一種分波面雙光束干涉儀。1920年，美國物理學家邁克耳孫設計制成，用來測量星體的角寬度。其原理如圖所示。S和S2為雙縫，M1、M2、M3和M4為四塊平面鏡，來自遠方星體的平行光被M1和M2反射，再被M3和M3反射，入射到雙縫S1和S2上。從雙縫出射的兩束光，在物鏡L的后焦面上產生干涉條紋。M1和M2是可移動的，整個裝置相當于雙縫間距可變的楊氏雙縫干涉實驗裝置。雙縫間距為M1和M2之間的距離d，干涉條紋的分布由縫S1和S2所決定，透鏡L的大小也由縫S1和S2所決定。星體可看成由許多不相干的點光源所組成的擴展光源，雙星可看成兩個不相干的點光源，各點光源都產生各自的干涉條紋，但互相錯開，總光強分布是它們的非相干疊加，這將使L的后焦面上的干涉條紋的可見度下降。條紋的可見度第一次為零時，若觀察的是角直徑(直徑/星體到地球距離)為α的星體，則α=1.22λ/d；若觀察的是角間隔(間距/星體到地球距離)為α的雙星，則α=λ/2d，式中λ是光的波長。當時，邁克耳孫將干涉儀安裝在威爾遜山天文臺上，S1和S2的間距為114厘米，干涉條紋的間距為0.02毫米，d的最大值可達6.1米，能測出角直徑小于0.02秒的星體。首先測量的星體是參宿四(獵戶座α)，測出它的角直徑是0.047秒，再根據它到太陽的距離，可求出它的直徑為4.1×10千米。天文望遠鏡的最小分辨角大于1秒，故不能用于上述測量。在現代射電天文學中，類似的儀器可用來測定宇宙射電源的角寬度。