射电望远镜
射电望远镜
典型项目
上海佘山65m口径可转动射电天文望远镜
2012年3月，65米口径可转动射电天文望远镜工程在上海佘山脚下紧张施工，这将是亚洲最大的该类型射电 望远镜，总体性能在国际上处于第四位。据介绍，这台望远镜属于中国科学院和上海市政府重大合作项目，已于 2012年10月28日在沪启动。
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，单天线的最大直径 500米 。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。
特点优势
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筒，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。
性能参数
据了解，这台65米的射电望远镜是中国科学院和上海市人民政府于2008年10月底联合立项的重大合作项目。 其接收范围覆盖8个波段，总体性能列全球第四。
常识判断六十三：射电望远镜有关常识
常识判断六十三：射电望远镜有关常识射电望远镜是人类观察和了解外太空的重要工具，也是一个国家先进科技实力的重要标志。
射电望远镜有关常识也是公职类考试中的考点之一。
整理出射电望远镜有关常识，供大家参阅。
一、射电望远镜的概念射电望远镜是由一个有方向性的天线和一台灵敏度很高的接收机组成的。
天线所起的作用好像光学天文望远镜的透镜或反射镜，它把天体发出的无线电波会聚起来。
接收机的作用就像我们的眼睛或照相底片，它把天线所收集起来的无线电波经过变换、放大后记录下来。
射电望远镜受地球大气的影响较小，可以不分昼夜地进行观测。
现代的技术使我们能制造直径比光学望远镜大得多的天线。
目前，世界上最大的全可动射电望远镜的天线直径达100米，利用射电望远镜能使我们观测离我们100亿光年以外的天体。
二、我国最大的射电望远镜有许多天体发射无线电波的能力，比发射光波的能力大得多。
例如有名的“天鹅座A”射电源，它发射无线电波的能力要比太阳强100亿亿倍。
因此不少遥远的用光学望远镜无法看到的天体，有可能被射电望远镜发现。
另外，在宇宙空间有不少的尘埃云，它们使遥远的天体所发出的光线大大减弱。
而天体所发出的无线电波，由于它的波长比光波长得多，受这些尘埃物质的影响也就小得多。
由于这些原因，就使得射电望远镜能充分发挥它强大的威力，使我们能利用它发现更遥远、更暗弱的天体，探索宇宙深处的奥秘。
刷题巩固1、为提升我国深空测定轨能力，服务于嫦娥探月工程等国家重大战略，上海将于2015年建成65米射电天文望远镜。
关于射电天文望远镜，下列说法正确的是：A. 射电天文望远镜像雷达一样，向目标天体发射无线电波，观测所获得的天体反射信息B. 射电天文望远镜的天线面积越大，灵敏度越高C. 射电天文望远镜的镜筒、目镜和物镜比普通的光学望远镜更大更精密D. 射电天文望远镜的显著优点是不受大气层的干扰正确答案是 BA选项错误，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；B选项正确，增大天线接收面积可以提高射电望远镜的灵敏度；C选项错误，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筒，也没有物镜，目镜，它由天线和接收系统两大部分组成；D选项错误，射电望远镜所使用的波段范围的无线电辐射，能不受大气层显著影响而能达到地面，但不可能完全不受干扰。
