天文学家用射电望远镜比用其他仪器能更仔细更深入地观察宇宙。为达到这个目的出现了多种类型和大小不同的射电望远镜。
天文学的传统是“看天空”，解释星光带来的信息。可是空间的物体并不只是发出普通的光线。他们在辐射其他的波长（X射线，紫外线，红外线和无线电波），而且，在过去的20年里，激动人心的天文发现，如类星体、脉冲星、黑洞、大爆炸的证据，都是经过研究这些辐射而得到的。
射电天文学是这些新天文学的“老祖宗”。X射线、紫外线和 · 红外辐射为大气所吸收，除了从高山上，气球上，火箭上，或是在完全脱离大气的卫星上，是不容易研究它们的。空间的射电波却能到达地面，所以观测它就较为容易。自从宇宙射电波被首次检测到以来已有约50年了，而在这段时间中射电天文学家已经在许多方面超过了他们的光学天文同事。现在，射电望远镜能够看到的细节比光学天文学家所拍的相片要精细1000倍，射电源位置在天空中的精确定位比光学位置精确5倍。射电天文学家已经发现了宇宙中的最大的物体，它是有几百光年大的发射体，也发现了已知在太阳系以外的最小的单个物体：中子星（脉冲星），它的直径只有25公里。射电望远镜能够测到空间最遥远的物体的辐射，超出了光学望远镜的能力范围，这种辐射包括着宇宙开始时大爆炸而留下的无线电波。
没有打算搞射电天文的人
然而射电天文学的诞生完全出于偶然。Oliver Lodge曾在本世纪初打算检测太阳的射电波，但他只收到了附近Liverpool城的电车的电气干扰。相反，杨斯基没有打算这样做。他作为贝尔电话实验室的一名工程师在1931年被派往新泽西州的土豆田中的一个分站，为的是寻找使无线电话中断的天然无线电干扰。他除了从雷电收到“劈拍”声外，还发现了天空中银河系来的无线电波。杨所基没有继续研究这个发现；几年之内世界上只有一个射电天文学家，他就是美国的业余无线电爱好者雷伯，他在自己家里的后院建造了一个射电望远镜，并在业余的时间用它来观测。
在第二次世界大战后，对这一课题的专门研究才兴旺起来。雷达的发展导致了电子学和检测微弱的信号迅猛发展，大量的仪器积压了下来。曼彻斯特大学的路维尔先生这时正在建设他的焦德耳班克实验站，他为买政府的剩余雷达设备付了10英镑，而他估计这些设备值50万英镑！
射电天文学现在已是世界范围的科学了，全世界足足有几百架射电望远镜，虽然焦德耳班克式的“大镜子”是射电天文学的商标，但是射电望远镜设计的多样性真使人眼花撩乱哩。但原则上来说，所有的望远镜实在是相同的，也许比光学望远镜还更容易明白些。
射电望远镜实质上是高度尖端的无线电收音机，和家用的无任何不同。它有一个天线用以拾取射电波，一个放大器用来把信号加强，还有一个输出级，只是在输出级射电望远镜才和无线电收音机有明显的不同，对于射电天文学家来说，他们不是有兴趣“收听”天空的无线电波——杨斯基所发现的那种像“天电”的嘶嘶声。天文学家有其他的办法来显示这些波中的信息，用来准确地研究什么东西产生出无线电发射。
射电望远镜的天线系统是引起过路人注意的东西，特别是那种有着几百吨钢铁结构的天线。但是有可能造一架具有最简单的天线的射电望远镜。偶极子天线是一根中间断开的直的金属线，投上来的无线电波在两个半根金属线引起电压差从而产生出信号。这种天线有时用于一般的调频无线电收音机，是定向的：旋转偶极子到和广播台的方向正好垂直时反响最强。
为了确定天空中射电源的位置，射电天文学家要找到更好的定向性。已经弄明白，改进方向性同时也解决了射电天文的另一个问题，那就是太空的无线电波是不可思议的微弱。翻一页《新科学家》所花费的能量要比世界上所有的射电望远镜在过去50年中拾起的能量还要多些！所以射电望远镜需要用尽可能大的面积去收集无线电波。并且很凑巧，大射电望远镜的方向性也很好。
“大镜面”能极好地满足射电望远镜的这个作用。弯曲的碗在很大的面积上把无线电波截取下来，把它反射到在它上面的焦点上。在这个焦点上再用一个偶极子把集中的无线电波转换成电信号。只有直接在镜面方向上的那部分天空的射电波才聚焦到这个偶极子上。把望远镜进行上下左右扫描，天文学家就能扫出一块天区，进行射电源的定位并绘出一张射电天图（图1）。
