W drugiej połowie lat 50 i na początku lat 60 nastąpiły istotne zmiany w profilu badawczym i wyposażeniu toruńskiej astronomii. Z jednej strony rozpoczęto działania zmierzające do podjęcia w Toruniu obserwacji radiowego promieniowania ciał niebieskich, a z drugiej, w ramach realizacji projektu Centralnego Obserwatorium Astronomicznego PAN, został zakupiony w firmie Zeissa w Jenie teleskop Schmidta i do czasu zbudowania COA został zainstalowany w Obserwatorium w Piwnicach.
Przygotowania do uruchomienia badań radioastronomicznych rozpoczęły się odpowiednim seminarium naukowym w roku 1956 i następnie budową anten i odbiorników. Duszą działań organizacyjnych i budowniczym pierwszych anten był Henryk Iwaniszewski, a projektantami i wykonawcami odbiorników Stanisław Gorgolewski i Kazimierz Grzesiak, pracownicy Katedry Fizyki Doświadczalnej UMK. Pierwszym instrumentem radioastronomicznym w Toruniu była, zbudowana w drugiej połowie 1957 roku, antena cylindryczno-paraboliczna o rozmiarach 12 x 26 m. Za jej pomocą udało się zarejestrować m.in. promieniowanie aktywnego Słońca w dniu 6 lutego 1958 roku. Po tym wyczynie, antena padła pod naciskiem nadmiernego oblodzenia i zimowej wichury. Na jej miejsce zbudowano w ciągu paru miesięcy inną, sterowalną w azymucie i wysokości, antenę paraboliczną o średnicy 12 m. Używano jej do obserwacji Słońca na częstości 127 MHz (2,36 m) w latach 1958 – 1960. Zapoczątkowane wówczas badania radiowej emisji Słońca na falach metrowych są prowadzone do dziś w formie codziennej służby, chociaż anteny były kilkakrotnie zmieniane. Obserwacje te (K. Borkowski, G. Gawrońska, S. Gorgolewski, J. Hanasz, A. Kus, Z. Turło) pozwoliły m.in. mierzyć długoczasową zmienność aktywności korony słonecznej. Odnotowano wyraźnie różne cykle 11-letnie oraz opóźnienia maksimum aktywności radiowej względem maksimum aktywności plamotwórczej. Zebrane w ramach tej służby dane stanowią obecnie najdłuższy na świecie ciąg obserwacji radiowych Słońca na tak niskich częstościach.
Inny wieloletni program badawczy radioastronomów toruńskich dotyczył zakryć radioźródeł przez koronę słoneczną. Do tego programu zbudowano interferometr trojantenowy, o dłuższej bazie równej 1400 m, pracujący na częstości 32,5 MHz w latach 1961 – 1975 (S. Gorgolewski, H. Iwaniszewski i B. Krygier). Wykryto anomalie w zachowaniu się korony polegające na nieoczekiwanie małych rozmiarach w okresach wzrastającej już aktywności, duże gradienty gęstości elektronowej i okresowe wzmocnienia strumienia Tau A przez koronę. W późniejszym okresie zbudowano jeszcze interferometr szerokopasmowy (100 – 150 MHz) do obserwacji centrów aktywnych na Słońcu (Z. Turło), spektrograf słoneczny na zakres 25 – 200 MHz z anteną logarytmiczno-periodyczną (J. Hanasz) i system do okołobiegunowej syntezy apertury na częstości 43 MHz (A. Kus).
Z okazji Roku Kopernikowskiego 1973 udało się uzyskać środki na budowę obszernego budynku na radioastronomiczne pracownie naukowe, pracownie elektroniczne i warsztaty mechaniczno-elektryczne. Marzono o dużym ośrodku radioastronomicznym z 5 teleskopami o średnicy 25 m. Pieniędzy starczyło tylko na budynek i rozpoczęcie działań w celu budowy jednej 15 metrowej anteny. Radioastronomowie wprowadzili się do nowych pomieszczeń w roku 1974/75, a później (w latach 90) uzupełnili budynek o odpowiednie sterownie radioteleskopów i zaplecze hotelowe.
We wszystkich tych pionierskich latach istniało ścisłe współdziałanie pracowników Uniwersytetu i Pracowni Astrofizyki PAN. Dzięki tej współpracy powstała aparatura badawcza (spektrograf na pasmo 0,6 – 6 MHz) do sputnika KOPERNIK 500 (głównie J. Hanasz) wprowadzonego na orbitę 19 kwietnia 1973 r. oraz idea i realizacja budowy 15 metrowego radioteleskopu parabolicznego oddanego do eksploatacji w 1978 roku (głównie Z. Turło) i niewielki sterowalny radioteleskop paraboliczny do służby Słońca na częstości 2,8 GHz. W tym okresie harmonijnej współpracy planowano utworzenie w Toruniu ogólnopolskiego, “międzyresortowego” Ośrodka Radioastronomii UMK-PAN.
