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天文干渉計または望遠鏡アレイは、干渉法によって星、星雲、銀河などの天体の高解像度画像を提供するために、単一の望遠鏡として機能して動作する、個別の望遠鏡、ミラーセグメント、または電波望遠鏡アンテナのセットです。この技術の利点は、理論的には、構成要素である望遠鏡間の分離（ベースラインと呼ばれる）に等しい開口を持つ巨大な望遠鏡の角度分解能を持つ画像を生成できることです。主な欠点は、完全な装置のミラーほど多くの光を集めないことです。したがって、近接連星などのより明るい天体の高解像度に主に役立ちます。もう1つの欠点は、検出可能な放射源の最大角度サイズが、コレクターアレイ内の検出器間の最小ギャップによって制限されることです。[ 1 ]
干渉法は電波天文学で最も広く用いられており、別々の電波望遠鏡からの信号を合成します。開口合成と呼ばれる数学的な信号処理技術を用いて、別々の信号を合成し、高解像度の画像を作成します。超長基線干渉法（VLBI）では、数千キロメートル離れた電波望遠鏡を合成して電波干渉計を形成し、直径数千キロメートルの開口部を持つ仮想的な単一のパラボラアンテナで得られる解像度を実現します。赤外線天文学や光学天文学で使用されるより短い波長では、別々の望遠鏡からの光を合成するのはより困難です。これは、長い光路にわたって光を波長の数分の1の範囲内でコヒーレントに保つ必要があり、非常に精密な光学系が必要となるためです。実用的な赤外線および光学天文学用干渉計はごく最近開発されたばかりで、天文学研究の最先端にあります。光学波長では、開口合成によって大気シーイングによる解像度の限界を克服し、角度分解能を光学系の回折限界まで高めることができます。
天体干渉計は、他のどのタイプの望遠鏡よりも高解像度の天体画像を生成することができる。電波波長では数マイクロ秒角（十数ピコラジアン）の画像解像度が得られており、可視光および赤外線波長では数百マイクロ秒角（数ナノラジアン）の画像解像度が達成されている。
天体干渉計のシンプルな構成の一つは、鏡片を放物線状に配置したもので、部分的に完全な反射望遠鏡となるが、開口は「疎」または「希薄」である。実際には、天体からビームコンバイナー（焦点）までの光路長が完全な鏡面構成の場合と同じであれば、鏡の放物線状の配置は重要ではない。しかし、既存のアレイのほとんどは平面形状を採用しており、ラベイリーのハイパーテレスコープは球面形状を採用する予定である。
光学干渉法の最初の用途の 1 つは、マウント ウィルソン天文台の反射望遠鏡に搭載されたマイケルソン恒星干渉計によって、恒星の直径を測定するために使用されました。赤色巨星ベテルギウスは、1920 年 12 月 13 日にこの方法で直径が測定された最初の恒星でした。[ 3 ] 1940 年代には、電波干渉法が最初の高解像度電波天文学観測を行うために使用されました。次の 30 年間、天文学的干渉法の研究は電波波長での研究が中心となり、超大型電波望遠鏡群(VLA)やアタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計 ( ALMA ) などの大型機器の開発につながりました。
光学/赤外線干渉法は、赤外線ではジョンソン、ベッツ、タウンズ (1974) によって、可視光ではラベイリー(1975) によって、分離された望遠鏡を使用した測定に拡張されました。 [ 4 ] [ 5 ] 1970 年代後半には、コンピュータ処理の進歩により、天体観測 のシーイングによるぼやけ効果を追跡できるほど高速に動作する最初の「フリンジ追跡」干渉計が実現し、Mk I、II、III シリーズの干渉計が誕生しました。同様の技術は現在、ケック干渉計やパロマーテストベッド干渉計など、他の天体望遠鏡アレイにも適用されています。
1980年代には、キャベンディッシュ天体物理学グループによって開口合成干渉計イメージング技術が可視光および赤外線天文学に拡張され、近傍の恒星の最初の非常に高解像度の画像が提供されました。[ 6 ] [ 7 ] [ 8 ] 1995年には、この技術が初めて個別の光学望遠鏡のアレイ で実証され、解像度のさらなる向上が可能になり、恒星表面のさらに高解像度のイメージングが可能になりました。BSMEMやMIRAなどのソフトウェアパッケージは、測定された可視振幅とクロージャ位相を天文画像に変換するために使用されます。同じ技術は現在、海軍精密光学干渉計、赤外線空間干渉計、IOTAアレイなど、他の多くの天文望遠鏡アレイに適用されています。VLT I、CHARAアレイ、Le CorollerとDejongheのHypertelescopeプロトタイプなど、他の多くの干渉計がクロージャ位相測定を行い、まもなく最初の画像を生成すると予想されています。完成すれば、最大 10 台の可動式望遠鏡を備えたMRO 干渉計は、長基線干渉計から得られる最初の高忠実度画像の一つとなるでしょう。海軍光学干渉計は、1996 年にこの方向への第一歩を踏み出し、ミザールの画像の 3 方向合成を実現しました。[ 9 ]その後、 2002 年に史上初の 6 方向合成によるイータ・ヴィルギニスの画像を実現しました。 [ 10 ]そして最近では、静止衛星によって生成された最初の合成画像へのステップとして「クロージャ フェーズ」が行われました。[ 11 ]
