射電望遠鏡用綜合口徑技術提高解析度主要看組成陣列的望遠鏡數量還是陣列中望遠鏡的最大距離？
@劉博洋@Mandelbrot
干涉陣的最高角解析度是最長基線決定的。不過最高角解析度不是考慮射電望遠鏡陣列的唯一因素。
射電望遠鏡陣的陣型跟所成圖像的波束形狀是互為二維傅里葉變換結果的。
啥是二維傅里葉變換呢？
誒那個貝塞爾函數，不就是傳說中圓形孔徑望遠鏡衍射形成的「艾里斑」么？
沒錯，你的望遠鏡孔徑是什麼形狀，點源成像的輪廓就是孔徑的二維傅里葉變換。
以下是望遠鏡陣中子鏡數量由少到多的過程中波束形狀的變化過程：
兩個子鏡
你大概注意到了，左邊不是三個點，而是軸對稱的6個點。因為3個子鏡之間你可以連出6條不同方向的向量（或者不管方向的話就是三組基線），把這6個向量的起點重合在一起畫，就是這樣的6個點。所以實際上我前面說的話要修正，不只是「陣型」，而是由子鏡之間可能的基線組合得到的左圖這種所謂UV平面上的「UV覆蓋」，的二維傅里葉變換，才是波束的形狀。
4個子鏡，6條基線：
別忘了，地球是在自轉的。整個望遠鏡陣跟著地球一起轉動時，這些基線也會在地上跟著畫圈。這樣對於天體來說，這個UV平面上的基線們就不只是覆蓋這些個別點了，而是畫出了很多組弧線：
當然，這個波束形狀其實還是不好看，這樣觀測出來的圖像就是真實的射電源分布跟上述beam shape卷積的結果。我們可以用反卷積迭代的辦法（俗稱clean）利用已知的beam shape來把實際觀測到的圖「潔化」。clean之後，圖像看起來就會好很多。以下圖為例，分別是clean之前、之後的效果。
「最長基線決定了最高解析度」這句話，我們還可以說成「較長基線對空間頻率較高的特徵更敏感」，同理，「較短基線對空間頻率較低的特徵更敏感」。
而射電干涉陣中，子鏡之間無論如何距離都無法降到0。在UV平面上，表現為UV覆蓋的中間總是留個洞。既然這一點怎麼都覆蓋不上，那也就意味著干涉陣對低頻空間信息的響應總有一個極限——或者說，干涉陣對亮度分布比較延展、比較平緩的天體，不敏感。
（上面兩個都是小麥哲倫雲，左邊的是單口徑觀測的，右邊的是干涉儀觀測的，下圖表示空間頻率覆蓋的區別，體會一下。）
這就是所謂的「干涉儀丟流量」。
所以順便回答了之前有人問的「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？」：
1、單口徑望遠鏡的口徑完整不「漏」，波束圓，不需要clean2、對面源不丟流量，方便測量絕對輻射功率3、方便更換升級後端，滿足多樣化的科學需要（干涉儀要換就得換一批，麻煩、耽誤事，貴）4、亮溫度靈敏度碾壓相同接收面積的干涉儀抄襲以下資料：
https://science.nrao.edu/opportunities/courses/casa-caltech-winter2012/Isella_Radio_Interferometry_Basics_Caltech2012.pdfhttps://www.mpifr-bonn.mpg.de/948285/Possenti_Why_Single_Dish.pdfhttp://www.hartrao.ac.za/synthesis_school/Miod_Array_Design.pdfhttp://www.naic.edu/~astro/School/Talks/emerson_whysd.pdf
=============歡迎關注天文教育公益組織「青年天文教師連線」微信公眾號TeachForAstro最高解析度只與最長基線有關。當兩個望遠鏡離得很遠，那麼光源方向的微小變化就能在兩個望遠鏡的位置造成較大的相位差，這是長基線意味著高解析度的原因。如果目的只是為了高解析度（比如用於天體測距），那這就夠了。
但如果想得到完整的天文圖像，則僅僅分辨最精細的結構是不夠的，還希望能得到各種尺度的結構，這就需要能覆蓋不同的空間頻率，也就是所謂的uv覆蓋，需要多個望遠鏡的分布能儘可能地填充uv平面。可以通過對許多望遠鏡「排兵布陣」來達到較好的uv覆蓋，而地球的自轉也會幫助提高uv覆蓋。天吶嚕，這問題問的我有種想努力讀書的衝動
這應該請射電望遠鏡專家們來答。按我的理解，解析度只和基線長度有關，望遠鏡數量的增加可以提高集光面積，而且多台望遠鏡也可以組合得到不同基線長度……
最大距離
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