迈克耳孙测星干涉仪（Michelson stellar interferometer）是最早被提出并建造的天文干涉仪之一，它的概念首先由美国物理学家阿尔伯特·迈克耳孙和法国物理学家阿曼德·斐索在1890年提出，而迈克耳孙和美国天文学家弗朗西斯·皮斯于1920年在威尔逊山天文台使用它首次测量了恒星的角直径。 在此之前，恒星尺寸（角直径）的测量是天文学上的一大难题，这是由于传统光学天文望远镜的角分辨率受到物镜口径的限制，即使是人类能制造的最大的天文望远镜，其角分辨率也大约只有10弧度秒的量级，无法达到测量普通恒星所需的分辨率。迈克耳孙测星干涉仪利用干涉条纹的可见度随扩展光源的线度增加而下降的原理，将恒星看作一个平面非相干光源，从而可以很巧妙地测量恒星的角直径。

迈克耳孙测星干涉仪（Michelson stellar interferometer）是最早被提出并建造的天文干涉仪之一，它的概念首先由美国物理学家阿尔伯特·迈克耳孙和法国物理学家阿曼德·斐索在1890年提出，而迈克耳孙和美国天文学家弗朗西斯·皮斯于1920年在威尔逊山天文台使用它首次测量了恒星的角直径。 在此之前，恒星尺寸（角直径）的测量是天文学上的一大难题，这是由于传统光学天文望远镜的角分辨率受到物镜口径的限制，即使是人类能制造的最大的天文望远镜，其角分辨率也大约只有10弧度秒的量级，无法达到测量普通恒星所需的分辨率。迈克耳孙测星干涉仪利用干涉条纹的可见度随扩展光源的线度增加而下降的原理，将恒星看作一个平面非相干光源，从而可以很巧妙地测量恒星的角直径。

最初设计的迈克耳孙测星干涉仪的长度约为6米，架设在口径为2.5米的胡克望远镜之上。其中两面平面镜M1、M2的最大间距为6.1米，并且是可调的；而平面镜M3、M4的位置是固定的，等于1.14米。当有星光入射到干涉仪上时，两组平面镜所构成的光路是等光程的，从而会形成等间距的干涉直条纹，而条纹间距为

这里是望远镜的焦距，是平面镜M3和M4之间的距离。而平面镜M1和M2之间的距离相当于扩展光源的线度，当M1和M2靠得很近时干涉条纹的衬比度接近于1，随着两者间距增加衬比度会逐渐下降为零。如果认为恒星是一个角直径为，光强均匀分布的圆形光源，其可见度由下面公式给出

其中，是贝塞尔函数。随着逐渐增加平面镜M1和M2之间的距离，当满足下面关系时，衬比度首次降为零：

迈克耳孙测星干涉仪首次成功测量的恒星是参宿四，测得其角直径为0.047弧度秒，根据它到太阳的距离（约600光年）就可得到它的直径约为4.1×10千米，是太阳直径的300倍。事实上，这一台迈克耳孙测星干涉仪所能测量的都是直径在太阳直径数百倍的巨星，因为测量体积更小的恒星要求更大的M1和M2之间的距离，架设一台如此庞大的干涉仪对当时的技术而言相当困难。

干涉（interference）在物理学中，指的是两列或两列以上的波在空间中重叠时发生叠加，从而形成新波形的现象。

例如采用分束器将一束单色光束分成两束后，再让它们在空间中的某个区域内重叠，将会发现在重叠区域内的光强并不是均匀分布的：其明暗程度随其在空间中位置的不同而变化，最亮的地方超过了原先两束光的光强之和，而最暗的地方光强有可能为零，这种光强的重新分布被称作“干涉条纹”。在历史上，干涉现象及其相关实验是证明光的波动性的重要依据，但光的这种干涉性质直到十九世纪初才逐渐被人们发现，主要原因是相干光源的不易获得。

为了获得可以观测到可见光干涉的相干光源，人们发明制造了各种产生相干光的光学器件以及干涉仪，这些干涉仪在当时都具有非常高的测量精度：阿尔伯特·迈克耳孙就借助迈克耳孙干涉仪完成了著名的迈克耳孙－莫雷实验，得到了以太风观测的零结果。迈克耳孙也利用此干涉仪测得标准米尺的精确长度，并因此获得了1907年的诺贝尔物理学奖。而在二十世纪六十年代之后，激光这一高强度相干光源的发明使光学干涉测量技术得到了前所未有的广泛应用，在各种精密测量中都能见到激光干涉仪的身影。现在人们知道，两束电磁波的干涉是彼此振动的电场强度矢量叠加的结果，而由于光的波粒二象性，光的干涉也是光子自身的几率幅叠加的结果。