指接收机可以察觉的输入信号的最小功率变化。这是射电天文接收机最重要的性能指标之一，用以表征接收机测量天体射电信号的灵敏程度。天体射电信号都具有随机噪声形式，射电信号在接收机输出端引起的变化，至少要大于(包括接收机本身噪声在内的)整个输出信号在其平均值附近起伏的均方根误差才能被察觉。为了能够确切测量天体射电信号，要求在接收机输出端的射电信号与接收机本身的噪声的比值，即信噪比，至少大于1，一般要求大于或等于5。但是，接收机输入端的噪声往往远大于天体射电信号，只有加以平滑后，才能使输出端的噪声起伏降低到这种程度。根据统计规律，对于随机噪声功率平均值的测量,在N个相邻频带上同时测量的平均值，比单一频带测量精确倍。同样,在N秒钟测量的平均值会比1秒钟测量精确倍。因此,当接收机的有效噪声频带宽度为△v，而积分时间常数为τ时,其输出噪声起伏为输入噪声的 。当采用调制式或相关式接收机时，增益起伏的影响如果可以不计，则接收机的最小可测信号将为(以噪声温度的单位表示):

，

式中TS为包括接收机输入端各种噪声在内的所谓系统噪声，其中也包括射电源的噪声信号,M为一个与调制方式等有关的常数。根据不同的接收机结构,M的数值分别如下:总功率型接收机为 1，方波调制的单通道接收机为2~2.22，方波调制的双通道接收机为1.41~1.56,直接相乘的相关接收机为1.41。

四十年代开始发展的射电波谱学，已经积累了数以万计的分子微波谱线实验数据，并按它们的频率和强度列表，供射电天文谱线证认查用。由于星际分子射电谱线频率的测量精度较高，又可以排除星际空间罕有的一大批分子的谱线，即使分子云的视向运动引起多普勒频移，观测到的频率仍不易同时和多于一种以上的已知分子谱线的频率重合，不会给证认工作带来太大的困难。一般情况下，有一条精确测定的射电天文谱线就可以可靠地辨别出它属于哪一种分子;在有怀疑的情况下，观测同一分子的另一条射电天文谱线就可作出肯定的证认。另外，由于原子核磁矩产生的能级超精细分裂，或由于不同的同位素原子替代分子中原来的原子而形成的能级移动,都会造成一群相距较近的谱线,它们对证认也会大有帮助。不过，在天体条件下，同一分子源中各条谱线的强度比，往往偏离热动平衡条件下的比值，因此，谱线强度比一般不作为证认的根据，而是用来了解分子源的热动平衡状况。

天文观测中有时会发现一些尚未证认的谱线，在地球实验室已测定的谱线频率表中找不到与之对应的分子。在这种情况下，证认工作就比较困难。虽然可以从原子的宇宙丰度(见元素的丰度)、星际化学、分子结构的理论计算、同位素替代以及谱线的超精细结构等多方面的考虑，作出有相当把握的推断，但是，最终的证认还是要靠地面上的波谱实验，设法测定被证认分子的谱线。在这方面著名的例子是:1970年以后在许多星云中多次观测到一条频率为89.2京赫的强谱线，当时不知道它是什么分子发出的谱线,便取名为"X分子"(X-ogen)。以后有人从天体化学、分子谱线的理论计算，推测它可能来自HCO(甲酰分子离子),后来在星云中又找到同位素C取代的同位素分子HCO的相应微波谱线,因而更有把握认为X分子就是HCO。1975年终于在实验室中利用新技术得到了HCO和HCO的微波谱线，使证认工作得到了肯定的结果。

随着星际分子天文学的迅速发展，发现了更多的未证认的谱线。这些谱线往往有以下情况:一种是有一类分子象某些自由基和分子离子，它们在实验室条件下很不稳定，因而过去无法测定它们的谱线;另一种是有些分子在室温下蒸汽压很低，也不易测定它们的谱线。然而在天体条件下，这些分子却能稳定存在，并发出足够强的谱线。这些谱线的证认，促使气体波谱学实验工作设法制造天文学上感兴趣的分子样品，并精确测定它们的微波谱线。七十年代以来，这方面的工作有较大的进展,例如在天体上首先观测到的氢化偶氮离子N2H和异氰化氢 HNC等分子的微波谱线，后来都在实验室测量成功。在测量毫米波、亚毫米波的谱线以及一些实验室条件下不易激发的谱线方面，也做了不少工作。