射 电 望 远 镜
射电望远镜与光学望远镜不同，它既没有高高竖起的望远镜镜简，也没有物镜、目镜，它由天线和接收系统两大部分组成。巨大的天线是射电望远镜最显著的标志，它的种类很多，有抛物面天线、球面天线、半波偶极子天线、螺旋天线等。最常用的是抛物面天线。天线对射电望远镜来说，就好比是它的眼睛，它的作用相当于光学望远镜中的物镜，它要把微弱的宇宙无线电信号收集起来，然后通过一根特制的管子（波导）把收集到的信号传送到接收机中去放大。接收系统的工作原理和普通收音机差不多，但它具有极高的灵敏度和稳定性。接收系统将信号放大，从噪音中分离出有用的信号，并传给后端的计算机记录下来。记录的结果为许多弯曲的曲线，天文学家分析这些曲线，得到天体送来的各种宇宙信息。
灵敏度和分辨率是衡量射电望远镜性能的两个重要指标。灵敏度是指射电望远镜“最低可测”的能量值，这个值越低灵敏度越高。为提高灵敏度常用的办法有降低接收机本身的固有噪声、增大天线接收面积、延长观测积分时间等。分辨率是指区分两个彼此靠近射电源的能力，分辨率越高就能将越近的两个射电源分开。那么，怎样提高射电望远镜的分辨率呢？对单天线射电望远镜来说，天线的直径越大分辨率越高。但是天线的直径难于作得很大，目前单天线的最大直径小于300米，对于波长较长的射电波段分辨率仍然很低，因此就提出了使用两架射电望远镜构成的射电干涉仪。对射电干涉仪来说，两个天线的最大间距越大分辨率越高。另外，在天线的直径或者两天线的间距一定时，接收的无线电波长越短分辨率越高。拥有高灵敏度、高分辨率的射电望远镜，才能让我们在射电波段“看”到更远、更清晰的宇宙天体。
射电天文技术最初的起步和发展得益于二战后大批退役雷达的“军转民用”。射电望远镜和雷达的工作方式不同，雷达是先发射无线电波再接收物体反射的回波，射电望远镜只是被动地接收天体发射的无线电波。20世纪50、60年代，随着射电技术的发展和提高，人们研究成功了射电干涉仪、甚长基线干涉仪、综合孔径望远镜等新型的射电望远镜。射电干涉技术使人们能更有效地从噪音中提取有用的信号；甚长基线干涉仪通常是相距上千公里的几台射电望远镜作干涉仪方式的观测，极大地提高了分辨率，使射电波段的分辨率首次高于光学，今天射电的分辨率高于其它波段几千倍，能更清晰地揭示射电天体的内核；综合孔径技术的研制成功使射电望远镜具备了方便的成像能力，综合孔径射电望远镜相当于工作在射电波段的照相机。英国射电天文学家赖尔（M.Ryle）因研究成功综合孔径技术，为射电天文学的发展做出重要贡献，获得1974年诺贝尔物理学奖。
由于天文科学的需要和射电技术的成熟促使世界各国竟相建造大小不同、形态各异的射电望远镜。1955年，英国在曼彻斯特的焦德雷尔班克观测站建成直径76米的全可动抛物面射电望远镜
，并在1957年跟踪苏联发射的第一颗人造地球卫星时发挥重要作用，从此闻名于世。60年代美国在中美洲的波多黎哥利用一个天然洼地建成305米直径的固定球面射电望远镜
，至今仍以口径最大著称于世。1971年德国建成一架直径100米的全可动抛物面天线
，它是目前世界上最大的一架全可动天线。80年代末美国的VLA(27×25米)大型综合孔径阵在新墨西哥州落成
。印度的GMRT（30X×45米）米波综合孔径阵即将建成 。1997年日本发射了第一台空间射电望远镜VSOP
。这一系列高性能射电望远镜的建成大大促进了射电天文学的研究。
1993年国际无线电科联（URSI）京都大会上，包括中国在内的10国射电天文学家联合发起了新一代射电“大望远镜（LT）”倡议
，筹备建造接收面积为1平方公里的巨型射电望远镜。目前，提出几种方案，各国都在积极进行预研究。
