簡介
主要接收天體射電波段輻射的望遠鏡。射電望遠鏡的外形差别很大，有固定在地面的單一口徑的球面射電望遠鏡，有能夠全方位轉動的類似衛星接收天線的射電望遠鏡，有射電望遠鏡陣列，還有金屬杆制成的射電望遠鏡!
1931年，美國貝爾實驗室的央斯基用天線陣接收到了來自銀河系中心的無線電波。随後美國人格羅特·雷伯在自家的後院建造了一架口徑9.5米的天線，并在1939年接收到了來自銀河系中心的無線電波，并且根據觀測結果繪制了第一張射電天圖。射電天文學從此誕生。雷伯使用的那架天線是世界上第一架專門用于天文觀測的射電望遠鏡!
20世紀60年代天文學取得了四項非常重要的發現：脈沖星、類星體、宇宙微波背景輻射、星際有機分子，被稱為“四大發現”。這四項發現都與射電望遠鏡有關!
天文望遠鏡的極限分辨率取決于望遠鏡的口徑和觀測所用的波長。口徑越大，波長越短，分辨率越高。由于無線電波的波長要遠遠大于可見光的波長，因此射電望遠鏡的分辨本領遠遠低于相同口徑的光學望遠鏡，而射電望遠鏡的天線又不能無限做大。這在射電天文學誕生的初期嚴重阻礙了射電望遠鏡的發展。
1960年，英國劍橋大學卡文迪許實驗室的馬丁·賴爾（Ryle）利用幹涉的原理，發明了綜合孔徑射電望遠鏡，大大提高了射電望遠鏡的分辨率。其基本原理是：用相隔兩地的兩架射電望遠鏡接收同天體的無線電波，兩束波進行幹涉，其等效分辨率最高可以等同于一架口徑相當于兩地之間距離的單口徑射電望遠鏡。賴爾因為此項發明獲得1974年諾貝爾物理學獎!
簡史
1932年央斯基（Jansky. K. G）用無線電天線探測到來自銀河系中心（人馬座方向）的射電輻射，這标志着人類打開了在傳統光學波段之外進行觀測的第一個窗口。
第二次世界大戰結束後，射電天文學脫穎而出，射電望遠鏡對射電天文學的發展起了關鍵的作用，比如：60年代天文學的四大發現，類星體，脈沖星，星際分子和宇宙微波背景輻射，都是用射電望遠鏡觀測得到的。射電望遠鏡的每一次長足的進步都會毫無例外地為射電天文學的發展樹立一個裡程碑。
英國曼徹斯特大學于1946年建造了直徑為66.5米的固定式抛物面射電望遠鏡，1955年又建成了當時世界上最大的可轉動抛物面射電望遠鏡。
20世紀60年代，美國在波多黎各阿雷西博鎮建造了直徑達305米的抛物面射電望遠鏡，它是順着山坡固定在地表面上的，不能轉動，這是世界上最大的單孔徑射電望遠鏡。
1962年，Ryle發明了綜合孔徑射電望遠鏡，他也因此獲得了1974年諾貝爾物理學獎。綜合孔徑射電望遠鏡實現了由多個較小天線結構獲得相當于大口徑單天線所能取得的效果。
1967年Broten等人第一次記錄到了VLBI幹涉條紋。
70年代，聯邦德國在玻恩附近建造了100米直徑的全向轉動抛物面射電望遠鏡，這是世界上最大的可轉動單天線射電望遠鏡。
80年代以來，歐洲的VLBI網（EVN），美國的VLBA陣，日本的空間VLBI（VSOP）相繼投入使用，這是新一代射電望遠鏡的代表，它們在靈敏度、分辨率和觀測波段上都大大超過了以往的望遠鏡。
目前射電天文學領域已經廣泛應用長基線的幹涉技術，将遍布全球的射電望遠鏡綜合起來，獲得了等效口徑相當于地球直徑量級的射電望遠鏡。美國建設了VLBA，歐洲建設了EVN，二者組成了國際VLBI網。
基本原理
經典射電望遠鏡的基本原理是和光學反射望遠鏡相似，投射來的電磁波被一精确鏡面反射後，同相到達公共焦點。用旋轉抛物面作鏡面易于實現同相聚焦，因此，射電望遠鏡天線大多是抛物面。射電望遠鏡表面和一理想抛物面的均方誤差如不大于λ/16～λ/10，該望遠鏡一般就能在波長大于λ的射電波段上有效地工作。對米波或長分米波觀測，可以用金屬網作鏡面；而對厘米波和毫米波觀測，則需用光滑精确的金屬闆（或鍍膜）作鏡面。從天體投射來并彙集到望遠鏡焦點的射電波，必須達到一定的功率電平，才能為接收機所檢測。