射电望远镜工作波段
射电望远镜工作波段
射电望远镜是一种用于接收和分析射电波的仪器，它可以用来
观测宇宙中的射电天体和射电辐射。
射电望远镜的工作波段通常指
的是它能够接收和处理的射电波的频率范围。
射电望远镜的工作波段通常涵盖了无线电波的频率范围，这个
范围通常包括了从几百千赫兹到几十吉赫兹的射电波。
具体的工作
波段会根据不同的射电望远镜而有所不同，有些望远镜可以接收较
低频率的射电波，而有些则可以接收较高频率的射电波。
在这个频率范围内，射电望远镜可以用来观测各种射电天体，
比如射电星、射电星团、射电星系、射电星云、脉冲星等等。
通过
分析射电波的频谱和强度分布，科学家们可以研究宇宙中的各种射
电现象，比如星际介质、星际尘埃、宇宙微波背景辐射等等。
总的来说，射电望远镜的工作波段覆盖了较宽的射电频率范围，使得它成为研究宇宙射电现象的重要工具之一。
希望这个回答能够
满足你的要求，如果你还有其他问题，也可以继续问我。
射电望远镜的基本原理
射电望远镜的基本原理
射电望远镜，英文名为radio telescope，是用来观测和研究来自天体的射电波的基本设备。
它包括收集射电波的定向天线，放大射电信号的高灵敏度接收机，以及信息记录、处理和显示系统等部分。
射电望远镜的基本原理和光学反射望远镜相似。
投射来的电磁波被一个精确的镜面（射电望远镜的天线）反射后，同相到达公共焦点。
然后，这些信号被进一步放大，通过电缆传送到控制室，进行检波。
最后，以适合特定研究的方式进行记录、处理和显示。
值得注意的是，旋转抛物面作为镜面可以更容易地实现同相聚焦，因此射电望远镜的天线大多是抛物面。
为了有效地工作在特定的射电波段上，射电望远镜的表面和理想抛物面的均方误差率应不大于λ/16～λ/10，其中λ是波长。
对于米波或长分米波的观测，可以使用金属网作为镜面；而对于厘米波和毫米波的观测，则需要使用光滑精确的金属板（或镀膜）作为镜面。
此外，从天体投射来并汇集到望远镜焦点的射电波，必须达到一定的功率电平才能被接收机检测到。
根据目前的技术水平，检测到的最弱电平应达到10^-20瓦。
射电望远镜
射电望远镜
1932年，美国央斯基发表了他观测到地球外射电波的报告，揭开了射电天文的历史，到现在还不到100年。
在射电天文中担当观测主角的就是射电望远镜。
它是用接收无线电波的方法（而非光学方法）探测天体射电辐射的设备。
它可以测量天体辐射的强度、频谱及偏振等量，通过数据处理获得天体位置、运动速度、宇宙中物质成分、射电图象等。
目前，射电望远镜可分为连续孔径和非连续孔径两大类，前者采用单抛物面天线，后者是以干涉技术为基础的各种组合天线系统。
非连续孔径射电望远镜又分为甚长基线干涉仪和综合孔径射电望远镜，前者具有极高的空间分辨率，后者能获得清晰的射电图像。
世界上最大的全可动射电望远镜其抛物面天线直径达100米，安装在德国马克斯·普朗克射电天文研究所。
世界上最大的非连续孔径射电望远镜是甚大天线阵，安装在美国国立射电天文台。
它由27面直径25米的抛物面天线组成，Y型排列，每臂长21千米。
有3种组合模式，最长基线为36千米。
世界最大的固定式射电望远镜是上世纪六十年代，美国在波多黎各建造的直径达305米的抛物面射电望远镜，后扩大到350米。
它是顺着山坡固定在地表面上的，不能转动，只能通过改变天线溃源的位置来扫描天空中的一个带状区域。
我国最大的射电望远镜是2005年在北京密云安装的50米射电望远镜。
其次是去年在昆明安装的40米射电望远镜以及上世纪80年代和90年代安装的上海佘山和乌鲁木齐的两个25米射电望远镜。
