Интерферометрия — метод измерения угловых размеров и пространственного распределения источников излучения на основе явления интерференции. Основу метода составляет суперпозиция когерентных волн, приходящих от одного источника, но прошедших различный путь до наблюдателя. Конструктивная или деструктивная интерференция возникает в зависимости от разности хода, что позволяет извлекать информацию о структуре источника, его размерах и пространственном распределении яркости.
Классический интерферометр состоит из двух или более телескопов (или антенн), синхронизированных по времени и объединённых в одну систему. Сигналы, принимаемые отдельными элементами, объединяются с учётом задержек, вызванных разницей хода, что позволяет получить интерференционную картину. Такой подход даёт эффективное угловое разрешение, эквивалентное телескопу, диаметр которого равен максимальному расстоянию между антеннами (базе интерферометра), что невозможно достичь с помощью одиночного зеркала.
Наиболее развитой областью интерферометрии является радиодиапазон. Радиоволны относительно длинны, что упрощает фазовую синхронизацию сигналов, позволяя строить радиоинтерферометры с очень большой базой (VLBI), охватывающей даже межконтинентальные масштабы. Радиоинтерферометрические наблюдения позволяют получать карты распределения яркости радиоисточников с угловым разрешением до микросекунд дуги.
Интерферометрия в оптическом и инфракрасном диапазонах сталкивается с рядом технических трудностей — в частности, с проблемой поддержания когерентности излучения на малых временах и точности синхронизации, сравнимой с долями фемтосекунды. Однако прогресс в лазерной стабилизации, активной коррекции оптики и цифровой обработке сигналов позволил создать наземные оптические интерферометры (VLTI, CHARA, Keck Interferometer), позволяющие изучать сверхмалые угловые размеры звёзд, а также диски вокруг молодых звёзд и активных ядер галактик.
Особую роль играет метод синтеза апертуры (aperture synthesis), при котором изображение объекта реконструируется из набора измеренных интерференционных фрагментов (визибилити), соответствующих различным парам баз между антеннами. Такой подход требует большого числа наблюдений при различных ориентациях базы (за счёт вращения Земли или перемещений элементов), а затем — применения методов обратного преобразования Фурье для получения пространственного изображения источника.
VLBI (Very Long Baseline Interferometry) — техника, при которой антенны, разделённые на тысячи километров, записывают сигналы от источника локально, с использованием высокоточных атомных часов. Затем данные объединяются постфактум с учётом временных задержек. Это позволяет получить угловое разрешение вплоть до доли микросекунды дуги, что превышает возможности любых оптических систем. VLBI используется для:
Особой вехой стала реализация проекта Event Horizon Telescope (EHT) — глобального VLBI-интерферометра, впервые получившего изображение тени чёрной дыры в галактике M87.
Пределы разрешения, накладываемые земной базой, могут быть преодолены путём выноса антенн в космос. Космическая интерферометрия реализована, например, в проекте RadioAstron, где орбитальная антенна работала в связке с наземными радиотелескопами, формируя базу до 350 000 км. В перспективе рассматриваются оптические интерферометры в космосе, такие как проект DARWIN (ESA) или SIM (NASA), способные производить прецизионные измерения положений и детектировать экзопланеты методом астрометрии.
Интерферометрическая картина напрямую связана с двумерным преобразованием Фурье от распределения яркости на небе. Математически:
V(u, v) = ∬I(l, m) ⋅ e−2πi(ul + vm) dl dm
где:
Таким образом, задача восстановления изображения сводится к обратному преобразованию Фурье по данным V(u, v), при этом необходимы методы интерполяции, регуляризации и инверсии плохо обусловленных задач.
С развитием технологий интерферометрия приобретает всё большую значимость как в радиодиапазоне, так и в оптике. Ожидается рост количества элементов в массивах, улучшение чувствительности приёмников, автоматизация обработки данных и расширение диапазонов. В долгосрочной перспективе возможна реализация интерферометрических сетей в далеких точках Солнечной системы, что откроет недоступные ранее масштабы углового разрешения и позволит решать фундаментальные задачи космологии, гравитации и поиска жизни за пределами Земли.