一種獨立站射電幹涉測量技術。基線兩端的射電望遠鏡各自以獨立的時間標準（氫原子鐘等），同時接收同一個射電源的信號，並記錄於磁帶上，然後將兩磁帶的記錄一起送入處理機作相關處理，求出兩相同信號到達基線兩端的時刻之差 (簡稱時延)τ和相對時延變化率(簡稱時延率)謹 (如圖)。τ和謹即是觀測量。
設被觀測的射電源方向(赤緯δ，赤經λ)已知，在地心直角坐標系中，該兩面射電望遠鏡位置間的坐標差(x，y，z)同觀測量間的基本觀測方程為：
cτ+ωcosδτ(xsinλ-уcosλ)+v=-cosδcosλx-cosδsinλу-sinδz+c(i+tg)，
其中c是光速；左端第二項是自轉項，ω是自轉角速度，x、у用適當近似值代入計算；v是觀測誤差；i+tg代表時延中來自儀器的部分。上式假設所有必須的改正均已作過，包括極移、周日極移、歲差、章動、傳播介質、測站、固體潮和海潮負荷等。否則，在觀測方程式中須有相應的待定參數。
時延的觀測精度很高，目前已達到0.1毫秒，相應的距離是3厘米。而且這種方法是純幾何性的測量，基本不涉及地球重力場，測量的距離也隻受地球自身的限制。所以，這種技術可以以厘米級的精度對全球進行測量。被觀測的射電源是銀河系以外的類星體，距離極遠，它們的自行每年不大於0.0001″，射電源位置的精度目前已優於0.01″，還可更高，以此為參考的坐標系是很穩定的，是迄今為止可以利用的最好的慣性參考系。此外，這種技術測量速度快，幾天或幾小時的觀測就可得出滿意的結果。觀測完全不受氣象條件的限制，可全天候工作。所有這些，使它必將成為地球測量、地球動態測量和天體測量的特別有力的手段。
這一技術是從連站射電幹涉測量基礎上發展起來的，1967年由加拿大的佈羅頓（N.W.Broten）和美國的貝爾(C.C.Bare)、莫蘭 (J.M.Moran)等人分別提出。十餘年來進展迅速，現已發展到利用人造衛星作射電源。由於衛星的射電流量密度比類星體的強10萬倍以上，幹涉測量系統更趨微型化，可以更有效地用於流動測量。不過，因衛星高度有限，射電波波前是球面的，要作改正。衛星坐標用的是地球坐標系，成果處理時要作坐標轉換，換算到以類星體為參考的慣性坐標系中去。