既然有射電干涉技術，為什麼還要建造孔徑很大的單口徑射電望遠鏡？

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雖說解析度是1.22λ/b，但是目前有了干涉陣技術之後是不是不需要再去建造孔徑非常大的望遠鏡了？是只為了讓入射光線強度更高嗎？中國的FAST和智利沙漠中的那個超大射電干涉陣相比有什麼優劣呢？

另外，干涉技術能用在光學望遠鏡上嗎？目前看來無論是凱克開始在造的幾個三四十米的光學天文望遠鏡都是單獨出現，並沒有用到干涉技術，是技術不夠嗎？

問題中提到的的智利沙漠中的那個超大射電干涉陣是 ALMA , 全稱是The Atacama Large Millimeter/submillimeter Array.

首先有一點概念需要被澄清: ALMA 和 FAST 工作在完全不同的波段, 兩者之間沒有直接可比性.

雖然都叫"射電"(radio) 望遠鏡, 但它們的工作波段相差非常大.
ALMA的工作波段在毫米波亞毫米波. 從 84 GHz 到720GHz, 即 4mm 波段到 450 um 的波長範圍.
而 FAST 的設計工作波段為70MHz－3GHz, 即 4m 到10 cm 的波長範圍.

可以和FAST直接對比的干涉陣應該是 WSRT, GMRT, JVLA, LOFAR, ASKAP, MeerKat 以及下一代計劃建立的SKA.

對比干涉陣來說, 孔徑非常大的射電單鏡的主要好處是什麼呢?
1). 靈敏度很高
2). 技術要求和後端設備相對簡單, 製造和維護都更方便.
3). 相比干涉陣更容易的進行多波束觀測, 提高觀測效率.
4). 沒有因為傅里葉變換濾波造成的流量損失(missing flux).
5). 可以擁有世界上最大, 亞洲最大, 中國最大等等這些聽起來很man的名號.

FAST 雖然無法在解析度上和其他干涉陣比較, 但是它的最大的優勢在於其靈敏度還是很不錯的. FAST 的積分面積(Collecting area; 相當於把所有的鏡面面積加在一起.) 高於或者相當於大部分的同波段最強大的干涉陣. 當然, FAST也可以作為干涉陣的一個節點工作.

你說的干涉技術, 我的理解是射電干涉技術, 即超外差接收干涉技術 (heterodyne detection interferometry). 這種技術無法應用於光學干涉陣. 詳情可以參考如下鏈接.
甚長基線提升解析度簡單的說是什麼原理？光學望遠鏡可以借鑒這一原理嗎？

但是, 這並不代表光學沒有干涉技術. 正相反, 最早的干涉陣就是光學干涉陣. 為什麼下一代的光學望遠鏡大都沒有用到干涉技術, 我對這個不夠熟悉, 等其他人回答. 但是你提到的凱克(Keck), 它是曾經有過干涉陣嘗試的, 只是不太成功, 2012年的時候被正式放棄了. Missions - Keck Interferometer (KI)

看到許多答案沒說到點子上，不邀自來，@福雷斯特說的對，我再簡單說一下：

甚長基線干涉可以解決看的清的問題（解析度），而單口徑大天線是解決看的到的問題（靈敏度），如果某些源弱到一定程度，別說看清，壓根就探測不到，這就是兩者主要區別。謝謝！

用我們外行的話說，使用VLBI（甚長基線干涉）雖然兩個望遠鏡的距離就是等效望遠鏡的口徑，但這是僅僅針對解析度來說，望遠鏡另外一個重要的參數是靈敏度。它取決於望遠鏡接收電磁波的面積。而使用VLBI的多個望遠鏡的接收面積不如一個大型的望遠鏡。
此外，用點影響的比喻是，多個小型望遠鏡是小學生，而大型望遠鏡是一個老師，在老師的帶領下，整個觀測的靈敏度會上升幾個量級。
that "s all

1，靈敏度原因；
2，正如 @李雨珊所說的，長基線干涉相對是在空間頻率域的高頻取樣。而單口徑望遠鏡可以補充低頻的信息。低頻信息也可以通過短基線的陣列進行補充，例如ALMA為了補充低頻信息，還有一個ACA（Antacama Compact Array）。