在天文学中，图像的清晰度取决于望远镜的大小。几个世纪前，当伽利略和其他人开始用望远镜观察天堂时，它改变了我们对宇宙的理解。肉眼可将行星等物体视为光点，现在可以将其视为具有表面特征的球体。但是即使在这些早期的望远镜的作用下，恒星仍会作为光点出现。虽然伽利略可以看到木星或土星的大小，但他无法知道恒星的大小。
显示红色超级巨型Betelgeuse 图片来源：Alex Lobel，Andrea Dupree，Ronald Gilliland，CfA，STScI，NASA，ESA
直到1995年，哈勃太空望远镜才将Betelgeuse的影像作为点而不是模糊的盘作了成像，这种情况并没有改变。这是天文学家第一次直接确定恒星的大小。天文学家最终可以将恒星的视在大小与基于质量，颜色和亮度的理论计算进行比较。从那时起，地面和天基光学望远镜都直接对恒星甚至行星进行了成像。但是其他波长的天文学提出了新的挑战。
在射电天文学中，问题在于射电光的波长。光学望远镜使用波长为几百纳米的光，射电望远镜使用的波长通常为毫米或厘米。由于望远镜的分辨率与光的波长成正比，因此射电望远镜需要大近一百万倍才能产生清晰的图像。创建这么大的无线电天线碟是不可行的。因此，射电天文学家使用一种称为干涉测量的技术。
ALMA射电望远镜拍摄的Betelgeuse高分辨率图像。信用：ALMA(ESO / NAOJ / NRAO)/ E。O'Gorman / P。凯维拉
使用无线电干涉测量法，天线碟阵列可以从相距很远的位置观察同一物体。来自对象的光波在不同的时间，具体取决于它们的位置。通过关联天线信号，天文学家可以创建阵列大小的虚拟望远镜。这就是使VLA和ALMA等天文台如此强大的原因。借助无线电干涉测量技术，天文学家甚至可以创建一个虚拟望远镜，其大小相当于地球，用于直接成像黑洞。
但是，您无需为恒星制作高分辨率图像即可直接测量其大小。最近，一个团队测量了马卡里斯星(Beta Canis Majoris)和猎户座Epsilon Orionis(Epsilon Orionis)两颗恒星的大小，他们用伽马射线望远镜阵列VERITAS对其进行了测量。
艺术家使用恒星强度干涉仪来提高分辨率的概念。图片来源：CfA，M。Weiss
尽管无线电波长比可见光长得多，但伽马射线的波长短得多。如此之短以至于伽马射线几乎像粒子一样起作用。当伽马射线撞击地球大气时，它们会产生称为切伦科夫光的光学闪光。VERITAS观测切伦科夫光以研究伽马射线天文学，这不适用于射电望远镜使用的干涉测量类型。因此，研究小组重新设计了探测器的用途，以使用另一种称为强度干涉测量法的干涉测量法。使用这种方法，多个天线仅可测量光源的强度或亮度，因此无需担心光的波特性。
Beta Canis Majoris和Epsilon Orionis都是蓝色巨星。前者距离我们约500光年，而后者则距离我们2,000光年。它们的视在大小小于一毫秒，小于哈勃太空望远镜的分辨率。研究小组使用这种方法测量了这些恒星的表观大小，其不确定度小于5%。
VERITAS阵列仅包含四个天线，因此这只是第一步。如果天线更多，此方法可用于创建对遥远恒星的极其精确的观测。