目前的檢測技術水平要求最弱的電平一般應達 10 ─20瓦。射頻信号功率首先在焦點處放大10～1﹐000倍﹐并變換成較低頻率（中頻），然後用電纜将其傳送至控制室，在那裡再進一步放大﹑檢波，最後以适于特定研究的方式進行記錄﹑處理和顯示。
天線收集天體的射電輻射，接收機将這些信号加工、轉化成可供記錄、顯示的形式，終端設備把信号記錄下來，并按特定的要求進行某些處理然後顯示出來。表征射電望遠鏡性能的基本指标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。
結構
射電望遠鏡一般由天線、接收機（放大器）、記錄器和數據的處理顯示等裝置幾部分組成。
現代射電望遠鏡的數據采集和記錄器都由計算機擔當。
巨大的天線是射電望遠鏡最顯著的标志和最重要的部件。射電天文望遠鏡天線的安裝系統有三種形式：一是旋轉抛物面天線；二是固定抛物面天線；三是系統組合天線。
基本指标
射電天文所研究的對象﹐有太陽那樣強的連續譜射電源﹐有輻射很強但極其遙遠因而角徑很小的類星體﹐有角徑和流量密度都很小的恒星﹐也有頻譜很窄﹑角徑很小的天體微波激射源等。為了檢測到所研究的射電源的信号﹐将它從鄰近背景源中分辨出來﹐并進而觀測其結構細節﹐射電望遠鏡必須有足夠的靈敏度和分辨率。
靈敏度
靈敏度是指射電望遠鏡"最低可測"的能量值，這個值越低靈敏度越高。為提高靈敏度常用的辦法有降低接收機本身的固有噪聲，增大天線接收面積，延長觀測積分時間等。分辨率是指區分兩個彼此靠近射電源的能力，分辨率越高就能将越近的兩個射電源分開。那麼，怎樣提高射電望遠鏡的分辨率呢？對單天線射電望遠鏡來說，天線的直徑越大分辨率越高。但是天線的直徑難于作得很大，目前單天線的最大直徑小于300米，對于波長較長的射電波段分辨率仍然很低。因此就提出了使用兩架射電望遠鏡構成的射電幹涉儀。對射電幹涉儀來說，兩個天線的最大間距越大分辨率越高。另外，在天線的直徑或者兩天線的間距一定時，接收的無線電波長越短分辨率越高。擁有高靈敏度。高分辨率的射電望遠鏡，才能讓我們在射電波段"看"到更遠，更清晰的宇宙天體。
分辨率
分辨率指的是區分兩個彼此靠近的相同點源的能力﹐因為兩個點源角距須大于天線方向圖的半功率波束寬度時方可分辨﹐故宜将射電望遠鏡的分辨率規定為其主方向束的半功率寬。為電波的衍射所限﹐對簡單的射電望遠鏡﹐它由天線孔徑的物理尺寸D 和波長λ決定。
靈敏度和分辨率是衡量射電望遠鏡性能的兩個重要指标。靈敏度是指射電望遠鏡“最低可測”的能量值，這個值越低靈敏度越高。為提高靈敏度常用的辦法有降低接收機本身的固有噪聲、增大天線接收面積、延長觀測積分時間等。分辨率是指區分兩個彼此靠近射電源的能力，分辨率越高就能将越近的兩個射電源分開。對單天線射電望遠鏡來說，天線的直徑越大分辨率越高。但是天線的直徑難于作得很大，目前單天線的最大直徑小于300米，對于波長較長的射電波段分辨率仍然很低，因此就提出了使用兩架射電望遠鏡構成的射電幹涉儀。對射電幹涉儀來說，兩個天線的最大間距越大分辨率越高。另外，在天線的直徑或者兩天線的間距一定時，接收的無線電波長越短分辨率越高。擁有高靈敏度、高分辨率的射電望遠鏡，才能讓射電波段“看”到更遠、更清晰的宇宙天體。
單向排列的幹涉儀，隻能提高“一維”的分辨本領，如一個東西向的天線陣，隻能提高東西向的分辨率，并不能提高南北方向的分辨率。為此，又研制了十字型天線陣，可以直接獲得二維的高分辨率。20世紀60年代建成的英朗格洛米爾斯十字陣，由兩列長1600m，寬12m的抛物柱面交叉組長。
