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射电干涉仪最早是澳大利亚军方开始试验的。1945年第二次世界大战期间，在澳大利亚军队中服役的帕西曾经使用军用雷达来观测太阳，很快发现来自太阳黑子的射电辐射。他通过温度测量，发现日冕的温度高达近百万开尔文。1946年为了进一步确定在战时所发现的、不断变化着的和黑子相关的强噪声源的精确位置，他发明了一种简单的利用海平面镜像反射所形成的射电干涉仪。这个射电干涉仪的实验是在澳大利亚东部海岸峭壁上所设置的一些雷达天线上进行的，最初使用的天线就是八木天线（图14）。他通过这个射电干涉仪在日出的时刻进行观测，很精确地观测到了噪声源的大小和它的位置。到1949年，澳大利亚射电干涉仪的观测精度已经达到10角分。
几乎同时，从军队雷达部门退伍的剑桥大学卡文迪什实验室的射电天文学家赖尔认识到：无论是光学还是射电望远镜，它的分辨率总是和望远镜口径大小以及电磁波波长相关。口径越大，使用波长越小，角分辨率就越高。相比较光学望远镜，射电波波长是可见光波长的大约十万倍，所以射电望远镜的分辨率要差很多。
图14 海面镜像干涉仪的原理和海边的八木天线
想要提高分辨率，必须建造口径很大的射电望远镜，这在当时是不可能完成的任务。而利用射电干涉仪来提高分辨率，则是一条可行的道路。两根天线所形成的干涉仪只能获得在一个方向上的高分辨率，很难解决射电望远镜赶超光学望远镜分辨率的问题。因此赖尔提出一种综合孔径望远镜的设想。在综合孔径望远镜中，一个大望远镜的口径面被分解成许许多多的子口径单元，而大口径望远镜的成像效果就相当于用这些子口径单元构成的很多双天线干涉仪的组合。他还发现在从大天线分解的子口径单元中，只需要使用其中有代表性的子口径组就可以获得使用大口径天线所能得到的天体基本信息。
根据这个理论，只要射电源本身在一定的时间段内是稳定的，实际上并不需要有很多组作为子口径的天线对来同时进行观测，而可以用一对可以改变天线之间距离的子口径天线对，在不同时间，分别使用不同的天线间距获得干涉结果，来最后获得所需要的数据。使用两个小口径天线，理论上也可以获得很好的只有大口径天线才能获得的图像效果。这两个小天线中，一个是固定的，而另一个位置可以自由移动。当移动天线到达新位置时，进行一次新的双天线干涉，并记录下它们的相关量。这样天线位置每移动一次，就可以获得射电源在这个新基线上的基本信息。当所获得的信息足够多时，就可以推算出射电源通过大口径天线进行观测的基本信息。
在实际天文观测中，如果一个干涉仪仅仅有两根小天线，则需要非常长的时间来不断地移动其中一根小天线的位置。所以综合孔径望远镜需要一定数量的小天线。这些小天线中，一部分是固定的，另一部分则是可以移动的。如果这种小天线进行相关观测的时间很短，那么每一根天线对之间的距离矢量不变，在天文干涉仪上则称为快照模式的综合孔径。如果相关观测时间较长，由于地球自转，每一根天线对之间的距离矢量会在它们相应基线平面上画出一条弧线，这相当于增加了天线对的数量。这种方法则称为地球自转的综合孔径模式。这种观测模式对安装在东西方向上的天线对特别有效，这时只需要观测12个小时，就可以获得相当于旋转24小时所能获得的全部信息。在赖尔的指导下，剑桥大学成功制造了早期的射电干涉仪。1974年赖尔获得了射电天文领域的第一个诺贝尔物理学奖。
到1951年，赖尔借助于综合孔径干涉仪，已经在射电观测中获得了高达1角分的角分辨率。在综合孔径干涉仪中，天体成图所需要的相关量必须经过多次的乘法运算，需要比较长的计算时间。1952年，他又发展了一种新的相位切换干涉仪，这种干涉仪分别记录相关量的正弦和余弦分量，从而用计算量小得多的加减运算来代替了繁复的乘法运算形式。
早期射电干涉仪适用的波长很长，达到7.9米，它所需要的望远镜精度低，所允许的形状误差达39厘米，很容易实现。不过它的角分辨率也低，只有2.2度。后期的射电干涉仪所适用的波长越来越短，获得的角分辨率也逐步提高。
关于赖尔，据说他脾气不好，在工作中很难和同事相处，而且为了保持剑桥大学的学术优势，他常常对同行也采取技术保密的态度。