它们开始组成了我国的甚长基线干涉仪观测网，开展天文观测并参加国际合作。
超级天眼今日启用
超级天眼今日启用近日，中国科学界掀起了一股热潮——“超级天眼”今日正式启用！作为世界上最大的射电望远镜，超级天眼的启用将对我国射电天文学研究和科技创新产生深远的影响。
本文将为您介绍超级天眼的背景、建设过程以及其在未来的重要意义。
超级天眼，全名为“500米口径球面射电望远镜”，简称FAST （Five- hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope）。
它位于中国贵州省的大窝凼口，直径500米，横跨大约30个足球场，是世界上最大的单口径射电望远镜。
超级天眼是一个巡天观测器，通过接收射电信号来探测宇宙中的星体和其他天体。
与光学望远镜不同，射电望远镜能够穿透星云、遥远星系和尘埃云层，可以捕捉到光学望远镜无法观测到的信息。
因此，射电望远镜在研究宇宙学、星系演化、宇宙辐射背景等方面具有独特的优势。
超级天眼的建设过程可以追溯到2011年。
在过去的十年里，来自世界各地的科学家和工程师共同投入了大量的精力和资源。
巨大的望远镜框架由逾四千根钢缆支撑，组成一个巨大的半球形天窗。
望远镜借助天窗可以准确地接收射电信号，并将其转换为可分析的数据。
随着巨大反射面板的慢慢升起，整个超级天眼开始展现出力量的象征，吸引了全球科学家和天文爱好者的目光。
超级天眼的投入使用，将进一步推动我国射电天文学的发展。
相比以往，它具备更高的灵敏度和更宽的波段覆盖范围，能够捕捉到更加微弱的信号。
这将使我们能够更深入地观测宇宙，探寻更多关于宇宙起源、暗物质、暗能量等谜团的答案。
超级天眼还将加强中外科学家的合作，吸引更多的国际射电天文学家来我国进行合作研究，促进国际科技交流与合作。
超级天眼的启用也将对我国科技创新产生重要影响。
在超级天眼的建设过程中，中国科学家们面临着许多技术难题，如巨大的望远镜结构、高精度的定位和工程设计。
为了解决这些挑战，科学家们进行了大量的研究和实验，持续推动了科技创新。
他们开发了新型的天线电动机和控制系统，使得望远镜能够准确地追踪天体，并实现高精度观测。
天文科学中的射电望远镜技术
天文科学中的射电望远镜技术随着时间的推移，人们对宇宙的研究越来越深入。
天文学家们使用各种仪器来研究宇宙，其中之一就是射电望远镜。
通过射电望远镜，天文学家可以收集宇宙中的射电信号，并解析这些信号中携带的信息。
虽然射电望远镜的工作原理与普通光学望远镜不同，但其在宇宙学，天体物理学，射电天体物理学和其他领域中都具有重要的应用价值。
本文将介绍射电望远镜的技术原理、种类、发展历程以及未来的前景。
一、射电望远镜的技术原理射电望远镜是一种用于接收和处理宇宙中的低频射电波的仪器。
这些信号常常被宇宙中的磁场，电离的气体和行星的磁场所产生。
在射电波段中，电磁波的波长比光波长长得多，可达数米之长。
因此，射电望远镜需要使用特殊的技术来接收和处理这些波长。
射电望远镜通常有两种工作原理：单天线技术和干涉技术。
1.单天线技术单天线技术是射电望远镜中最常用的技术之一。
在单天线技术中，接收器将信号转换为电流，并传送到接收器上，通过谐振器去除噪声和低频扰动，然后将信号放大并进行数字化处理。
因此，单天线技术适用于接收强信号和背景噪声相对较少的传输模式。
但是，这种技术是否能够接收足够强的信号取决于接收器的参数，如天线直径、角分辨率和灵敏度。
此外，单个天线不能确定接收方向，因此无法确定信号源的精确位置。
2.干涉技术干涉技术是另一种常用的射电望远镜技术。
