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系統(tǒng)版本：射電望遠鏡系統(tǒng)
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確鏡面反射后，同相到達公共焦點。然后再用電纜傳送至控制室進一步放大﹑檢波，最后以適于特定研究的方式進行記錄、處理和顯示。功率值就是我們記錄下來的信息。收音機、廣播電視和衛(wèi)星電視也是類似的原理，只不過比射電望遠鏡多了解調的步驟。
射電望遠鏡的原理與衛(wèi)星電視天線接收器的原理大同小異，它通過接收來自遙遠天體的電磁輻射信號，分析其強度，頻譜和偏振來進行研究。其主要有兩個基本指標——分辯率和靈敏度。從光學中，我們知道望遠鏡的分辯率與波長λ成正比，與望遠鏡的口徑D成反比。
由于光學望遠鏡是工作在波長為微微米的數量級上，而射電望遠鏡工作在毫米數量級上，之間相差10000倍，那么要達到同樣的分辯率，射電望遠鏡的口徑（孔徑）就要比光學望遠鏡大一萬倍。好在，由于運用了射電干涉儀，可以用相距很遠的兩地射電望遠鏡之間的直線距離代替望遠鏡的真實孔徑。
這種技術叫做甚長基線干涉。它可以使有效口徑大到幾千公里甚至更遠，從而大大提高了分辯率，使人們有可能看到天體的精細結構。然而有得必有失，靈敏度在分辯率提高的同時卻降低了。靈敏度取決于射電望遠鏡的有效面積，天線造的越大，其靈敏度越高。然而由于射電干涉儀的運用，我們用兩地望遠鏡之間的直線（基線）長度來代替真實孔徑，卻沒有增大與其對應的天線的有效面積，從而使射電望遠鏡靈敏度成倍下降，這也就決定了射電天文學的研究對象——主要是對高能天體觀測以及對射電天文譜線的分析。
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 射電望遠鏡電磁波被一精確鏡面反射后，同相到達公共焦點。用旋轉拋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 拋物面。射電望遠鏡表面和一理想拋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，則需用光滑精確的金屬板（或 鍍膜）作鏡面。從天體投射來并匯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。射頻信號功率首先在焦點處放大10～1000倍﹐并變換成較低頻率（中頻），然后用電纜將其傳送至控制室，在那里再進一步放大﹑檢波，最后以適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，并按特定的要求進行某些處理然后顯示出來。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(qū)分兩個天球上彼此靠近的射電點源的能力，后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。
（圖片來源于互聯(lián)網）
