天文干涉仪通过组合多个独立望远镜的信号，实现相当于一台直径等于各望远镜间最大间距的单个望远镜的分辨率。这些望远镜通常间隔数公里排列，以最大化对恒星、类星体、黑洞或星系等极远天体成像的分辨率。
这些信号被收集并引导至一个中心点，在那里通过干涉生成高分辨率图像，其细节远超单台望远镜所能达到的效果。
干涉仪还能精确测量恒星之间的距离，这对于理解银河系的结构至关重要。
以下是最强大的干涉仪，按容量和地点排名：
| 干涉仪 | 机构/观测站 | 望远镜数量 | 望远镜口径 | 位置 | 评论 |
|---|---|---|---|---|---|
| VLTI（甚大望远镜干涉仪） | ESO，智利 | 4个固定 + 4个移动 | 8.2米 | 帕拉纳尔天文台 | 结合多台望远镜以实现卓越分辨率 |
| 凯克干涉仪 | 夏威夷凯克天文台 | 2 | 10 米 | 莫纳克亚山 | 实现对恒星和系外行星的精确观测 |
| LBT干涉仪 | 亚利桑那州格雷厄姆山天文台 | 2 | 8.4米 | 美国亚利桑那州 | 意美两国联合天文台 |
| CHARA阵列 | 美国佐治亚州立大学 | 6 | 1 m | 乔治亚州威尔逊山 | 非常适合测量恒星直径和星际距离。 |
| MROI | 新墨西哥州马格达莱纳岭天文台 | 10（正在建设中） | 1.4米 | 美国新墨西哥州 | 将允许多颗恒星同时进行高分辨率成像 |
这些干涉仪可用于研究：恒星演化、行星形成、双星相互作用、星系结构以及探测星周盘。 如今，它们已成为天文学家突破单望远镜极限的重要工具。
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