THỜI ĐẠI CỦA NHỮNG PHÁT MINH
Các nhà thiên văn và kĩ sư hiểu rằng để đo đạc bức xạ vô tuyến Vũ Trụ cần có kính thiên văn vô tuyến với kích thước lớn hơn hẳn ăngten của Gianxki và Rêbơ. Năm 1947 ở Anh, tại Trường Đại học tổng hợp của thành phố Manchextơ người ta đã xây lắp một kính thiên văn vô tuyến parabôn cố định có đường kính 66 m. Đến năm l950 nhờ nó mà đã ghi nhận được bức xạ vô tuyến đến từ tinh vân trong chòm sao Tiên Nữ. Tinh vân này là thiên hà hình xoắn ốc, láng giềng của Thiên Hà chúng ta. Năm 1957 ở dân Manchextơ, vùng Giôđren Bancơ (Jodrell Bank) đã xây lắp một kính thiên văn vô tuyến quay 76m. năm 1961, kính thiên văn vô tuyến ở Packidơ (Parkes) (Úc) bước vào hoạt động. Năm 1962, kính thiên văn vô tuyến kinh tuyến 92 m tại đài thiên văn GrinBancơ (Green Bank) ở Mỹ bắt đầu hoạt động.
Sự tăng dần kích thước của kính thiên văn vô tuyến đã nâng cao độ nhạy của chúng và cải thiện độ phân giải góc (đặc trưng cho kích thước góc của những chi tiết nhỏ nhất được quan sát). Độ phân giải càng cao khi tỷ lệ giữa bước sóng và đường kính kính thiên văn càng nhỏ. Do vậy nhờ độ lớn đường kính của ăngten vô tuyến có thể nhận được hình ảnh "sắc nét" hơn của nguồn vô tuyến trên bước sóng đã cho.
Trong thập niên 50, để đạt được độ phân giải góc cao hơn, các nhà thiên văn bắt đầu sử dụng kính giao thoa (giao thoa kê) vô tuyến, đó là một hệ thống gồm một số kính thiên văn vô tuyến nối với nhau bằng các liên hệ điện. Nhờ thiết bị này mà người ta đã xác định được toạ độ chính xác của nguồn vô tuyến Tiên Hậu A (Cassiopeia A) và xác định đồng nhất được nguồn Thiên Nga A (Cignus A) với một thiên hà kép xa xôi. Những nhà thiên văn Úc nhờ máy đo giao thoa hàng hải trong đó thay cho kính thiên văn vô tuyến thứ hai người ta đã dùng tín hiệu phản xạ từ mặt nước biển đã xác định đồng nhất được một số nguồn vô tuyến mới: Taurus A với tinh vân Cua, Centaurus A và Virgo với các thiên hà xa xôi.
Những khám phá liên tục nối nhau xuất hiện này đã làm thất vọng các nhà thiên văn.
Tại sao thiên hà gần nhất trong chòm sao Tiên Nữ lại bức xạ trong giải vô tuyến một lượng năng lượng ít hơn hàng triệu lần so với một thiên hà xa xôi trong chòm sao Thiên Nga? Giải thích thế nào sự bức xạ vô tuyến của dải Ngân Hà, nơi tập trung các ngôi sao. Khí và bụi trong Thiên hà của chúng ta? Phép cộng đơn giản bức xạ của các sao trong dải Ngân Hà không ra được những kết quả cần phải có, vì những ngôi sao trong dải Ngân Hà không ra được những kết quả cần phải có, vì những ngôi sao thông thường kiểu như Mặt Trời của chúng ta ở trạng thái yên tĩnh bức xạ rất ít năng lượng trong vùng vô tuyến. Bức xạ vô tuyến của Mặt Trời cho tới thời gian này đã được đo - đạc và nghiên cứu kỹ lưỡng. Cần phải thừa nhận rằng các vật thể thiên văn có cấu tạo rất khác, không như ta tưởng chỉ trên cơ sở của sự nghiên cứu quang học thuần tuý. Đến cuối thập kỷ 50, các nhà thiên văn vô tuyến đã phát hiện ra một vũ trụ mới không nhìn thấy được.
Trong thập kỉ 60, đầu thập kỉ 70 đã phát hiện được các quada, các punxa, các maze (maser) giữa các vì sao, bức xạ vô tuyến tàn dư đã tìm ra được các vụ nổ, sự va đập của toàn bộ những hệ sao - thiên hà. Lý thuyết về cơ chế bức xạ vô tuyến: bức xạ nhiệt xincrôtrôn, maze được phát triển.
Ngày nay thiên văn học vô tuyến được đặt ở vị trí hàng đầu trong các nghiên cứu thiên văn vật lý. Có được các máy thu bức xạ nhạy nhất, ngành khoa học này đang nghiên cứu các đối tượng xa xôi nhất trong Vũ Trụ chúng ta. Thiên văn học vô tuyến hiện đại đảm bảo cả độ phân giải góc rất cao: khả năng nhìn thấy các chi tiết rất nhỏ của các nguồn vô tuyến bầu trời. Các nghiên cứu thiên văn vô tuyến có độ nhạy và chất lượng cao đối với các thiên thể rất độc đáo, đa dạng và còn rất bí ẩn về nhiều mặt của Vũ Trụ chắc chắn sẽ mang tới những phát hiện hấp dẫn.
