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天文观测研究对望远镜分辨率的追求总是无止境的。这是由于天体离我们太远，使我们看起来特别的小，天体又非常之大，像遥远的射电星系，比银河系还大，想看个仔细，望远镜就得有足够高的分辨率。望远镜的分辨率与天线的口径成正比，美国阿雷西博射电望远镜的天线口径有305米，是世界上最大的，但分辨率却很低。美国最大的综合孔径射电望远镜甚大阵构成了一面直径36千米的等效天线，分辨率提高了100多倍，但还嫌不够。英国天文学家在1980年研制完成的多天线微波连接干涉仪网（MERLIN），给世人送上一台直径为217千米等效天线的射电干涉仪系统，分辨率又比甚大阵提高了约一个数量级，在6毫米波段上的分辨率已比独领风骚的哈勃空间望远镜高出一点儿，而在最短工作波段13毫米波长上，达到0.01角秒，比“哈勃”的分辨率还高出了5倍。
英国射电干涉仪的发展
英国是国际上最早进行射电天文高分辨率观测的国家。在1945年12月当伯钠德·洛弗尔开始进行雷达天文学实验以后，焦德尔班克的射电天文研究就蓬勃发展起来，包括76米直径的洛弗尔射电望远镜（原名Mark I）在内，共研制完成9台射电望远镜。早在20世纪50年代就进行了射电干涉仪实验，先是在焦德尔班克利用小型射电望远镜用电缆相连进行实验，后来发展成用微波信号连接，两个天线间距越来越大。到了60年代初，两个相距127千米的射电望远镜的干涉观测实验获得成功。在60年代中期，76米射电望远镜与另外两个名为Mark II 和Mark III 的射电望远镜进行干涉观测实验。Mark II的天线口径为25米×38米，在焦德尔班克射电天文台大院内与洛弗尔射电望远镜相邻。Mark III则放置在24千米以外的Wardle。Mark III和Mark II大体相同，像是一对姐妹，但Mark III的天线表面构造采用网状结构，天线总的质量比较轻。用这3台射电望远镜进行干涉实验获得成功，使他们研制更强有力的多天线微波连接干涉仪网的追求更加强烈。
MERLIN的建立
1980年启用的MERLIN是当今最完善的干涉仪系统，也是英国国内最高分辨率的射电望远镜系统。它的英文全名是Multi-Element Radio-Linked Interferometer Network的简称，即多天线微波连接干涉仪网。MERLIN最初只有6台射电望远镜，最基本的单元是在焦德尔班克射电天文台大院里的洛弗尔射电望远镜和Mark II，但工作时只用其中的一台。在焦德尔班克附近约20千米～30千米的三个地方，Tabley、 Darnhall和Wardle放置了3台射电望远镜，Mark III在Wardle，另两台都是25米口径的天线，与美国的甚大阵的天线一模一样，还有2台25米口径射电望远镜分别放置在比较远一些的Knockin和Defford。
这些望远镜的分布有着明显的缺点，六台射电望远镜的排列基本上是南北向的，在东西向的基线只有几十千米。射电源发出的辐射到达处在东西向基线不同地方的天线所需要的时间是不同的，也就是产生了相位差。由于地球自转，射电源的视线方向和基线之间的夹角不断变化，相位差也不断变化，这就产生了强弱相间的干涉条纹。如果两台天线是南北向排列，都在地球的同一个经度上，就不会发生干涉条纹。
1987年，利用剑桥大学穆拉射电天文台射电望远镜中的一个18米口径的天线，使MERLIN的基线长度达到217千米，具有很长的东西向基线。1990年秋天，新建造的口径32米的射电望远镜取代18米口径射电望远镜而成为MERLIN的正式成员。望远镜放置在剑桥大学穆拉射电天文台附近。这台与其它几台射电望远镜不同，抛物面表面的加工精度达到0.3毫米，可以观测天体的6毫米波段的辐射，成为世界上少数能在毫米波段进行观测的大天线。它除了为MERLIN服务外，还有自己独立的研究课题。
MERLIN的工作频段从151 MHz到 24 GHz。为了降低接收机的噪声，提高灵敏度，采用致冷式前置放大器系统，温度控制在14K，也就是摄氏零下259度。
除了Mark III和在Defford的射电望远镜外，其它几台的工作波长都达到了13毫米。在13毫米波长上MERLIN的分辨率达到0.01角秒。
