甚长基线干涉测量

根据瑞利判据，光学仪器的角分辨率 ${\displaystyle \theta }$ 与入射电磁波的波长 ${\displaystyle \lambda }$，以及该仪器的口径 ${\displaystyle a}$ 的关系式为 ${\displaystyle \theta =\lambda /a}$. 即在观测的电磁波波长不变的情况下，仪器的口径越大，其角分辨越小，分辨能力越高。对于射电天文学，其观测的电磁波波段为无线电波，其波长在毫米级以上[6]，比波长在亚微米级的可见光要长数千到数十万倍。为达到与光学望远镜相同的分辨率，早期的射电望远镜只能寻求更大的口径，但仍难以满足天文观测的需要。

对于位置不同的望远镜，来自同一射电源的光线会在不同的时刻进入望远镜的接收天线，这两个时刻的时间间隔被称为时间延迟差。时间延迟差即包含了光在传播距离上的差异（即两个天线之间的几何延迟差），也包含了传播过程中受地球大气、天线的接收和处理装置，以及望远镜所使用的原子钟的同步误差等。因此，两台望远镜所观测到的，来自同一射电源的信号是不同步的，两者经过相关处理后能够得到干涉条纹。在理想状态下，时间延迟差的真实值 ${\displaystyle {\tilde {\tau }}}$、两个天线所组成的基线向量 ${\displaystyle {\vec {b}}}$，以及射电源方向相对于基线的夹角 ${\displaystyle \theta }$ 可组成如下的观测方程：[1]

${\displaystyle {\tilde {\tau }}={\frac {1}{c}}\lVert {\vec {b}}\rVert \cos {\theta }}$

其中，${\displaystyle c}$ 为光速。由于射电源与地球的距离远大于基线的长度，射电源几乎是平行地入射到两台望远镜内，因此 ${\displaystyle \theta }$ 对于两台望远镜是几乎相同的。