La característica definitoria del VLBI es que pares de radiotelescopios operan juntos y las observaciones deben llevarse a cabo de forma estrictamente simultánea. Esto también se aplica si se emplean muchos telescopios. El VLBI geodésico tiene como objetivo determinar (a) las coordenadas del telescopio y sus movimientos cinemáticos para establecer y mantener marcos de referencia terrestres, (b) los parámetros (angulares) de la rotación variable de la Tierra, (c) las posiciones angulares de las radiofuentes galácticas y extragalácticas. establecer y mantener marcos de referencia celestiales, y (d) las posiciones de los transmisores artificiales en el espacio, cerca de la Tierra. El campo relacionado con (c) se llama astrometría. Además de la geodesia y la astrometría, VLBI también contribuye de manera importante al campo de la radioastronomía; de hecho, el origen de las primeras invenciones de VLBI se encuentra en aplicaciones astronómicas.
El VLBI geodésico y astrométrico aprovecha el hecho de que cada pareja de telescopios que observan el mismo objeto deben recibir el mismo patrón de radiación porque se origina en una sola fuente. Similar al experimento de interferometría de Michelson, los dos patrones muestran patrones de interferometría, llamados franjas (oscilaciones de oscuridad y claridad), cuando las señales se superponen mientras la Tierra gira. Por supuesto, esto solo se puede hacer cuando las señales analógicas se digitalizan y almacenan en algún medio de grabación y luego se transportan a una ubicación central en discos magnéticos o por Internet. Allí, en un proceso llamado correlación, los patrones de radiación se alinean en el tiempo para encontrar un máximo de correlación. Esto se consigue al registrar los patrones de radiación recibidos con marcas de tiempo locales precisas, en las salas de control de los dos radiotelescopios. Para obtener el máximo de correlación, la diferencia de estas marcas de tiempo produce la diferencia en los tiempos de llegada del patrón de radiación entre los dos telescopios, que denominamos retraso temporal, el observable principal de VLBI geodésico y astrométrico. Debido a la rotación de la Tierra y la geometría en constante cambio de la radiofuente y los dos telescopios, el retraso cambia constantemente y, por lo tanto, necesita una referencia de tiempo precisa.
Llevamos a cabo una serie de observaciones de hasta un minuto de duración de 50 a 100 radiofuentes, simultáneamente por una red de varios telescopios en el transcurso de varias horas (generalmente 1 h o 24 h), obteniendo las mediciones VLBI que corresponden a una sesión de observación. Dentro de estas sesiones, el proceso, cuando varios telescopios rastrean la misma fuente, se denomina un muestreo, en los que cada pareja de telescopios que forman una línea de base producen un solo valor. Dado que los radiotelescopios, que a menudo están separados por varios miles de kilómetros, funcionan de forma independiente y, a veces, incluso de forma automática, debe diseñarse y distribuirse de antemano un plan detallado de la secuencia de observación, el programa de observación. Se pone mucho cuidado en la preparación de estos programas en los que las variaciones en la geometría de observación a través de la observación de diferentes regiones del cielo se optimizan para obtener los mejores resultados.
Después de la correlación y un proceso llamado ajuste de franjas donde se determinan los valores finales de retardo en las observaciones, se lleva a cabo el análisis de datos geodésicos con programas de ajuste. Aquí, los parámetros geodésicos y astrométricos de interés (coordenadas del telescopio, parámetros de orientación de la Tierra y posiciones de las radiofuentes) se calculan a partir de un gran número de observaciones. Para este propósito, todos los efectos geofísicos conocidos que actúan sobre los telescopios y sobre la radiación en su camino hacia la Tierra se modelan con la mayor precisión posible. El modelo funcional de VLBI geodésico y astrométrico aprovecha el hecho de que las radiofuentes extragalácticas están inmensamente lejos, por lo que su radiación llega a la Tierra como un frente de onda plano. Esta suposición facilita mucho los cálculos necesarios. La obtención de coordenadas de radiotelescopios con el nivel de precisión actual de unos pocos milímetros ha sido posible solo gracias a la investigación continuada durante décadas para mejorar la tecnología VLBI. (Gracias a Francisco Colomer por traducción)