MERLIN的信息传输
MERLIN的最大技术难点是把7面天线接收到的天体信号即时送到焦德尔班克总部的相关处理器，总部把它的控制天线运转的命令即时地传送到各个射电望远镜，使它们的步调一致地运转。各个射电望远镜到总部的距离从几十千米、百十千米、到200多千米不等，如果利用同轴电缆连接，由于各路所经过的环境很不相同，同轴电缆必然产生无规律的变化，导致天体信号的相位错乱，干涉仪不能工作。
他们采用微波接力方法顺利地解决了这个难题。微波发射站的建立是关键，发射和接收微波信号的小型抛物面天线放置在高高的铁塔上，对于远在200多千米之外的剑桥的32米射电望远镜，需要5次接力。
MERLIN设计的系统是世界上唯一的。三种独立的通道保证各个射电望远镜与总部联系和信号传送畅通无阻。第一个通道是租用电话局的电话线来传输控制信号。控制信号将按照观测课题的要求，保证所有射电望远镜正确地工作和对观测的射电源跟踪，以及监测天气、检查台站的安全和射电望远镜的负荷情况。第二个通道是微波接力，天文信号就是利用微波接力的方法传送到总部。第三个通道仍用微波接力的方法把在焦德尔班克总部的原子钟的时间脉冲传送到各个射电望远镜。时间脉冲被每一个望远镜的接收机接收后，然后返回总部。来回所需的时间给出一种测量望远镜之间有效距离的方法。这个距离可能因天气条件而变化。
来自各个射电望远镜的信号到达焦德尔班克后，将进行相关处理，结果存在磁盘中待以后分析。相关处理器是MERLIN系统的心脏。转换相关结果为有用的信息需要强大的计算机系统和软件系统。与综合孔径射电望远镜方法不同，MERLIN射电望远镜天线是固定的，基线不能变动，因此不能获得像综合孔径射电望远镜要求的各种基线长度的观测，所以成像质量比不上综合孔径望远镜。他们研究了一种新的计算技术来处理数据，使情况有了很大的改善。
观测研究
高分辨率的设备最适合观测那些遥远、致密的天体，因为低分辨率的设备根本看不清楚。而这些天体却蕴藏着极其丰富的信息和谜团。由于MERLIN的分辨率与哈勃空间望远镜的相当，因此观测结果易与对照，相互补充。宇宙中的喷流现象已引起天文学家极大的关注，特别是星系核和类星体的喷流。MERLIN从1990年开始就把观测研究宇宙中的喷流现象作为重点，获得了大量的数据和图像。同时河外星系、活动星系核、类星体、引力透镜、河外星系中的超新星遗迹、分子云和恒星形成区等等，也都成为MERLIN的热门观测对象。英国的多天线微波连接干涉仪为天文学家研究宇宙的昨天、今天和明天提供了详实的资料，成为天文学家们不可或缺的好助手。
英国射电干涉仪的发展
英国是国际上最早进行射电天文高分辨率观测的国家。在1945年12月当伯钠德·洛弗尔开始进行雷达天文学实验以后，焦德尔班克的射电天文研究就蓬勃发展起来，包括76米直径的洛弗尔射电望远镜（原名Mark I）在内，共研制完成9台射电望远镜。早在20世纪50年代就进行了射电干涉仪实验，先是在焦德尔班克利用小型射电望远镜用电缆相连进行实验，后来发展成用微波信号连接，两个天线间距越来越大。到了60年代初，两个相距127千米的射电望远镜的干涉观测实验获得成功。在60年代中期，76米射电望远镜与另外两个名为Mark II 和Mark III 的射电望远镜进行干涉观测实验。Mark II的天线口径为25米×38米，在焦德尔班克射电天文台大院内与洛弗尔射电望远镜相邻。Mark III则放置在24千米以外的Wardle。Mark III和Mark II大体相同，像是一对姐妹，但Mark III的天线表面构造采用网状结构，天线总的质量比较轻。用这3台射电望远镜进行干涉实验获得成功，使他们研制更强有力的多天线微波连接干涉仪网的追求更加强烈。
MERLIN的建立
1980年启用的MERLIN是当今最完善的干涉仪系统，也是英国国内最高分辨率的射电望远镜系统。它的英文全名是Multi-Element Radio-Linked Interferometer Network的简称，即多天线微波连接干涉仪网。MERLIN最初只有6台射电望远镜，最基本的单元是在焦德尔班克射电天文台大院里的洛弗尔射电望远镜和Mark II，但工作时只用其中的一台。在焦德尔班克附近约20千米～30千米的三个地方，Tabley、 Darnhall和Wardle放置了3台射电望远镜，Mark III在Wardle，另两台都是25米口径的天线，与美国的甚大阵的天线一模一样，还有2台25米口径射电望远镜分别放置在比较远一些的Knockin和Defford。
