1954年布莱思按照赖尔提出的方案，建造了第一台综合孔径射电望远镜。它由一整排小单元组成一字形单元和一个可沿着一条垂直线移动38个不同位置的小单元组成，可以综合成一个相当于正方形"大天线"的综合孔径望远镜，能在波长为7.9米的波段上得到2.2度的分辨角。虽然，2.2度的分辨角不可能获得精细的射电分布图，但是，这一观测实验证实综合孔径新原理的正确性，意义非凡。从此，射电天文综合孔径时代开始了。

在20世纪50年代还没有储存容量足够大、计算速度足够快的计算机来完成观测资料的傅里叶变换。到了60年代，综合孔径射电望远镜的发展才有了可能，陆续建成了0.8、1.6和5千米基线的综合孔径射电望远镜。1960年赖尔和内维尔开始研制等效直径为1.6千米的综合孔径射电望远镜。这台综合孔径射电望远镜由3面直径18米的抛物面天线组成，其中2面固定在地面上的天线相距0.8千米，另1面天线放在长0.8千米的铁轨上，可以移动，结果得到了4.5角分的分辨率。这个实验的成功，证明了利用地球自转进行综合观测的方法是可行的，由于总的接收面积增加使望远镜的灵敏度提高达8倍之多。这台望远镜于1964年正式启用，用于普测射电天图和研究弱射电源，特别是射电星系的结构。

1971年剑桥大学建成了等效直径5千米的综合孔径望远镜，代表了当时最先进的设计水平。它由8面口径为13米的抛物面天线组成，排列在5千米长的东西基线上，4面天线固定，4面可沿铁轨移动。每观测12小时后，把可移动天线放到预先计算好的位置上再观测12小时，尔后再移动位置，直到获得所需要的各种不同的天线间距的测量值。计算机处理资料后便得到一幅观测天区的射电图。这台望远镜是专为绘制单个射电源的结构而设计的，除了它有更大的综合孔径以外，各个抛物面也更加精密，可在短至2厘米的波长上工作，结果得到的角分辨率为1角秒，这个分辨率已经可以和高山台站上的大型光学望远镜媲美了。