最早的天文望远镜，只能用于观测其它天体所发出的可见光，因此被叫做光学天文望远镜，它无法接受电磁波的信息。而所谓射电望远镜，实际上是用来观测从天空中不同方向，发来的射电能量的天文仪器，它是具有高定向性天线和相应的电子设备。因此有人说，射电望远镜与其称它为望远镜，倒不如说是雷达接收天线。

　　所以，天线是射电望远镜的核心，它被用于接受射电波段的电磁波，而后在其金属天线上感应出电压，这样就可以利用模拟接收机来测量这个电压的具体数值。显然，越大的天线就能获取到更多的电磁波，从而观测到更弱的电磁信号。我们经常看到的巨大的圆盘形的金属部分，就是射电望远镜的天线。

　　当接受到电磁信号后，射电望远镜会利用模拟接收机对信号进行“混频”处理。每个电磁信号都有其固定的频率，所谓“混频”就是将信号的频率调节到我们需要的固定频率上，一般来讲是将信号的频率降低，方便我们对信号进行处理。其具体方式为将原始信号进行调制和滤波，而后通过混频器与本振信号相混合，再经过滤波器和放大器后解调输出。

　　对于射电望远镜所观测到的信号，一般来讲有如下几种记录方式：

　　“基带信号记录”记录的是原始的信号，一般仅通过了数模转换器进行采样，没有经过其他的处理。基带信号含有最多的原始信息，但其数据量较大，一般而言很难对其进行完整的记录。

　　“脉冲星观测”是极其微弱的射电源，所以要求系统观测带宽较大并且有很高的时间分辨率，但对频率分辨率要求较低的信号。因此我们要对模拟接收机所接收到的信号用较高的采样频率进行采样，再对一段较短时间内采样所得的信号进行傅里叶变换，处理得到频谱数据。频谱的分析可以帮助我们得知天体的物理成分和化学性质。

　　“谱线观测”则与脉冲星观测则刚好相反，它由天体中原子和分子在不同能级间跃迁时所产生，一般来说要求很高的频率分辨率，但观测带宽一般较窄，时间分辨率要求也会更低。因此我们可以使用较低的采样频率对模拟信号进行采样，再对一段较长时间内采样得到的信号进行傅里叶变换，得到精细的频谱。