為提高分辨本領，必須盡量增大天線間的距離。但這也會遇到技術上的困難。如傳輸線過長，會造成各路信号間位相差，影響接收質量。因此，又有“甚長基線幹涉儀”（VLBI）問世。它完全去掉連接線，每台幹涉儀完全獨立，它們都有原子鐘控制的高穩定度的本振系統和磁帶記錄裝制，把各自在同一時刻接收的同一信号記錄下來，再把這些記錄送到處理機中進行相關運算，求出觀測結果。這樣可使天線間的距離增長，甚至可近似地球的直徑。如格林班克--昂薩拉甚長基線幹涉儀，基線長6319m，工作波長6cm，分辨本領達0.0006″，遠遠超過一般光學望遠鏡水平。
電磁波波段
射電天文學中按電磁波波段區分，使用毫米波段（波長1—10毫米，頻率為30—300GHz）和亞毫米波段（波長約為0.35—1毫米，頻率為300—1,100GHz）進行天文觀測研究的一個分支。20世紀50年代研制成一系列小型毫米波射電望遠鏡，主要用于測量大氣對毫米波傳播的效應和觀測太陽﹑月球和行星的準熱輻射。到六十年代後期，從毫米波向短波方向和從紅外波段向長波方向的技術發展使天文觀測進入了亞毫米波段。亞毫米波與較低頻段的微波相比，其特點是：①可利用的頻譜範圍寬，信息容量大；②天線易實現窄波束和高增益，因而分辨率高，抗幹擾性好；③穿透等離子體的能力強；④多普勒頻移大，測速靈敏度高。其缺點是在大氣中的傳播衰減嚴重和器件加工的精度要求高。毫米波、亞毫米波與光波相比，受自然光和熱輻射源的影響小。
綜合孔徑射電望遠鏡
由于任何圖像都可以分解成許多亮度的正弦和餘弦成份分布（即化整為零）反過來，如果已知這些正弦和餘弦成份分布，也就可以再把它們合成原來的圖像（聚零為整）。綜合孔徑方法，就是先化整為零，分别測出它們各個分量，再利用計算機處理，聚零為整，呈現原來圖像。這有點與電視發射和接收的道理相類似。其具體做法，是将兩面以上的天線形成天線幹涉儀，由其幹涉信号的振幅和位相得到亮度分布的正弦、餘弦成份。再對這些數據進行處理，便得到觀測目标的射電圖像。
綜合孔徑射電望遠鏡都是多天線系統。例如：美國新墨西哥州國立射電天文台的“甚大陣”（VLA）綜合孔徑射電望遠鏡，由27面口徑25m的天線沿Y型基線排列，每臂長21km，分辨角0.1″，成像時間為8小時。它的研制成功，在射電天文觀測技術上是一項重大突破，最早發明這一技術的英國射電天文學家賴爾因此獲得1974年的諾貝爾物理學獎。
類型介紹
根據天線總體結構的不同，射電望遠鏡按設計要求可以分為連續和非連續孔徑射電望遠鏡兩大類。
連續孔徑
主要代表是采用單盤抛物面天線的經典式射電望遠鏡。
非連續
以幹涉技術為基礎的各種組合天線系統 世界最大射電望遠鏡 。20世紀60年代産生了兩種新型的非連續孔徑射電望遠鏡——甚長基線幹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。世界上最大的可跟蹤型經典式射電望遠鏡其抛物面天線直徑長達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。
為了觀測弱射電源的需要，射電望遠鏡必須有較大孔徑，并能對射電目标進行長時間的跟蹤或掃描。此外，還必須綜合考慮設備的造價和工藝上的現實性。 按機械裝置和驅動方式，連續孔徑射電望遠鏡（它通常又是非連續孔徑的基本單元）還可分為三種類型。
全可轉型或可跟蹤型
可在兩個坐标轉動，分為赤道式裝置和地平式裝置兩種，如同在可跟蹤抛物面射電望遠鏡中使用的。
部分可轉型
