La radioastronomia fece passi da gigante negli anni Cinquanta, grazie alle tecnologie sviluppate durante la seconda guerra mondiale nel campo delle antenne e dei ricevitori radio. Gli scienziati adattarono le tecniche alla realizzazione di diversi radiotelescopi in Australia, Gran Bretagna, Olanda, Stati Uniti e Unione Sovietica. Fu catalogato un numero sempre maggiore di radiosorgenti, molte delle quali furono poi identificate come galassie lontane. Nel 1963 furono scoperte le sorgenti radio quasi stellari, i quasar, che, manifestando degli spostamenti verso il rosso di ampiezza mai osservata prima, sembravano trovarsi a enormi distanze dalla Terra. Poco tempo dopo, nel 1965, i radioastronomi statunitensi Arno Penzias e Robert W. Wilson annunciarono la scoperta della radiazione cosmica di fondo a 3 K, molto importante per le teorie sull'origine e sull'evoluzione dell'universo (vedi Origine dell'universo; Cosmologia). Le pulsar, sorgenti radio caratterizzate da emissioni periodiche estremamente regolari, furono scoperte nel 1968.

Per molti anni i radioastronomi concentrarono i loro studi sulle onde radio di lunghezza d'onda relativamente lunga (prossima a 1 m), per la rivelazione delle quali era facile costruire antenne e ricevitori sensibili. Quando furono sviluppate le tecnologie per costruire strumenti più grandi e precisi e ricevitori sensibili alle lunghezze d'onda più corte, furono prese in esame anche le bande inferiori al metro. Contemporaneamente, lo sviluppo della tecnologia spaziale (vedi Esplorazione dello spazio) permise di effettuare osservazioni a grandissime lunghezze d'onda nello spazio al di sopra della ionosfera, lo strato dell'atmosfera ionizzato, che risulta quasi del tutto opaco alla radiazione di lunghezza d'onda superiore ai 20 m.

Le emissioni radio provenienti dallo spazio sono tutte di origine naturale. Fino a oggi, i tentativi di rivelare segnali prodotti da intelligenze artificiali si sono rivelati vani . Diversi sono i meccanismi fisici noti che producono emissioni radio.
Tutti i corpi emettono radiazione elettromagnetica termica, il cui spettro dipende dalla temperatura. Misurando l'emissione nella banda radio e in tutto il resto dello spettro elettromagnetico, è possibile determinare la temperatura di corpi celesti quali i pianeti del sistema solare o le nubi calde di gas ionizzato presenti nella Via Lattea. Le emissioni radio celesti, tuttavia, vengono prodotte generalmente in presenza di energie molto più intense di quelle termiche, da sistemi contenenti particelle cariche (ad esempio, elettroni) che si muovono attraverso campi magnetici . Quando l'energia delle particelle è talmente alta che la loro velocità si avvicina a quella della luce (circa 300.000 km/s), l'emissione radio emessa da queste particelle ultra-relativistiche viene detta radiazione di sincrotrone, dal nome del tipo di acceleratore in cui si genera una radiazione analoga, ma di lunghezza d'onda inferiore.La radiazione di sincrotrone e quella termica sono esempi di radiazione continua: coprono un'ampia gamma di lunghezze d'onda, che varia a seconda dell'intensità del campo magnetico (per la radiazione di sincrotrone) o della temperatura (per la radiazione termica). Al contrario, atomi, ioni e molecole emettono radiazione a lunghezze d'onda ben precise (emissione discreta, o a righe), caratteristiche della sostanza emettitrice e del suo stato di eccitazione.

