射电干涉仪是由多元天线系统组成的一种射电望远镜。为了对射电源进行精确定位、分辨出角径很小的源和研究射电天体的精细结构,须有高分辨率的射电望远镜。二十世纪四十年代末和五十年代初创制了许多新型射电望远镜，其中很重要的一种是根据光学干涉仪原理制成的射电干涉仪，它大幅度地提高了测量分立射电源的分辨本领。到七十年代，射电天文学家已能够分辨出0奖002的射电源的角径。望远镜能分辨天体的最小角距δθ ,称为望远镜的分辨角，分辨角的倒数叫分辨率，δθ 越小,分辨率越高。根据光学原理，δθ ≈λ/D，λ为波长，D为望远镜的孔径。由于射电波段的波长比光学波段的要大一万倍乃至一亿倍,所以要射电望远镜能达到口径为5厘米的小型光学望远镜的分辨率,则其天线的孔径就要做到500米（工作在毫米波段），甚至 5,000公里（工作在十米波段），这是无法实现的。现在世界上的全可转抛物面天线的口径只100米,地面上固定不动的球面天线也只305米。因此，就单个射电望远镜来说,分辨率是很低的。早在1920年，恒星干涉仪就用来测量亮星的角径。

    双天线干涉仪的分辨角δθ ≈λ/D,而相邻两个干涉瓣之间的角距△θ也是≈λ/D。它只能适用于角径小的孤立源和角径稍大的辐射源的定位及估计角径方面的工作。在对太阳这样的面源的观测上,普遍使用多面天线组成的干涉仪。同相馈电的多天线射电干涉仪,又称栅式干涉仪。多面天线等间隔地排在一条直线上，若相邻天线的间距为S,天线数目为N，则干涉瓣的主瓣半宽δθ ≈λ/NS，δθ 只取决于基线的“总长度”NS,而干涉瓣之间的角距△θ≈λ/S，只取决于相邻两天线的间距S，与天线的多少无关,也与基线的总长度无关。在总长度不变的情况下，天线面数增加一倍（即N增一倍）,干涉瓣之间的角距也将增加一倍。只要适当选择N和S,就可以得到所需要的分辨率,而在观测特定的孤立射电源（如太阳）时，又可以使干涉瓣之间的角距大于源的角径而不发生混淆。图4表示一种双天线干涉仪和多天线干涉仪的方向图形以及它们在观测太阳时的效果。

    为了适应各种目的，研制了各种形式的干涉仪，其中最重要的是相关干涉仪。相关干涉仪是由两个分立的天线以及对天线送来的信号能起乘法作用的接收机（称为相关接收机）组成的。相关接收机的输出，只对两组元的天线同时收到的信号起作用，其输出正比于两个组元天线输出的电压乘积的平均值。因此，如果信号或某种噪声或干扰只加在其中的一个组元通道上，则相关输出将为零。这就使得相关接收机可以抑制接收机噪声以及外来的只对一个组元有作用的有害干扰。的综合孔径射电望远镜、米尔斯十字射电望远镜、复合射电干涉仪等许多非连续孔径射电望远镜，都是以这种形式的接收机为基础的。

    双天线射电干涉仪是最简单的也是最基本的一种干涉仪。现今所有各种高分辨率的非连续孔径望远镜都是以它为基础发展起来的。双天线射电干涉仪的基本原理是：一组取向一致的两个天线安置在某一方向(例如东西方向)的基线上，接收“点源”（角径远远小于单个天线的分辨率的源）的单频信号。天线用性能相同、长度相等的传输线把各自收到的信号送到接收机输入端,两个信号互相迭加。当一个天体射来的电磁波与基线的垂线成θ角时,射电波到达两天线相差一段路程BC。若程差BC正好是半波长的偶数倍，这两个信号同相，信号相加；若为奇数倍则反相，信号相互抵消。因此,当θ因天体的周日运动而不断改变时，接收机的输出呈现强弱相间的周期性变化,形成干涉图形。图3表示双天线干涉仪的方向图形。图中各方向瓣的包络就是单天线方向图。可以用中心瓣的宽度来表示一具双天线干涉仪所具有的分辨率。这和连续孔径情况一样，也近似有δθ≈λ/D 的形式，然而这里的D是两台天线之间的间距。由于D可以很大,因此干涉仪可以得到比连续孔径望远镜窄得多的方向瓣。对于特定的孤立射电源，方向瓣的宽度就决定了观测所能达到的分辨率。如果在单天线方向图的范围内不止有一个源，或源的角径大于相邻两个方向瓣的角距，则所得的信息将混淆不清。