实际上，这样的望远镜不只是对面前正好一个点敏感，而且是对这个点周围的一个区域敏感，这区域是被称为望远镜方向束的东西收到的。因此如果天空中两个射电源相隔比方向束的束宽小很多，在望远镜“看”起来就像一个射电源那样。减小这个方向束（这和提高方向性等价）是射电天文学不断的努力工作之一。
方向束的大小是由镜面的大小（相对于被检测的射电波的波长）决定的。镜面愈大，方向束也就愈小。大镜面的方向束小，因此分解射电源细节的能力就比较高。这就是射电天文学家已建造愈来愈大的镜面的另一个理由了。耸立在Cheshire平原上位于焦德尔班克的76米（250呎）Maik Ⅰ望远镜就是这种巨型镜子中的第一台。路维尔先在1950年代初提出了制造这个大望远镜的大胆计划，而且在面对着令人吃惊的财政困难的背景下把它建成了。焦德尔班克望远镜并不是通过射电天文学本身而获得名声的，这点有足够的讽刺意味。它完成于1957年，正好Sputnik1号人造卫星上天，在“空间竞赛”的头几年，不论是苏联还是美国的遥远的空间探测器的信号，都只有这个望远镜才有足够灵敏度收到它们。几经曲折，现在空间计划不那么活跃了，美国宇航局六十年代建造的一些用来跟踪深空探测器的大望远镜正在更多地为射电天文学家所利用，包括加州戈达尔斯通的64米（210呎）大望远镜。
和戈达尔斯通在大小方面相匹敌的是最大的南半球望远镜，新南威尔斯的帕尔克斯64米望远镜。但这些望远镜都被德国的一台望远镜所超过，这台望远镜位于波恩西面40公里的爱弗尔斯堡。在1971年开始工作，它是目前世界上最大的全可动的望远镜，直径有100米（328呎）大。
美国国家射电天文台几乎可以和爱弗尔斯堡匹敌的是西弗吉尼亚州绿堤的90米（300呎）望远镜。但它是一个中星仪，只能在天空南北线上下作倾斜移动。绿堤的天文学家靠地球自转来解决东西移动。在地球自转的时候，天空似乎是在头上从东转到西，而射电源就表现为通过不动的射电望远镜的方向束而移动。每天把这个90米的中星仪式望远镜在南或北方向上倾斜一点，天文学家就逐步地测绘天空。
世界上最大的望远镜也是中星仪式的望远镜，它和其他望远镜不同，是完全不能动的。它是在波多黎各的阿雷西勃附近的石灰石群山中的自然形成的空洞中悬挂了一个巨大的碗形的巨型金属网。有许多射电望远镜的镜面是用网做而不是实体金属，只要网和接收的波长比较起来较为细密，反射性能同样是好的。但阿雷西勃的独特之处全然在于其大：305米（1000呎）直径，它是焦德尔班克Mark Ⅰ的4倍，面积是16倍。阿雷亚勃镜子的焦点在中心上方130米（425呎）处（相当于50层楼高），在焦点处用一个梁把接收天线吊住，而这个梁则由镜面边缘上三个高塔上的缆绳吊住。尽管镜面本身不会动，但天线能在沿南梁而移动，从而可以对天空的不同部分取样，仿佛镜面本身能倾斜一样。
望远镜口径的极限和克服的方法
建造大型的可动式望远镜完全是工程问题和经费问题。路维尔在焦德耳班克取得成功以后，美国的天文学家想在西弗吉尼亚的Sugar Grove建一个更好的具有180米直径的大型望远镜，这项计划在1962年取消了，当时发现望远镜不可能支撑它自己的重量。现在没有一个要超过爱弗尔斯堡大望远镜的计划。但是模仿比阿雷西勃望远镜还大的望远镜的可能性是有的，确实可以大到几公里，而且完全可动。这个技巧就是用电的方法把两个或更多的小望远镜联结起来。当这些小望远镜指向同一个射电源时，两个望远镜收到的信号在射电源横过天空时，就交替地加强和抵消而产生干涉条纹（见A栏）用这种方法联结起来的望远镜对叫做干涉仪。
