射电天文学的历史始于1931年的一个偶然发现，这一发现已被列为20世纪最重要的发现之一。现代射电天文学的观测和研究对象遍及整个宇宙，包括从太阳系到银河系、再到河外星系和遥远宇宙深处的各类天体，可探测到以往凭光学手段所看不见的天文现象。射电天文学的不断进步革命性地推动了脉冲星、宇宙学、恒星形成、天体化学、超高精度天体测量等领域的发展，并在近年来的引力波探测、极早期宇宙探测、星系形成与演化、天体生物学、射电暴发与瞬变现象、黑洞直接成像等新兴领域大放异彩，不断刷新人类对宇宙的认知和理解。

根据麦克斯韦方程组，宇宙天体的电磁辐射应该是全波段现象。早在19世纪末，人类就开始尝试探测太阳的无线电波，但都失败了。一直到1902年，地球电离层被发现，当时的物理学家认为任何来自天体的无线电波都将被电离层反射，因此在地面上探测不到这些无线电波。美国贝尔电话实验室的无线电工程师K.G.央斯基在研究跨大西洋短波语音通信的干扰源时探测到了周期为23小时56分的20MHz无线电波，最后确认电波来自银心方向。这是人类第一次探测到宇宙无线电波，标志着射电天文学的开端。为了纪念央斯基的开创性贡献，射电天文学以“央斯基（Jy）”命名天体无线电波流量密度的基本单位。受到央斯基发现的启发，G.雷伯（Grote Reber）在1937年制造了直径为9米的抛物面天线和工作在160MHz的接收机，组成了自己的射电望远镜，并用这个望远镜完成了天文学史上第一个射电巡天，探测到了太阳以及其他一些天体发出的无线电波。雷伯完全凭着对无线电和天文的浓厚兴趣，一直坚持着射电天文开拓性探索。在第二次世界大战结束前的近十年时间内，雷伯很可能是世界上唯一的射电天文学家。第二次世界大战结束后，军用雷达技术被应用于天文观测，射电天文学迎来了大发展。

射电望远镜是射电天文观测工具，是天文学家用来观测和研究宇宙射电的基本设备，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记录信号的终端设备三个部分。它可用来测量射电源的位置和结构、信号的强度、频谱和偏振等，称之为“望远镜”是因为它与光学望远镜一样可以观测遥远的天体，而就它的工作原理和结构而言是个特别的无线电接收设备。从射电天文诞生以来，射电望远镜的历史就是不断提高分辨率和灵敏度的历史。

传统的射电天文观测主要是将单天线射电望远镜对准天体目标，通过一定时间的积分来探测天体的射电信号。与射电望远镜系统、地面和大气，以及天空背景等共同产生的系统噪声相比，天体的射电辐射是非常微弱的。为了探测到这种微弱的信号，单天线射电望远镜一般采用较差式观测方法，即通过观测天体目标与周围干净天空背景并比较两者的输出来确定对目标的信号探测。

现代射电天文观测主要以大型阵列干涉成像、甚长基线干涉测量、同时兼备高宽带和高谱分辨率的谱线技术为标志。为了扩大视场、提高观测效率，多波束接收机已在单天线射电望远镜观测中得到比较广泛的应用，更进一步的相控阵馈源和波束合成技术也已经取得初步成功并在单天线和干涉阵望远镜都得到验证。

20世纪50年代以来，射电望远镜的发展，特别是射电干涉仪（由两面射电望远镜放在一定距离上组成的系统）的发展，使测量射电天体位置的精度稳步提高。现代射电天文的观测手段是以综合孔径、甚长基线干涉测量等技术为标志的。大型射电望远镜和干涉仪功能及数量不断提高，并已发展到毫米波、亚毫米波段以及空间甚长基线干涉测量，不断取得重要的结果。

国内外建造和计划建造的大射电望远镜迅速发展，国际上包括，绿岸望远镜（GBT）、埃费尔斯贝格射电望远镜（Effelsberg Radio Telescope）、央斯基甚大天线阵（Jansky Very Large Array;JVLA）、阿卡塔马大型毫米波亚毫米波阵列（ALMA）和平方千米阵（Square Kilometer Array;SKA）等，简介如下。

绿岸望远镜（GBT）全名为“罗伯特·C.伯德绿岸望远镜”，是截至2023年，世界最大的全向可动射电望远镜，位于美国无线电静宁静区的核心地带——西弗吉尼亚州绿岸山区。GBT是世界最大的陆基可移动结构，高度大约有43层楼高，重7700吨，其碟形天线大小110米×100米，由2000多块小型反射板组成，真是个“大块头”。

