干涉测量术（英语：Interferometry）是通过由波的叠加（通常为电磁波）引起的干涉现象来获取信息的技术。这项技术对于天文学、测速以及验光等领域的研究都非常重要。

干涉测量术（英语：Interferometry）是通过由波的叠加（通常为电磁波）引起的干涉现象来获取信息的技术。这项技术对于天文学、光纤、工程计量、光学计量、海洋学、地震学、光谱学及其在化学中的应用、量子力学、核物理学、粒子物理学、等离子体物理学、遥感、生物分子间的相互作用、表面轮廓分析、微流控、应力与应变的测量、测速以及验光等领域的研究都非常重要。

干涉仪广泛应用于科学研究和工业生产中对微小位移、折射率以及表面平整度的测量。在干涉仪中，从单个光源发出的光会分为两束，经不同光路，最终交汇产生干涉。所产生的干涉图纹能够反映两束光的光程差。在科学分析中，干涉仪用于测量长度以及光学元件的形状，精度能到纳米级。它们是现有精度最高的长度测量仪器。在傅里叶变换光谱学中，干涉仪用于分析包含与物质相互作用发生吸收或散射信息的光。天文学干涉仪由两个及以上的望远镜组成，它们的信号汇合在一起，结果的分辨率与直径为元件间最大间距的望远镜的相同。

依据叠加原理，波汇合的结果具有能够反映波原始状态的性质。干涉测量术正是基于这一点。当两束频率相同的光叠加时，它们产生的条纹取决于它们的相位差：相位相同时会产生增强条纹，相反则会产生减弱条纹。两种情况之间则会产生中间强度的条纹。这些条纹可以用来分析这两束波的相对相位关系。绝大多数的干涉仪利用的是可见光等电磁波。

单束入射相干光在干涉仪（迈克耳孙干涉仪）中会经过分光镜分为两束。这两束光在到达探测器重新汇聚前会各自经过不同的路径，即光路。光路的不同会导致它们相位产生差异。干涉条纹正是产生于由此引入的相位差。如果单束光分为两路，这两路光的相位差就可以表征任何可能影响它们光程的因素。这些因素包括路径长度的改变或是路径上折射率的变化。

一般而言，干涉测量术可以分为两种基本类型：零差检波和外差检波。

在零差检测中，待测电磁波和一个已知的参考信号（经常被称作本地振荡器）进行混波，而待测信号和参考信号的载频是相同的，这样得到的干涉光场可以消除电磁波本身频率噪声所带来的影响。典型的光学零差检波装置如马赫-曾德尔干涉仪，其待测信号和参考信号来自同一波源。

外差检测是两束频率不同但相近的相干电磁波的干涉，最早在美籍加拿大发明家雷吉纳德·费生登的研究中被提到。它通过将待测电磁波和参考信号进行混波，实现对待测电磁波的频率调制。现今这种方法已被广泛地应用于远程通信和天文学领域的信号探测和分析中，其中以无线电波、红外线、可见光的干涉最为常见。待测信号和参考信号的频率相近而不完全相同，在外差检测中，两列波同时入射到一个混频器件——通常为（光）二极管——此时两者发生外差干涉。

1962年，人们观察到两列频率非常接近的激光在光检测器上干涉会产生拍频，从那以后外差检测技术得到了飞速的发展，对拍频频率或相位的测量可以达到非常高的精度，从而对长度的干涉测量产生了深远的影响。

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。

光学检测包括对光学元件和光学系统的检查和测试，诸如利用等厚干涉条纹来测量玻璃板各处的厚度，以及测量照相机镜头的调制传递函数（MTF）等都属于这类应用。利用等厚干涉来检测样品表面是否平整的最常见方法是斐索干涉仪，它利用准直平行光在样品表面反射后与入射光发生干涉，从而得到等厚条纹。此外，还可以采用从迈克耳孙干涉仪改进而来的特怀曼－格林干涉仪。特怀曼－格林干涉仪也使用准直平行光源，并由于从迈克耳孙干涉仪改进而来，它可以使两束相干光的光程非常接近，从而相比于斐索干涉仪它对光源的相干长度要求有所降低。

另一类广泛应用于检测光学元件表面、光学系统像差以及测量光学传递函数的干涉仪是剪切干涉仪，它将待测样品出射的波前分成两个，并使其相互错开一定距离（这段距离被称作剪切），两个波前重叠的部分即产生干涉图样。剪切干涉仪分为切向剪切、法向剪切和旋转剪切等类型：切向剪切干涉仪通常是一块平行平面板或略呈角度的劈尖，准直光源入射到平行平面板上就形成了两束错开的相干光；而法向剪切干涉仪则类似于斐索干涉仪和特怀曼－格林干涉仪。剪切干涉仪的优点是省去了作为参考的光学表面，结构简单且两束相干光的光程基本相等，而缺点则是对干涉图样的数值分析比较繁琐。

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10的量级。

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。

在迈克耳孙测星干涉仪被发明以前，恒星直径的测量始终是天文学上的一个难题，因为已知体积最大的恒星的角直径也只有10角秒。然而即使是迈克耳孙测星干涉仪，其分辨率也只能测量某些巨星的角直径，对质量稍小的恒星就无能为力。正是激光和外差干涉技术的发明，自二十世纪七十年代起在测星干涉领域引发了一场革新。在这些经改进的干涉仪中，望远镜捕捉到的星光与本地的激光发生外差干涉，两者频率非常接近，从而产生了射电频域内的拍频信号；并且由于这个拍频信号的光强来自星光和激光光强的乘积，这种干涉从而能获得更高的分辨率。此外这些实验大多使用了波长为10.6微米的二氧化碳激光，这也是由于较长的波长能提高外差干涉的分辨率。1974年，约翰森、贝茨和唐尼斯建造了一台基线长度为5.5米的差频干涉仪，使用了功率为1瓦特并经过稳频的二氧化碳激光，其工作波长为10.6微米。他们用这台干涉仪对一系列红外线源进行了观测，包括M型超巨星、米拉变星，并取得了一些星周尘壳的温度和质量分布等信息。而今随着技术和制造工艺的进步，这类干涉仪的基线长度已经可以扩展到几百米的距离，从而克服了最初迈克耳孙测星干涉仪遇到的困难。

天体测量学上的另一个问题是关于天体的位置和运动的测量。通过对恒星进行精确定位，可以将观测到的射电源位置和它们观测到的相应光学位置进行比对，从而直接测量它们的视差并建立宇宙距离尺度。此外这种测量还能帮助确定双星系统轨道的尺寸和形状。这类干涉仪包括位于亚利桑那州的海军原型光学干涉仪（NPOI），它由四个基本部分组成Y形，彼此之间的干涉臂长度为20米，NPOI对天体的定位可以达到毫角秒的量级；以及太阳系外行星天文干涉仪（ASEPS-0），它通过监视恒星因围绕其运动的行星而引起的反映运动来研究太阳系外行星。