射电望远镜为什么要建得这么大？

最早的天文望远镜只能用来观察其他天体发出的可见光。因此，它被称为光学天文望远镜，它不能接受电磁波的信息。所谓的射电望远镜实际上是一种天文仪器，用来从天空的不同方向观察射电能量。它有一个高定向天线和相应的电子设备。因此，有人说射电望远镜与其说是望远镜，不如说是雷达接收天线。

因此，天线是射电望远镜的核心。它用于接收无线电波段的电磁波，然后在其金属天线上感应出一个电压，这样就可以用一个模拟接收器来测量这个电压的具体值。显然，天线越大，可以获得的电磁波越多，因此可以观察到的电磁信号越弱。我们经常看到的大型盘状金属部件是射电望远镜的天线。

当接收电磁信号时，射电望远镜将使用模拟接收器来“混合”信号。每个电磁信号都有固定的频率。所谓的“混频”就是将信号的频率调整到我们需要的固定频率。一般来说，它是为了降低信号的频率，以便于我们处理信号。具体方法是对原始信号进行调制和滤波，然后通过混频器将其与本机振荡器信号混频，并通过滤波器和放大器解调输出。

一般来说，射电望远镜观测到的信号是通过以下方式记录的:

“基带信号记录”记录原始信号，通常只由数模转换器采样，不进行任何其他处理。基带信号包含了最原始的信息，但其数据量很大，一般很难完全记录下来。

脉冲星观测是一种极其微弱的无线电源，因此它需要大带宽和高时间分辨率，但需要低频率分辨率的信号。因此，我们需要用较高的采样频率对模拟接收机接收到的信号进行采样，然后对在短时间内采样的信号进行傅里叶变换来处理频谱数据。光谱分析可以帮助我们了解天体的物理组成和化学性质。

“谱线观测”与脉冲星观测正好相反。它是由天体中原子和分子在不同能级之间的跃迁产生的。一般来说，它需要非常高的频率分辨率，但是观测带宽通常较窄，并且时间分辨率要求较低。因此，我们可以使用较低的采样频率对模拟信号进行采样，然后对采样的信号执行较长时间的傅里叶变换，以获得精细的频谱。