第三节 射电望远镜
同光学望远镜的诞生情况相类似，接收天体在无线电波段的辐射计——射电望远镜的出现，也是相当被动的。20世纪30年代初期的1932年前后，美国贝尔电话实验室的央斯基（K·G·Jansky） 在搜寻长距离无线电通讯的干扰因素时，意外地发现来自银河系中心的无线电噪声。这一重要发现揭开了射电天文学的序幕。从此人们可以通过射电望远镜来观测研究可见光以外的各种无线电天象了。现在通用的射电辐射强度（流量密度）单位“央斯基”就是对这一发现的纪念。1央斯基表示在1m2的面积上所接收到的1Hz频率范围内的射电辐射功率为10－26W，即1央斯基=10-26W/m2·Hz。央斯基首次发现地外无线电波——射电波所用的旋转天线示于图2．3。
现代通用的单天线射电望远镜，一般由抛物面天线、无线电接收机和终端记录器等组成，如图2．4所示。天线相当于望远镜的物镜，它能将近似平行入射的无线电波相继汇聚在主反射面（抛物面）和次反射面的焦点上，而安置在对应焦点处的馈源则可进一步将其以电信号的形式传送到接收机进行放大和变换，并最后在记录器（或计算机终端设备）上显示出来。
射电望远镜的首要功能指标——灵敏度，一般以能测到的最弱射电辐射强度来量度。在灵敏度够用即能测得到的前提下，便要求能分辨所测射电辐射来自何方，这就涉及射电望远镜的另一个重要指标——空间分辨率。该分辨率也可由（2．1）式估算。此时D为抛物面天线的直径，λ为所测无线电波的波长。由于该射电辐射的波长很长，为达到甚至超过光学望远镜那样的分辨率，射电望远镜的孔径或等效孔径必须很大。在增大单天线孔径受到限制的情况下，后来又相继导致射电干涉仪、综合孔径和甚长基线十涉仪（VLBI）等诸类多天线射电望远镜的出现，以便达到乃至远远超过最大光学望远镜可能具有的分辨率。此外，随着观测研究的深入，对射电望远镜的频率分辨率和时间分辨率等指标也日益提出更高的要求，以便了解天体射电辐射随频率的变化情况以及随时间的变化情况。