干涉测量法（对恒星角直径的测量方法）

光学干涉测量

可见光的干涉测量是干涉测量术中最先发展同时也得到最广泛应用的类别，早期的实际应用如迈克耳孙测星干涉仪对恒星角直径的测量，但如何获取稳定的相干光源始终是限制光学测量发展的重要原因之一。直至二十世纪六十年代，光学干涉测量技术得到了飞速的发展，这要归功于激光这一高强度相干光源的发明，计算机等数字集成电路获取并处理干涉仪所得数据的能力大大提升，以及单模光纤的应用增长了实验中的有效光程并仍能保持很低的噪声。电子技术的发展使人们不必再去观察干涉仪产生的干涉条纹，而可以对相干光的相位差直接进行测量。这里列举了光学干涉测量在多个方面的一些重要应用。

长度测量

用于测量光程差改变，进而测定气体折射率的瑞利干涉仪

长度测量是光学干涉测量最常见的应用之一。如要测量某样品的绝对长度，最简明的方法之一是通过干涉对产生的干涉条纹进行计数；若遇到非整数的干涉条纹情形，则可以通过不断成倍增加相干光的波长来获得更窄的干涉条纹，直到得到满意的测量精度为止。常见的方法还包括惠普公司研发的惠普干涉仪，它通过外加一个轴向磁场使氦－氖激光器工作在两个相近频率，从而发出频率相差2兆赫兹的两束激光，再通过偏振分束器使这两束激光产生外差干涉。干涉得到的差频信号被光检测器记录，而待测样品引起的光程差变化则可以通过计数器表示为光波长的整数倍。惠普干涉仪可以测量在60米左右以内的长度，在附加其他光学器件后还可以用于测量角度、厚度、平直度等场合。此外，还可以通过声光调制的方法得到差频信号，并且这种方法能获得更高的差频频率，从而可以从差频信号中得到更高的计数。

长度测量的另一类情形是测量长度的变化，常见的方法如借助声光调制产生的外差干涉，差频信号所携带的相位差会被光检测器记录，从而得到长度的变化。在测量像熔凝石英这样热膨胀系数很低的材料的热膨胀系数时，还经常用到一种更精确的方法：将两面部分透射部分反射的玻璃板置于待测样品的两端，从而构成一个法布里－珀罗干涉仪。使用两束发生外差干涉的激光，并通过反馈将其中一束激光的频率锁定到法布里－珀罗干涉仪的一个透射峰值频率上。这样，当样品发生热膨胀而改变法布里－珀罗干涉仪的长度时，透射峰值频率的变化会引起被锁定的激光频率的相应变化，这一变化也会反映到外差信号中从而被探测到。

干涉光谱

使用SOHO卫星的LASCO C1摄影机观测到的太阳日冕。使用法布里－珀罗干涉仪精密测量了铁XIV的5308Å谱线的多个波长，这些波长因日冕中等离子体和探测卫星的相对运动而产生多普勒频移，对于不同程度的多普勒频移照片用了不同颜色表示，从而不同的颜色也表示了不同的相对速度。

光谱仪可分辨的两条谱线的中心波长与恰好可分辨的波长差的比值，称作光谱仪的色分辨本领。对利用色散效应的棱镜光谱仪以及利用衍射效应的光栅光谱仪，其色分辨本领都不会超过106的量级。然而若采用法布里－珀罗干涉仪，由于透射峰的半宽等于干涉仪的自由光谱范围除以它的细度：

\Delta u = rac{ m FSR}{\mathcal{F}} = rac{c/2nd}{\mathcal{F}}\,

并由干涉条件2nd = m\lambda\,代入可得

\Delta u = rac{ u}{m\mathcal{F}}\,，其中 u\,是中心频率。

从而法布里－珀罗干涉仪的色分辨本领为rac{ u}{\Delta u} = m\mathcal{F}\,。一般干涉序m \sim 10^5\,，细度\mathcal{F}\,至少在10 \sim 10^2\,，从而干涉光谱仪的色分辨本领在106至107的量级以上。

干涉仪的另一个重要应用是制造波长计，波长计又分为动态波长计和静态波长计，前者包含活动组件可调节光程差，后者则采用光程差为倍数递增关系的多个迈克耳孙干涉仪或自由光谱范围为倍数递增关系的多个法布里－珀罗干涉仪组合而成。此外利用激光的外差干涉，结合法布里－珀罗干涉仪可以更精确地测量激光的频率或比较两束激光的频率高低，并通过声光调制和光纤延迟还可以测量出激光的线宽。

射电干涉测量

望远镜的角分辨率正比于波长除以口径，而由于无线电波的波长远长于可见光，这造成单个射电望远镜无法达到观测一般的射电源所需的分辨率（例如采用波长为2.8厘米的无线电波进行分辨率为1毫角秒的观测，需要达6000千米的望远镜口径）。基于这个原因，英国天文学家马丁·赖尔爵士等人于1946年发明了射电干涉技术，他们用一架两根天线组成的射电干涉仪对太阳进行了观测。射电干涉技术采用多个分立的射电望远镜构成阵列，这些望远镜在观测时都对准同一射电发射源，各自观测所得的信号彼此用同轴电缆、波导或光纤连接后发生干涉。这种干涉不仅仅是提升了观测信号的强度，而且由于望远镜彼此间的基线距离很长，从而提升了观测的有效口径。由于各个望远镜的位置不同，同一波前到达各个望远镜的时间因而会存在延迟，这就需要对先到达的信号进行恰当的延迟以保持信号彼此之间的时间相干性。此外，构成干涉的望远镜数量越多越好，这是由于观测射电源表面的光强分布时，两台望远镜组成的干涉只能观测到光强分布的傅立叶变换（即可见度）的各个空间频率（这里空间频率的含义是描述光强在不同方向上变化快慢的傅立叶频率）中的一个频率；而采用多个望远镜构成阵列，则可以在多个空间频率上对射电源进行观测，再对观测所得的可见度函数进行逆傅立叶变换得到射电源的光强分布，这种方法叫做综合孔径。例如，位于新墨西哥州的甚大天线阵（VLA）由27架射电望远镜组成，每架望远镜由直径为25米的抛物面天线构成，彼此共形成351条彼此独立的干涉基线，最长的等效基线可达36千米。

二十世纪六十年代末，随着射电望远镜接收器的性能和稳定性的提高，在全世界（以至地球轨道）范围内使望远镜相距很远的同一射电信号之间产生干涉成为可能，这被称为超长基线干涉（VLBI）。超长基线干涉不需要观测信号之间的物理连接，而是在信号数据本身嵌入被原子钟校准的时间信息，之后再将这些数据进行相关性计算。由于这些数据是在相隔很远的地点观测到的，等效基线能够达到非常之长。现在已经运行的超长基线干涉仪包括位于美国本土及海外领地的超长基线阵列（基线长度8611千米），以及遍布欧亚和非洲大陆的欧洲超长基线干涉网。这些干涉阵列平时都进行着独立的观测，但在一些特殊项目中可以实现同时性的观测，从而形成全球性的超长基线干涉。