这些望远镜的分布有着明显的缺点，六台射电望远镜的排列基本上是南北向的，在东西向的基线只有几十千米。射电源发出的辐射到达处在东西向基线不同地方的天线所需要的时间是不同的，也就是产生了相位差。由于地球自转，射电源的视线方向和基线之间的夹角不断变化，相位差也不断变化，这就产生了强弱相间的干涉条纹。如果两台天线是南北向排列，都在地球的同一个经度上，就不会发生干涉条纹。
1987年，利用剑桥大学穆拉射电天文台射电望远镜中的一个18米口径的天线，使MERLIN的基线长度达到217千米，具有很长的东西向基线。1990年秋天，新建造的口径32米的射电望远镜取代18米口径射电望远镜而成为MERLIN的正式成员。望远镜放置在剑桥大学穆拉射电天文台附近。这台与其它几台射电望远镜不同，抛物面表面的加工精度达到0.3毫米，可以观测天体的6毫米波段的辐射，成为世界上少数能在毫米波段进行观测的大天线。它除了为MERLIN服务外，还有自己独立的研究课题。
MERLIN的工作频段从151 MHz到 24 GHz。为了降低接收机的噪声，提高灵敏度，采用致冷式前置放大器系统，温度控制在14K，也就是摄氏零下259度。
除了Mark III和在Defford的射电望远镜外，其它几台的工作波长都达到了13毫米。在13毫米波长上MERLIN的分辨率达到0.01角秒。
MERLIN的信息传输
MERLIN的最大技术难点是把7面天线接收到的天体信号即时送到焦德尔班克总部的相关处理器，总部把它的控制天线运转的命令即时地传送到各个射电望远镜，使它们的步调一致地运转。各个射电望远镜到总部的距离从几十千米、百十千米、到200多千米不等，如果利用同轴电缆连接，由于各路所经过的环境很不相同，同轴电缆必然产生无规律的变化，导致天体信号的相位错乱，干涉仪不能工作。
他们采用微波接力方法顺利地解决了这个难题。微波发射站的建立是关键，发射和接收微波信号的小型抛物面天线放置在高高的铁塔上，对于远在200多千米之外的剑桥的32米射电望远镜，需要5次接力。
MERLIN设计的系统是世界上唯一的。三种独立的通道保证各个射电望远镜与总部联系和信号传送畅通无阻。第一个通道是租用电话局的电话线来传输控制信号。控制信号将按照观测课题的要求，保证所有射电望远镜正确地工作和对观测的射电源跟踪，以及监测天气、检查台站的安全和射电望远镜的负荷情况。第二个通道是微波接力，天文信号就是利用微波接力的方法传送到总部。第三个通道仍用微波接力的方法把在焦德尔班克总部的原子钟的时间脉冲传送到各个射电望远镜。时间脉冲被每一个望远镜的接收机接收后，然后返回总部。来回所需的时间给出一种测量望远镜之间有效距离的方法。这个距离可能因天气条件而变化。
来自各个射电望远镜的信号到达焦德尔班克后，将进行相关处理，结果存在磁盘中待以后分析。相关处理器是MERLIN系统的心脏。转换相关结果为有用的信息需要强大的计算机系统和软件系统。与综合孔径射电望远镜方法不同，MERLIN射电望远镜天线是固定的，基线不能变动，因此不能获得像综合孔径射电望远镜要求的各种基线长度的观测，所以成像质量比不上综合孔径望远镜。他们研究了一种新的计算技术来处理数据，使情况有了很大的改善。
观测研究
高分辨率的设备最适合观测那些遥远、致密的天体，因为低分辨率的设备根本看不清楚。而这些天体却蕴藏着极其丰富的信息和谜团。由于MERLIN的分辨率与哈勃空间望远镜的相当，因此观测结果易与对照，相互补充。宇宙中的喷流现象已引起天文学家极大的关注，特别是星系核和类星体的喷流。MERLIN从1990年开始就把观测研究宇宙中的喷流现象作为重点，获得了大量的数据和图像。同时河外星系、活动星系核、类星体、引力透镜、河外星系中的超新星遗迹、分子云和恒星形成区等等，也都成为MERLIN的热门观测对象。英国的多天线微波连接干涉仪为天文学家研究宇宙的昨天、今天和明天提供了详实的资料，成为天文学家们不可或缺的好助手。