電波望遠鏡主要分成單天線式與陣列式。單天線式的電波望遠鏡是由一個大的天線碟所構成，而陣列式則是由許多不同的小天線碟在地面上排成陣列，就像把大天線碟拆成許多不同的小天線碟一樣。 中研院天文所助研究員呂聖元表示，理論上，望遠鏡的鏡面或天線碟口徑愈大，解析度愈高，但缺點是體積龐大、很難支撐，且天線不能靈活轉動，觀察不同方向的天空；此外，天線的直徑也不能無限地延伸。 因此，科學家就想出將一個大天線碟拆成很多小天線碟的方法；各天線碟間最大的基線（兩天線間的距離）就等同於單天線望遠鏡的直徑。由於每一個小天線是可以移動的，所以陣列式望遠鏡的直徑可以延伸很長，達到數十公里，解析度也就因此可以更高。 中央大學天文所教授陳文屏解釋，天文觀測上所謂的「解析度」，是指「能分辨的最小角度」。在距離地球很遙遠的地方如果有兩顆很接近的星體，解析度不好的望遠鏡可能就沒有辦法分辨，但解析度強的望遠鏡卻能很清楚地看到是兩顆星。望遠鏡的解析度通常以「角秒」為單位，1度等於60角分，1角分等於60角秒。 而讓陣列望遠鏡許多不同的小天線結合，功能等同於一個大型天線，利用的是「干涉原理」。呂聖元說，干涉原理就是比對發光體不同位置發射的電波，到陣列望遠鏡中不同天線所需的時間差（相位），再還原這個發光體影像的技術。 當陣列中的小天線數量愈多，還原效率、成像的速度就會愈快。位在美國新墨西哥州的極大陣列望遠鏡（VLA）是由27座直徑25公尺的天線所組成，呈Y字形排列；每個天線架設在鐵軌上，可以移動；組合成的最長基線可達36公里。而將在2010年完成的ALMA，位在智利阿塔卡瑪沙漠，由50座直徑12公尺的天線組成主陣列。