Técnica utilizada en las distintas ramas de la astronomía, que aprovecha una de las propiedades de la radiación electromagnética -a interferencia entre dos haces de ondas- para aumentar la resolución del telescopio utilizado.

En esencia, consiste en sustituir una superficie colectora de gran tamaño (la antena de un radiotelescopio o el espejo de un telescopio óptico) por un conjunto de superficies similares, pero de tamaño inferior, repartidas por un área más o menos extensa. Combinando las imágenes recogidas por el conjunto de los telescopios o radiotelescopios mediante la técnica de la interferometría, se obtiene un resultado equivalente al de un único telescopio o radiotelescopio, con una superficie colectora similar en tamaño a la del área por la que están distribuidos los telescopios menores.

Como es fácil deducir, la interferometría es una herramienta sumamente útil para los astrónomos, ya que permite prescindir de telescopios de gran tamaño. Utilizada desde hace tiempo en la radioastronomía, su aplicación en la astronomía óptica es mucho más reciente, debido a que la interferometría de la luz visible es mucho más compleja técnicamente que la de las ondas de radio. Actualmente existen dos montajes interferométricos en el rango de la luz visible, el Keck de Hawai, formado por dos telescopios gemelos, y el Very Large Telescope Interferometer del observatorio de Paranal, en el desierto de Atacama, en Chile, con cuatro telescopios gemelos.

Asimismo, existen varios proyectos de construcción de sistemas interferométricos todavía más ambiciosos.