外星无线电发射首次报道于1933年由卡尔央斯基他是贝尔电话实验室的工程师，当时他正在寻找短波产生的原因干扰．杨斯基在转盘上安装了一个定向无线电天线，这样他就可以把它对准天空的不同部分，以确定干扰信号的方向。他不仅探测到来自远处的干扰雷暴而且还定位了一个来自中央的无线电“噪声源”银河系．第一次探测到宇宙无线电波受到了公众的广泛关注，但天文学界只是稍加注意社区．

格罗特犹太人的尊称他是一名无线电工程师业余无线电爱好者操作员，在他的后院建了一个9.5米的抛物面反射器惠顿，伊利诺斯州他将继续杨斯基对宇宙无线电噪声的研究。1944年，他出版了第一张无线电天空图。后二战期间结束后,技术这是为军事开发的雷达应用于天文研究。越来越大、越来越复杂的射电望远镜是最早建造的澳大利亚而且英国之后在美国还有其他国家。

操作原理

射电望远镜千差万别，但它们都有两个基本组成部分:(1)大型射电望远镜天线和(2)敏感辐射仪，或无线电接收器。射电望远镜的灵敏度。，the ability to measure weak sources of radio emission—depends both on the area and效率天线和用于放大和检测信号的无线电接收机的灵敏度。宽带连续体在一个波长范围内发射，灵敏度也取决于接收器的带宽。由于宇宙射电源极其微弱，射电望远镜通常非常大——直径可达数百米——并使用最灵敏的无线电接收器。此外，微弱的宇宙信号很容易被地面无线电干扰所掩盖，人们需要付出很大的努力来保护射电望远镜不受人为辐射的影响。

最熟悉的一种收音机望远镜是无线电反射器由抛物面天线，其工作原理与电视卫星天线相同，将入射辐射集中到一个称为馈源的小天线上，馈源一词起源于用于雷达传输的天线(看到数字)．这种类型的望远镜也被称为碟形望远镜或填充孔径望远镜。在射电望远镜中，馈源通常是a波导喇叭并将传入的信号传输到灵敏的无线电接收器。固态放大器它们被冷却到非常低的温度，以显著降低它们的内部噪声，以获得最好的灵敏度。

在一些射电望远镜中抛物线表面是赤道安装，有一个轴与旋转轴平行地球．赤道挂载是有吸引力的，因为它们允许望远镜在地球旋转时，通过平行于地球旋转轴的单轴移动天线来跟踪天空中的某个位置。但是在赤道安装射电望远镜既困难又昂贵。在大多数现代射电望远镜中，a数字计算机是用来驱动望远镜绕方位轴和仰角轴跟随一个无线电来源穿过天空。

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在最简单的射电望远镜中，接收器直接放置在抛物面反射器的焦点处，探测到的信号通过电缆沿着馈电支撑结构传输到靠近地面的一个点，在那里可以记录和分析。然而，在这种类型的系统中，很难访问仪器进行维护和维修，而且重量限制限制了可以安装在望远镜上的单个接收器的大小和数量。更常见的情况是，二次反射镜被放置在(卡塞格伦焦点)的焦点前或(格里高利焦点)的焦点后抛物面把辐射集中到顶点或主反射器的中心。多个馈源和接收器可能位于空间更大、重量限制不那么严格、维护和维修更直接的顶点。二次聚焦系统的另一个优点是，主反射面和次反射面都可以经过精心设计，以提高增益，而不是简单的抛物面天线。

早期的射电望远镜使用对称的三脚架或四足结构来容纳馈电或二次反射器，但这样的安排阻挡了一些进入的辐射，并且从支撑腿反射回接收器的信号会扭曲响应。在较新的设计中，馈电或二次反射器被放置在中央轴而且不会阻挡进来的信号。离轴射电望远镜因此更敏感，受从支撑结构反射到馈电的干扰影响更小。

射电望远镜的性能受到各种因素的限制。由于制造上的不规则性，反射表面的精度可能会偏离理想形状。风荷载可以对望远镜施加力。热变形引起不同的膨胀和收缩。当天线指向天空的不同部分时，由于引力的变化而发生偏转。当偏离完美抛物线表面的波长是操作波长的百分之几或更多时，偏离就变得很重要。由于小型结构的建造精度比大型结构更高，设计用于毫米波长的射电望远镜直径通常只有几十米，而设计用于厘米波长的射电望远镜直径可达300米(1000英尺)直径．在相对的长米对于反射面精度不需要超过几厘米的波长，可以建造非常大的固定结构，其中反射面可以由简单的“铁丝网”栅栏制成，甚至是平行的线行。

传统上，为了减少重力引起的挠度，通过将可动结构设计得尽可能地坚硬，从而将重力的影响降到最低。一种更有效的技术，基于同源性，使结构在重力作用下变形，而横截面选择可动结构的每个成员的重量，使引力使反射结构变形成一个焦点略有不同的新抛物面。然后只需移动进料或二次反射器以保持最佳性能。计算机辅助结构的发展使相应的设计成为可能模拟被称为有限元法．

一些射电望远镜，特别是那些设计用于非常短波长的望远镜，被放置在一种叫做罩体这几乎可以消除整个结构中风荷载和温差的影响。已经为这种结构开发了对无线电波吸收和反射非常低的特殊材料，但是将一根大型天线包裹在合适的温控天线罩中的成本可能几乎与可移动天线本身的成本一样多。

通过将结构固定在地面上，并移动馈源或二次反射器来控制天空中的波束，可以大大降低建造具有非常大孔径的天线的成本。然而，对于抛物面反射面，光束只能以这种方式在一个有限的角度范围内转动，而不引入像差信号强度下降。

射电望远镜是用来测量宽的带宽由于在天体的无线电频谱中发现的原子和分子谱线，连续辐射以及窄带宽光谱特征。在早期的射电望远镜中，光谱观测是通过在一个足够大的望远镜上调整接收器来进行的频率范围涵盖感兴趣的各种频率。因为谱仪由于频率范围狭窄，这一过程极其耗时，并且极大地限制了观测。现代射电望远镜通过将信号分成多达几千个独立的频率通道来同时观测大量的频率，这些通道的范围可以大得多带宽几十到几百兆赫。

最简单的无线电光谱仪采用了大量的滤波器，每个滤波器调到一个单独的频率，接着是一个单独的探测器，它将来自各种滤波器的信号结合起来，产生一个多通道或多频率的接收器。或者，单个宽带信号可以转换为数字形式，并通过自相关和的数学过程进行分析傅里叶变换（见下文)．为了检测微弱的信号，接收机的输出通常在几个小时内平均，以减少由信号产生的噪声的影响热辐射在接收器里。