与单天线技术不同，干涉技术通过将多个天线组合在一起来形成一个复合的接收器。
这个接收器会同时接收多个天线的信号，并利用干涉仪将它们合并在一起。
干涉技术使得望远镜能够得到更高分辨率的图像，因为信号源的方向可以通过使用多个接收器来确定。
此外，干涉技术还能够通过使用更多天线来提高信号的灵敏度和掩盖噪声。
二、射电望远镜的种类射电望远镜的种类非常多，每种望远镜都有适用于不同应用的特定功能。
以下是目前最常使用的几种望远镜。
1.单口径望远镜单口径望远镜是一种使用单个天线（称为开口）的望远镜。
它可以接收广泛的频率范围，通常在1.4至10米之间。
射电望远镜的相关知识点
射电望远镜的相关知识点
嘿，朋友！今天咱来聊聊超级厉害的射电望远镜！你知道吗，射电望远镜就像是一只巨大的耳朵，伸向天空，倾听着宇宙的声音。
比如说，贵州的那个 FAST 射电望远镜，就像一个超级大碗放在山间，酷得不行！
它能接收到来自遥远星系的微弱信号呢，就好像我们在嘈杂的人群中，还能清楚听到远处朋友的呼唤！想象一下，那可是来自亿万光年之外的信息啊，多神奇！
还记得有一次，我和几个天文爱好者朋友一起去参观射电望远镜。
我们站在它下面，仰望着，心中充满了敬畏。
“哇，这也太壮观了吧！”一个朋友惊叹道。
“可不是嘛，这可是探索宇宙的大家伙！”我回应道。
我们在那里兴奋地讨论着，仿佛自己也能通过它去探索那神秘的宇宙深处。
射电望远镜也是科学家们的得力助手呢！它帮助科学家们发现了好多以前不知道的天体和现象。
这不就跟一个侦探找到了关键线索一样重要吗？没有它，我们对宇宙的了解可就少了一大截。
它还为我们解答了很多疑问，比如一些奇怪的信号是从哪里来的。
就好像在黑暗中找到了那一丝光亮，指引着我们前进。
总之，射电望远镜太重要啦！它让我们对宇宙的认识不断加深，就像给我们打开了一扇通往宇宙奥秘的大门。
我们真应该感谢这些伟大的科技发明，让我们能离宇宙更近一步！不是吗？。
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1 基本原理编辑本段经典射电望远镜的基本原理是和光学反射望远镜相似，投射来的电磁波被一精确镜面反射后，同相到达公共焦点。
用旋转抛物面作镜面易于实现同相聚焦，因此，射电望远镜天线大多是抛物面。
射电望远镜表面和一理想抛物面的均方误差如不大于λ/16～λ/10，该望远镜一般就能在波长大于λ的射电波段上有效地工作。
对米波或长分米波观测，可以用金属网作镜面；而对厘米波和毫米波观测，则需用光滑精确的金属板（或镀膜）作镜面。
从天体投射来并汇集到望远镜焦点的射电波，必须达到一定的功率电平，才能为接收机所检测。
目前的检测技术水平要求最弱的电平一般应达10 ─20瓦。
射频信号功率首先在焦点处放大10～1﹐000倍﹐并变换成较低频率（中频），然后用电缆将其传送至控制室，在那里再进一步放大﹑检波，最后以适于特定研究的方式进行记录﹑处理和显示。
天线收集天体的射电辐射，接收机将这些信号加工、转化成可供记录、显示的形式，终端设备把信号记录下来，并按特定的要求进行某些处理然后显示出来。
表征射电望远镜性能的基本指标是空间分辨率和灵敏度，前者反映区分两个天球上彼此靠近的射电点源的能力，后者反映探测微弱射电源的能力。
射电望远镜通常要求具有高空间分辨率和高灵敏度。
射电望远镜是主要接收天体射电波段辐射的望远镜。
射电望远镜的外形差别很大，有固定在地面的单一口径的球面射电望远镜，有能够全方位转动的类似卫星接收天线的射电望远镜，有射电望远镜阵列，还有金属杆制成的射电望远镜。