可在一坐标（赤緯方向）轉動，赤經方向靠地球自轉掃描，又稱中星儀式（見帶形射電望遠鏡）。
固定型
主要天線反射面固定，一般用移動饋源（又稱照明器）或改變饋源相位的方法。 正在建設中的射電望遠鏡 射電觀測在很寬的頻率範圍進行，檢測和信息處理的射電技術又遠較光學波段靈活多樣，所以射電望遠鏡種類繁多，還可以根據其他準則分類：諸如按接收天線的形狀可分為抛物面﹑抛物柱面﹑球面﹑抛物面截帶﹑喇叭﹑螺旋﹑行波﹑偶極天線等射電望遠鏡；按方向束形狀可分為鉛筆束﹑扇束﹑多束等射電望遠鏡；按工作類型可分為全功率﹑掃頻﹑快速成像等類射電望遠鏡；按觀測目的可分為測繪﹑定位﹑定标﹑偏振﹑頻譜﹑日象等射電望遠鏡。關于非連續孔徑射電望遠鏡，主要是各類射電幹涉儀。
天文望遠鏡
天文學得研究對象是遙遠的天體，從遙遠天體發出的光，落到地球表面單位面積上是能量十分微弱，而人眼又有限，所以就有人開始制造天文望遠鏡，從1609年，由伽利略發明出第一台望遠鏡以來，至今有400多年的曆史了，由于天文觀測的迫切要求和天文學快速發展的推動，獲得了巨大的發展，主要表現在三方面：
（1）已經制造出三種基本類型的光學望遠鏡（折、反、折反）；
（2）各類望遠鏡都得到巨大的改進和完善；
（3）建造起許多巨型望遠鏡。
光學系統的像差
（1）球差（2）慧差（3）像散（4）場曲（5）畸變（6）色散
物鏡指望遠鏡光學主體
共有兩個作用：第一，把遙遠的天體在近處成像，已經觀測研究
第二，大量收集由天體發出的（成反射的）光輻射天文望遠鏡按物鏡的不同，三種類型：折、反、折反折射，史的物鏡由透鏡組成，為了消除各種像差，折射望遠鏡的物鏡通常用兩種或四種
（1）雙透鏡物鏡，在物鏡折射中使用最廣泛，目前世界上幾個最大的折射鏡的物鏡都是雙透鏡消色差的物鏡
（2）反射望遠鏡，它的物鏡由反射鏡組成，在這中物鏡裡天體的光線隻收到反射，為了消除球差，反射物鏡的表面通常磨成旋轉抛物面的形狀。
（3）折反望遠鏡既包含透鏡又包含反射鏡，在這種物鏡中，天體光線同時受到折射和反射，折反望遠鏡的主鏡是一個球面反射鏡，副鏡是一個透鏡。用來修正主鏡的像差，因此常叫改正透鏡。
（4）施密特望遠鏡，1930年由德國施密特發明了這種望遠鏡，其改進透鏡前表面是平的，後表面的中央部分突起 其有點多，缺點是改正透鏡不容易磨制。
（5）馬克蘇托夫式，1941年，改正透鏡為彎月型透鏡的兩面都是球面，一般雙射望遠鏡的是彎曲的。
目鏡有兩個作用
放大天體所長的焦距
放大天體所長的焦距，這對觀測行星，月亮的表面狀況和測量近距雙星的角距非常主要。
使出射光射變為平行光
使出射光射變為平行光，這可以使觀測時最省力。已制成的有四五十種常用的有幾種（1）惠更斯目鏡，（2）冉斯登目鏡等。
望遠鏡的性能
天文望遠鏡的光學性能由六個物理量的特征
1.口徑，用D來表示，D大看到的星就遠，D大在相同的拍射時間拍到的星術多
2.相對口徑，是指物理有效口徑和它的焦距大F的比值，用A表示 A=D/F A大，延伸天體的月亮，具有一定世面的天體為延伸天體 A大，拍攝到的越暗越弱的天體 A大。觀測延伸天體的本領也越大。 由于物鏡像差的限制，A不能取任意值 折反A、可以達到1/3—1/2甚至大于1 反A1/5—1/3 折1/7—1/5
3.放大率
A =F/f 底片比例尺L=FTGα αt
4.視場：用望遠鏡所看到的天空部分的角直徑叫做視場。
5.分為廣角，指的是其像點剛剛能夠分辨開的天球上的兩個發光點得焦距，分倍率是分倍率的倒數
目視：=140”/D
6.貫穿本領：在晴朗的夜晚把望遠鏡指向天鼎，所能看到的最暗星等成為貫穿本領星等
M=7.1+5LGD