Poichè le onde radio sono relativamente lunghe (variano da circa 1 mm fino a più di 1 km), i radiotelescopi devono essere molto grandi per focalizzare i segnali in arrivo e produrre immagini radio definite. Il radiotelescopio statico più grande del mondo, situato presso l'Osservatorio di Arecibo (Portorico), è un paraboloide di 305 m di diametro che occupa un'ampia concavità naturale del terreno. I maggiori radiotelescopi parabolici orientabili sono antenne di diametro variabile tra i 50 e i 100 m e hanno una risoluzione di circa 1 minuto d'arco, equivalente a quella dell'occhio umano nel visibile. Le radioonde in arrivo vengono focalizzate dalla superficie parabolica su una piccola antenna secondaria dotata di ricevitori estremamente sensibili. Questi, simili come principio ai comuni apparecchi radio, sono in grado di rivelare segnali deboli fino a 10-17 watt. Le parti critiche del ricevitore sono spesso raffreddate a temperature prossime allo zero assoluto, per ridurre il rumore che disturba qualunque strumento elettronico. Quando si vogliono osservare delle righe spettrali, vengono utilizzati particolari ricevitori che possono essere sintonizzati su oltre 1000 frequenze contemporaneamente.
Per ottenere risoluzioni migliori, equivalenti a quelle dei grandi telescopi ottici in condizioni ideali di osservazione, si utilizzano schiere di antenne collegate in modo interferometrico. Il più grande radiotelescopio di questo tipo è il Very Large Array, o VLA (letteralmente è schiera molto grande), situato in una pianura isolata vicino a Socorro, nel New Mexico (USA). Il VLA comprende un totale di 27 antenne paraboliche, ciascuna di 25 m di diametro, che possono muoversi su rotaie lungo tre piste rettilinee di 21 km ciascuna, disposte a formare una gigantesca lettera Y. Ogni antenna dispone di un proprio ricevitore, che raccoglie il segnale e lo invia a un centro di elaborazione dove viene combinato con quelli provenienti dalle altre antenne per formare un'immagine ad alta risoluzione, secondo una tecnica detta apertura di sintesi. Il VLA può assumere quattro configurazioni, a seconda di come sono disposte le antenne lungo i bracci. La configurazione più è larga, in cui le antenne sono distanziate al massimo, permette di raggiungere una risoluzione di 0,04 secondi d'arco. La configurazione più è stretta, con tutte le antenne dislocate nel raggio di un km, serve per ottenere immagini con minore risoluzione, ma con un campo di vista più ampio.

Risoluzioni ancora migliori si possono ottenere se le singole antenne si trovano a migliaia di chilometri l'una dall'altra. Con distanze così grandi diventa improponibile inviare direttamente i segnali raccolti da ciascuna antenna a un punto comune; in questo caso, allora, ogni antenna registra i dati su un nastro che viene spedito a un osservatorio e analizzato insieme agli altri, secondo una tecnica detta interferometria a base molto grande (VLBI). Per sincronizzare i segnali provenienti dalle diverse antenne sono necessari particolari orologi, detti a maser di idrogeno, la cui precisione è di un secondo su un milione di anni. La VLBI permette di raggiungere una risoluzione di un centomillesimo di secondo d'arco, vale a dire 5000 volte migliore di quella del telescopio spaziale Hubble. Grazie alla sensibilità dell'interferometria alla variazione di distanza tra le antenne, la VLBI ha fornito anche una prova diretta della teoria della tettonica a zolle. Confrontando i dati relativi a 25 anni di osservazioni è stato possibile mettere in evidenza i piccoli spostamenti relativi delle placche in cui è suddivisa la superficie terrestre (dell'ordine di qualche centimetro all'anno).

Il Sole è la sorgente radio più intensa del cielo. La sua emissione termica non corrisponde alla sua temperatura superficiale, che è di soli 6000 C, ma al milione di gradi centigradi della sua atmosfera esterna, otticamente invisibile. Oltre all'emissione termica, il Sole manifesta intense e improvvise attività grave; emissive in banda radio durante i periodi di massima intensità del ciclo delle macchie. Queste repentine tempeste radio, in cui l'intensità di emissione può aumentare anche di un milione nell'arco di un'ora, sono spesso associate a eruzioni visibili sulla superficie solare.