天文学的干渉法は主にマイケルソン干渉計（および場合によっては他のタイプの）干渉計を使用して行われます。[ 12 ]この種の機器を使用する主要な運用中の干渉計観測所には、VLTI、NPOI、CHARAなどがあります。
現在のプロジェクトでは、干渉計を用いて太陽系外惑星を探索する予定であり、その方法は、恒星の逆運動を位置天文学的に測定する方法（パロマーテストベッド干渉計やVLT Iで使用されている方法）、ヌリング法を用いる方法（ケック干渉計やダーウィン望遠鏡で使用されている方法）、または直接撮像法（ラベイリーのハイパーテレスコープで提案されている方法）のいずれかである。
欧州南天天文台（ESO）の技術者たちは、超大型望遠鏡（VLT）を干渉計としても使用できるように設計しました。4基の8.2メートル（320インチ）ユニット望遠鏡に加え、4基の移動式1.8メートル補助望遠鏡（AT）がVLT全体の構想に組み込まれ、超大型望遠鏡干渉計（VLTI）を構成しています。ATは30か所の異なる観測地点間を移動でき、現在では2基または3基のグループを組んで干渉測定を行うことができます。
干渉計を用いる場合、複雑なミラーシステムによって、異なる望遠鏡からの光が天体観測機器に集められ、そこで合成・処理されます。光路長を 数百メートルにわたって1/1000 mm（光の波長と同程度）以内の精度で維持する必要があるため、これは技術的に非常に高度な技術を要します。ユニット望遠鏡の場合、これにより最大130メートル（430フィート）相当のミラー径が得られ、補助望遠鏡を組み合わせると、最大200メートル（660フィート）相当のミラー径を実現できます。これは、VLTユニット望遠鏡1台の解像度の最大25倍に相当します。
VLTIは、天文学者にこれまでにない詳細さで天体を研究する能力を与えてくれます。恒星の表面の細部を観察できるだけでなく、ブラックホールの近傍の環境を研究することも可能です。4ミリ秒角の空間分解能を持つVLTIは、天文学者がこれまでにないほど鮮明な恒星の画像を得ることを可能にしました。これは、 300km （190マイル） 離れた場所にあるネジの頭を解像できるのと同等の解像度です。
1990年代の注目すべき成果としては、Mark IIIによる100個の恒星の直径測定と多数の恒星位置の高精度測定、COASTとNPOIによる多数の高解像度画像の作成、そして赤外線恒星干渉計による恒星の中赤外線領域での初の測定などが挙げられる。その他の成果としては、ケフェイド変光星や若い恒星状天体の大きさや距離の直接測定などがある。
チリ・アンデス山脈のチャイナントール高原の高地で、欧州南天天文台（ESO）は国際的なパートナーとともに、宇宙で最も低温の天体からの放射線を集めるアルマ望遠鏡を建設している。アルマは、当初66個の高精度アンテナで構成され、0.3～9.6mmの波長で動作する、新設計の単一望遠鏡となる 。メインとなる12メートルアレイは、直径12メートルのアンテナ50個で構成され、単一の望遠鏡、すなわち干渉計として機能する。さらに、12メートルアンテナ4個と7メートルアンテナ12個からなる小型アレイがこれを補完する。アンテナは砂漠の高原に150メートルから16キロメートルまでの距離にわたって配置できるため、アルマは強力な可変「ズーム」機能を備えることになる。この望遠鏡は、ハッブル宇宙望遠鏡の最大10倍の解像度を持ち、これまでにない感度と解像度でミリ波およびサブミリ波の波長で宇宙を探査することができ、VLT干渉計で撮影された画像を補完する役割を果たす。
光学干渉計は、天文学者の間では、非常に特殊な観測装置であり、観測できる範囲が非常に限られていると認識されています。干渉計は、開口部間の距離と同じ大きさの望遠鏡の効果を発揮するとよく言われますが、これは角度分解能という限られた意味でのみ当てはまります。集光される光の量、つまり観測可能な最も暗い天体は、実際の開口部の大きさに依存するため、画像が暗い場合（アレイが薄くなることによる弊害）、干渉計による改善はほとんど見られません。限られた開口面積と大気乱流の複合的な影響により、干渉計は一般的に、比較的明るい恒星や活動銀河核の観測に限定されます。しかし、干渉計は、大きさや位置などの単純な恒星パラメータを非常に高精度で測定したり（天体位置測定）、最も近い巨星を画像化したり、近傍の活動銀河核を探査したりするのに役立つことが証明されています。
個々の観測装置の詳細については、可視光および赤外線波長における天文干渉計の一覧を参照してください。
電波波長帯では、超大型電波望遠鏡群（VLA）やMERLINなどの干渉計が長年にわたり運用されている。望遠鏡間の距離は通常10～100km （6.2～62.1マイル）だが、超長基線干渉法（VLBI）の技術を用いた、はるかに長い基線を持つアレイも存在する。（サブ）ミリ波帯では、サブミリ波アレイ（SMA）やIRAMプラトー・ド・ビュール施設などのアレイが既に運用されている。アタカマ大型ミリ波アレイ（ ALMA）は2013年3月から本格的に運用されている。
マックス・テグマークとマティアス・ザルダリアガは、標準的なレンズやミラーではなく、膨大なコンピュータパワーに依存する高速フーリエ変換望遠鏡を提案した。[ 14 ]ムーアの法則が続けば、このような設計は数年後には実用的で安価になるかもしれない。
量子コンピューティングの進歩により、最終的には干渉法のより広範な利用が可能になるかもしれない、と新しい提案が示唆している。[ 15 ]
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