裝置：地平式、赤道式
特點優勢
射電望遠鏡與光學望遠鏡不同，它既沒有高高豎起的望遠鏡鏡簡，也沒有物鏡，目鏡，它由天線和接收系統兩大部分組成。
巨大的天線是射電望遠鏡最顯著的标志，它的種類很多，有抛物面天線，球面天線，半波偶極子天線，螺旋天線等。最常用的是抛物面天線。天線對射電望遠鏡來說，就好比是它的眼睛，它的作用相當于光學望遠鏡中的物鏡。它要把微弱的宇宙無線電信号收集起來，然後通過一根特制的管子（波導）把收集到的信号傳送到接收機中去放大。接收系統的工作原理和普通收音機差不多，但它具有極高的靈敏度和穩定性。接收系統将信号放大，從噪音中分離出有用的信号，并傳給後端的計算機記錄下來。記錄的結果為許多彎曲的曲線，天文學家分析這些曲線，得到天體送來的各種宇宙信息。
觀測網絡
中國、日本、韓國三國科學家正利用他們共同構建的世界最大射電望遠鏡陣，探測銀河系結構、超大質量黑洞等深空奧秘。
三國天文學界在各自獨立開發的射電天體探測網基礎上，整合了東亞地區直徑約6000公裡範圍内19台射電天文望遠鏡，覆蓋了從日本小笠原、北海道至中國烏魯木齊、昆明的廣闊地域，成為世界上最龐大的射電天文觀測網絡。如果配合日本“月亮女神”繞月衛星上搭載的觀天設備，這個望遠鏡陣的直徑将會擴展到2．4萬公裡。
東亞甚長基線幹涉測量（VLBI）觀測計劃中方科學家、中國科學院上海天文台研究員沈志強31日說：“中國天文學家經過30多年努力建成的VLBI網，對國際上射電天文學的研究，做出了很大的貢獻。我們還成功地将VLBI技術用于中國首顆繞月衛星的測軌工作，已取得巨大成功。”
甚長基線幹涉測量是國際天文學界使用的一項高分辨率、高測量精度的觀測技術，用于天體的精确定位和精細結構研究。一個完整的VLBI觀測系統通常由兩個以上射電望遠鏡觀測站和一個數據處理中心組成。中科院VLBI觀測系統由上海25米直徑、北京50米直徑、昆明40米直徑和烏魯木齊25米直徑等4台射電天文望遠鏡，以及上海數據處理中心組成。
沈志強說，各觀測站同時跟蹤觀測同一目标，并将觀測數據記錄或實時傳送到數據處理中心，計算機依靠這些觀測值計算得出目标天體的精确位置。
中國VLBI網三周前剛進行了一次遠程數據采集、海量存儲、數據處理實驗，利用高速互聯網将VLBI觀測數據，實時傳送到數據處理中心并進行實時相關處理，以取代傳統的VLBI數據郵寄方式。半個月前，包括上海和烏魯木齊兩個觀測站在内的世界17個射電望遠鏡觀測站進行的實時接力觀測演示，也獲得成功。
東亞VLBI觀測網的主要工作将是完善日本射電天體探測計劃正在繪制的銀河系圖。日本科學家相信，由12台望遠鏡組成的日本射電天體觀測網，加上中國的4台望遠鏡以及韓國剛建成的3台21米口徑望遠鏡，恒星定位的精度将成倍提高。
“這一獨特的工作将幫助我們獲得關于星系結構的優質數據。”日本國立天文台電波天文學教授小林秀行在接受新華社記者采訪時說。
韓國和日本科學家正在開發一種特制的計算機，用于整合海量的觀測數據，這套計算設備，計劃于在韓國首爾投入使用。科學家預計，東亞VLBI觀測計劃将于2010年全面展開。
自400年前意大利人伽利略首次用望遠鏡觀測星空，人類通常靠光學設備進行天文學研究。人們後來發現，天體除了發出可見光，還發出電磁波。1932年，美國貝爾實驗室工程師卡爾·央斯基偶然發現了來自銀河系中心的電波，射電天文學從此發端。碟狀天線一般的射電天文望遠鏡，通過接收天體無線電波或主動發射電波并接收回波，确定遙遠天體的形狀結構。
著名望遠鏡
綠岸射電望遠鏡（Green Bank Telescope，GBT）是目前世界上最大的可移動射電望遠鏡。望遠鏡高大約有43層樓，直徑110米，于2000年建成。
