射電望遠鏡是主要接收天體射電波段輻射的望遠鏡。射電望遠鏡的外形差別很大，有固定在地面的單一口徑的球面射電望遠鏡，有能夠全方位轉動的類似衛星接收天線的射電望遠鏡，有射電望遠鏡陣列，還有金屬桿製成的射電望遠鏡。
基本原理
經典射電望遠鏡的基本原理和光學反射望遠鏡相似﹐投射來的電磁波被一精確鏡面反射後﹐同相到達公共焦點。用旋轉拋物面作鏡面易於實現同相聚焦﹐因此﹐射電望遠鏡天線大多是拋物面。射電望遠鏡表面和一理想拋物面的均方誤差如不大於λ/16～λ/10﹐該望遠鏡一般就能在波長大於λ的射電波段上有效地工作。對米波或長分米波觀測﹐可以用金屬網作鏡面﹔而對厘米波和毫米波觀測﹐則需用光滑精確的金屬板(或鍍膜)作鏡面。從天體投射來並匯集到望遠鏡焦點的射電波﹐必須達到一定的功率電平﹐才能為接收機所檢測。目前的檢測技術水平要求最弱的電平一般應達10─20瓦。射頻信號功率首先在焦點處放大10～1﹐000倍﹐並變換成較低頻率(中頻)﹐然後用電纜將其傳送至控制室﹐在那裡再進一步放大﹑檢波﹐最後以適於特定研究的方式進行記錄﹑處理和顯示。
基本指標
射電天文所研究的對象﹐有太陽那樣強的連續譜射電源﹐有輻射很強但極其遙遠因而角徑很小的類星體﹐有角徑和流量密度都很小的恆星﹐也有頻譜很窄﹑角徑很小的天體微波激射源等。為了檢測到所研究的射電源的信號﹐將它從鄰近背景源中分辨出來﹐並進而觀測其結構細節﹐射電望遠鏡必須有足夠的靈敏度和解析度。
參考書目
克里斯琴森和霍格玻姆著﹐陳建生譯﹕《射電望遠鏡》﹐科學出版社﹐北京﹐1977。(W.N.ChristiansenandJ.A.Hgbom﹐RadioTelescopes﹐CambridgeUniv.Press﹐London﹐1969.)
J.D.Kraus﹐RadioAstronomy﹐McGraw-HillCo.﹐NewYork﹐1966.
