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？

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簡單的來說: 干涉儀(無論射電干涉儀還是光學干涉儀)的基本原理可以類比用於測量空間相干性的楊氏雙縫實驗. 屏上的干涉條紋間隔 $Delta y = frac{lambda}{d}cdot D$ , 這裡 $lambda$ 是波長, $d$ 是兩縫之間的距離, $D$ 是縫到屏之間的距離.

干涉條紋間隔和縫到屏之間距離的比值 $Delta y / D$ (= $lambda /d$ ) 就是角解析度.

因此, 只要增加干涉系統中(多個)望遠鏡之間的距離, 就可以增加角解析度.

楊氏雙縫實驗可以被認為是最早的用於科學研究的干涉系統, 而最早用於天文觀測的干涉儀是邁克耳孫測星干涉儀. 藉助它, 邁克耳孫和美國天文學家弗朗西斯·皮斯於1919年在威爾遜山天文台首次用干涉儀對恆星的角直徑進行了測量直接測量(太陽系外)恆星的直徑.

常見的光學干涉儀列表可以在這裡找到:
List of astronomical interferometers at visible and infrared wavelengths

回到問題本身:

射電干涉儀的技術(包括VLBI技術)是"heterodyne detection". 首先對信號進行混頻, 然後再放大. 由於各個望遠鏡的位置不同，同一波前到達各個望遠鏡的時間會存在延遲, 需要對先到達的信號進行恰當的延遲以保持信號彼此之間的時間相干性。然後使用軟體或者硬體進行相干. 使用射電干涉儀技術可以同時得到振幅和相位.

然而現在常用的光學干涉儀技術主要是"Homodyne detection". 簡單地來說, 無法對信號進行放大, 測量得到的只有干涉後的振幅信息, 而無法得到相位信息(只有靠反推得到可能的相位差信息). 如何保持光程差的穩定(例如熱脹冷縮,以及整個系統響應隨時間的漂移), 以及提升靈敏度(信號無法被放大,只能靠提高鏡面面積提升靈敏度) 是現在對光學干涉儀最大的限制.

現階段, 尚且無法將射電干涉技術的"heterodyne detection"應用到光學領域. 這是因為光學波段波長很短, 頻率很高, 而現在的混頻技術還在遠紅外(sub-mm 到 THz)掙扎, 遠遠沒有達到光學頻率.
另外, heterodyne receiver 的量子雜訊極限也使得它在高頻率波段的使用受到極大地限制.

另外, 將每一個天線當做巨型天線的碎片的比喻是自相干(Autocorrelation), 而射電干涉儀做的是互相干(cross-correlation). 這個碎片的比喻並不十分恰當, 因為(不限於以下幾條) 1). 巨型天線的視場和干涉儀的視場概念完全不同. 2).巨型天線不需要相位信息, 射電干涉儀需要. 3). 對指向精度的要求, 巨型天線至少需要1/10解析度的指向精度, 而干涉儀則寬容的多得多. 不知道這個比喻從什麼時候開始一直在以訛傳訛.

簡單的說就是甚長基線里的每一個天線都相當於想像中的「巨型天線」的一塊碎片，最長的基線（天線間的最大距離）相當於「巨型天線」的尺寸。利用這些「碎片」接收到的信號可以部分地還原天空的信號。（此比喻有問題，正確說法請看 @張智昱師兄的回答。）
光學干涉陣現在也有，比如ESO - VLTI，CHARA（這幾個好像其實是近紅外），MRO Interferometer (MROI)。但是目前還沒有像射電干涉陣那樣幾百、幾千公里的基線，原因我猜是要用光纖傳輸數據，成本太高，以及光學波長比射電短很多，對相位的控制要求很嚴格，基線不能搞太長。（原因請繼續看師兄的回答）

@糕得思必說的挺簡潔易懂的。別的不說，我就舉幾個著名的光學望遠鏡採用干涉的例子吧。

他提到的VLT是歐南台在智利建的很大的望遠鏡(Very Large Telescope=VLT)，4台8.2m鏡和4台1.8米鏡組成，放在相距200m之內的地方，可以達到1毫角秒的解析度，接近VLBA的解析度了。