射電望遠鏡與光學望遠鏡相比有致命的弱點︰分辨率低，又不能成像。射電天文望遠鏡的空間分辨能力與口徑大小成正比，與波長成反比，這與光學望遠鏡是一樣的。當今最大的射電望遠鏡可跟蹤天線口徑是100米，最大的光學望遠鏡口徑是10米。但是，射電波段的波長比光學波段要長約百萬倍，因此，分辨能力要比光學望遠鏡相差約10萬倍。單天線射電望遠鏡只能逐點觀測描繪出大天區的粗略的射電天圖，而光學望遠鏡則可以給出精細天體照片。射電望遠鏡要在分辨率和成像兩方面趕上和超過光學望遠鏡，好比是天方夜譚式的夢幻，然而，射電天文學家卻實現了這個夢。賴爾發明的綜合孔徑射電望遠鏡為實現這一目標奠定了堅實的基礎，他也因此榮獲1974年的諾貝爾物理學獎。
　　賴爾1918年9月27日生于英格蘭，幼年時就喜愛上天文，中學時又對無線電產生了濃厚的興趣。後來進入牛津大學攻讀物理。1939年，他一畢業就到卡文迪許實驗室從事雷達天線的研制。第二次世界大戰期間，賴爾應征入伍，從事軍用雷達設備的研制，他的無線電專長曾幫助他立下了戰功。第二次世界大戰結束後，賴爾回到劍橋大學卡文迪許實驗室，承擔射電天文開拓性的研究工作。雖然面臨巨大的困難，但卻也獲得了絕好的機遇。
　　
　　綜合孔徑射電望遠鏡原理
　　
　　為了提高射電望遠鏡的分辨率，賴爾開始研制射電干涉儀。最簡單的干涉儀是由兩面天線組成，相距一定距離的天線放置在東西方向的基線上，用長度相等的傳輸線把各自收到的信號送到接收機進行相加。來自“射電點源”的單頻信號不能同時到達兩面天線，要相差一段路程。若這段路程差正好是半波長的偶數倍，兩面天線接收到的信號相加是同相相加，信號增強。若路程差為半波長的奇數倍，信號相互抵消。天體的周日運動導致達到兩面天線的路程差在不斷的變化，信號到達兩面天線的相位差不斷地變化，接收機的輸出呈現強弱相間的周期性變化，形成干涉圖形。對干涉儀來說，分辨角的公式依然是q=1.22l/d，這里的d已不是單個天線的直徑，而是兩面天線之間的距離了。
　　雙射電干涉儀的最大缺陷是只能有較高的一維分辨率，因此不能成像。1952年賴爾提出“孔徑綜合”的概念和技術，以此逐步解決了高分辨率和成像能力等難題。綜合孔徑望遠鏡是一種化整為零的射電望遠鏡。其原理並不復雜，最少可用兩面天線組成一個“等效大天線”，如左邊第二張圖下面的大圓，天線A固定，天線B可以移動，逐次放到“等效大天線”的各個位置，每放一個地方進行一次射電干涉測量。同樣，也可以由許多天線來組成等效天線，幾面固定，幾面移動，甚至全部都固定。不管何種結構，要求測量時得到“等效大天線”上所有方向和各種距離間隔上的相關信號。把這些各種間距取向的干涉儀測量資料通過數學上的傅里葉變換計算就可以獲得天空射電亮度的二維分布，也就是被觀測天區的射電源圖像。綜合孔徑射電望遠鏡的最大優點是不需要制造口徑特別大的天線，但卻需要進行多次測量，以及大量的數學運算。
　　後來賴爾發現，利用地球自轉的效應可以減少測量的次數。如果有放在北極附近的兩個天線，地球自轉一周，其中一個天線將繞著另一個天線描繪出一個圓路徑（左邊第二張圖中的大圓）。地球自轉一周相當于把可移動天線逐次地放到“等效大天線”的各個方向上，只需解決沿東西方向上各個單元之間不同間距問題就行了。實際上，由于系統的對稱性，只需要12小時的觀測就能完成一組觀測。
　　
　　劍橋大學綜合孔徑射電望遠鏡
　　
