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探測天體射電輻射的基本設備。可放大鏡以測量天體射電的強度、頻譜及偏振等量。通常，由天線顯微鏡、接收機和終端設備3部分構成。天線收集天體的射電輻射，接收機將這些信號加工、轉化成可供記錄、顯示的形式，終端設備把信號記錄下來，並按特望遠鏡定的要求進行某些處理然後顯示出來。天文望遠鏡表征射電望遠鏡性能的基本指標是空間分辨率和靈敏度，前者反映區分兩個天球上彼此靠近的射電點源的能力，後者反映探測微弱射電源的能力。射電望遠鏡通常要求具有高空間分辨率和高靈敏度。

根據天線總體結構的不同，射電望遠鏡可分為連續孔徑和非連續孔徑兩大類，前者的主要代表是采用單盤拋物面天線的經典式射電望遠鏡，後者是以干涉技術為基礎的各種組合天線系統。20世紀60年代產生了兩種新型的非連續孔徑射電望遠鏡——甚長基線干涉儀和綜合孔徑射電望遠鏡，前者具有極高的空間分辨率，後者能獲得清晰的射電圖像。金相顯微鏡世界上最大的可跟蹤型經典式射電望遠鏡其拋物面天線直徑長達100米，安裝在德國馬克斯•普朗克射電天文研究所；世界上最大的非連續孔徑射電望遠鏡是甚大天線陣，安裝在美國國立射電天文台。

1931年，在美國新澤西州的貝爾實驗室裡，負責專門搜索和鑒別電話干擾信號的美國人KG•楊斯基發現：有一種每隔23小時56分04秒出現最大值的無線電干擾。經過仔細分析，他在1932年發表的文章中斷言：這是來自銀河中射電輻射。由此，楊斯基開創了用射電波研究天體的新紀元。當時他使用的是長30。5米、高3。66米的旋轉天線陣，在14。6米波長取得了30度寬的“扇形”方向束。此後，射電望遠鏡的歷史便是不斷提高分辨率和靈敏度的歷史。



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