W dziedzinie optycznej ta współpraca obu instytucji była też ciągle obecna i została wsparta ulokowaniem w Piwnicach, w 1962 roku, największego polskiego teleskopu, który jest wspólną własnością Uniwersytetu Mikołaja Kopernika i Polskiej Akademii Nauk. Jest to teleskop typu Schmidta z wyprowadzonym, jako wtórnym, systemem optycznym Cassegraina (nazywamy go TSC). W ten sposób jest to instrument “uniwersalny”, bo z jednej strony jest szerokokątną i światłosilną kamerą (pole widzenia o średnicy 5°, światłosiła F/3) do obserwacji dużych obszarów nieba, a z drugiej, teleskopem pozwalającym badać indywidualne gwiazdy np. przy pomocy fotometru fotoelektrycznego czy spektrografu. Średnica jego lustra głównego (sferycznego) wynosi 90 cm, średnica płyty korekcyjnej Schmidta 60 cm, a ogniskowa w układzie Schmidta 180 cm, a w układzie Cassegraina – 1350 cm. Ówcześnie standardem było budowanie takich “uniwersalnych” teleskopów. Takie też rozwiązania optyczne zastosowano w największym na świecie 137/200 cm teleskopie Schmidta w Tautenburgu w Niemczech i tak zbudowano u Zeissa 4 mniejsze teleskopy dla Budapesztu, Jeny, Pekinu i Torunia. Teleskop toruński TSC został wyposażony w 2 pryzmaty obiektywowe dające dyspersję widm gwiazdowych odpowiednio ok. 500 A/mm i 250A/mm około H gamma. W sumie teleskop ten pozwalał uzyskiwać widma gwiazd do 13 wielkości gwiazdowej i głównym jego programem badawczym stało się opracowanie Widmowego Przeglądu Drogi Mlecznej. Program realizowany był wspólnie z toruńską Pracownią Astrofizyki PAN.
Cennym uzupełnieniem instrumentarium Obserwatorium było uzyskanie w 1975 roku spektrografu szczelinowego, mogącego współpracować z TSC, tzw. Kanadyjskiego Spektrografu Kopernikowskiego. Został on wykonany przez G.A. Bradley’a i E. H.Richardsona w Dominijnym Obserwatorium Astrofizycznym w Viktorii w Kanadzie i jest kopernikowskim “darem Nauki i Polonii kanadyjskiej dla Uniwersytetu Mikołaja Kopernika”. Wyjątkową cechą tego spektrografu jest oszczędność z jaką wykorzystuje zebrane przez teleskop światło gwiazdy m.in. zamiast klasycznej szczeliny używa tzw. image slicer, autorskiego pomysłu Richardsona, który wprowadza do spektrografu znacznie (praktycznie w naszych warunkach 3 razy) więcej światła, przy tej samej rozdzielczości widma. Swoje wielkie dni spektrograf ten przeżył już w końcu 1975 roku uzyskując jako pierwszy na świecie serię widm Nowej Cygni 1975 we wczesnych stadiach jej wybuchu. Później był głównym instrumentem w badaniach widm gwiazd magnetycznych i innych gwiazd osobliwych.
Kolejnym instrumentem obserwacyjnym w Piwnicach był 60 cm teleskop paraboliczny Zeissa zainstalowany w 1989 roku w kopule po szwedzkim, amatorskim teleskopie 25 cm. Teleskop ten był pierwszym profesjonalnym instrumentem zakupionym przez UMK dla Obserwatorium w Piwnicach. Pracuje on, od samego początku, z szybkim fotometrem fotoelektrycznym (B. Wikierski, M. Mikołajewski) obserwując różne gwiazdy zmienne. Ten rodzaj obserwacji został ostatnio wzbogacony poprzez zainstalowanie tzw. “małej kamery CCD”. Jest to skomputeryzowany 20-cm teleskop Schmidta-Cassegraina zaopatrzony w kamerę CCD, który razem z jeszcze jedną, pracującą w tej samej osi kamerą CCD służy do obserwacji fotometrycznych dużych pól gwiazdowych. Z jego pomocą prowadzi się monitorowanie jasności gwiazd na całym północnym nieboskłonie i obserwacje gwiazd zmiennych (A. Niedzielski).