恒星干涉仪是取得高分辨天文观测能力的重要手段。现有和在建的单口径天文望远镜中，ELT拥有最大的口径39米，其在1微米波长的衍射极限分辨率为6.46毫角秒。而以长基线恒星干涉仪CHARA为例，其最大基线为330米，相同波长下对应分辨率为0.625毫角秒。恒星干涉仪已经是窄角天体测量和高分辨成像等高分辨天文领域的重要观测设备。　　目前国内还没有可进行天文观测的长基线恒星干涉仪。南极Dome A等地具有优良视宁度、大等晕角和相干时间长等准空间天文观测条件。此外平坦的地形令南极成为建设千米基线恒星干涉仪理想之地。但我国在长基线恒星干涉仪研究领域基础较为薄弱，因此先期在实验室建立恒星干涉仪实验装置，并开展若干关键技术研究。　　本篇论文在恒星干涉仪实验装置子系统、干涉测量原理验证实验和恒星干涉仪成像阵列优化算法方面开展了以下工作:　　在窄带光干涉条纹获取与跟踪子系统中，扫描得到了干涉条纹相干包络，并以此为基础进行了干涉条纹获取与跟踪实验。在对恒星干涉仪实验装置的研究过程中，分析了现有恒星干涉仪中产生干涉条纹的时间调制和空间相位调制方法，首次提出了使用空间光程差调制方法来产生干涉条纹，并应用于条纹跟踪。分析指出该方法对调制过程中大气或机械振动带来的光程差变化不敏感。实验研究了空间光程差调制方法用于测量光束间光程差，测量误差小于0.159微米，满足条纹相干要求。　　在恒星干涉仪双光束波前倾斜校正子系统中，使用较为简单的方案实现多光束相对方向角误差的测量，编写了控制软件操作界面。通过实时测量探测器上两光斑的相对位置变化来得到两光束之间夹角，并利用PI倾斜镜的实时偏摆补偿来保持两光束之间的平行度。　　此外还开展了恒星干涉仪干涉测量原理验证实验。以空间滤波器小孔作为模拟天文观测目标，通过干涉测量小孔直径，研究了恒星干涉仪中通过干涉条纹可见度和模型拟合来测量观测目标亮度分布参数（例如直径）的测量方法与测量算法。　　分析了恒星干涉仪成像阵列优化所需考虑的因素，提出了一种基于改进UV采样的望远镜阵列评价函数，使用遗传算法优化得到了一个6孔径阵列(Array-6)。优化过程中考虑了地球自转带来的UV覆盖改善。首次采用全局优化算法来优化产生了具有低频强调特点的光学波段长基线恒星干涉仪成像阵列。进行了模拟双星观测与图像重构，通过对比重构图像并计算重构图像误差，比较了优化所得的阵列与CHARA阵列的性能。Array-6阵列与CHARA阵列重构图像的误差分别为21.34与25.22，Array-6重构图像误差比CHARA阵列减小了15.38％。