Wurden Interferenzeffekte (im Weltraum) jemals von einem einzelnen Instrument beobachtet, im Gegensatz zur Interferometrie?

Wenn ein Stern von einer "scharfen Kante" wie dem Rand des Mondes oder einem Asteroiden verdeckt wird, werden Beugungseffekte sichtbar.

Der Stern verschwindet (oder erscheint) nicht plötzlich; es gibt eine Reihe von Maxima und Minima, die mit dem durch die Kante gebildeten Fresnel-Beugungsmuster verbunden sind. Dies wiederum ist die Faltung des Beugungsmusters, das von einer unendlich weit entfernten Punktquelle und dem endlichen Winkeldurchmesser eines Sterns gebildet wird. Das Ergebnis ist ein Beugungsmuster, das dort gebildet wird, wo die "Kante" des Schattens des Sterns wäre. Ein feststehender Detektor auf der Erde scannt über das Beugungsmuster und sieht, wie die Helligkeit oszilliert, wenn ein Stern verdeckt wird, und nicht eine „Stufenfunktion“ (ein Beispiel ist unten gezeigt).

Wenn wir den Mond als Beispiel verwenden, würde ein typischer Randabstand etwa 15 m betragen. Aber natürlich verfolgen die Streifen schnell über die Erdoberfläche, wenn sich der Mond auf seiner Umlaufbahn vor der Quelle bewegt (ähnlich wie eine Sonnenfinsternis schnell über die Erdoberfläche fährt). Um das Phänomen zu beobachten, müssen Sie also einen Filter mit schmaler Bandbreite (verschiedene Wellenlängen haben unterschiedliche Streifenabstände) und eine Kamera mit sehr schneller Bildrate ($\sim 100+$Hertz). Diese Einschränkungen bedeuten, dass Sie auch einen hellen Stern zum Verdecken (selten) oder ein großes Teleskop benötigen.

Im Prinzip enthüllen solche Messungen, wenn sie sorgfältig genug durchgeführt werden, die Winkelstruktur der Sternquelle, einschließlich Winkeldurchmesser und Winkelabstände von binären Komponenten oder die Erforschung der Randverdunklung. Zu einigen zufälligen älteren Beispielen, bei denen dies beobachtet und durchgeführt wurde, gehören Ridgway et al. 1980 ; Fekelet al. 1980 (schönes Beispiel einer Binärdatei). Die Technik wird auch heute noch verwendet und verbessert – das Bild unten ist die Lichtkurve, die durch die Verfolgung des Beugungsmusters über einen Detektor während der Mondbedeckung verursacht wird$\mu$Psc (von Zampieri et al. 2019. Die obere Kurve zeigt die Datenpunkte, die mit einer Punktquelle modelliert wurden. Die untere Kurve zeigt die gleichen Punkte, die mit einer Scheibenquelle modelliert wurden – eine bessere Anpassung, die einen Winkeldurchmesser von ergibt$3.14 \pm 0.05$Millibogensekunde.