電波望遠鏡の設置場所は、人間の生活によって生じる電波ノイズが少ない場所が適している。また、波長の短い電波は大気中の酸素や水蒸気によって吸収されるため、大気が薄く乾燥している高山地帯の方が観測可能な波長の範囲を大きくできる。
そしてなるべく低緯度にある方が地平線に隠れる天体が少ないため、多くの種類の天体を観測できる。
望遠鏡の分解能の限界は望遠鏡の口径に比例し、観測波長に反比例する。電波の波長は可視光線の波長の一万倍以上であるから、電波望遠鏡の分解能は光学望遠鏡と比較するとはるかに悪い。
このため開口合成を用いて、複数の電波望遠鏡を1つの大きな望遠鏡に合成して用いている。
電波望遠鏡間の距離(基線)の長さが長くなるほど分解能が上がることから、別の大陸の電波望遠鏡と同時に同一天体を観測するVLBI(Very Long Baseline Interferometery：超長基線電波干渉法)を利用することで、非常に高分解能な観測を実施している。
また、地球上にとどまらず電波望遠鏡を地球周回軌道へ打ち上げることでさらに基線を延長するスペースVLBIと呼ばれる技術がある。VSOP計画(VLBI Space Observatory Programme)などがあげられる。
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天体の観測とは逆に、ある天体からの電波の到達時間の差から基線の長さを決定することも可能である。これにより基線の長さの変化を測定することで、より高度な測量が可能となる。これにより、プレートテクトニクスによる大陸の移動の様子など、地殻の変化を知ることができる。
近年では、元々の原理であるレーダーとしての機能を利用して、鉄やニッケルなどの磁性金属を主成分とするM型小惑星の形状観測も行われている（クレオパトラ (小惑星)参照）。
世界で最初に宇宙からやってくる電波の存在に気付いたのは、天文学者ではなく、ベル研究所でレーダーや無線通信の研究をしていた技術者カール・ジャンスキーである。ジャンスキーは、無線通信時に紛れ込むノイズの原因となる雷などの空電現象を研究していたが、1932年、雷以外にも宇宙から電波がやって来ているのに気付いた。この電波は、天の川の中心から放射されていた。この発見から、電波天文学が始まった。