天文学家通过研究干涉仪跟踪射电源时条纹的变化情况，就能精确地推出这个射电源的位置，并推出它的结构的一些情况。但是干涉仪的作用是有限的。一方面，它具有的分辨细节的能力和直径有干涉仪的两个望远镜的间距那样大的单面镜相同，但却不能发觉比较大的结构。许多射电源的射电辐射有小而强的射电“点”，也有大而均匀的区域。用短基线的干涉仪两个成分都能测出，但由于小因而“束”大，就把小的点弄模糊成了较大的区域。长基线的干涉仪会把点的像“削尖”，但完全不能绘出较大的结构。
解决这个左右为难的问题只能是同时用几个不同长度的干涉仪来观测，剑桥的马丁 · 赖尔就是由于对这个问题提出了天才的解决办法而获得诺贝尔杨理学奖金的。他把一个望远镜放在铁轨上，并把它和一个固定望远镜用电的方法联结起来，以代替用过多的小天线的明显的解决方法。在对一个射电源观测一次以后，可动的望远镜略为转动，再对这个射电源观测。由于大量的射电源发出的射电波是稳定不变的，赖尔可以对一个射电源观测几个星期乃至几个月，每次用不同的间距，而后把这些结果综合起来作出这个射电源的一张图。
然而赖尔的最大革新是在干涉测量法中运用了地球自转。干涉仪只能分析在连结两个望远镜的方向上的细节。尽管其他射电天文学家已经建造了两维的望远镜阵，但是赖尔认识到了地球自转使干涉仪的轴来回摆动。如果一架干涉仪按东西方向排列在地面上，从空间看来，地球在12小时内就把它旋转了180°。这样一来，一架在12小时内跟踪一个射电源的干涉仪就在所有的方向上（包括南北方向）“看见”这个射电源（图2）。
赖尔的开创性的剑桥1英里望远镜有三个望远镜，其中两个是固定式望远镜，每个都和铁轨上的望远镜相连，这就同时提供两个间距。为了得到128个间距，铁轨划分为38呎6吋的准确的等间距——这是在实行米制以前的1964年做的！120吨重的移动式望远镜从一个位置移动到下一个位置是用装在望远镜内的柴油机完成的。每12小时的一组干涉条纹太复杂不可能用人眼来分析，所以把它送到计算机，在全部都送到计算机后——包括最短和最长间距的——计算机就处理这些条纹。结果就得到一张图，这张图包含18米（60呎）望远镜的方向束内整个区域，显示出这个区域内用一个1英哩大的单面望远镜所能看到的所有射电源所具有的精细结构。
这样一种望远镜中的单个望远镜并不对射电源作扫描。每次它们都是对准天空中同一个点，并随着地球自转进行跟踪。在每个望远镜的方向束内部由计算机来进行有效的扫描工作。
这个方法叫做地球自转综合孔径法，或超综合孔径法。它无疑地给出单个射电源的最好的射电图。1972年剑桥的1英里望远镜和（全公制的）5公里望远镜联结起来，5公里望远镜有8个单镜，沿着一度是剑桥到牛津的铁道线而排列。靠近放置控制全自动望远镜的计算机的低瓦房的是鲁尔兹桥站的维多利亚式建筑，现在是学术活动室。在英国外，在Groningen附近有荷兰韦伯斯特勃克射电天文台，它有3公里长的14个望远镜组成的超综合孔径阵。
超综合孔径阵在观测近天赤道的射电源时发生问题。分辨南北方向的细节的能力在这里变得很差。位于北半球的超综合孔径望远镜则不能适当地观测天空的南半球目标，因为这些源并不在地平线上停留用这种绘图技术所需的12小时。许多射电天文台由于装有不按东西方向排列的干涉仪，这个问题已得到解决。可是，这样一个混合式的地球自转望远镜给射电图加进一些假的细节，通常是用计算机技术来“净化”这些图。
迄今最为雄伟的计划是极大望远镜阵（Very Large Array），缩写为VLA，它是在美国新墨西哥州的Socorro，在一个Y字形的轨道的臂上排列着27个大型的移动式望远镜，Y字形的臂是21，21和19公里长（即13，13和11.8哩长）。这个阵是模仿一个27公里（17哩）大的单面望远镜的性能。现在已有23个VLA望远镜投入工作，整个系统应在6个月内全部完成。已经用安装好的望远镜完成了一些令人有深刻印象的射电图。
