MOSFIRE MOSFIRE (Multi-Object Spectrometer for Infra-Red Exploration), instrument trzeciej generacji, został dostarczony do Keck Observatory 8 lutego 2012 roku; pierwsze światło uzyskano na teleskopie Kecks I 4 kwietnia 2012 roku. Jest to wieloobiektowy spektrograf szerokopolowy dla bliskiej podczerwieni (0,97 do 2,41 μm). Jego cechą szczególną jest kriogeniczny Konfigurowalny Zespół Szczelinowy (CSU), który można rekonfigurować zdalnie w ciągu sześciu minut bez żadnych cykli termicznych. Pręty przesuwają się z każdej strony, tworząc do 46 krótkich szczelin. Po usunięciu prętów, MOSFIRE staje się szerokopolową kamerą. Został on opracowany przez zespoły z University of California, Los Angeles (UCLA), California Institute of Technology (Caltech) i University of California, Santa Cruz (UCSC). Jego głównymi badaczami są Ian S. McLean (UCLA) i Charles C. Steidel (Caltech), a projektem kierował kierownik programu instrumentu WMKO Sean Adkins. MOSFIRE był finansowany częściowo przez Telescope System Instrumentation Program (TSIP), prowadzony przez AURA i finansowany przez National Science Foundation; oraz przez prywatną darowiznę dla WMKO, przekazaną przez Gordona i Betty Moore. DEIMOS The Deep Extragalactic Imaging Multi-Object Spectrograph jest w stanie zebrać widma 130 lub więcej galaktyk podczas pojedynczej ekspozycji. W trybie „Mega Mask”, DEIMOS może wykonać widma ponad 1200 obiektów jednocześnie, używając specjalnego wąskopasmowego filtra. HIRES Największy i najbardziej skomplikowany mechanicznie z głównych instrumentów Obserwatorium Kecka, Spektrometr Echelle’a o Wysokiej Rozdzielczości rozbija przychodzące światło na jego kolory składowe, aby zmierzyć precyzyjnie intensywność każdego z tysięcy kanałów barwnych. Jego możliwości spektralne zaowocowały wieloma przełomowymi odkryciami, takimi jak wykrycie planet poza naszym Układem Słonecznym oraz bezpośrednie dowody na istnienie modelu teorii Wielkiego Wybuchu. Instrument ten wykrył więcej planet pozasłonecznych niż jakikolwiek inny na świecie. Dokładność prędkości radialnej wynosi do jednego metra na sekundę (1.0 m/s). Granica wykrywalności instrumentu w odległości 1 AU wynosi 0,2 MJ. KCWI Keck Cosmic Web Imager jest spektrografem pracującym na falach o długości od 350 do 560 nm. LRIS Spektrograf Obrazujący Niskiej Rozdzielczości jest instrumentem słabego światła zdolnym do wykonywania widm i obrazów najbardziej odległych znanych obiektów we Wszechświecie. Instrument jest wyposażony w czerwone i niebieskie ramię do badania populacji gwiazd w odległych galaktykach, aktywnych jądrach galaktyk, gromadach galaktyk i kwazarach. LWS Spektrometr Długofalowy dla teleskopu Keck I jest obrazowym spektrometrem kratowym pracującym w zakresie długości fal od 3 do 25 mikronów. Podobnie jak NIRC, LWS był instrumentem typu forward-CASS i był używany do badania obiektów kometarnych, planetarnych i pozagalaktycznych. Obecnie LWS jest wycofany z obserwacji naukowych. NIRC Kamera bliskiej podczerwieni dla teleskopu Keck I jest tak czuła, że mogłaby wykryć równowartość pojedynczego płomienia świecy na Księżycu. Ta czułość czyni ją idealną do ultra głębokich badań formowania się i ewolucji galaktyk, poszukiwania proto-galaktyk oraz obrazów otoczenia kwazarów. Dostarczył on przełomowych badań centrum Galaktyki, a także jest używany do badania dysków protoplanetarnych i regionów gwiazdotwórczych o dużej masie. NIRC został wycofany z obserwacji naukowych w 2010 roku. NIRC-2 Kamera bliskiej podczerwieni drugiej generacji współpracuje z systemem optyki adaptacyjnej Kecka, aby produkować najwyższej rozdzielczości naziemne obrazy i spektroskopię w zakresie 1-5 mikrometrów (µm). Typowe programy obejmują mapowanie cech powierzchni ciał Układu Słonecznego, poszukiwanie planet wokół innych gwiazd oraz analizę morfologii odległych galaktyk. NIRES Spektrometr Echellette na bliską podczerwień jest spektrografem, który zapewnia jednoczesne pokrycie fal o długości od 0,94 do 2,45 mikrona. NIRSPEC Spektrometr bliskiej podczerwieni bada galaktyki radiowe o bardzo wysokim przesunięciu ku czerwieni, ruchy i typy gwiazd w pobliżu Centrum Galaktyki, naturę brązowych karłów, jądrowe regiony zapylonych galaktyk gwiezdnych, aktywne jądra galaktyk, chemię międzygwiazdową, fizykę gwiazd i naukę o Układzie Słonecznym. OSIRIS (The OH-Suppressing Infrared Imaging Spectrograph) jest spektrografem pracującym w bliskiej podczerwieni, przeznaczonym do użytku z systemem optyki adaptacyjnej Keck I. OSIRIS wykonuje widma w bliskiej podczerwieni. OSIRIS wykonuje widma w małym polu widzenia, aby uzyskać serię obrazów o różnych długościach fali. Instrument pozwala astronomom na ignorowanie długości fal, na których atmosfera ziemska świeci jasno z powodu emisji z cząsteczek OH (hydroksylowych), co pozwala na wykrywanie obiektów 10 razy słabszych niż wcześniej było to możliwe. Pierwotnie zainstalowany na Keck II, w styczniu 2012 roku OSIRIS został przeniesiony do teleskopu Keck 1. Interferometr Keck Interferometr pozwolił na połączenie światła z obu teleskopów Keck w 85-metrowy (279 stóp) interferometr optyczny pracujący w bliskiej podczerwieni. Ta długa linia bazowa dała interferometrowi efektywną rozdzielczość kątową 5 milirecsekund (mas) przy 2,2 µm i 24 mas przy 10 µm. Kilka instrumentów back-end pozwoliło interferometrowi pracować w różnych trybach, działając w pasmach H, K i L bliskiej podczerwieni, jak również w interferometrii nullingowej. Od połowy 2012 roku Interferometr Kecka nie jest już używany z powodu braku funduszy. Instrument jest obecnie w stanie spoczynku i może zostać reaktywowany, jeśli pozwolą na to fundusze.
Oba teleskopy Obserwatorium Kecka są wyposażone w adaptacyjną optykę laserową, która kompensuje rozmycie spowodowane turbulencjami atmosferycznymi. Pierwszy system AO działający na dużym teleskopie, sprzęt był stale ulepszany w celu rozszerzenia możliwości.
Środek: Nocne niebo i laser Keck Observatory do optyki adaptywnej. Po prawej: W. M. Keck Observatory przy zachodzie słońca
.