ضوء مصباح الشارع، عند مروره عبر ستائر معتمة، يتراقص: تتحرك الخطوط، ويشتد السطوع تارة ويخفت تارة أخرى. من هذا الإيقاع يمكن تخمين مدى اتساع المصباح نفسه. تقريبًا هكذا تعمل الطريقة الجديدة لقياس النجوم: بدلًا من التقاط صورة واضحة، يراقب الفلكيون "تموج" الضوء الذي تجمعه تلسكوبان أو أكثر في آن واحد.
عادةً، يُحدد حجم النجم البعيد من خلال دمج الضوء القادم من تلسكوبات مختلفة في صورة واحدة واضحة — كما لو كانوا يجمعون مرآة عملاقة بحجم المسافة بينها. لكن هناك طريقًا آخر: عدم دمج الأشعة، بل مجرد تسجيل مدى سرعة تغير السطوع في كل تلسكوب. من سرعة هذه التغيرات يمكن حساب القطر الظاهري للنجم. تُعرف هذه التقنية باسم "قياس التداخل الشدّي" (intensity interferometry)، وهي لا تتطلب مزامنة دقيقة تمامًا — تكفي ساعات عادية.
أظهر العمل: بالنسبة للنجم HD 17652، الذي ينتمي إلى نوع العمالقة الحمراء، يمكن خلال ساعتين من الرصد عند طول موجة تحت الحمراء الحصول على حجم بهامش خطأ أقل من واحد في المائة. ويُستخدم في ذلك قاعدة — المسافة بين التلسكوبين — تبلغ حوالي مائة متر، كما هو الحال في المنشأة الحالية PIONIER. وإذا نظرنا إلى أطوال موجية أقصر، يظهر "ذروة" ثانية في الإشارة تعطي تحققًا مستقلاً ولا تعتمد تقريبًا على كيفية نمذجة اسوداد حافة قرص النجم.
الفائدة الرئيسية للنهج الجديد هي إمكانية استخدام العديد من التلسكوبات وعدة مرشحات لونية في وقت واحد. على سبيل المثال، سيتكون مرصد Cherenkov Telescope Array المستقبلي من عشرات المرايا الموزعة على مسافات كيلومترية. سيؤدي ذلك إلى تقليص وقت الرصد إلى بضع دقائق لكل نجم. عندها ستصبح الطريقة عملية لفحص أحجام عينة كاملة من العمالقة الحمراء، التي تُستخدم كـ"شموع قياسية" — نقاط مرجعية لقياس المسافات في الكون.
استُخدم قياس التداخل الشدّي لأول مرة في خمسينيات القرن العشرين لقياس الحجم الزاوي لنجم الشعرى اليمانية (سيريوس) — وقد تم ذلك دون ليزر أو ساعات فائقة الدقة، فقط باستخدام مرآتين كاشفتين ومضخمات ضوئية.
في رواية "سولاريس" لستانيسلاف ليم، يدرس محيط الكوكب باستخدام مسابير تسجل ليس الصورة بل تغيرات الحقول الفيزيائية — وهو ما يشبه عن بُعد الطريقة التي يُستعاد بها شكل النجم من تموج الضوء هنا.