—些天文学家对于射电源的广延部分的兴趣并不像对它的细节部分兴趣大，他们准备利用尽可能长的干涉仪去“揭开”这些射电源。在这方面，焦德耳班克的天文学家把跨越英国西中部的望远镜联结了起来。除了焦德尔班克本身的望远镜外，还有Cheshire的Wardle，Tabley，Darnhall，附近的望远镜，Shropshire的Knockin和Worcestershire的Pershore附近的Defford的望远镜，组成了一个多望远镜的微波联结干涉仪（Multi-Telescope Radio Linked Interferometer），缩写为MTRLI。正如名称所含的意思那样，这些分站所收到的信号用普通的无线电通信网送回到焦德尔班克，用计算机综合而揭示出一个134公里（83哩）那样大的单面望远镜所能揭示的最精细的细节。
这一事业绝不是到顶了。有可能模拟一个实际有地球直径那样大的望远镜。在这种甚长基线干涉测量法（Very long baseline interferometry）（缩写VLBI）中，相距很远的望远镜观测同一个射电源，把信号和氢原子钟的准确基准时间脉冲同时记录下来。把存储数据的磁带送到一个公共的中心，用计算机处理而产生干涉条纹，条件是在观测的时间望远镜，要有准确的联系。给予这样一种几千公里大的射电望远镜的结构细节是令人惊讶的——尽管它失去了较大尺度的结构。这种结构细节是甚至最大的光学望远镜所拍的照相的千分之一，它等效于在200公里以外分辨一个针尖。
美国拥有一个分布在全国范围的望远镜所组成的VLBI网，一个同样的欧洲VLBI网的计划也在进行中。这个欧洲VLBI网将包括剑桥的5公里和韦伯斯特勃克超综合孔径望远镜，焦德尔班克MTRLI网和瑞典、苏联克里米亚的单面射电望远镜以及西德爱弗尔斯堡100米射电望远镜。
洲际的VLBI现在已是一个现实，但是它涉及到大量行政性工作——一个令人头痛但表面上看来似乎是琐细的问题是必须肯定两个望远镜在同时观测。另外，一个射电源正好升起，比如在澳大利亚，而在美国快要下落了，这样，在两个大洲上的共同可见周期不长。但VLBI的另一种好处是两个望远镜之间的相对位置可以定准到1米左右的精度，这样的精确度使VLBI应能提供大陆漂移的第一个直接的证明，因为地球的板块带着两个射电望远镜一起离开。
到目前为止提到的所有的射电望远镜都是有镜面的，或几个镜面的综合。但还有其他多种设计。苏联的新型射电望远镜RATAN-600于1976年建成，它是由垂直的金属板组成的576米（1/3哩）的一个大圆环。它把射电波水平地反射到环内的一个较小的次镜面和天线。环的不同的部分能用来同时取不同射电源的像，把它们的信号反射到每个次镜面上。望远镜的“方向束”通过使构成环形墙的一块块面板倾斜来加以操纵。总共有895块面板，每个2米宽，7.4米高（6.5×24呎），原来是用手扳动的，要花一小时扳动一次，目前已做到自动控制了。
剑桥9英亩望远镜外观更为特奇：它正好是在一些木制的极点上拉满了许多金属线而形成的一个场。这个望远镜是由许多单个偶极子组成射电望远镜的一个极端的例子，这些偶极子代替了把辐射集中到一个单偶极子的反射面。9英亩望远镜有4096个偶极子，这样的面积意味着十分灵敏。方向性也很好。当所有单个天线的输出被综合时，只有直接在头顶上的信号才保存下来，因而作为中星仪来使用，用以检测经过南北线的射电源（它的方向束也可以用电控的方法在南北线上下运动）。
· 这个望远镜原来的大小是现在的一半——1967年由Tony Hewish建造，它不是用来研究射电源的精细构造，而是探索“闪烁”。我们看到的恒星的闪烁是由于地球大气中空气流动使光线弯曲而引起的。同样地在遥远的射电源的射电波受到从太阳流出并穿越太阳系的气流的不规则性而引起弯曲的时候，也会表现出闪烁。Hewish需要一个灵敏的射电望远镜来找到射电亮度中的快速闪烁：他的学生Jocelyn Bell在偶然的机会中注意到有些射电源并不闪烁，但是发出有规则性的脉冲。这样脉冲星就发现了。
Hewish的闪烁研究是射电望远镜一条次要的道路，但它导致了脉冲星的发现，现在主要研究脉冲的大望远镜是阿雷西勃、焦德耳班哀和派尔克斯。脉冲星是旋转中的中子星，它是年老的恒星的凝聚了的小核，只有25公里大，密度很高，针尖那样大一点就有一百万吨重。在它们1秒左右自旋一周时，有一束射电波扫过我们，就表现为一个脉冲，这种表现为脉冲的情形和灯塔中的旋转的灯使它的光束摆动时似乎发出有规则的闪光的理由是相同的。
