Den definerende egenskapen til VLBI er at par av radioteleskoper opererer sammen med observasjoner som må utføres på nøyaktig samme tidspunkt. Dette også gjelder hvis flere teleskoper brukes. Geodetisk VLBI tar sikte på å bestemme (a) teleskopkoordinater og deres kinematiske bevegelser for å etablere og opprettholde terrestriske referanserammer, (b) (vinkel-)parameterne til Jordens variable rotasjon, (c) vinkelposisjonene til galaktiske og ekstragalaktiske radiokilder som etablerer og vedlikeholder himmelske referanserammer, og (d) posisjonene til kunstige sendere i verdensrommet nær Jorda. Feltet relatert til (c) kalles astrometri. Foruten geodesi og astrometri, er VLBI også en viktig bidragsyter til feltet radioastronomi; faktisk ligger opprinnelsen til de tidlige VLBI oppfinnelsene i astronomiske anvendelser.
Geodetisk og astrometrisk VLBI benytter seg av det faktum at to teleskop som observerer det samme objektet bør motta det samme strålingsmønsteret fordi det kommer fra en enkelt kilde. I likhet med Michelsons interferometrieksperiment viser de to signalene som legger seg oppå hverandre interferometrimønstre, kalt frynser (svingninger av mørkt og lyst), når Jorden roterer. Dette kan selvfølgelig bare gjøres når de analoge signalene er digitalisert, lagret og deretter transportert til et sentralt sted enten på harddisker eller over Internett. I en prosess som kalles korrelasjon letes det etter et korrelasjonsmaksimum ved å forskyve signalene i forhold til hverandre i tid. Dette alene ville vært meningsløst. Men når signalene blir registrert i kontrollrommet til de to radioteleskopene, er strålingsmønstrene merket med nøyaktige lokale tidsstempler. Ved korrelasjonsmaksimum gir forskjellen på disse tidsstemplene forskjellen i ankomsttider for strålingsmønsteret ved de to teleskopene, som er tidsforsinkelsen; den primære observasjonsvariabelen for geodetisk og astrometrisk VLBI. På grunn av Jordas rotasjon og stadig endring av geometrien til radiokilden og de to teleskopene, er forsinkelsen i konstant endring og trenger derfor en nøyaktig tidsreferanse.
Gjennomføring av en serie med opptil ett minutt lange samtidige observasjoner av 50 - 100 radiokilder av et nettverk av flere teleskoper i løpet av flere timer (for det meste 1 time eller 24 timer) gir rammeverket til en enkelt VLBI måling ofte kalt en observasjonsøkt. -Når flere teleskoper observerer samme kilde kalles det en skanning. Hvert par av teleskop innenfor en skanning danner en baselinje og utgjør en enkelt observasjon. Siden radioteleskopene, som ofte er flere tusen kilometer fra hverandre, opererer uavhengig av hverandre og noen ganger til og med automatisk, må en detaljert plan for observasjonsøkten, kjøreplan, utarbeides og distribueres på forhånd. Det utvises stor forsiktighet ved utarbeidelsen av disse kjøreplanene fordi variasjoner i observasjonsgeometrien gjennom å observere ulike regioner av himmelen er optimalisert for de beste resultatene.
Etter korrelasjon og en prosess kalt frynsetilpasning hvor de endelige forsinkelsesobservasjonene er bestemt, blir geodetisk dataanalyse med justeringsprogrammer utført. Her blir de geodetiske og astrometriske parameterne av interesse (teleskopkoordinater, jordorienteringsparametere og radiokildeposisjoner) beregnet fra et stort antall observasjoner. For dette formålet er alle kjente geofysiske effekter som virker på teleskopene og på strålingenpå vei til Jorda modellert så nøyaktig som mulig. Den funksjonelle modellen for geodetisk og astrometrisk VLBI gjør bruk av det faktum at ekstra-galaktiske radiokilder er nesten uendelig langt unna, slik at strålingen deres kommer til Jorda som en plan bølgefront. Dette forenkler mange nødvendige beregninger og forutsetninger. Innhenting av radioteleskopkoordinater med gjeldende nøyaktighetsnivå innenfor noen få millimeter har blitt muliggjort av pågående, tiår lang forskning mot forbedringer av VLBI-teknologi (Takk til Ann-Silje Kirkvik for oversettelsen).