干涉测量术

干浸测量法是指一切利用波的叠加或干涉来确定被测量的测量方法。 因此，影响波的所有效应都可以访问，并且所需的测量设备（干涉仪）的结构也相应地多种多样。

原则上，任何类型的波都可以产生干扰，光、声、物质甚至水波都可以产生干扰，因此也可以使用干浸测量术。

干涉仪是一种利用干涉现象（波的叠加）进行精密测量的技术设备。 测量所有改变波的有效路径长度并因此改变叠加波的特性的效应。 光学干涉仪的工作原理始终相同。 在反射镜或半透明板（所谓的分束器）的帮助下，至少两束光束被引导通过单独的光路，在路径末端被附加反射镜反射并在末端重新组合。 其结果是一个干涉图样（干涉条纹或环），其形状由各个光束行进组合的光路的差异决定。

应用领域包括长度测量、折射率测量、角度测量和光谱学。 干涉仪也用作激光多普勒测振仪，一种测量振动的测量装置。 激光干涉仪利用干涉测量距离，白光干涉仪测量工件的形状。 另一个应用领域是 FTIR 光谱仪，这是一种用于材料化学分析的测量设备。 毛细管波谱用于研究界面过程。

除了用光波的干染测量技术外，还有雷达干涉仪和原子干涉仪，它们根据波粒二象性来利用粒子的波动特性。

使用光学成像的系统利用到达入口孔径的光波的干涉来创建实像或虚像。 这适用于投射图像的会聚透镜，以及目镜显示远处物体虚像的望远镜。 从这个意义上说，感知图像代表干涉图。

使用专用设备将空间上分离的单个仪器的多个信号的图像信息叠加是提高仪器分辨率的常用方法。 结果，较小的细节可以更好地显示或根本不显示。

成功（即稳定）干涉的先决条件是波相干叠加。 这意味着来自干涉仪不同部分的光信号的路径（路径长度）可能仅相差小于相干长度。 相干长度取决于所用光的波长和光谱带宽（滤波器带宽）。 光学干涉仪的分辨能力由望远镜之间的距离决定，而感光度则由望远镜的口径决定。 欧洲南方天文台甚大望远镜上用于观测遥远星系微弱天体的望远镜，镜面直径为8.2米。天文台的光电阵列而紫山上的则是用来监测近地小行星和空间碎片的，所以那里相对简单的40/25厘米望远镜就足够了。 与洛杉矶或 Cerro Paranal 不同，那里的光线通过光学系统被引导到中央实验室，这些望远镜有 CCD 传感器，可以传送叠加在数据中心的电信号。

在射电天文学中，来自参与射电望远镜的信号也与计算机叠加。 使用这种称为“长基线干涉测量法”或“VLBI”的方法，可以记录完整的波信息——即作为时间函数的信号幅度——由空间上相距很远的几个天线提供。 时间测量的精度尤为重要。 如果时间测量足够精确并且可以在计算机中计算干扰，则各个信号相对于彼此的相位仅包含在数据中。 这样，即使是不同大陆的射电望远镜也可以相互连接，从而提供高分辨率的图像。 有了 VLBI，尽管波长比可见光长得多，但无线电源可以以以前在可见光中无法想象的分辨率成像。

射电天文干涉仪选择了一种不同于 VLBI 的方法，VLBI 具有数量少、间隔较远且通常非常大的天线，其中许多较小的独立天线组合在一起。 例如，新墨西哥州国家射电天文台的甚大阵列由 27 个抛物面天线组成，每个天线直径为 25 米，或者北京附近的密云天文台的干涉仪有 32 个天线，每个天线直径为 9 米。

双光束干涉仪

• 巴斯干涉仪
• 杰明干涉仪
• Mach-Zehnder 干涉仪及其前身 Jamin 干涉仪
• 迈克尔逊干涉仪
  • 泰曼-格林干涉仪
• 瑞利干涉仪
• 萨格纳克干涉仪
• 白光干涉仪

多光束干涉仪

• 法布里-珀罗干涉仪
• 斐索干涉仪

• 原子干涉仪
• 全息干浸测量术（见全息文章）
• Speckle-干浸测量技术（另见：Speckle）
• 散斑摄影（这里的干染测量法只对散斑的形成起作用）
• 电子散斑图-干染测量技术
• 剪切学
• 锥光全息术
• 干涉光谱（参见 FTIR 光谱仪）
• 相差显微镜
• 相移法（用于各种类型的干涉仪进行相位测量）
• 光强干涉仪
• 干涉合成孔径雷达