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„Der Teufel steckt im Detail“ sagt man so. Anders ausgedrückt ist es das Mehr an Wissen, welches sich im Detail verbirgt. Der Astronom ist daran genau interessiert, wie jeder andere forschende Mensch. Schon Galilei hat das Fernrohr genutzt, um mehr Sterne zu sehen und um mehr Details in der Milchstraße, bei den Planeten und auf dem Mond zu sehen. Vergrößern kann man aber nicht beliebig. Die Vergrößerung läuft ab einer bestimmten Grenze „ins Leere“. Diese Grenze der räumlichen Auflösung (auch Winkelauflösung genannt) hängt ab von der Größe der Öffnung (dem Durchmesser der der Apertur bzw. der Objektivbegrenzung) des Fernrohrs. Die Ursache der Begrenztheit der Winkelauflösung liegt in der Wellennatur des Lichts, welche für Phänomene wie Beugung und Interferenz verantwortlich ist. Entsprechend gilt es, Fernrohre mit größeren Öffnungen zu bauen (wie z. B. das ELT) oder größere Öffnungen punktuell zu erzeugen (Interferometer wie z. B. ALMA) oder aber vorhandene Öffnungen für bestimmte Objekte gezielter zu nutzen. Im vorliegenden WIS-Beitrag wird eine Beobachtungsanordnung vorgestellt, bei der das Schulfernrohr durch eine spezielle Doppelspalt-Aperturblende in ein Zweistrahlinterferometer verwandelt wird, mit dem im Licht von Doppelsternen Interferenzstreifen sichtbar und damit auswertbar werden. Der Test des Zweistrahlinterferometers erfolgt im Schulhaus mittels eines Modell-Doppelsterns.