[<Eng.], v., (ook: spikkelinterferometrie), sterrenkundige waarnemingstechniek waarmee de effecten van seeing geëlimineerd kunnen worden.
© De speckle-interferometrie is in 1970 ontwikkeld door de Franse sterrenkundige A.Labeyrie en zijn medewerkers. De grootte van het beeld van een ster in het brandvlak van een telescoop wordt in de praktijk niet bepaald door de opening en brandpuntsafstand, maar door de seeing. In de atmosfeer bestaat nl. een patroon van ‘bellen’ met verschillende temperaturen en dichtheden en dus verschillende brekingsindices. Hierdoor vormt het licht van een ster bij de intreepupil van de telescoop geen vlak, maar een sterk vervormd golffront. Het beeld van een ster bestaat daardoor niet uit één beeldpunt (met zeer zwakke secundaire maxima), maar uit vele beeldpuntjes (→ seeing, afb.). Door de turbulentie in de atmosfeer is het bellenpatroon slechts stabiel gedurende minder dan ca. 0,02 seconde.
Na die tijd verandert het patroon, waardoor de beeldpuntjes op een andere plaats komen te liggen. Het effect hiervan is dat na korte tijd al het beeld van de ster versmeerd is tot een grote vlek en dat het theoretisch scheidend vermogen bij lange na niet gehaald wordt (het theoretisch scheidend vermogen van de 5 m-telescoop op Mount-Palomar is 0,016 boogseconde, terwijl het praktisch scheidend vermogen weinig beter is dan ca. 1 boogseconde). De grondgedachte van de speckle-interferometrie is nu dat men de afzonderlijke beeldpuntjes (zgn. speckles) uit één stilstaand atmosferisch bellenpatroon fotografeert. De grootte van de losse speckles is nl. wel bepaald door het theoretisch scheidend vermogen en door de structuur in de bron zelf. Men belicht kort (ca. 0,01 s), zodat het beeldvlekje nog niet is volgelopen maar nog bestaat uit honderden losse speckles. Omdat de plaats van de speckles afhangt van de golflengte is het noodzakelijk een filter te gebruiken dat slechts licht in een smalle golflengteband doorlaat.
Omdat de fotografische plaat door de korte belichtingstijd toch al weinig licht ontvangt, gebruikt men vaak beeldversterkers. Na de opname dienen nog enige beeldbewerkingen te geschieden. De afzonderlijke beeldjes worden met behulp van een computer opgeteld, waardoor eventuele incidentele foutjes in de afbeelding wegvallen. Soms worden de speckles van enige afzonderlijke opnamen bij elkaar genomen, m.n. bij zeer zwakke objecten. Vervolgens tracht men de fouten ten gevolge van de afbeelding (o.a. het apparaatprofiel) weg te werken. Met de speckle-interferometrie is men erin geslaagd het scheidend vermogen met een factor 50 op te voeren.
Zodoende werd het mogelijk structuren op het oppervlak van nabije reuzensterren (hoekafmetingen minder dan 0,1 boogseconde) zichtbaar te maken (afb.dl. 18 p.358). Veel nut heeft de methode ook bij het waarnemen van nauwe dubbelsterren.
