Kính viễn vọng vô tuyến phát hiện sóng vô tuyến phát ra từ các vật thể trên bầu trời. Nó trông giống như một chiếc đĩa lớn, nhưng hoạt động khác với kính viễn vọng quang học. Thay vì thấu kính hoặc gương thủy tinh, nó sử dụng một bề mặt kim loại để thu sóng vô tuyến và tập trung chúng vào một bộ thu. Bộ thu khuếch đại tín hiệu và gửi đến máy tính để xử lý.

Kính viễn vọng vô tuyến có thể quan sát cả ngày lẫn đêm và không bị ảnh hưởng bởi mây. Chúng có thể phát hiện các vật thể không nhìn thấy được trong ánh sáng khả kiến, bao gồm các đám mây khí lạnh, sao xung và bức xạ nền vi sóng vũ trụ. Chúng cũng có thể xuyên qua bụi làm cản trở kính viễn vọng quang học, hé lộ trung tâm của các thiên hà và nơi hình thành các ngôi sao.

Kính viễn vọng vô tuyến đơn đĩa lớn nhất là Kính viễn vọng hình cầu khẩu độ 500 mét (FAST) ở Trung Quốc. Mảng kính viễn vọng mạnh nhất là Mảng rất lớn (VLGA) ở New Mexico, kết hợp 27 đĩa để đạt được độ phân giải tương đương với một thiết bị lớn hơn nhiều. Kính viễn vọng Chân trời Sự kiện (Event Horizon Telescope) đã kết nối các đĩa vô tuyến trên khắp thế giới để chụp ảnh một lỗ đen.

Thiên văn học vô tuyến bắt đầu một cách tình cờ. Năm 1932, Karl Jansky đang nghiên cứu nhiễu tĩnh trong liên lạc vô tuyến xuyên Đại Tây Dương và phát hiện ra một tín hiệu đến từ Dải Ngân hà. Ông đã phát hiện ra bức xạ vô tuyến từ thiên hà này, và một nhánh mới của thiên văn học ra đời.