天體干涉測量，在光學波段和射電波段運用干涉原理以期取得大接收面積和高解析度的成像技術和方法。
基本介紹
- 中文名：天體干涉測量
- 提出者：A.H.L.菲索
人物經歷
1868年，法國物理學家A.H.L.菲索首先提出恆星干涉測量的構想，並於1890年利用30厘米折射望遠鏡實現了木星的四個伽利略衛星的分辨測量。
1920年，美國物理學家A.A.邁克耳孫將他根據光學相位相關干涉原理研製的相位干涉儀置於2.5米反射望遠鏡的鏡筒和鏡架上，與天文學家F.G.皮斯共同成功地測定了幾個紅巨星(見赫羅圖)和紅超巨星的角直徑，測量精度達0.05角秒。
20世紀80年代，澳大利亞天文學家R.H.布朗製成強度干涉儀，它由基線長188米的2面口徑6.7米反射鏡面組成，測量精度達0.5毫角秒，能測量主序星的直徑。
90年代，設在夏威夷的2架相距85米的口徑10米反射望遠鏡凱克Ⅰ和凱克Ⅱ實現了用雷射束連線成一台光學干涉儀，取得毫角秒和亞毫角秒的解析度。射電望遠鏡因為天體輻射波長較光學望遠鏡接收波長長，而解析度較低，所以在射電天文中廣泛採用干涉測量方法，即將兩個或更多個分立的天線，通過電子技術連線，以期獲取天體的高解析度圖像。天線彼此可相距幾千米，可安置在不同的洲際或地球相對的兩端，甚至是地基天文台的天線和太空觀測站的天線相連，在這樣的方式下進行同時觀測，並實現與計算機電子綜合。在厘米波段解析度可達毫角秒和亞毫角秒，完全能夠和光學波段的干涉測量的最佳解析度相媲美。
