tak citlivá, že by mohla detekovat ekvivalent plamene jedné svíčky na Měsíci. Díky této citlivosti je ideální pro ultrahluboké studie vzniku a vývoje galaxií, hledání protogalaxií a snímky prostředí kvasarů. Poskytl průkopnické studie galaktického centra a používá se také ke studiu protoplanetárních disků a oblastí s vysokou hmotností tvořících hvězdy. NIRC byl z vědeckých pozorování vyřazen v roce 2010. NIRC-2 Druhá generace kamery pro blízkou infračervenou oblast pracuje se systémem adaptivní optiky Keck a poskytuje pozemní snímky a spektroskopii s nejvyšším rozlišením v oblasti 1-5 mikrometrů (µm). Typické programy zahrnují mapování povrchových rysů těles Sluneční soustavy, hledání planet kolem jiných hvězd a analýzu morfologie vzdálených galaxií. NIRES Near-Infrared Echellette Spectrometer je spektrograf, který poskytuje současné pokrytí vlnových délek od 0,94 do 2,45 mikrometru. NIRSPEC Spektrometr pro blízkou infračervenou oblast zkoumá rádiové galaxie s velmi vysokým červeným posuvem, pohyby a typy hvězd nacházejících se v blízkosti galaktického centra, povahu hnědých trpaslíků, jaderné oblasti prašných hvězdných galaxií, aktivní galaktická jádra, mezihvězdnou chemii, hvězdnou fyziku a vědu o Sluneční soustavě. OSIRIS Infračervený zobrazovací spektrograf s potlačením OH je spektrograf pro blízkou infračervenou oblast, který se používá se systémem adaptivní optiky Keck I. OSIRIS pořizuje spektra v malém zorném poli a poskytuje tak sérii snímků na různých vlnových délkách. Přístroj umožňuje astronomům ignorovat vlnové délky, na kterých zemská atmosféra jasně září díky emisi molekul OH (hydroxylu), a umožňuje tak detekci desetkrát slabších objektů, než bylo dosud možné. Původně byl OSIRIS instalován na dalekohledu Keck II, ale v lednu 2012 byl přesunut na dalekohled Keck 1. Interferometr Keck Interferometr umožnil spojit světlo z obou teleskopů Keck do optického interferometru o základně 85 m (279 stop) v blízké infračervené oblasti. Díky této dlouhé základní linii měl interferometr efektivní úhlové rozlišení 5 miliarcsekund (mas) při 2,2 µm a 24 mas při 10 µm. Několik zadních přístrojů umožnilo interferometru pracovat v různých režimech, a to v blízkém infračerveném pásmu H, K a L, jakož i v nulovací interferometrii. Od poloviny roku 2012 byla činnost Keckova interferometru ukončena z důvodu nedostatku finančních prostředků. V současné době je přístroj zakonzervován a mohl by být znovu aktivován, pokud to dovolí finanční prostředky.
Oba dalekohledy Keckovy observatoře jsou vybaveny laserovou adaptivní optikou pro navádění hvězd, která kompenzuje rozmazání způsobené atmosférickými turbulencemi. Jedná se o první systém AO zprovozněný na velkém dalekohledu a zařízení je neustále modernizováno s cílem rozšířit jeho možnosti.
Uprostřed: Noční obloha a laser Keckovy observatoře pro adaptivní optiku. Vpravo: W. M. Keck Observatory při západu Slunce
.