埃费尔斯贝格射电望远镜。埃费尔斯贝格射电望远镜于1968年开始建造，1972年8月1日启用。其抛物面天线略小于绿岸望远镜，直径100米，全方位可动，它被安装在德国波恩市西南大约40千米的埃费尔斯贝格的一个山谷中，属麦克斯威尔·普朗克射电天文研究所。

央斯基甚大天线阵。央斯基甚大天线阵位于美国新墨西哥州的圣阿古斯丁平原上，是截至2023年世界上功能最强大的干涉望远镜。JVLA由27个25米口径的天线组成射电望远镜阵列，每个天线重230吨，架设在铁轨上，可以移动，有3种组合模式，最长基线可达36千米，Y型排列时，每臂长可达到2.1千米。JVLA有着多种用途，设计用于观测各种天体。

阿塔卡马大型毫米波亚毫米波阵列（ALMA）。阿塔卡马大型毫米波亚毫米波阵列是多个国家的研究机构合作建造的大型射电望远镜阵列。ALMA位于智利北部查南托高原的拉诺德查南托天文台，地处安第斯山脉5000多米海拔的山顶之上，是地球上气候最干燥的地区之一，非常适合毫米波和亚毫米波观测。ALMA由66面天线组成，包括主阵列上的50个12米天线，一个致密阵列（Compact Array）的12个7米天线，以及4个12米总功率天线，最长基线可达16千米，最高分辨率达到20毫角秒。ALMA主要用于探究宇宙起源、星系演化、恒星与行星形成机制以及生命与太阳系起源等。

平方千米阵（Square Kilometer Array; SKA）：平方千米阵是由全球多国合资建造和运行的世界最大规模综合孔径射电望远镜，其最终建设规划的接收面积达一平方千米，为人类认知宇宙提供重大机遇。SKA科学目标包括：第一代天体如何形成、星系形成与演化、暗能量性质、宇宙磁场、引力本质、生命分子与地外文明等。SKA天文台总部设在英国，台址分设在南非和澳大利亚。SKA由2500个15米口径天线组成的高频阵、250个致密孔径阵列、130万个偶极天线组成，最长基线可达3000千米，有效接收面积可以达到大约1平方千米，工作在50MHz～13GHz。SKA第一阶段建设预计于2030年完成并开始正式运行。SKA由政府间国际组织SKA天文台负责建设运行，作为创始成员国，中国将与其他成员国共同参与SKA天文台国际组织治理、望远镜建设、运行和研究开发等各阶段工作。

中国近年来射电天文发展迅速，最具代表性的射电望远镜就是500米口径球面射电望远镜（FAST），它的建设凝聚了中国一大批科研人员的心血，采用了多项自主创新技术。FAST的索网结构可以随着天体的移动变化，带动索网上的4450个反射单元，在射电源方向形成300米口径的瞬时抛物面，极大提升了观测效率。主动反射面让其拥有更广的观测范围，能覆盖40°的天顶角。同时FAST也能够参加国际甚长基线网，极大增加灵敏度和分辨率。作为世界最大的单口径球面射电望远镜，FAST拥有接收面积大、精度高、视野广三方面的优势，将在未来20～30年内保持世界一流设备的地位，被称为国家重器名不虚传，在2020年1月完成验收并向全世界天文学家开放使用。FAST侧重中性氢探测和脉冲星接收。能够将中性氢的观测延伸到宇宙更早期阶段，为探索宇宙起源和演化、研究宇宙大尺度物理学提供资料；能够在短时间内发现大量脉冲星并建立脉冲星计时系统，研究极端状态下的物质结构与物理规律等众多科学任务。

从20世纪50年代到现在一些最重要的射电天文成就包括：探测到中性氢21厘米谱线、类星体的发现、宇宙微波背景的发现、星际脉泽的发现、脉冲星的发现、星际分子的大量发现、孔径合成技术、脉冲双星的发现、引力透镜探测和搜寻、宇宙微波背景辐射功率谱、系外行星的发现、宇宙微波背景辐射各向异性的精细测量、银河系结构的精确测量、快速射电暴的发现、人类首张黑洞照片发布，等等。在这些重要成就中，孔径合成技术与脉冲星的发现、宇宙微波背景的发现、脉冲双星的发现、宇宙微波背景辐射功率谱和各向异性的测量等分别获得了1974年、1978年、1993年、2006年的诺贝尔物理学奖，对整个天文学、物理学，乃至科学界的贡献已经广为人知。而其他的发现同样具有重大意义。

和很多重大科学发现一样，脉冲星的发现是一个偶然事件。从第一颗脉冲星发现到现在，已经有约3000颗脉冲星被发现，其中包括验证了广义相对论引力辐射理论的脉冲双星和毫秒脉冲星等特殊脉冲星。关于脉冲星的研究，从限制极端物理条件下的物态方程到作为星际介质探针和建立高精度时空基准等方面的应用，再到以探测低频引力波为目标的脉冲星测时阵计划，已经发展为一个重要的领域。另外，系外行星首先是在脉冲星周围被发现。现在，系外行星的搜寻和宜居性研究已经是天文学的一个热点课题。

