甚长基线干涉测量（VLBI）各测站采用独立本振技术，测站之间的距离通常达到数千千米。由于两测站各自频率标准的不稳定、大气状态与传输路径的不同，相时延观测值的整周模糊度难以确定。虽然在同样信噪比情况下，相时延的测量精度比群时延高1～2个数量级，但是通常的VLBI天体测量/大地测量仍只能使用群时延观测值来进行参数解算。

天文学研究中有一类课题需要精确测量小角距两目标的相对位置，自20世纪70年代开始发展了差分VLBI天体测量技术，设法利用小角距两目标的“无模糊度”的条纹相位观测值的差值来解算它们的相对位置。通常要求它们的角距在5°以内，进行以数分钟为周期的交替观测。如果一对射电源落在了测站天线的同一波束内时，则就可以进行同波束观测。由于两个目标之间的角距很小，并且是准同时观测或同时观测，所以大气传输误差和观测设备（主要是频率标准）误差对于两颗射电源的相位观测值的影响几乎相同，使用差分方法就可以把这些误差的影响消除或大大减小；同时，相位观测值之差的整周数模糊度也可以确定，从而就可以利用无模糊度的相位观测值之差，来测定两颗射电源的相对位置。

20世纪70年代末期成功进行了相时延天体测量观测，其中著名的为对于射电源3C345和NRAO512的观测，它们之间角距约为0.5°。当经过相关处理获得了两颗射电源交替观测的相位观测值后，先用相位连接法将各颗射电源的相位观测值无模糊度地连接起来，然后再计算每次交替观测时刻两射电源相位观测的差值，最后用最小二乘法解算得到两颗射电源的赤经和赤纬的差值，测量精度达到了万分之几角秒，比使用群时延观测值的天体测量精度有很大提高。但是该方法有一定局限性，它所观测的一对射电源的每颗源都必须足够强，以保证在交替观测的数分钟时间段都要能够获得干涉条纹（见射电干涉仪）。

在20世纪80年代，又进一步发展了相位参考成图方法来实现对于弱源的成图和测定弱源与邻近强源的相对位置。具体的实施方法为：首先对目标源（弱）和邻近的参考源（强）进行交替观测，然后将参考源相位观测值进行内插，用来标校目标源的相位观测值，以消除或大大减小目标源相位观测值中的大气和观测设备相位误差的影响，最后用经过标校后的目标源相位观测值进行成图，得到目标源与参考源的相对位置。该方法的优点是不限于数分钟积分要检测到干涉条纹的要求，所以可以用该方法来实现弱源的成图和测定它相对于邻近强源的精确位置。

相位参考成图法已经成为弱源成图和测定其精确位置的基本方法，测量精度已经达到了10微角秒甚至更高。使用该方法可以精确测量银河系及邻近本星系射电源的位置、自行及距离，甚至可以检测河外致密射电源的自行，在某些天文学重大课题（如银河系动力学和宇宙尺度测定等）研究中发挥了重要作用。

差分VLBI天体测量技术