Розвиток радіотехніки під час другої світової війни відкрив зовсім нове вікно у Всесвіт. Коли астрономи націлили радіоантени в небо, вони почали відкривати раніше зовсім невідомі сонячні і планетні радіовибухи, квазари, пульсари, радіогалактики, гігантські молекулярні хмари і космічні мазери. Радіохвилі не тільки відкривають новий світ астрономічних явищ, але і не випробують настільки сильних перекручувань, що викликаються турбулентністю атмосфери чи дрібними дефектами телескопа.

У той же час велика довжина радіохвиль створила чимало серйозних перешкод для перших радіоастрономів. Здатність роздільного телескопа залежить від відношення довжини хвилі до апертури, і для одержання роздільної здатності в порівнянні з тою, що досягається на оптичному телескопі при роботі на типовій довжині хвилі 5000 А (5*10-7 м), радіоантена, що працює на довжині хвилі 1 м, повинна мати розміри в мільйон разів більші. Тому, хоча ранні зразки радіотелескопів і могли виявляти сигнали від далеких галактик, невидимих чи ледь помітних навіть у найбільші оптичні телескопи, вони не завжди могли дозволяти окремі джерела внаслідок недостатньої роздільної здатності. Навіть найбільша рухлива антена (у ФРН), що представляє собою параболічне дзеркало діаметром 100 м і працююча на довжині хвилі близько 1 см, забезпечує роздільну здатність усього в 1', що приблизно відповідає роздільній здатності неозброєного людського ока. Для побудови радіотелескопа із роздільною здатністю 1", порівнянної зі здатністю роздільного телескопа Хейла, знадобилася б антена з діаметром дзеркала в десятки кілометрів.

На щастя, існує можливість обійти ці труднощі. Приблизно 25 років тому радіоастрономи зрозуміли, що обробляючи сигнали від декількох невеликих антен, рознесених на значні відстані, можна синтезувати роздільну здатність, еквівалентну роздільній здатності однієї антени з величезною апертурою. При цьому ефективна апертура була б приблизно дорівнює найбільшій відстані між антенами. Такий метод синтезування зображення, заснований на інтерференції радіохвиль, одержав назву радіоінтерферометрії з наддовгою базою. Радіоастрономи США в даний час створюють систему апертурного синтезу – радіоінтерферометр з наддовгою базою (РІСДБ), до складу якого повинні ввійти 10 антен, розкиданих по всій країні – від Віргінських до Гавайських островів, дозволить синтезувати радіоантену систему з розміром апертури 8000 км, що майже дорівнює діаметру Землі. Роздільна здатність системи РІСДБ буде краще од тисячної секунди дуги, тобто приблизно на три порядки величини краще, ніж у найбільших наземних оптичних телескопів. Астрономи з нетерпінням очікують завершення побудови цієї системи на початку наступного десятиліття; вона, крім усього іншого, повинна забезпечити безпрецедентне проникнення в ядра галактик і квазарів і дозволити розкрити фізичний механізм, відповідальний за генерацію в них величезної енергії випромінювання, що, як рахують у даний час, зв'язаний з акрецією газу на масивну чорну діру.

Радіоінтерферометрія. Дія РІСДБ заснована принципах роботи звичайного інтерферометра – системи, що синтезує сигнали джерела, прийняті двома чи більше антенами. Одержувана при цьому інтерференційна картина дозволяє визначити різницю ходу променів від джерела сигналу до антени. При різниці ходу, рівної цілому числу довжин хвиль, гребені хвиль надходять на антени синфазно (тобто одночасно), що приводить до максимальної інтенсивності сумарного сигналу. І навпаки, якщо різниця ходу складе непарне число напівхвиль, гребені однієї хвилі будуть збігатися з западинами іншої, що призведе до їх взаємної компенсації, і сумарний сигнал при цьому виявиться мінімальним. Оскільки різниця ходу визначається різницею відстаней від джерела до кожної з антен, те одержувана інтерференційна картина містить інформацію про дрібні структурні деталі джерела випромінювання і може бути використана для побудови його зображення.

При спостереженні небесного тіла за допомогою радіоінтерферометра обертання Землі викликає зміни різниці ходу, так що прийнятий сигнал коливається між синфазним і протифазним, створюючи синусоїдальний розподіл мінімумів і максимумів, іменованих інтерференційними смугами. При коротких базових лініях Земля за час переходу інтерференційної картини від одного максимуму до наступного повинна повернутися на більший кут, ніж при довгих базах. Таким чином, антени, розташовані відносно близько друг до друга, формують широкі смуги і реагують тільки на великі деталі джерела. Коли антени рознесені на великі відстані, вони реагують на деталі меншого розміру. Для збору повної інформації про будову досліджуваного об'єкта необхідні ґрати антен з різними довжинами базових ліній. Більш того, для одержання гарного площинного зображення орієнтації базових ліній повинні бути ретельно розподілені. Обертання Землі саме по собі скорочує базову лінію і змінює її орієнтацію стосовно джерела випромінювання; таким чином, серія спостережень за помітний проміжок часу як би створює додаткові базові лінії до використовуваних ґрат.

Сьогодні самим могутнім радіотелескопом є гігантські Y-подібні ґрати VLA (Very Large Array), розгорнуті в США на високогірному плато в штаті Нью-Мексико. Вони складаються з 27 рухливих параболічних антен, розміщених по напрямку трьох відгалужень Y-подібної конфігурації. Уздовж кожного відгалуження прокладена залізнична колія довжиною 21 км із фіксованими станціями, що визначають бази між антенами. За допомогою прокладених під землею хвилеводів антени підключені до центрального пристрою, що здійснює додавання сигналів для одержання інтерференційних смуг. Дев'ять антен уздовж кожного відгалуження можуть переміщатися по залізничній лінії, утворити чотири різні конфігурації, причому довжина плеча може мінятися в межах від 600 м до 21 км. Антени працюють у декількох діапазонах частот, від 330 Мгц