在地面大气的影响下，大口径光学望远镜无法获得它应有的极限分辨能力。如果在大望远镜主镜前加上一个开有单个小圆孔的遮罩，圆孔直径小于等于大气湍流宁静单元尺度，在像面上可以获得单个小孔径的衍射极限像（如图1左列所示）；如果在主镜前的遮罩上开两个圆孔，像面上呈现的是单孔径的衍射极限像上叠加了一组由双孔径形成的干涉条纹（如图1右列所示）。根据光干涉原理，可以得到像面上一个点（为方便起见，用一维方式表达）的光强度为：

式中为一阶第一类贝塞尔函数；；为2个孔径到达像面上点的距离之差（以光波长为单位）；为以光波长为单位的两孔径的间距；为光源角直径，如果光源为点源，。

图1 恒星光干涉测量技术原理

由公式看出，2个孔径形成的干涉条纹的条纹幅度为。当，出现极大值。随着增大，条纹幅度下降，当时，条纹幅度降为零，像面上条纹消失。从这里可以看出，当光源为非点源，而时，像面上条纹清晰可见；因此当两个小孔径之间的距离（，称为基线）很短时，面光源不可分辨，相当于一个电源；当逐渐增大，条纹可见度下降，当，条纹完全消失。由此就可以得到。这就是恒星光干涉仪的分辨率。

早期，在美国2.5米望远镜上，用2个反射镜作为星光接收器，2.5米望远镜作为光束合成器，实现了10米基线的干涉测量，角分辨率达到0.020″。

通常用恒星光干涉仪来测量恒星的角直径和双星角距，测量的具体过程是，对同一天体以不同长度的基线做一系列观测，得到一列条纹可见度值，用函数对这列可见度值进行拟合，最后计算出值。

现代的恒星光干涉仪都是以独立望远镜代替早期的安置在大望远镜镜架上的小孔径。基线最长的为澳大利亚的悉尼大学恒星光干涉仪（SUSI），基线长度可变（10～640米）。

现代恒星光干涉测量基本上是采用如图2所示的迈克耳孙（Michelson）恒星干涉仪，星光由两个反射镜接收后，分别经过用于改变光程差的由若干个反射镜组成的光程差补偿器（延迟线），最后两束光在光束合成器相结合，再由合成器之后的高速CCD或者雪崩二极管探测干涉条纹，记录条纹可见度。测量恒星角直径或双星角距，通常用分光镜加滤光器，大大减小星光的带宽。这不仅为了可以用不同的波段观测不同光谱型的天体，而且由于带宽很窄，可以大大增加相干长度，放松对光程差补偿的要求。

图2 现代迈克耳孙恒星干涉仪

恒星光干涉测量用于恒星角位置的测定，在原理上不同于测量恒星角直径。由图2可知，被测源发出的光波的同一波前不能同时到达干涉仪的两个独立望远镜，由此引起的从恒星到达两个独立望远镜的光程差为，它等于基线矢量在星光方向矢量上的投影，即。恒星角位置的测定就是要精确测定图2中的角。为此，必须精确测定。所以，恒星光干涉仪必须获得条纹可见度极大的白光干涉条纹，通过移动干涉仪两臂的光学延迟线对进行补偿，使星光的同一波前同时到达光束合成器。干涉仪配备的监测设备一方面监测并记录条纹可见度的变化，同时要精密监测光学延迟线的位移量。随着地球自转，角也在不断变化。观测过程中光学延迟线必须非常精准地随之而变。