“像喷气式飞机那样复杂”
现代射电望远镜是尖端的仪器——剑桥的天文学家认为一架超综合孔径望远镜“可能大致和一架民用的喷气式飞机那样复杂”——并尽可能操作计算机化。5公里望远镜是由一台马可尼Myriad计算机操纵的，计算机控制望远镜的指向，跟踪射电源在天空的运动，分析它们产生的干涉条纹（即实时地），并把这个射电源的最后的图存储起来。
望远镜检拾到的信号很弱，不能直接送到计算机，的确它们必须首先从几公里长的电缆送下来。为了解决这个问题，在望远镜和计算机之间，信号要经过电子学的处理，放大而不使波形失真，这往往要求先进的电子学设计。然后计算机就可以照天文学家所希望那样处理数据以提供射电天空图了。
无论是综合孔径法作的图还是用单面天线扫描作的图，都是作为两维阵数字而存储在计算机中的。这个阵代表一个天区，天区中每一点的数字表示天空中那个位置的射电强度。显示这些数字的一种作图法是点出数据阵每一行的水平线，它在每一个点的高度就表示射电强度。把一条条线逐次都描出来，就产生一个三维“表面”的样子，它把射电源描绘为平坦的背景上的“峰”（图3）。
再进一步模拟，射电测绘可以描成一个轮廓图。这里每一条相继的轮廓线围住更高射电强度的区域——射电天文学家往往不能不用行话，把强的小源称为“峰”。轮廓图是射电源的最普通的表示法，天文学家可由此测量出精确的位置和强度，尽管目前愈来愈多地直接从存储的图用计算机来测量位置和强度。
大多数图都是“射电相片”。人其中每点的强度转换成为光学底片上的光强度。其效果就像如果人眼对射电波灵敏而会看到的射电源的相片一样。
韦伯斯克特勃克天文台开创了互作用数据处理，把射电相片在电视荧光屏上显示出来：天文学家可以把望远镜指向他所有兴趣的特殊的射电源，而计算机计量出它的位置和射电亮度。它也可以指示计算机把亮的射电源从相片上去掉，使剩下的弱源更为清晰可见。
这就是射电望远镜系统的主要概况。从原理上而言，它工作于任何波长的辐射，许多种射电源都发射很宽范围的波长的射电波，因此天文学家可检测到望远镜调到的任何波长的射电源。倾向于观测尽可能短的波长，因为望远镜的方向性随着波长变短而提高了。
可是在各种不同的波长上观测所有的射电源价值是很大的。在不同的波长上有不同的强度恰好揭示射电源如何产生辐射。宇宙射电源不是热的气体组成就是为磁场“口袋”所捕获的快速电子所组成。不同波长的观测能分清这些射电源的种类，对后一种情况还能指出磁场的强度。
射电天文学家所能调到的波长是有限制的，尽管这种限制是自然和人为兼而有之。物理学家把1毫米波长处定为红外和射电的界限，但是射电天文学家甚至在尚未到达这样短的波长就遇到麻烦。大气中的水汽波长在2厘米以下就影响射电波了。
从理论上而言，在长波段是不受限制的。但地球外进来的射电波在长于约30米波长时就被地球的电离层反射回到空间去。射电天文学家要研究这些波长必须等候好的电离“天气”，正如他们研究更短波长的同事必须希望晴好的对流层天气一样。为了研究真正的长波——离开地球2公里——天文学家已发射了卫星和行星际的探测器，上面装有几百米长的拖曳天线。例如，射电天文探险者2号，现在月球的轨道上，那儿没有地面的干扰，但在行星际空间还漂得不太远。
射电天文学在它简短的历史中已赶上并超过了传统的光学天文学。现在用于光学望远镜的电子学新发明和数据处理新方法，在不小的程度上是被射电天文学家必须做的发展所激励的，因为射电天文学家不能对目标直接拍照。射电天文学的最重要的贡献是证明了，天上存在着对光学望远镜不明显的目标。自从杨斯基在三十年代发现宇宙“天电”以来，天文学家已经必须认识到，他们需要能够有对尽可能多的波长敏感的眼睛，如果我们要想去了解我们周围的宇宙的话。
〔New Scientist，1980年〕