空の一定の天域あるいは全天を覆い尽くす観測モードのこと。単にサーベイということもある。古くは掃天観測と呼ばれた。特定の天体を同定しカタログ化することを目的とすることが多い。多くの場合専用の望遠鏡と観測装置が用いられる。観測モードだけでなく観測プロジェクトの名称にもサーベイという語が用いられる。サーベイ観測によるカタログや画像は多くの場合公開される。
天文観測には大別して2つの観測モードがある。一つは、既に知られている天体に望遠鏡を向けてその天体を詳細に調べる観測で、もう一つは、特定の性質を持つ天体を探す、あるいはそれらの天体すべての性質を定量的に測定するために、特定の天域あるいは全天を望遠鏡で覆い尽くす観測である。前者をポインティング観測、後者をサーベイ観測という。サーベイ観測は、その対象によってさまざまなものがある。たとえば、Tタウリ型星サーベイ、球状星団サーベイ、銀河サーベイ、銀河団サーベイ、などなどである。また、サーベイは手法によって区分されることもあり、撮像観測に基づくものを撮像サーベイ、分光観測に基づくものを分光サーベイとよぶ。多数の銀河の赤方偏移を決めることを主目的にした分光サーベイは、銀河の赤方偏移サーベイと呼ばれることもある。
眼視観測時代の広がった天体（銀河、星雲、星団など）のサーベイからは、有名なメシエカタログやNGCカタログ、ICカタログなどが作られた。サーベイ観測は写真観測時代に大きく発展した。写真によるサーベイ観測を効率的に行うためには望遠鏡の視野が広いことが重要である。伝統的な可視光観測においては、パロマー天文台スカイサーベイを契機として、広視野のシュミット望遠鏡で写真乾板を用いて撮像サーベイをして天体のカタログを作り、その中の興味ある天体を大望遠鏡で詳細に観測するという役割分担が行われていた。口径1mクラスのシュミット望遠鏡による写真撮像観測の限界等級が、4mクラス望遠鏡の分光観測の限界等級にほぼ等しかったこともあり、1970年代から90年代にかけては、大型シュミット望遠鏡によるサーベイとそれからの天体カタログの作成が活発に行われた。
当初はサーベイの写真乾板をルーペなどで見る眼視検査から天体のカタログが作られた。銀河サーベイではこの方法で作られるカタログの銀河は3万個程度が限界だった。しかし、コンピュータの進歩により、写真乾板を測定機でデジタル化したデータをコンピュータ処理してカタログを作るようになると、1000万個以上の天体が扱えるようになった。8mクラスの望遠鏡が登場すると、シュミット望遠鏡の写真観測の限界より暗いものまで分光観測できるため、感度の高い電荷結合素子を（CCD）を用いた新しい撮像サーベイが必要となってきた。スローンデジタルスカイサーベイは、CCDを用いて撮像と分光を並行して行う新しい世代のサーベイ観測の端緒となった。
代表的な可視光のサーベイには、パロマー天文台スカイサーベイ、スローンデジタルスカイサーベイ、すばる望遠鏡のハイパーシュプリームカムによるHSCサーベイ、ヒッパルコス衛星やガイア衛星による位置天文学を主目的とする全天サーベイ、ケプラー衛星やTESS衛星による太陽系外惑星探査などがある。次世代のサーベイ観測と期待されているのは、ベラルービン天文台のサーベイである。口径8.4 m（有効口径6.4 m）のサーベイ観測専用望遠鏡で全天のほぼ半分の20000平方度を、可視光と近赤外線の6つのバンド（u, g, r, i, z, y）でわずか3夜で観測することができ、これを10年間継続する。2025年に本格観測を開始する予定である。
可視光以外のサーベイにもさまざまなものがある。赤外線では2ミクロン全天サーベイ（2MASS）、IRAS衛星、あかり衛星、WISE衛星による全天サーベイ、X線ではROSAT衛星による全天サーベイなどがある。