    射电干涉仪应用了与光学干涉仪同样的原理，在射电源定位和角径测量上起了巨大的作用。最简单的干涉仪由两台相隔一定距离的天线构成。干涉仪的分辨率取决于两天线之间的距离，而“接收面积”则取决于天线的大小。二者可以根据观测需要独立选取，这意味着可以大量地节省材料，而不会降低望远镜的实效。连续孔径望远镜则不易做到这一点，因为它的分辨率和接收面积不是互相独立的（见连续和非连续孔径射电望远镜）。

    把多天线干涉仪与相关干涉仪的特点结合起来，就构成复合射电干涉仪。这就是在一排天线的连线上再放置一面或多面天线，使所放置的天线系统与原有天线系统的输出相乘。这样可以用比较少量天线获得高的分辨率，同时保证两干涉瓣间的必要距离。复合干涉仪还可以设计成单瓣方向图，从而避免多瓣响应所带来的局限性。等距排列的多天线干涉仪，天线的间距有许多是重复的（如在N个天线的等距排列中有N-1个天线对都是相距S，N-2个天线对都是相距2S等等）。原则上相同间距的天线对重复，对改善方向图形并不起任何作用。因此，完全可以去掉那些重复的单元，而在避免混淆方面和分辨细节方面得到相同的效果。这种天线系统叫作最少重复的干涉仪。

    上面讲到的各种系统的天线之间都要用传输线连接。进一步增加天线间的距离，在技术上会遇到极大的困难。要得到稳定的干涉观测，必须保证把天线接收到的信号送到主接收机以及把本机振荡信号从控制室送到天线的传输过程中有足够的稳定性。然而，在基线过长的情况下，传输线因温度的变化所引起的伸缩，就足以导致各路在传输线上传播的信号的相位误差彼此不一，而使干涉仪无法进行工作；另外，也不能把基线扩展过长，以免信号损耗过大。澳大利亚、法国和英国的射电天文学家先后采用微波接力代替电缆传输线的连接,使干涉仪的基线长达100多公里，从而使分辨率可优于1″。但是，采用微波接力同样有信号在传输中相位不稳定的问题，因此，不能用进一步延伸基线的办法来提高分辨率。具有独立本振的甚长基线干涉仪(VLBI)完全去掉电的连接，使两天线可以放在地球上可能放的任何距离上。原则上甚至可以将基线的一端置于空间卫星或月球上，以得到更长的基线。这种干涉仪的各个单元有独立本机振荡器，都各自跟一个稳定度极高的原子频率标准锁相，每个单元的输出信号连同精确的时间标志一起都独立地记录在磁带上，然后一起送到数据处理中心进行处理。美国佛罗里达大学首次将这种原理应用于观测木星射电爆发,分辨率达到0奖1。这项技术的真正发展应归功于加拿大和美国两个各自独立的小组，它们于1967年各自研制成一种现代的甚长基线干涉仪。目前这种设备的分辨率已达万分之几角秒。

    上述各种干涉仪仅能提高一维的分辨率。一面东西方向排列的天线，并不能提高南北方向上的分辨率。澳大利亚的米尔斯设计并研制了一种十字天线，可以直接获得二维的高分辨率（“铅笔束”方向图）。原来的米尔斯十字天线是由两个狭长的平行偶极子阵所组成，后来发展为十字抛物柱面对。十字天线的两个连续阵可以用栅(也就是分立天线阵)来代替，称之为克里斯琴森十字。十字栅是多瓣响应，只限于用来观测强的孤立射电源。事实上，最初的十字栅是专门用来观测太阳的。除了十字形排列，还有Y形、T形和环形排列，都可以获得两个方向上很高的分辨率。