来自两颗不同恒星的两个光子是如何干涉汉伯里布朗和特维斯效应的呢？

我不得不回忆起汉伯里布朗/特维斯的实验。你现在可以在网上找到他们所有发表的论文。这是我对他们测量天狼星直径的解释。

你可以把恒星表面看作是一个巨大的随机光源的集合。当用地球上的望远镜观察时，这个圆盘还没有得到解决，但是收集到的光的总数是随机变化的。变化最强烈的来源之一与恒星无关，而是由于地球的大气湍流。他们发现这是一种相当缓慢的变化，为了消除这种变化，他们的实验集中在2mhz到50mhz范围内观察到的更快速的强度变化上。光强是通过观察光电探测器的电流输出来测量的。

他们发现，如果他们把两个相同的望远镜/探测器紧密地放在一起——比如说在2米内，来自两个照片探测器的信号(在2 MHz到50 MHz之间)是高度相关的。换句话说，光强的快速随机变化是完全匹配的。随着望远镜之间距离的增加，这种相关性会逐渐消失，距离降低到10米左右。

对此的解释是，这些强度的快速变化对我们观测恒星的角度非常敏感。天狼星的直径约为2E9米，距离约为8E16米。假设光的波长为0.55um或0.55 -6米。我需要移动多少地球上的望远镜/探测器来改变天狼星的“盘”之间的路径长度差一个波长?我可以通过计算比率来实现。答案-大约只有22米!(22米/距离天狼星= 0.55um/天狼星直径)

这是解释汉伯里布朗/特维斯结果的关键。一个扩展的“碟形”星光源在很远的距离上和(随机干涉)成一个随机变化的光强，但是一个超小的观测角度的变化会显示出完全不同的随机(干涉)变化。

当我阅读一些论文时，有一件事我找不到，那就是这种快速强度变化的幅度。我猜它在全部探测到的光中所占的比例远低于1%。他们说他们的工作信号很弱。

我认为这一技术将工作(未解决?)双星。我找不到描述这一结果的论文，但很明显，未解决的双星可以被视为一个扩展源——但在一个方向上扩展得更多，因此探测器之间的角度和分离将是重要的。

我认为这种Hanbury Brown/ Twiss技术被称为“强度干涉测量法”。

所以我希望我已经给出了一个合理的解释，甚至没有提到光子。在Quora上有许多关于光子的问题，但我有一种强烈的感觉，思考它们与其说是有益的，不如说是令人困惑的。在这些问题中，光子只在被探测到的那一刻出现——即立即消失!我认为，在“探测”的最后一刻之前，所有的干扰问题都要用电磁场的概念来考虑得更好。