我们用望远镜看到的系外恒星，只能看到一个光点，根本就不能看出它的大小和形状，更别说结构了。

好多人说我说话容易犯绝对，那我下边的说法就保留一点。换个不绝对的说法。

绝大多数系外恒星，哪怕用当前最强光学望远镜，成像都只是一个衍射光点，无法直接分辨盘面，看不出恒星本体的圆面、表面纹理、黑子、耀斑这类结构。

根源就是恒星距离太过遥远，角直径极小。离我们最近的比邻星，角直径大约只有 0.00001 角秒量级，远小于单镜面望远镜的衍射极限。换句话说：望远镜能分辨出来的最小单元（衍射光斑），都比恒星本身的视圆面还要大，所以恒星只能呈现为一个光点，没法看出盘面。

望远镜中这个光点不是恒星本身的形状，是望远镜孔径造成的衍射艾里斑。恒星真实的几何影像，被淹没在这个光斑里面。哪怕继续增大曝光，也只是光点变亮，不会撑开成一个小圆面。

这里要注意区分，像素和衍射极限。很多人会混在一起。衍射极限是望远镜光学本身能分辨的物理上限，就算探测器像素无限密，也跨不过这个门槛。像素只是探测器的采样，如果像素足够小，瓶颈依然是衍射。不是像素格子太大，而是光学衍射生成的光斑，已经盖住了恒星的视面。

确实存在例外，但不是“看清形状结构”，只是少数超大、超近的红超巨星，可以分辨出恒星的圆面。像参宿四、盾牌座UY这类红超巨星，用甚大望远镜VLT、ALMA干涉阵列，光学/红外干涉，勉强分辨出恒星的圆面，能测出它的视直径，甚至看到表面明暗的粗略变化。

但是，依然分辨率很低，只能看到模糊的光斑轮廓，看不到细节。更不能像看太阳那样，看清米粒组织、黑子的精细结构。这靠的不是单台望远镜，是光干涉技术，不是普通望远镜成像。

解释一下，光干涉技术。

光干涉全称光学干涉测量，是天文上的常用观测方法。不靠一块巨大镜面，用多台分开的望远镜同时接收同一颗星的星光，把两路光波精确对齐、相干叠加；它的分辨率由望远镜之间的距离决定，而不是单台镜子大小 。

VLTI基线最长约200米，等效为一台200米口径望远镜的分辨率。但集光能力只是几台小望远镜之和，不等于200米大镜。这点最容易混淆。

单台望远镜：哪怕口径很大，衍射艾里斑依然远大于比邻星这类恒星的真实视圆面，只能拍出一个光点。

光干涉是多台望远镜同时捕捉同一恒星的光波；用延迟线这套精密光路，把各路光的光程差控制到小于一个光波波长（纳米级精度），保证波峰波谷同步；光线汇合后产生明暗相间的干涉条纹；恒星如果不是理想点，而是有大小的圆面，会让条纹对比度下降；采集多条不同基线的条纹数据，通过傅里叶变换，反推出恒星角直径、甚至表面明暗分布（星斑） 。

它不是直接拍出一张清晰照片，是测量条纹、计算机重建图像。

与射电干涉（甚长基线干涉VLBI）原理同源，但是可见光干涉难度高得多，大气湍流很容易打乱光波相位。

光干涉能够做到：测出红超巨星（参宿四、心宿二）的角直径；少数明亮巨星，能重建粗略表面，看到星斑、大气膨胀、椭球形变形；分辨密近双星、尘埃盘。

但是它不能拿来看暗弱恒星，必须目标足够亮；得不到像太阳黑子那样精细、清晰的特写；分辨率只到“寥寥几个像素”级别；比邻星这类极小角直径的矮星，目前光学干涉仪依然分辨不开。

光学光干涉技术，是把多台分立望远镜采集的同一目标的星光，精密对齐光程、让光波发生相干叠加。它的角分辨率由望远镜之间的距离（基线）决定，可以等效成几百米口径的虚拟望远镜，突破单镜面衍射极限。但它并不是直接拍下恒星照片，而是通过分析干涉条纹，反演恒星的角直径、表面明暗结构。局限是它对亮度要求很高，只能用于少数明亮的大体积恒星，绝大多数系外恒星依然只能看到光点。

这是数据反演建模，不是望远镜直接拍到它的表面照片。

比较一下太阳与系外恒星。太阳角直径约30角分，随便一台小望远镜就能看清圆面、黑子。系外恒星角直径普遍小到万分之一角秒量级，难度差了数十万倍。

木星带崽