籌建中的平方千米陣(SKA)項目是世界上最大的射電望遠鏡，SKA由來自全世界20個國家70多個機構的天文學家和工程師進行設計，其靈敏度将超出其他望遠鏡50倍，巡天速度超出一萬倍。它将被用來觀測來自宇宙的射頻信号，收集到的數據将通過光纖傳輸到一台中央高性能超級計算機上。
500米口徑球面射電望遠鏡（FAST），世界最大的單體望遠鏡，建于貴州平塘縣。
2012年10月28日，亞洲最大的全方位可轉動射電望遠鏡在上海天文台正式落成。這台射電望遠鏡的綜合性能排在亞洲第一、世界排第四，能夠觀測100多億光年以外的天體。據了解，這個射電望遠鏡将參與我國探月工程及各項深空探測任務。這台直徑達65米的射電天文望遠鏡，已經在上海松江佘山基地的中科院上海天文台組裝完畢。65米射電天文望遠鏡與直接成像的光學望遠鏡不同，射電望遠鏡最擅長的接收遙遠天體發出的微弱電磁波信号。
位于美國波多黎各島上的阿雷西博望遠鏡，為固定在天然火山口當中的單口徑球面天線，口徑305米，後擴建為350米。
位于美國新墨西哥州沙漠中的甚大天線陣（VLA），由27面架設在鐵軌上的口徑25米的天線組成，排列成Y字形。
阿塔卡瑪大型毫米波天線陣（ALMA）
日本的VSOP，利用日本HALCA衛星攜帶的8米射電望遠鏡與地面上的射電望遠鏡組成幹涉儀。
位于法國南賽Nançay觀測站，1964年建成。
項目
亞洲最大
2012年3月，65米口徑可轉動射電天文望遠鏡工程在上海佘山腳下緊張施工，這将是亞洲最大的該類型射電望遠鏡，總體性能在國際上處于第四位。據介紹，這台望遠鏡屬于中國科學院和上海市政府重大合作項目，已于2012年10月28日在滬啟動。
性能參數
據了解，這台65米的射電望遠鏡是中國科學院和上海市人民政府于2008年10月底聯合立項的重大合作項目。
接收範圍覆蓋8個波段，總體性能列全球第四。
這台65米的射電天文望遠鏡如同一隻靈敏的耳朵，能仔細辨别來自宇宙的射電信号。它覆蓋了從最長21厘米到最短7毫米的8個接收波段，涵蓋了開展射電天文觀測的厘米波波段和長毫米波波段，是中國目前口徑最大、波段最全的一台全方位可動的高性能的射電望遠鏡，總體性能僅次于美國的110米射電望遠鏡、德國的100米射電望遠鏡和意大利的64米射電望遠鏡。
望遠鏡采用的修正型卡塞格倫天線能在方位和俯仰兩個方向轉動，下方軌道上有6組共12個輪子驅動天線的方位轉動，上方的俯仰大齒輪控制天線的俯仰運動，這使得望遠鏡可以以高精度指向需要觀測的天體和航天器，其最高指向精度優于3角秒。
望遠鏡的主反射面面積為3780平方米（相當于9個标準籃球場），由14圈共1008塊高精度實面闆拼裝成，每塊面闆單元精度達到0.1毫米，代表了國内大尺度高精度面闆設計與制造技術的最高水平。
主反射面的安裝則采用了國内首創的主動面技術，在面闆與天線背架結構的連接處安裝有1104台高精度促動器，用以補償跟蹤觀測時重力引起的反射面變形，提高高頻觀測的天線接收效率。促動器的單位精度可達15微米，即一根頭發絲直徑的一半左右。
望遠鏡坐落的軌道由無縫焊接技術全焊接而成。這是國内首次采用全軌道焊接技術，解決了軌道焊接變形等多項技術難題。
信号距地球3.7萬光年
養在佘山“深閨”數年的一位探索宇宙奧秘的世界級“高手”，昨天正式“出山”。不必受限于天氣的好壞，憑借它多個波段的“耳朵”，這座亞洲最大、總體性能世界第四的大型射電望遠鏡，可以靈敏地“傾聽”來自宇宙深處各類天體發出的射電信号，進而展開測量和研究。
昨天下午，該望遠鏡接收到了首個信号，它來自距離地球3萬7千光年的區域。
全球最大