　　1954年布萊思按照賴爾提出的方案，建造了第一台綜合孔徑射電望遠鏡。它由一整排小單元組成一字形單元和一個可沿著一條垂直線移動38個不同位置的小單元組成，可以綜合成一個相當于正方形“大天線”的綜合孔徑望遠鏡，能在波長為7.9米的波段上得到2.2度的分辨角。雖然，2.2度的分辨角不可能獲得精細的射電分布圖，但是，這一觀測實驗證實綜合孔徑新原理的正確性，意義非凡。從此，射電天文綜合孔徑時代開始了。
　　在20世紀50年代還沒有儲存容量足夠大、計算速度足夠快的計算機來完成觀測資料的傅里葉變換。到了60年代，綜合孔徑射電望遠鏡的發展才有了可能，陸續建成了0.8、1.6和5千米基線的綜合孔徑射電望遠鏡。1960年賴爾和內維爾開始研制等效直徑為1.6千米的綜合孔徑射電望遠鏡。這台綜合孔徑射電望遠鏡由3面直徑18米的拋物面天線組成，其中2面固定在地面上的天線相距0.8千米，另1面天線放在長0.8千米的鐵軌上，可以移動，結果得到了4.5角分的分辨率。這個實驗的成功，證明了利用地球自轉進行綜合觀測的方法是可行的，由于總的接收面積增加使望遠鏡的靈敏度提高達8倍之多。這台望遠鏡于1964年正式啟用，用于普測射電天圖和研究弱射電源，特別是射電星系的結構。
　　1971年劍橋大學建成了等效直徑5千米的綜合孔徑望遠鏡，代表了當時最先進的設計水平。它由8面口徑為13米的拋物面天線組成，排列在5千米長的東西基線上，4面天線固定，4面可沿鐵軌移動。每觀測12小時後，把可移動天線放到預先計算好的位置上再觀測12小時，爾後再移動位置，直到獲得所需要的各種不同的天線間距的測量值。計算機處理資料後便得到一幅觀測天區的射電圖。這台望遠鏡是專為繪制單個射電源的結構而設計的，除了它有更大的綜合孔徑以外，各個拋物面也更加精密，可在短至2厘米的波長上工作，結果得到的角分辨率為1角秒，這個分辨率已經可以和高山台站上的大型光學望遠鏡媲美了。
　　
　　觀測成果
　　
　　劍橋大學在射電巡天發現射電源方面作出了重大的貢獻，他們的編號為1C，2C，3C……的射電源表最為有名。大多數射電源都已獲得光學認證。在對3C源進行光學認證的過程中，導致了被譽為20世紀60年代四大發現的類星體的發現。在得到射電展源的二維圖像方面更是取得驕人的成果。最著名的要算5千米綜合孔徑射電望遠望觀測的天鵝座射電源的圖像。這是一個由兩個遙遙相對的射電展源組成的，在它們之間還有一個稱之為星系核的致密點源。人們發現了一批這樣的射電源，它們都是處在銀河系之外的河外星系。綜合孔徑望遠鏡的發明把觀測範圍從大約10億光年擴大到100∼200億光年，幾乎達到宇宙的邊界，或追溯到宇宙的初始時期。研究宇宙的演化就好像對宇宙進行考古，這對宇宙學的研究至關重要。劍橋大學5千米綜合孔徑射電望遠鏡給出了宇宙各個時期的“照片”，特別是早期的照片。一看就會明白，星系的分布是否變化。
　　賴爾發現射電源的數密度隨距離的增加而增多，但當距離大到一定程度以後，射電源的數密度又開始減少，這說明星系只在宇宙演化的某一個階段才會大量地產生。在100多億年以前宇宙中的射電源比近期的射電源多得多，最多時可達到現在的1000多倍。這一觀測證明宇宙是在隨時間的推移而變化著的，今天的宇宙不同于過去的宇宙。賴爾的研究工作成為支持大爆炸宇宙學的重要觀測事實。
　　在賴爾取得成功以後，綜合孔徑射電望遠鏡風靡全世界，至今仍具強勁的發展勢頭。其中最重要的是美國國家射電天文台的甚大陣天線（VLA），是當前最大的綜合孔徑射電望遠鏡，其最高分辨角為0.13角秒，已經優于地面上的大型光學望鏡。另外澳大利亞、英國、荷蘭和印度的綜合孔徑射電望鏡都有獨特的優點。留待以後介紹。