1868年，法国物理学家A.H.L.斐索首先提出恒星干涉测量的设想，大约在1890年美国A.A.迈克耳孙（Albert A. Michelson）用里克天文台30厘米折射望远镜实现了A.H.L.斐索的想法，成功测出木星四个伽利略卫星的直径。1920年，迈克耳孙与F.G.皮斯（Francis G.Pease）用置于2.5米望远镜支架上的平面反射镜将入瞳距离（基线）拉开到10m以上，分辨率得到了显著提高，成功地测定了角直径为0.020″～0.047″范围内的6个恒星的角直径。20世纪60～70年代，澳大利亚天文学家R.H.布朗（Robert H.Brown）建成强度干涉仪，它把基线长10～188米的2面口径6.7米反射镜（置于圆形轨道上）接收到的星光由光电倍增管变成电信号，进行电流强度干涉，测定了南天32颗最亮的光谱型为B5～F8的恒星的角直径。80年代末之后，美国、欧洲和澳大利亚建成了一批新型的迈克耳孙恒星干涉仪，取得毫角秒和亚毫角秒的分辨率，在双星分辨、恒星位置测量及红外源的观测方面取得了一批观测成果。

射电望远镜因为接收到的天体射电辐射波长较光学望远镜接收波长高几个数量级，用射电干涉方法提高观测分辨率，在技术上比光干涉容易实现，所以20世纪40年代末和50年代初，国际射电天文领域中就已广泛采用干涉测量方法。到70年代，射电天文学家已能够分辨出0.0002″的射电源的角径。射电干涉仪是将两个或更多个分立的天线，通过电子技术连接，以期获取天体的高分辨率图像。天线彼此可相距几千米，可安置在不同的洲际或地球相对的两端，甚至是地基天文台的天线和太空观测站的天线相连，在这样的方式下进行同时观测，并由计算机控制和成像计算。在厘米波段分辨率可达毫角秒和亚毫角秒。