La luz de una farola, al atravesar las persianas, parpadea: las rendijas se mueven y el brillo sube y baja. Por ese ritmo se puede deducir cuán ancha es la propia farola. Más o menos así funciona el nuevo método para medir estrellas: en lugar de capturar una imagen nítida, los astrónomos siguen el «parpadeo» de la luz recogida por dos o más telescopios a la vez.
Normalmente, el tamaño de una estrella lejana se determina combinando la luz de diferentes telescopios en una sola imagen nítida, como si se construyera un espejo gigante del tamaño de la distancia entre ellos. Pero hay otro camino: no combinar los rayos, sino simplemente registrar la rapidez con la que cambia el brillo en cada telescopio. Por la velocidad de esos cambios se puede calcular el diámetro aparente de la estrella. Esta técnica se llama «interferometría de intensidad» y no requiere una sincronización perfecta: basta con relojes comunes.
El estudio demuestra que, para la estrella HD 17652, que pertenece al tipo de las gigantes rojas, con dos horas de observación en longitud de onda infrarroja se puede obtener el tamaño con un error de menos del uno por ciento. Para ello se utiliza una base —la distancia entre telescopios— de unos cien metros, como en la instalación existente PIONIER. Si se observa en longitudes de onda más cortas, aparece un segundo «pico» en la señal que proporciona una verificación independiente y que casi no depende de cómo modelemos el oscurecimiento del borde del disco estelar.
La principal ventaja del nuevo enfoque es la posibilidad de usar muchos telescopios y varios filtros de color a la vez. Por ejemplo, el futuro observatorio Cherenkov Telescope Array estará formado por decenas de espejos repartidos en kilómetros. Esto reducirá el tiempo de observación a unos pocos minutos por estrella. Entonces el método se volverá práctico para verificar los tamaños de toda una muestra de gigantes rojas, que sirven como «velas estándar» — puntos de referencia para medir distancias en el Universo.
tal como lo escribieron los autores, en inglés arXiv:2602.02870
The surface-brightness-color (SBC) relationship for Red Clump stars provides a critical foundation for precision distance ladder measurements, including the 1\% distance determination to the Large Magellanic Cloud. Current SBC calibrations rely on angular diameter measurements of nearby Red Clump stars obtained through long-baseline optical interferometry using the Very Large Telescope Interferometer. We explore the application of intensity interferometry to measure limb-darkened angular diameters of Red Clump stars, offering a complementary approach to traditional amplitude interferometry. We describe the framework for extracting angular diameters from squared visibility measurements in intensity interferometry, accounting for limb darkening through the stellar atmosphere models. For the Red Clump star HD~17652, we show that intensity interferometry in the $$H$$ band at baselines matching PIONIER ($$\sim$$100~m) could achieve $$<1$$\% angular size uncertainties in 2-hour exposures by measuring the primary peak of the visibility function, enabling direct comparison with existing measurements. Critically, observations at shorter wavelengths probe the secondary visibility maximum, providing independent checks of both measurement and systematic errors that are largely insensitive to limb-darkening assumptions. Exploiting the multiplex advantage of simultaneous multi-bandpass observations and the large number of baselines available with telescope arrays such as the Cherenkov Telescope Array Observatory can reduce observing times to practical levels, making intensity interferometry a viable tool for validating the angular sizes for a subset of the Red Clump star calibration sample.
La interferometría de intensidad se utilizó por primera vez en la década de 1950 para medir el tamaño angular de Sirio, y entonces se las arregló sin láseres ni relojes ultraprecisos, simplemente con dos espejos de reflector y fotomultiplicadores.
En la novela «Solaris» de Stanisław Lem, el océano del planeta se estudia con sondas que registran no una imagen, sino cambios en los campos físicos — algo remotamente parecido a cómo aquí se reconstruye la apariencia de una estrella a partir del temblor de su luz.