A rádiócsillagászat a Földön kívüli térből érkező, természetes eredetű rádiósugárzásokkal foglalkozik. A rádiótartomány az elektromágneses spektrum legnagyobb hullámhosszú és legkisebb energiájú része. A légkörön túlról érkező rádióhullámok hullámhossza $3\cdot {10}^5$ cm-ig terjed (a 3 km-esnél nagyobb hullámhosszú rádióhullámok már elnyelődnek a csillagközi anyagban). Alsó határa a távoli infravörös tartomány széléig, azaz 15 mikrométerig tart.
A Föld felszínéről az 1 mm-től 15‐30 m-ig terjedő hullámhossztartományban végezhetők megfigyelések, mert a légkör ebben a sávban engedi át a rádióhullámokat (rádióablak). 30 méteres hullámhossz felett az ionoszféra veri vissza a sugárzást, 1 mm alatt pedig csak részlegesen jön át a légköri vízpárán és szén-dioxidon. A milliméternél rövidebb hullámhosszú tartomány a mikrohullámú sáv, (15 mikrométer és 1 mm között) gyakorlatilag átmenetet képez az infravörös- és a rádiótartomány között. Ez a tartomány csak ballonokról, repülőgépekről vagy műholdakról vizsgálható hatékonyan.
A rádiócsillagászat három nagy kutatási területe a Nap (illetve Naprendszer), a Tejútrendszer, illetve az extragalaxisok megfigyelése. A csillagászat ezen ága 1931-ben indult fejlődésnek, ekkor észleltek először Földön kívüli eredetű rádióhullámokat a 15 m-es hullámhosszon. Az azóta is rohamosan fejlődő rádiócsillagászat főbb felfedezései: a Nap rádiósugárzásának felfedezése (1942); a csillagközi semleges hidrogéngáz 21 cm-es hullámhosszúságú (1420,4 MHz) sugárzásának felfedezése (1951); kvazárok felfedezése (1963); a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás felfedezése (1965); pulzárok felfedezése (1967). 1968-tól megindult a csillagközi anyag-molekulák színképvonalainak feltérképezése, a 70-es évektől munkába állított nagy teljesítményű teleszkópok pedig az extragalaktikus rádiócsillagászat gyors fejlődését tették lehetővé.
A Naprendszerben a Nap a legerősebb rádióforrás. Sugárzásának állandó rádiókomponense (termikus sugárzás) a napkoronából érkezik, s a napkorona szerkezetéről árulkodik. A változó (sokkal erősebb) komponens intenzitása a naptevékenységtől függ (akár milliószorosa is lehet az állandó komponensnek). A bolygók és holdak termikus rádiósugárzásának vizsgálatából azok felszíni hőmérsékletére következtethetünk.
A Tejútrendszer rádiósugárzása is két összetevőből áll. Az egyik a csillagközi semleges hidrogéngáz 21 cm-es hullámhosszúságú sugárzása, amelynek segítségével nem világító anyagfelhőket térképezhettük fel. Ezek a galaxisunk karjaiban található sötét hidrogénfelhők fontos információkat szolgáltattak a Tejútrendszer szerkezetéről. A csillagközi anyagban lévő molekulák is rádiósugárzást bocsátanak ki (cm-es tartomány). Napjainkra mintegy félszáz képviselőjüket, köztük bonyolult szerves molekulákat is sikerült azonosítani. A molekulák vonalas rádiószínképe mellett folytonos rádiósugárzás is érkezik a Tejútrendszerből, melynek intenzitása a Tejútrendszer magjának irányában a legerősebb. Ez egyrészt az ionizált gázfelhők termikus sugárzásával azonosítható, másrészt pedig erős mágneses terekben mozgó nagysebességű elektronok hozzák létre.
A galaktikus rádiócsillagok közül a legfontosabbak a pulzárok (gyorsan forgó neutroncsillagok) és a kataklizmikus változócsillagok (a Napnál jóval nagyobb kitöréseket produkáló flercsillagok, valamint a nóvák és a szupernóvák).
Napjaink rádiócsillagászatának legizgalmasabb célpontjai az extragalaktikus rádióforrások. Ide soroljuk a klasszikus rádiógalaxisokat (az átlagosnál sokkal intenzívebb rádiósugárzással, pl. Cygnus A), de az aktív galaxisok legaktívabb csoportját, a kvazárokat is. Mindkét csoportról feltételezhető, hogy középpontjukban nagy tömegű fekete lyukat tartalmaznak. Valószínűsíthető, hogy ezen aktív galaxisok anyagkilövelléseiben (jetekben) nagy sebességgel kifelé haladó elektronok bocsátják ki a rádiósugárzást.
