既然有射电干涉技术，为什么还要建造孔径很大的单口径射电望远镜？

虽说分辨率是1.22λ/b，但是目前有了干涉阵技术之后是不是不需要再去建造孔径非常大的望远镜了？是只为了让入射光线强度更高吗？中国的FAST和智利沙漠中的那个超大射电干涉阵相比有什么优劣呢？ 另外，干涉技术能用在光学望远镜上吗？目前看来无论是凯克开始在造的几个三四十米的光学天文望远镜都是单独出现，并没有用到干涉技术，是技术不够吗？问题中提到的的智利沙漠中的那个超大射电干涉阵是 ALMA , 全称是The Atacama Large Millimeter/submillimeter Array.

首先有一点概念需要被澄清: ALMA 和 FAST 工作在完全不同的波段, 两者之间没有直接可比性.

虽然都叫"射电"(radio) 望远镜, 但它们的工作波段相差非常大.
ALMA的工作波段在毫米波亚毫米波. 从 84 GHz 到720GHz, 即 4mm 波段到 450 um 的波长范围.
而 FAST 的设计工作波段为70MHz－3GHz, 即 4m 到10 cm 的波长范围.

可以和FAST直接对比的干涉阵应该是 WSRT, GMRT, JVLA,  LOFAR, ASKAP, MeerKat 以及下一代计划建立的SKA.

对比干涉阵来说, 孔径非常大的射电单镜的主要好处是什么呢?
1). 灵敏度很高
2). 技术要求和后端设备相对简单, 制造和维护都更方便.
3). 相比干涉阵更容易的进行多波束观测, 提高观测效率.
4). 没有因为傅里叶变换滤波造成的流量损失(missing flux).
5). 可以拥有世界上最大, 亚洲最大, 中国最大等等这些听起来很man的名号.

FAST 虽然无法在分辨率上和其他干涉阵比较, 但是它的最大的优势在于其灵敏度还是很不错的. FAST 的积分面积(Collecting area; 相当于把所有的镜面面积加在一起.) 高于或者相当于大部分的同波段最强大的干涉阵. 当然, FAST也可以作为干涉阵的一个节点工作.

你说的干涉技术, 我的理解是射电干涉技术, 即超外差接收干涉技术 (heterodyne detection interferometry). 这种技术无法应用于光学干涉阵. 详情可以参考如下链接.
甚长基线提升分辨率简单的说是什么原理？光学望远镜可以借鉴这一原理吗？

但是, 这并不代表光学没有干涉技术. 正相反, 最早的干涉阵就是光学干涉阵. 为什么下一代的光学望远镜大都没有用到干涉技术, 我对这个不够熟悉, 等其他人回答. 但是你提到的凯克(Keck), 它是曾经有过干涉阵尝试的, 只是不太成功, 2012年的时候被正式放弃了. Missions - Keck Interferometer (KI)发布于 2014-05-25　　看到许多答案没说到点子上，不邀自来，@福雷斯特说的对，我再简单说一下：
　　甚长基线干涉可以解决看的清的问题（分辨率），而单口径大天线是解决看的到的问题（灵敏度），如果某些源弱到一定程度，别说看清，压根就探测不到，这就是两者主要区别。谢谢！
编辑于 2017-02-21用我们外行的话说，使用VLBI（甚长基线干涉）虽然两个望远镜的距离就是等效望远镜的口径，但这是仅仅针对分辨率来说，望远镜另外一个重要的参数是灵敏度。它取决于望远镜接收电磁波的面积。而使用VLBI的多个望远镜的接收面积不如一个大型的望远镜。
此外，用点影响的比喻是，多个小型望远镜是小学生，而大型望远镜是一个老师，在老师的带领下，整个观测的灵敏度会上升几个量级。
that 's all
发布于 2016-07-221，灵敏度原因；
2，正如 @李雨珊所说的，长基线干涉相对是在空间频率域的高频取样。而单口径望远镜可以补充低频的信息。低频信息也可以通过短基线的阵列进行补充，例如ALMA为了补充低频信息，还有一个ACA（Antacama Compact Array）。发布于 2016-09-06