1931年，美国贝尔实验室的央斯基用天线阵接收到了来自银河系中心的无线电波。
随后美国人格罗特·雷伯在自家的后院建造了一架口径9.5米的天线，并在1939年接收到了来自银河系中心的无线电波，并且根据观测结果绘制了第一张射电天图。
射电天文学从此诞生。
雷伯使用的那架天线是世界上第一架专门用于天文观测的射电望远镜。
20世纪60年代天文学取得了四项非常重要的发现：脉冲星、类星体、宇宙微波背景辐射、星际有机分子，被称为“四大发现”。
这四项发现都与射电望远镜有关。
天文望远镜的极限分辨率取决于望远镜的口径和观测所用的波长。
口径越大，波长越短，分辨率越高。
由于无线电波的波长要远远大于可见光的波长，因此射电望远镜的分辨本领远远低于相同口径的光学望远镜，而射电望远镜的天线又不能无限做大。
这在射电天文学诞生的初期严重阻碍了射电望远镜的发展。
1962年，英国剑桥大学卡文迪许实验室的马丁·赖尔（Ryle）利用干涉的原理，发明了综合孔径射电望远镜，大大提高了射电望远镜的分辨率。
其基本原理是：用相隔两地的两架射电望远镜接收同一天体的无线电波，两束波进行干涉，其等效分辨率最高可以等同于一架口径相当于两地之间距离的单口径射电望远镜。
赖尔因为此项发明获得1974年诺贝尔物理学奖。
目前射电天文学领域已经广泛应用长基线的干涉技术，将遍布全球的射电望远镜综合起来，获得了等效口径相当于地球直径量级的射电望远镜。
美国建设了VLBA，欧洲建设了EVN，二者组成了国际VLBI网。
2 类型介绍编辑本段根据天线总体结构的不同，射电望远镜按设计要求可以分为连续和非连续孔径射电望远镜两大类。
2.1 连续孔径主要代表是采用单盘抛物面天线的经典式射电望远镜。
2.2 非连续以干涉技术为基础的各种组合天线系统。
20世纪60年代产生了两种新型的非连续孔径射电望远镜——甚长基线干涉仪和综合孔径射电望远镜，前者具有极高的空间分辨率，后者能获得清晰的射电图像。
世界上最大的可跟踪型经典式射电望远镜其抛物面天线直径长达100米，安装在德国马克斯·普朗克射电天文研究所；世界上最大的非连续孔径射电望远镜是甚大天线阵，安装在美国国立射电天文台。
为了观测弱射电源的需要，射电望远镜必须有较大孔径，并能对射电目标进行长时间的跟踪或扫描。
此外，还必须综合考虑设备的造价和工艺上的现实性。
按机械装置和驱动方式，连续孔径射电望远镜（它通常又是非连续孔径的基本单元）还可分为三种类型。
2.3 全可转型或可跟踪型可在两个坐标转动，分为赤道式装置和地平式装置两种，如同在可跟踪抛物面射电望远镜中使用的。
2.4 部分可转型可在一坐标（赤纬方向）转动，赤经方向靠地球自转扫描，又称中星仪式（见带形射电望远镜）。
2.5 固定型主要天线反射面固定,一般用移动馈源（又称照明器）或改变馈源相位的方法。
射电观测在很宽的频率范围进行，检测和信息处理的射电技术又远较光学波段灵活多样，所以射电望远镜种类繁多，还可以根据其他准则分类：诸如按接收天线的形状可分为抛物面﹑抛物柱面﹑球面﹑抛物面截带﹑喇叭﹑螺旋﹑行波﹑偶极天线等射电望远镜；按方向束形状可分为铅笔束﹑扇束﹑多束等射电望远镜；按工作类型可分为全功率﹑扫频﹑快速成像等类射电望远镜；按观测目的可分为测绘﹑定位﹑定标﹑偏振﹑频谱﹑日象等射电望远镜。
关于非连续孔径射电望远镜，主要是各类射电干涉仪。
3 基本指标编辑本段射电天文所研究的对象﹐有太阳那样强的连续谱射电源﹐有辐射很强但极其遥远因而角径很小的类星体﹐有角径和流量密度都很小的恒星﹐也有频谱很窄﹑角径很小的天体微波激射源等。
为了检测到所研究的射电源的信号﹐将它从邻近背景源中分辨出来﹐并进而观测其结构细节﹐射电望远镜必须有足够的灵敏度和分辨率。
