光學干涉法解析出不可能看到的星斑

星斑是恆星表面上溫度比周圍低的區域，而溫度會影響亮度。大部分的恆星視直徑都太小了，難以解析出個別星斑，只能看到恆星因為星斑而產生的亮度變化。

但是科學家也足夠聰明，從亮度隨時間變化的曲線，搭配光譜分析，也能建構出星斑在恆星上分布的模型。這種反向重建有一些缺點，因為不是真的對恆星盤面進行分析，有時會重建出虛假的偽影。

現在有研究團隊想出了觀察星斑的新方法，他們利用光學／近紅外干涉法，原理類似陣列式無線電天文台，利用電磁波的干涉現象，建構等效口徑相當於陣列基線長度的望遠鏡，大大突破受口徑限制的角解析力。

團隊使用美國高解析度天文中心（CHARA），由6架口徑一公尺的望遠鏡，所組成等效口徑330公尺的陣列望遠鏡，對被認為色球層活躍、光度受星斑影響的仙女座λ進行觀測分析，認為與舊有的圖像重建模型可以互相匹配。

在同一時間序列上的觀測顯示兩個模型星斑的分布很相似，星斑在恆星盤面上的運動也建構出相同的自轉週期。干涉法模型相比圖像重建使用到較多的假設，但不會產生虛假的偽影，兩個模型融合後的模擬影像能呈現出更真實的恆星盤面，讓科學家突破望遠鏡硬體上的限制，得以研究過去看不到的星斑。

▲ 不同星斑模型與恆星盤面模擬影像。上排：干涉法模型，中排：圖像重建，下排：模擬影像。下方小白點為CHARA的角解析力極限（0.4毫角秒）。