干涉測量術

干浸測量法是指一切利用波的疊加或干涉來確定被測量的測量方法。 因此，影響波的所有效應都可以訪問，并且所需的測量設備（干涉儀）的結構也相應地多種多樣。

原則上，任何類型的波都可以產生干擾，光、聲、物質甚至水波都可以產生干擾，因此也可以使用干浸測量術。

干涉儀是一種利用干涉現象（波的疊加）進行精密測量的技術設備。 測量所有改變波的有效路徑長度并因此改變疊加波的特性的效應。 光學干涉儀的工作原理始終相同。 在反射鏡或半透明板（所謂的分束器）的幫助下，至少兩束光束被引導通過單獨的光路，在路徑末端被附加反射鏡反射并在末端重新組合。 其結果是一個干涉圖樣（干涉條紋或環），其形狀由各個光束行進組合的光路的差異決定。

應用領域包括長度測量、折射率測量、角度測量和光譜學。 干涉儀也用作激光多普勒測振儀，一種測量振動的測量裝置。 激光干涉儀利用干涉測量距離，白光干涉儀測量工件的形狀。 另一個應用領域是 FTIR 光譜儀，這是一種用于材料化學分析的測量設備。 毛細管波譜用于研究界面過程。

除了用光波的干染測量技術外，還有雷達干涉儀和原子干涉儀，它們根據波粒二象性來利用粒子的波動特性。

使用光學成像的系統利用到達入口孔徑的光波的干涉來創建實像或虛像。 這適用于投射圖像的會聚透鏡，以及目鏡顯示遠處物體虛像的望遠鏡。 從這個意義上說，感知圖像代表干涉圖。

使用專用設備將空間上分離的單個儀器的多個信號的圖像信息疊加是提高儀器分辨率的常用方法。 結果，較小的細節可以更好地顯示或根本不顯示。

成功（即穩定）干涉的先決條件是波相干疊加。 這意味著來自干涉儀不同部分的光信號的路徑（路徑長度）可能僅相差小于相干長度。 相干長度取決于所用光的波長和光譜帶寬（濾波器帶寬）。 光學干涉儀的分辨能力由望遠鏡之間的距離決定，而感光度則由望遠鏡的口徑決定。 歐洲南方天文臺甚大望遠鏡上用于觀測遙遠星系微弱天體的望遠鏡，鏡面直徑為8.2米。天文臺的光電陣列而紫山上的則是用來監測近地小行星和空間碎片的，所以那里相對簡單的40/25厘米望遠鏡就足夠了。 與洛杉磯或 Cerro Paranal 不同，那里的光線通過光學系統被引導到中央實驗室，這些望遠鏡有 CCD 傳感器，可以傳送疊加在數據中心的電信號。

在射電天文學中，來自參與射電望遠鏡的信號也與計算機疊加。 使用這種稱為“長基線干涉測量法”或“VLBI”的方法，可以記錄完整的波信息——即作為時間函數的信號幅度——由空間上相距很遠的幾個天線提供。 時間測量的精度尤為重要。 如果時間測量足夠精確并且可以在計算機中計算干擾，則各個信號相對于彼此的相位僅包含在數據中。 這樣，即使是不同大陸的射電望遠鏡也可以相互連接，從而提供高分辨率的圖像。 有了 VLBI，盡管波長比可見光長得多，但無線電源可以以以前在可見光中無法想象的分辨率成像。

射電天文干涉儀選擇了一種不同于 VLBI 的方法，VLBI 具有數量少、間隔較遠且通常非常大的天線，其中許多較小的獨立天線組合在一起。 例如，新墨西哥州國家射電天文臺的甚大陣列由 27 個拋物面天線組成，每個天線直徑為 25 米，或者北京附近的密云天文臺的干涉儀有 32 個天線，每個天線直徑為 9 米。

雙光束干涉儀

• 巴斯干涉儀
• 杰明干涉儀
• Mach-Zehnder 干涉儀及其前身 Jamin 干涉儀
• 邁克爾遜干涉儀
  • 泰曼-格林干涉儀
• 瑞利干涉儀
• 薩格納克干涉儀
• 白光干涉儀

多光束干涉儀

• 法布里-珀羅干涉儀
• 斐索干涉儀

• 原子干涉儀
• 全息干浸測量術（見全息文章）
• SPeckle-干浸測量技術（另見：Speckle）
• 散斑攝影（這里的干染測量法只對散斑的形成起作用）
• 電子散斑圖-干染測量技術
• 剪切學
• 錐光全息術
• 干涉光譜（參見 FTIR 光譜儀）
• 相差顯微鏡
• 相移法（用于各種類型的干涉儀進行相位測量）
• 光強干涉儀
• 干涉合成孔徑雷達