A rádiótávcső (rádióteleszkóp) három fő részből áll, ezek az antenna, a rádióvevő és az adatrögzítő. A legelterjedtebb antennatípus a parabolikus antenna. A paraboloid felületre érkező párhuzamos rádióhullámok a fókuszpontban elhelyezett kisméretű antennára esnek, s innét jutnak a vevőkészülékbe. A rádiótávcsövek felbontóképessége a parabola átmérőjével egyenesen, az alkalmazott hullámhosszal pedig fordítottan arányos. Az alkalmazható legkisebb hullámhossz a paraboloid felület pontosságától függ. Egy-egy elszigetelt rádiótávcsővel nem lehet igazán jó felbontást elérni, s ezért kifejlesztették a rádióinterferométereket. Az alaptípus két, egymástól meghatározott távolságban elhelyezett antennából áll, amelyek közös vevőkészülékhez csatlakoznak. Ebben a két antenna által azonos időben, azonos objektumról fogott jelek interferenciáját hozzák létre. Az adatokból matematikai módszerekkel a fényképhez hasonló rádióképet állítanak elő. A felbontóképesség az antennák távolságával (bázisvonal) arányos. Ilyen rendszerek működnek pl. Cambridge-ben (Anglia, 5 km-es bázisvonal) vagy Green Bank-ben (USA, 3,2 km-es bázisvonal). A legnagyobb rádiótávcső hálózatot Új- Mexikóban (USA) állították rendszerbe. Az Y alakban elrendezett 27 darab, egyenként 25 méter átmérőjű tányérból álló sorozatot ‐ amelyet legtöbben a Kapcsolat c. filmben láthattak ‐ VLA néven ismerjük (Very Large Array, azaz Nagyon Nagy Antennasorozat). Felbontóképessége 6 cm-es hullámhosszon 0,6 ívmásodperc, a bázisvonalak hosszúsága az Y szárai mentén 21-21-19 km.
A bázisvonal növelésével a felbontóképesség elvileg tetszés szerint fokozható. E célból került kifejlesztésre a VLBI technika (Very Long Baseline Interferometry, azaz ,,Nagyon Hosszú Bázisvonalú Interferometria"). Lényege, hogy a Föld különböző pontjain lévő teleszkópok között több száz, illetve több ezer km-es távolság van. A beérkező jelek nem közös vevőkészülékbe jutnak, hanem külön-külön, mágnesszalagokon rögzítik őket. Később a szalagokat az ún. korrelátoron összejátsszák, s előállítják az interferenciát. Az egymástól független jelsorozatok időbeli szinkronizálását atomórákkal biztosítják. A felbontóképesség növelésének csak a Föld átmérője szabhatott határt; az ezt megközelítő bázishosszakon ezred ívmásodperc körüli felbontóképességet értek el. A VLBI nagyon alkalmas kis szögátmérőjű rádióforrások (pl. bolygók, rádiócsillagok, kvazárok) vizsgálatára. A távoli kvazárokat stabil vonatkoztatási pontként használva és a bázisvonal hosszának igen pontos ismeretében a VLBI technika geodéziai és geofizikai mérésekre (pl. a kőzetlemezek mozgási sebességének meghatározására) is alkalmas.
A bázisvonal további növelésének egyetlen lehetséges módja, hogy az egyik rádióteleszkópot a földfelszínen kívül helyezzük el. Az űr-VLBI rendszer első elemét Japán helyezte üzembe 1997. februárjában (VSOP ‐ VLBI Space Observatory Programme). A HALCA (Highly Advanced Laboratory for Communications and Astronomy) nevű, Föld körül keringő műholdon egy 8 méter átmérőjű, kinyitható antennát helyeztek el. A földtávolpont $21400$ km-es távolságban van, a maximális bázisvonal hossza $27000$ km. A műhold és a vele együtt dolgozó mintegy 40 földi teleszkóp által elért felbontás az ívmásodperc néhány százezred része (a mm-es hullámhosszakon)! Ez még a távoli rádiógalaxisok és kvazárok esetében is mindössze 1 parszek (3,26 fényév) átmérőnek felel meg. Ezzel a felbontással részletesen feltérképezhetjük e különleges objektumok szerkezetét. Az űr-VLBI programban magyar kutatók is részt vesznek.