Свет уличного фонаря, проходя сквозь жалюзи, мерцает: полоски движутся, и яркость то растёт, то падает. По этому ритму можно догадаться, насколько широк сам фонарь. Примерно так работает новый метод измерения звёзд: вместо того чтобы ловить чёткое изображение, астрономы следят за «мерцанием» света, собранного двумя или несколькими телескопами одновременно.
Обычно размер далёкой звезды определяют, соединяя свет от разных телескопов в один чёткий снимок — как если бы собирали гигантское зеркало размером с расстояние между ними. Но есть и другой путь: не соединять лучи, а просто записывать, насколько быстро меняется яркость в каждом телескопе. По скорости этих изменений можно вычислить видимый поперечник звезды. Такой приём называют «интенсивностной интерферометрией», и он не требует идеально точной синхронизации — достаточно обычных часов.
В работе показано: для звезды HD 17652, которая относится к типу красных гигантов, за два часа наблюдений на инфракрасной длине волны можно получить размер с погрешностью меньше одного процента. При этом используется база — расстояние между телескопами — около ста метров, как у существующей установки PIONIER. Если же смотреть на более коротких волнах, то появляется второй «пик» в сигнале, который даёт независимую проверку и почти не зависит от того, как именно мы моделируем потемнение края диска звезды.
Главная выгода нового подхода — возможность использовать сразу много телескопов и несколько цветовых фильтров одновременно. Например, будущая обсерватория Cherenkov Telescope Array будет состоять из десятков зеркал, разбросанных на километры. Это сократит время наблюдений до нескольких минут на звезду. Тогда метод станет практичным для проверки размеров целой выборки красных гигантов, которые служат «стандартными свечами» — опорными точками для измерения расстояний во Вселенной.
как её написали авторы, на английском 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.
Интенсивностная интерферометрия была впервые использована в 1950-х годах для измерения углового размера Сириуса — и тогда обошлась без лазеров и сверхточных часов, просто с помощью двух прожекторных зеркал и фотоумножителей.
В романе «Солярис» Станислава Лема океан планеты изучают с помощью зондов, которые регистрируют не изображение, а изменения физических полей — отдалённо похоже на то, как здесь по дрожанию света восстанавливают облик звезды.