為了争取國際最大規模的射電望遠鏡合作計劃來華，中國正在貴州省“築巢引鳳”，建設全球最大的射電望遠鏡。這是中國2007年批準立項的500米口徑球面射電望遠鏡（FAST）項目，日前已經在貴州省開始基建，項目總投資6.27億元，建設期5年半，預計2014年開光。FAST建成後，不僅将成為世界第一大單口徑天文望遠鏡，并将在未來20年至30年内保持世界領先地位。
中科院院士、原國際天文學聯合會副主席葉叔華表示，FAST最大的技術成就是解決了球面鏡随時變抛面鏡這一難點，中國是世界上首個掌握該技術的國家。選擇貴州省，是因為要做一平方公裡大口徑的射電望遠鏡，估計要有30個望遠鏡拼在一起。中國貴州有很多巨大的山谷，足可以放這樣一個望遠鏡。
科學家們自1994年提出項目建設規劃後，就苦苦搜尋、反複論證近10年，才确認大射電望遠鏡FAST探測基地落戶在貴州省平塘縣一片名為大窩凼的喀斯特窪地。“大窩凼不僅具有一個天然的窪地可以架設望遠鏡，而且喀斯特地質條件可以保障雨水向地下滲透，而不在表面淤積，腐蝕和損壞望遠鏡”，FAST工程辦公室副主任張海燕說，這裡是喀斯特地貌所特有的一大片漏鬥天坑群——它就像一個天然的“巨碗”，剛好盛起望遠鏡如30個足球場面積大的巨型反射面，望遠鏡建成後，将會填滿這個山谷。
觀測不易受地面電磁幹擾
由于望遠鏡坐落于“大窩凼”凹坑内，所以非常适合觀測。另外，大射電望遠鏡的觀測雖然不受天氣陰晴影響，但在選址中對無線電環境要求很高。調頻電台、電視、手機以及其他無線電數據的傳輸都會對射電望遠鏡的觀測造成幹擾，就好像在交頭接耳的會議上無法聽清發言者講話一樣。大射電望遠鏡項目要求，台址半徑5公裡之内必須保持甯靜，電磁環境不受幹擾。
張海燕說，大窩凼附近沒有集鎮和工廠，在5公裡半徑之内沒有一個鄉鎮，25公裡半徑之内隻有一個縣城，是最為理想的選址。有了FAST，邊遠閉塞的喀斯特山區将變成世人矚目的國際天文學術中心，成為把貴州展現給世界的新窗口。
探測遙遠的“地外文明”
這座巨大的望遠鏡外形與衛星天線相似，單口徑500米，猶如一隻巨大的“天眼”，将探測遙遠、神秘的“地外文明”。千百年來人類大多是通過可見光波段觀測宇宙。事實上，天體的輻射覆蓋整個電磁波段，而可見光隻是其中人類可以感知的一部分。
該射電望遠鏡可以用來監聽外太空的宇宙射電波，其中包括可能來自其他智能生命的“人工電波”；在電力充足的條件下，這隻巨大的“天眼”還能發送電波信号，幾萬光年遠的“外星朋友”将有可能收到來自中國的問候。
可尋找第一代誕生的天體
據FAST工程辦公室研究人員介紹，項目建成後，它将使中國的天文觀測能力延伸到宇宙邊緣，可以觀測暗物質和暗能量，尋找第一代天體。
其能用一年時間發現數千顆脈沖星，研究極端狀态下的物質結構與物理規律。而且無需依賴模型精确測定黑洞質量就可以有希望發現奇異星和誇克星物質；可以通過精确測定脈沖星到達時間來檢測引力波；還可能發現高紅移的巨脈澤星系，實現銀河系外第一個甲醇超脈澤的觀測突破。
用于太空天氣預報
FAST還将把中國空間測控能力由地球同步軌道延伸至太陽系外緣，将深空通訊數據下行速率提高100倍。脈沖星計時陣，為自主導航這一前瞻性研究制作脈沖星鐘。
同時，可以進行高分辨率微波巡視，以1Hz的分辨率診斷識别微弱的空間訊号，作為被動戰略雷達為國家安全服務。還可跟蹤探測日冕物質抛射事件，服務于太空天氣預報。
帶動中國制造技術發展
FAST研究涉及了衆多高科技領域，如天線制造、高精度定位與測量、高品質無線電接收機、傳感器網絡及智能信息處理、超寬帶信息傳輸、海量數據存儲與處理等。FAST關鍵技術成果可應用于諸多相關領域，如大尺度結構工程、公裡範圍高精度動态測量、大型工業機器人研制以及多波束雷達裝置等。FAST的建設經驗将對中國制造技術向信息化、極限化和綠色化的方向發展産生影響。
