收到很多光，也可能只看见一团
1960 年，剑桥的 Martin Ryle 和 Antony Hewish 写下一种造大射电望远镜的办法：不用把整个接收面积铺满金属，而让两台天线先后占据不同位置，把各次记录交给计算机组合。它要解决的麻烦很具体。天空里有些射电源很亮，天文学家却看不清它们长什么样。
无线电波的波长比可见光长得多。同样大小的开口，会把它摊成更宽的模糊光斑。接收机更灵敏，能找到更暗的天体；可两个亮源若挤在同一团光斑里，灵敏度再高也难分开。要看清结构，还得增大望远镜的有效开口。
Ryle 想知道，这个大开口究竟有多少必须同时建出来。只要能准确比较到达不同天线的波，分几天取得的信息，也有机会合到一起。
两台天线先量出一种天空图案
想象远处天体送来一排排近乎平行的波峰。波峰先到一台天线，稍后才到另一台。相差多久，取决于天体方向和天线间距。把这段延迟补上，两台接收机便能比较同一段到达的波。
连接两台天线的间距叫基线。电子线路把两路电压相乘，再取平均，留下它们共同收到的信号。这种比较叫相关；若保留共有信号的强弱和相对节拍，就得到干涉可见度。
两个方向不同的光源，带来不同延迟，相关时可能相互加强，也可能部分抵消。长基线对更细的角结构敏感，短基线更擅长宽阔结构；把基线转个方向，响应的图案也跟着转。一次测量，就这样提供一小块关于天空明暗分布的信息。
例如两个源在天空里左右并排，沿着它们连线方向的基线，往往比另一个方向更容易分开它们。再补一个方向，就能取得第一次漏掉的信息。波长相同，投影基线增大一倍，敏感的角尺度大致就减半。
一对天线固定在同一间距，已经可以量某些简单目标的大小。若想画出任意形状，还要收集不同间距、不同方向的许多信息。
地球自转替天线换了观察角度
天线不必绕着天体转。地球自己在转，固定基线从天体那里看过去，投影方向和长度会不断变化。跟踪同一目标数小时，便能沿着一条曲线取得不同基线；隔天移动一台天线，又能补上一条。
一英里望远镜把地球自转与可调间距结合起来。Elsmore、Kenderdine 和 Ryle 在 1966 年论文中描述了这台仪器：它合成出直径一英里的孔径。在四百零八兆赫兹，波束约八十角秒；在一千四百零七兆赫兹，约二十三角秒，后者只有一度的一百五十分之一左右。
合成孔径的直径描述分辨本领。实际收到多少辐射，仍由真正建在地上的天线面积决定。天线离得很远，可以看清很细的结构；若目标又暗又铺得很开，仍需要足够的接收面积和观测时间。
把几天的数据合成，要求目标在这段时间内足够稳定，也要求电子线路能稳住相对节拍。线路多出的一点延迟，可能被误读成天体换了方向，校准便成了成像的一部分。
在一英里望远镜之前，合成方法已经用于巡天。1961 年，Scott、Ryle 和 Hewish 发表四条天区的结果，观测波长为一点七米。论文把采集、校准和数值处理放在一起讲；计算本身就是这台望远镜的工作环节。
图像也保留着采样的痕迹
把这些相关量变回小片天空图像，数学上用的是傅里叶变换。它把不同间距、不同方向的明暗波纹叠起来，拼出紧挨的两个源，也能拼出延展的射电瓣。
实际阵列只量了部分基线。初步图像里，一个小源周围常带着一圈圈旁瓣，那是采样方式留下的响应。天文学家需要知道阵列怎样响应，再估计真正的天空。很宽阔的辐射还需要足够短的基线，或单天线的补充观测。
最长基线因而只是成像仪器的一项本领。两台离得很远的天线，可以对一个方向上的细节很敏感；不同间距分布得当，才能补足更多图像信息。
1974 年，诺奖特别表彰 Ryle 的孔径合成工作，并表彰 Hewish 在发现脉冲星中的作用。射电源逐渐有了可辨的形状，天文学家也就能把它们同可见光图像和星系物理联系起来。