La sola altra sorgente naturale di emissione radio non termica presente nel sistema solare è il pianeta Giove. A lunghezze d'onda dell'ordine dei 30 m, esso mostra intensi flussi di radiazione provenienti da regioni relativamente piccole, la cui intensità sembra essere influenzata dalla posizione del satellite Io. Inoltre, Giove è circondato da fasce analoghe alle fasce di Van Allen del campo magnetico terrestre, ma molto più grandi, che emettono nella banda delle onde radio a una lunghezza d'onda minore di 1 m. Sono state osservate emissioni di radiazione termica anche dalla superficie o dall'atmosfera di tutti gli altri pianeti del sistema solare, a eccezione di Plutone. Dall'analisi di queste emissioni è stato possibile ricavare informazioni sulle condizioni climatiche dei pianeti.

Probabilmente la maggior parte delle galassie emette radioonde a un tasso simile a quello della nostra Galassia (circa 1032 W). Nel caso delle cosiddette radiogalassie, però, l'emissione radio è fino a 100 milioni di volte più intensa. La maggior parte dell'energia emessa sotto forma di onde radio non si produce in realtà all'interno delle galassie vere e proprie, ma in nubi di gas ionizzato ed estremamente caldo (detto plasma), situate a centinaia di migliaia, o anche milioni, di anni luce dalla galassia genitrice. Tali gigantesche nubi radio possono avere dimensioni pari a 100 volte quelle della galassia genitrice, raggiungendo l'ampiezza di interi ammassi di galassie.

Per generare le emissioni tipiche di queste galassie è necessaria una notevole quantità di energia. L'origine di questa energia e il modo in cui viene convertita in emissione radio costituiscono uno dei maggiori problemi dell'astrofisica fin dalla scoperta delle radiogalassie. Le immagini dettagliate delle radiogalassie, ottenibili con radiotelescopi ad alta risoluzione come il VLA o con la tecnica VLBI, mostrano spesso un evidente getto di materia che connette una sorgente radio intensa e compatta, situata nel centro della galassia, con le più estese nubi radio (o radiolobi) periferiche. Si pensa che questi getti trasportino l'energia dal nucleo della galassia verso il plasma radioemittente, e che la sorgente di energia risieda in un oggetto massiccio, forse un gigantesco buco nero, situato nel centro galattico. I quasar, corpi celesti luminosi quanto centinaia di galassie messe insieme, sono un milione di volte più piccoli di una galassia tipica. Sono caratterizzati da spostamenti verso il rosso molto pronunciati, che li collocano a enorme distanza dalla Via Lattea. Le radiogalassie, i quasar e le sorgenti molto brillanti note come oggetti BL Lacertae sono probabilmente fenomeni correlati.

Come le radiogalassie, anche alcuni quasar sono circondati da lobi estesi che emettono intensamente nella banda radio; tuttavia, la maggior parte delle emissioni radio dei quasar proviene normalmente da un nucleo luminoso di pochi anni luce di diametro, coincidente con l'oggetto visibile in banda ottica. Questi nuclei, se osservati con radiointerferometri ad alta risoluzione, mostrano spesso di essere costituiti da due o più componenti, dette anche getti, che sembrano allontanarsi l'una dall'altra con velocità superluminali, cioè maggiori di quella della luce. In realtà simili velocità, che se fossero reali negherebbero la validità della relatività generale di Einstein, sono soltanto apparenti: si tratta in realtà di velocità poco inferiori a quelle della luce, che da Terra appaiono maggiori in quanto allineate quasi esattamente con la direzione di osservazione. Dallo studio statistico della distribuzione spaziale dei quasar e delle radiogalassie, negli anni Sessanta fu stabilito che tali oggetti dovevano essere molto più comuni in passato rispetto a quanto siano adesso. Fu questa la prima chiara dimostrazione di un'evoluzione dell'universo, che mise in seria difficoltà la teoria dello stato stazionario, allora molto in voga.