우리가 보통의 별에서 나오는 mm- 파 방출의 대부분이 광구라고 가정 할 수 있다면 , EHT는 별의 반지름 측정에 큰 기여를 할 수 있습니다.
현재이 기본 속성은 단기간 이진 바이너리의 별 또는 적외선 간섭 법을 사용하는 근처의 작은 별과 더 먼 거대한 별에 대해서만 측정 할 수 있습니다.
후자의 최신 기술은 CHARA 어레이 이며 각 분해능은 200 microarcsec입니다. EHT는 10 배 더 잘 수행 할 수 있으며, 각도 반경 측정을 위해 천 배 더 많은 목표를 열 수 있으며, 이제 Gaia 시차와 결합하여 물리적 반경을 얻을 수 있습니다.
이것은 우리가 낮은 질량의 별에서 질량 반경 관계를 적절히 조사하여 빠른 회전 및 / 또는 자기장이 더 큰지 여부를 확립 할 수 있음을 의미합니다. 이것은 또한 외계 행성 통과 특성의 더 나은 결정으로 이어질 것이다.
내가 아는 바가 많지만 도달 할 수있는 다른 희귀 한 별이 있고 다른 사람들은 더 정밀하게 연구 할 수있을 것으로 생각합니다. Mira와 같은 맥동 변수의 반지름 진화가 쉬울 것이라고 생각합니다 . milliarcsec의 각 Dianeters가 있습니다. 그러나 가장 가까운 Cepheid는 약 400 광년 (예 : Polaris)에서 태양의 약 40 배 반경을가집니다. 이것은 1 밀리 아르 초의 각 직경을 가지므로 여기서 상당한 진전이있을 수 있습니다.∼ 10
mm 파장에서의 초 해상도가 매우 유리한 또 다른 곳은 원형 디스크 연구입니다. mm-wave 관측소 ALMA는 이미 수십 밀리 초의 각도 분해능으로 근처의 어린 별 주변의 디스크에 대한 정교한 이미지를 산출했습니다. 이것들은 행성 형성의 시작을 나타내는 고리와 틈의 흔적을 보여줍니다. 아마도 더 미세한 규모의 관측 값을 사용하여 상세한 유체 역학 모델을 테스트 할 수있을 것입니다.
물론, 소스 표면 밝기 측면에서 위의 내용 중 어느 것이 가능한지 잘 모르겠습니다!