3.1 灵敏度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。
3.2 分辨率分辨率指的是区分两个彼此靠近的相同点源的能力﹐因为两个点源角距须大于天线方向图的半功率波束宽度时方可分辨﹐故宜将射电望远镜的分辨率规定为其主方向束的半功率宽。
为电波的衍射所限﹐对简单的射电望远镜﹐它由天线孔径的物理尺寸D 和波长λ决定。
4 特点优势编辑本段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。
5 简史现状编辑本段位于美国新墨西哥州的综合孔径射电望远镜甚大天线阵（VLA）。
1931年，在美国新泽西州的贝尔实验室里，负责专门搜索和鉴别电话干扰信号的美国人KG·杨斯基发现：有一种每隔23小时56分04秒出现最大值的无线电干扰。
经过仔细分析，他在1932年发表的文章中断言：这是来自银河系中射电辐射。
由此，杨斯基开创了用射电波研究天体的新纪元。
当时他使用的是长30.5米、高3.66米的旋转天线阵，在14.6米波长取得了30度宽的“扇形”方向束。
此后，射电望远镜的历史便是不断提高分辨率和灵敏度的历史。
自从杨斯基宣布接收到银河系的射电信号后，美国人G·雷伯潜心试制射电望远镜，终于在1937年制造成功。
这是一架在第二次世界大战以前全世界独一无二的抛物面型射电望远镜。
它的抛物面天线直径为9.45米，在1.87米波长取得了12度的“铅笔形”方向束，并测到了太阳以及其它一些天体发出的无线电波。
因此，雷伯被称为是抛物面型射电望远镜的首创者。
1946年﹐英国曼彻斯特大学开始建造直径66.5米的固定抛物面射电望远镜﹐1955年建成当时世界上最大的76米直径的可转抛物面射电望远镜。
与此同时﹐澳﹑美﹑苏﹑法﹑荷等国也竞相建造大小不同和形式各异的早期射电望远镜。
除了一些直径在10米以下﹑主要用于观测太阳的设备外﹐还出现了一些直径20～30米的抛物面望远镜﹐发展了早期的射电干涉仪和综合孔径射电望远镜。
六十年代以来﹐相继建成的有美国国立射电天文台的42.7米﹑加拿大的45.8米﹑澳大利亚的64米全可转抛物面﹑美国的直径 305米固定球面﹑工作于厘米和分米波段的射电望远镜（见固定球面射电望远镜）以及一批直径10米左右的毫米波射电望远镜。
因为可转抛物面天线造价昂贵﹐固定或半固定孔径形状（包括抛物面﹑球面﹑抛物柱面﹑抛物面截带）的天线的技术得到发展﹐从而建成了更多的干涉仪和十字阵（见米尔斯十字）。
1962年 Ryle 发明了综合孔径射电望远镜并获得了1974年诺贝尔物理学奖。
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。
六十年代末至七十年代初﹐不仅建成了一批技术上成熟﹑有很高灵敏度和分辨率的综合孔径射电望远镜﹐还发明了有极高分辨率的甚长基线干涉仪这种所谓现代射电望远镜。
另一方面还在计算技术基础上改进了经典射电望远镜天线的设计﹐建成直径100米的大型精密可跟踪抛物面射电望远镜（德意志联邦共和国波恩附近。
上世纪80年代以来，欧洲的VLBI网﹑美国的VLBA阵﹑日本的空间VLBI相继投入使用，这是新一代射电望远镜的代表，它们的灵敏度﹑分辨率和观测波段上都大大超过了以往的望远镜。
其中，美国的超常基线阵列（VLBA）由10个抛物天线组成，横跨从夏威夷到圣科洛伊克斯8000千米的距离，其精度是哈勃太空望远镜的500倍，是人眼的60万倍。
它所达到的分辨率相当让一个人站在纽约看洛杉矶的报纸。