Sterninterferometrie

Sterninterferometrie, oder sterninterferometry, ist eine Methode der Astronomie zur Bestimmung von Winkeldimensionen und Oberflächenstrukturen von Sternen, indem Licht aus zwei oder mehr Teleskopen zu einem gemeinsamen Beugungs- bzw. Interferenzsignal kombiniert wird. Durch die Erzeugung und Auswertung von Interferenzmustern lassen sich Eigenschaften der Sternscheinwerfer in hoher Auflösung erfassen, häufig auf Basis von langen Baselines zwischen den Teleskopen.

Das Prinzip beruht auf der Fourier-Beziehung zwischen dem sichtbaren Licht eines Sterns und dessen Helligkeitsverteilung. Nach dem van-Cittert–Zernike-Theorem entspricht das gemessene Interferenzsignal der komplexen Sichtbarkeit der Sternenquelle. In der Praxis werden Größe und Struktur des Sterns durch die Visibilität (Betrag der Sichtbarkeit) und, wenn möglich, durch Phaseninformationen bestimmt. Modelle wie ein gleichmäßig leuchtender Scheibendisk oder realistische Lochinten-Drehungen (Limb darkening) ermöglichen die Ableitung von Winkeldurchmessern oder Oberflächeneigenschaften. Die Grundgröße B bezeichnet die Baseline der Anordnung, λ die Beobachtungswellenlänge; die beobachtete Frequenz hängt von B und λ ab.

Technisch erfolgt die Messung alsAmplitude-Interferometrie mit Teilchenbeugung, häufig begleitet von Fringe-Tracking und Beam-Combining. Weil atmosphärische Turbulenzen die Phasen stören, verwenden moderne Instrumente Vergleiche mehrerer Basen (Closure-Phasen) und fortgeschrittene Beam-Combiner-Techniken. Bedeutende Instrumente befinden sich an großen Interferometer-Anlagen wie dem Very Large Telescope Interferometer (VLTI) in Chile und dem CHARA-Array in den USA.

Historisch bedeutend sind frühe Interferometer-Versuche von Michelson und Pease zur Bestimmung von Betelgeus-Durchmessern (späte 1920er Jahre) sowie die Intensitäts-Interferometrien von Hanbury Brown und Twiss in den 1950er Jahren, die atmosphärenunabhängige Messungen ermöglichten. Anwendungen umfassen präzise Durchmesserbestimmungen, limb-darkening-Analysen, bahnnahe Messungen von Doppelsternen und Einblicke in stellare Oberflächenstrukturen sowie in die Umgebung junger Sternentstehungsgebiete. Herausforderungen bleiben Empfindlichkeit gegenüber Helligkeit, atmosphärische Effekte und komplexe Datenmodellierung.