2007年，射电天文学家D.R.洛里莫（Duncan R. Lorimer）和他的学生在分析脉冲星观测数据时发现了第一个快速射电暴，也就是“洛里莫”暴。此后，越来越多的快速射电暴被发现，包括少部分重复暴。尽管对快速射电暴的起源和能量机制还没有定论，对这一“年轻”的射电天文现象的研究已经快速发展成为一个新兴研究方向。

射电天文对宇宙学的推动是决定性的。宇宙微波背景（CMB）的发现和COBE卫星对CMB功率谱与各向异性的测量两获诺贝尔奖，并奠定了观测宇宙学的基础。继COBE卫星之后，WMAP卫星以及后续包括普朗克卫星和南极望远镜在内的众多以宇宙学为主要科学目标的设备将观测宇宙学带入精确测量时代，通过越来越精细地测量CMB的各向异性和偏振等特性检验宇宙学模型，特别是对标准冷暗物质宇宙学模型的基本参数给出越来越严格的限制。

人类对类星体的发现和认识过程是星系和宇宙学研究的重要内容。在早期的射电巡天中，这类具有极小角尺度的射电源被大量发现，然而在整个20世纪60年代，围绕着红移和能量机制等性质，天文界对这类天体的起源争论不断。20世纪70～80年代，随着其他波段观测证据的积累和黑洞、宇宙学等相关研究的进展，人们才逐渐对这类天体的河外起源达成共识，并认识到类星体和射电星系的能量机制实际上都是活动星系核中超大质量黑洞对周围物质的吸积。继脉冲双星之后，引力透镜的发现是对爱因斯坦广义相对论理论的又一次天体物理验证，并在宇宙学模型检验乃至系外行星搜索等领域发挥了重要作用。第一个引力透镜系统正是在对一个射电类星体的光学光谱证认中发现的，而后来利用大型干涉阵列射电望远镜开展的引力透镜搜寻在这个领域做出了里程碑式的贡献。另一方面，由于类星体距离远、尺度小、亮度高、数目众多且遍布全天，所以被用来建立国际天球参考架，对天体测量乃至大地测量都非常重要。

中性氢21厘米谱线是射电波段探测到的第一条谱线，为探索宇宙中的原子气体打开了窗口，在银河系结构与旋转曲线、星际原子气体向分子气体转化、星系结构与演化、极早期宇宙探测等课题中扮演着不可替代的角色，在某些课题中甚至是唯一的观测手段。氢分子是星际分子气体的主要成分，但由于氢分子没有永久偶极矩，一般情况下探测不到氢分子的任何谱线发射，因此，其他分子谱线经常被作为观测和研究分子气体的探针。1963年星际羟基的探测揭开了射电波段星际分子大发现的序幕，之后氨、水和甲醛等星际分子的射电谱线被陆续探测到，特别是在70年代以后随着毫米波亚毫米波观测设备和技术的发展，包括复杂有机分子在内的大量星际分子被发现。星际分子大发现有力推动了恒星形成到晚期演化、银河系结构、星系形成和演化等天体物理课题的发展，同时也是天体化学蓬勃发展的原动力。

星际脉泽（也称天体物理脉泽）作为一种特殊的受激谱线发射已经在分子云、恒星大气、行星状星云、超新星遗迹、彗星和河外星系等多种天体物理环境中被探测到。对星际脉泽抽运机制和特有时变等性质的研究可以帮助我们了解脉泽周围环境的物理条件。脉泽具有极端致密的结构和超高的亮度，是甚长基线干涉观测的重要目标。因此，在脉泽本身性质之外，现代天文学更多地将脉泽作为工具，基于高精度测量开展动力学和天体测量等方面的研究。这里尤为值得一提的是对天体距离的测量：对于河外星系，利用甚长基线干涉测量星系中心超大质量黑洞周围脉泽的位置，再结合速度和中心黑洞质量信息，高精度测定星系距离；对于河内源，可以进一步测量脉泽自行和三角视差，完全基于几何学方法精确测定距离。

基于孔径合成技术的射电干涉成像在70年代已经基本成熟，几乎同时发展出来的甚长基线干涉技术进一步将射电观测的空间分辨率提高到毫角秒甚至亚毫角秒的水平。在此基础上，经过长期的理论和技术准备，国际大型合作计划事件视界望远镜（Event Horizon Telescope），组成一个全球亚毫米波甚长基线干涉阵，在2019年发布了M87中心超大质量黑洞的图像，成为人类探索宇宙的一个重要里程碑。