ＶＬＢＩでは、共通した電波源からの信号を複数のアンテナ（電波望遠鏡）で受信 し、て高速・大容量の記録媒体(磁気テープ,磁気ディスクなど)に記録します。 その際、水素メーザーと呼ばれる非常に安定な 周波数標準器を用いてアナログ信号をデジタル信号に変換し、あとで忠実に 受信した信号を再生できるようにしています。観測データは、 相関器と呼ばれる装置のある場所に輸送し、各アンテナで受信した信号を同期 再生させます。相関器では、再生された信号同士の相関関数を計算します。 ここで得られる相関関数は、電波源の空間的な構造とフーリエ変換の関係 があり、天体に対してさまざまな長さ・時角の基線で観測を行って、逆フーリエ変換処理をすることに よって天体の電波画像を合成することができます。
また、電波源が点源とみなせる場合には、天体からの信号がアンテナに到着する 時間差（遅延時間）に相当する時間に極大値を もつ相関関数が得られるため、遅延時間を正確に求めることができます。 この遅延時間は、観測を行ったアンテナの座標や電波源の座標と線計の関係にあり、 ３つ以上の方向の電波源に対して遅延時間を求めることによって、１つのアンテナ の位置を基準とした時の他のアンテナの相対位置を決定することができます。 極めて遠距離にあるクエーサーは、地球から観測した場合の見掛け上の大きさが 非常に小さいので、点源とみなすことが可能で、このようなアンテナの位置を高精度 に測定する目的の観測に利用されます。現在の高精度観測では、遅延時間 を 30ps (ピコ秒＝１秒の１兆分の１)の程度の精度で求めることができ、 その結果アンテナの位置は 1cm 以下の精度で測定することができます。
１９９９年５月１２日更新