通常由多个天线组成。这种望远镜的分辨率由天线范围（设想的孔径）的外尺寸决定，而总的天线增益或灵敏度，则取决于全部天线单元面积的总和。主要代表是以干涉技术为基础的各种组合天线系统，如双天线射电干涉仪、多天线射电干涉仪、复合射电干涉仪、十字天线、甚长基线干涉仪、综合孔径射电望远镜、甚大阵射电望远镜。

望远镜能分辨天体的最小角距，称为望远镜的分辨角，分辨角的倒数叫分辨率。根据光学原理，，为波长，为望远镜的孔径。分辨角越小，分辨率越高。由于射电波段的波长比光学波段的要大一万倍乃至一亿倍，所以要使单天线射电望远镜能达到光学望远镜的分辨率，是无法实现的。射电望远镜也不能像光学望远镜那样获得天体精细结构的照片。这一致命的缺点促使非连续孔径射电望远镜的发展。

最简单的射电干涉仪由两台相隔一定距离的天线构成。干涉仪的分辨率取决于两天线之间的距离，而“接收面积”则取决于天线的大小。二者可以根据观测需要独立选取。由于两天线的间距可以比天线口径大很多倍，其分辨率远比单天线射电望远镜高。一般说来，只有把射电天体的位置测准到几角秒，才能够较好地在光学照片上认出它所对应的天体，从而深入了解它的性质。射电干涉仪的发展可以达到这个要求，使测量射电天体位置的精度稳步提高。一般的射电干涉仪只能获得一维的高分辨率，随后发展起来的多天线射电干涉仪和复合射电干涉仪中有些品种（十字干涉仪）可以获得二维高分辨率。

20世纪50年代到60年代前期，在英国剑桥，利用多具射电干涉仪构成了“综合孔径”系统，并且用这种系统首次有效地描绘了天体的精细射电图像。接着，荷兰、美国、澳大利亚等国也相继发展了这种设备。到70年代后期，工作在短厘米波段的综合孔径系统所取得的天体射电图像细节精度已达2"，可与地面上的光学望远镜拍摄的照片媲美。

为了使射电天文观测在分辨率和成像能力两个方面赶上和超过光学望远镜，英国剑桥大学M.赖尔发明“综合孔径射电望远镜”，利用许多具射电干涉仪构成了“综合孔径”系统，不仅可以获得二维的高分辨率，而且可以描绘出天体的精细射电图，像光学望远镜那样的天体的照片。赖尔为此荣获1974年诺贝尔物理学奖。

射电干涉仪的应用还导致了60年代末甚长基线干涉仪的发明。这种干涉仪的两面射电望远镜之间距离长达几千千米，乃至上万千米。用它测量射电天体的位置，已能达到千分之几角秒的精度。其分辨率已经大大超过光学望远镜。