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  在發現天體會發射無線電波之前,就已經有天體可能也會發射無線電波的想法。在1860年代,詹姆斯·克拉克·馬克士威的馬克士威方程組就已經顯示來自恆星的電磁波輻射可以有任何的波長,而不會僅僅是可見光。一些著名科學家和實驗者,如愛迪生、歐裡佛·洛茲和馬克斯·普朗克都預言太陽應該會發射出無線電波。洛奇曾嘗試觀察太陽的無線電訊號,但侷限於當時儀器技術的極限而未能成功。.  最早辨識出的天文學無線電波源是偶然發現造成的意外收穫。在1930年代的早期,美國貝爾電話公司的一位工程師卡爾·央斯基在使用巨大的定向天線研究越洋無線電話的聲音在短波上受到的靜電干擾時,他注意到以紙帶記錄器記下的類比訊號,持續的有著來源不明但會一直重複的訊號。由於這個訊號每天有一個峰值,因此央斯基起初懷疑干擾的來源是太陽。持續的分析顯示,來源不隨著太陽的出沒變化,而是以23小時56分的週期重複著,這個特徵顯示來源是一個固定在天球上的天體,才會與恆星時同步轉動。  通過它的觀測和與光學天文的星圖比對,央斯基認為輻射是來自銀河,並且朝向中心星座的人馬座方向最強。他在1933年公佈了這項發現,央斯基本想再進一步的詳細研究來自銀河的無線電波,但貝爾實驗室重新分配了另一項工作給央斯基,使他不能繼續在天文學的領域內完成進一步的工作。  1937年,格羅特·雷伯修建了一架9米直徑的拋物面碟形無線電望遠鏡,成為無線電天文學的先驅。他以儀器重做了央斯基早期的工作和一些簡單的工作,也進行了第一次的無線電頻率巡天。在1942年2月27日,英國陸軍的研究官員J.S. Hey發現太陽散發出無線電波,開始協助無線電天文學的推展。在1950年代初期,英國劍橋大學的馬丁·賴爾和安東尼·休伊什使用劍橋干涉儀描繪天空的無線電圖,製做了有名的2C和3C無線電源巡天星表。

  射電天文學家使用不同的技術來觀察無線電頻譜中的物體。儀器可以簡單地指向高能無線電源以分析其發射。為了讓“成像”區域更加詳細,需要記錄多個重疊的影象並將其拼湊稱馬賽克影象。使用的儀器型別取決於訊號強度和所需的細節量。  從地球表面進行的觀測僅限於可以穿過大氣層的波長。在低頻或長波長下,傳輸受到電離層的限制,電離層會反射頻率低於其特徵等離子體頻率的電波。水蒸氣會干擾較高頻率的射電天文學,因此需要在非常高非常乾燥的地方建造射電觀測站,以便以毫米波波長進行觀測,並使水蒸氣的影響最小。最後,地球上的傳輸裝置可能會導致射頻干擾。因此,許多無線電臺都建在偏遠的地方。

  電波望遠鏡需要如此的大是因為需要接受訊號和獲得高的訊雜比,也因為角分辨力是" 物鏡 "直徑的函式,與被觀測的電磁輻射波長的比例,相較之下電波望遠鏡就必需比光學望遠鏡大上許多。例如,一架1米口徑的光學望遠鏡是觀測的光波波長的200萬倍,解析力是數個弧秒;而一架盤面大上許多倍的電波望遠鏡,依據他所觀測的波長,也許只能分辨滿月(30弧分)大小的天體。

  光學天文觀測一般是利用光的粒子性,而射電天文觀測技術則是利用光的波動性(無線電波也是光的一種)。射電天文觀測往往能記錄下電磁波的相位資訊,這使得人們可以通過干涉原理,將多臺射電望遠鏡的觀測資料進行相干計算,得到更高的解析度。理論上,射電干涉儀在某一方向上能達到的最佳解析度取決於該方向上相距最遠的兩臺望遠鏡的距離。  射電干涉儀的發明意義重大,它的使用,不僅可以使得射電天文觀測所能達到的解析度超過光學天文,也能通過建立射電望遠鏡陣列來增加觀測靈敏度,突破了射電望遠鏡單鏡的口徑限制。射電干涉儀的發明者,英國劍橋大學的馬丁·賴爾(Martin Ryle,1918-1984)和安東尼·休伊什(Antony Hewish,1924-- )因此獲得了1974年諾貝爾物理學獎。這也是諾貝爾物理學獎第一次授予天文學研究。

  射電天文學為天文知識帶來了相當的進展,特別是好幾種天體的新發現,包括脈衝星、類星體和活動星系。這幾種天體的表現可算得上宇宙中最激烈、能量最高的物理活動。  射電天文學測量了星系的旋轉速度,發現星系中有大量物質是看不見的,但是它們的引力是可察覺的,這就是暗物質。  宇宙微波背景輻射是射電天文學上的一個重要發現,它為大爆炸理論提供了有力的支援。  射電天文望遠鏡也用來研究離地球近得多的東西,包括太陽活動、太陽系行星的表面。
無線電天文學(英語:Radio astronomy),是天文學的一個分支,通過電磁波頻譜以無線電頻率研究天體。無線電天文學的技術與光學相似,但是無線電望遠鏡因為觀察的波長較長,所以更為巨大。這個領域的起源肇因於發現多數的天體不僅輻射出可見光,也發射出無線電波。