服務中國航天項目
65米射電望遠鏡作為我國乃至世界上一台主幹觀測設備，将在射電天文、天文地球動力學和空間科學等多個領域中取得一流的科學成果，将執行探月工程三期的VLBI測定軌和定位任務，以及我國未來月球和火星探測等各項深空探測任務，同時用于射電天文觀測等多項科學研究。它作為一個單元參加中國VLBI網，将使其靈敏度提高42%。參加歐洲VLBI網，将使其靈敏度提高15%—35%。作為東亞VLBI網中口徑最大的天線，它将起到主導作用。此外，該望遠鏡将進一步提升我國深空測定軌能力，為嫦娥探月工程和更長遠的深空探測等國家重大戰略需求服務。
最新進展
2015年12月16日，正在貴州省平塘縣建設的世界最大單口徑射電望遠鏡——500米口徑球面射電望遠鏡（FAST）目前正在進行反射面面闆安裝，邊長約11米的三角形面闆安裝已經完成2059塊，完成比例達46%。FAST的反射面總面積約25萬平方米，用于反射無線電波、供饋源接收機接收，是FAST工程的主線，預計将于2016年4月安裝完畢 。
主要代表
當代先進射電望遠鏡有：以德意志聯邦共和國100米望遠鏡為代表的大﹑中型厘米波可跟蹤抛物面射電望遠鏡；以美國國立射電天文台﹑瑞典翁薩拉天文台和日本東京天文台的設備為代表的毫米波射電望遠鏡；以即将完成的美國甚大天線陣。貴州平塘的射電望遠鏡FAST是現在世界上最大口徑的射電望遠鏡。
阿卡塔馬大型毫米波天線陣
阿卡塔馬大型毫米波天線陣（ALMA）是多個國家、地區的研究機構合作建造的一台大型射電望遠鏡陣列，由66台口徑為12米的抛物面天線組成，捕捉毫米波和亞毫米波，分辨率可達0.01角秒為研究宇宙中分子氣體、大爆炸輻射以及星際塵埃提供更精确數據。
阿塔卡瑪大型毫米波天線陣位于智利北部查南托高原阿塔卡瑪沙漠的拉諾德查南托天文台，海拔5,059米，距離智利著名古迹聖佩德羅阿塔卡瑪約40公裡，距離海港城市安托法加斯塔約275公裡。是地球上氣候最幹燥的地區之一，海拔高，非常适合毫米波天文觀測。
阿塔卡瑪大型毫米波天線陣最初計劃由歐洲南天天文台出資50%，美國和加拿大共同出資50%建造，後來陸續有多個國家和地區機構加入。目前參與者有歐洲南天天文台、西班牙、加拿大國家研究理事會、美國國家科學基金會支持的美國國家射電天文台、日本國立天文台、台灣中央研究院等。建造和操作工作由美國國家射電天文台和歐洲南天天文台共同負責。耗資超過10億美元，它是最昂貴的運作中的陸基望遠鏡。
該計劃的設計工作在1998年5月開始，于2002年完成。2003年2月，歐洲南天天文台與美國和加拿大簽署了協議，2005年10月在智利動土興建。2013年3月13日該列陣已開始運作。
“ALMA”将主要用于獲得有關星系和行星演變的數據，尋找新天體以及探尋宇宙中是否存在能進化成生命的物質。
未來展望
把造價和效能結合起來考慮，今後直徑100米那樣的大射電望遠鏡大概隻能有少量增加，而單個中等孔徑厘米波射電望遠鏡的用途越來越少。主要單抛物面天線将更普遍地并入或擴大為甚長基線﹑連線幹涉儀和綜合孔徑系統工作。随著設計﹑工藝和校準技術的改進﹐将會有更多﹑更精密的毫米波望遠鏡出現。綜合孔徑望遠鏡會得到發展以期獲得更大的空間﹑時間和頻率覆蓋。甚長基線幹涉系統除了增加數量外，預期最終将能利用定點衛星實現實時數據處理，把綜合孔徑技術同甚長基線獨立本振幹涉儀技術結合起來的甚長基線幹涉儀網和幹涉儀陣的試驗，很可能孕育出新一代的射電望遠鏡。
