Jeśli chodzi o mikrosoczewkowanie :

Mało prawdopodobne

To trochę unikanie pytania, ale trudno o niego ze scenariuszem, w którym mikrosoczewkowanie staje się dominującym terminem PSF.

Mikrosoczewkowanie zachodzi podczas koniunkcji z gwiazdą lub obiektem planetarnym i skutkuje chwilowym (w skali czasu z sekund na dni) wzrostem jasności obserwowanej gwiazdy. Jest to niezwykle rzadkie zdarzenie, ze wskaźnikami około 100 na 17 milionów gwiazd w najnowszych badaniach.

Gęstości gwiazd ( $ \ rho $ ) wokół naszego Układu Słonecznego są rzędu 0,14 gwiazdy na parsek sześcienny. Przy tak małej gęstości liczbowej mikrosoczewkowanie nie stanowi praktycznego ograniczenia rozdzielczości radioteleskopów. Zróbmy kilka szacunków w notatniku, aby zobaczyć:

Jeśli przyjmiemy syntetyczną aperturę ( $ D $ ) wynoszącą 1AU ( $ 4,84 \ times10 ^ {- 6} $ parseków), długość fali ( $ \ lambda $ ) 1 mm ( podobne do widoku Betel Portugalii z obserwatorium ALMA) i pożądanej rozdzielczości przestrzennej ( $ s $ ) 10 000 km w odległości $ L $ :

$$ \ begin {align} \ frac {s} {L} & = 1.22 \ frac {\ lambda} {D} \\ L & = \ frac {sD} {1.22 \ lambda} = 40 \; \ text {kilo-parsec} \ end {align} $$

To mniej więcej średnica galaktyki Drogi Mlecznej. Zatem interferometr działający na długości fali 1 mm z linią podstawową 1AU ma rozdzielczość 10000 km w odległości 40 kpc.

Ile gwiazd znajduje się między obserwatorium o szerokości 1AU a gwiazdą docelową? Użycie stożka o średnicy podstawy $ D $ i wysokości $ L $ jako objętości i powyższej gęstości gwiazdowej , otrzymujemy średnią liczbę gwiazd ( $ N $ ) między naszą aperturą a obserwowaną gwiazdą: $$ N = \ rho \ frac {\ pi} {12} D ^ 2 L = 3 \ times 10 ^ {- 8} \; \ text {stars} $$

Musiałbyś podnieść $ D $ o współczynnik 10 $ ^ 4 $ przed $ N \ około 1 $ i„ aberracje mikrosoczewkowania ”były czymś więcej niż tylko niezwykle rzadkim zdarzeniem.