Wie übersetzt sich die Winkelauflösung eines Teleskops in seine Parallaxengenauigkeit?

Wir können häufig in der wissenschaftlichen und gelegentlicheren Literatur und in Artikeln über die Winkelauflösung verschiedener Teleskope und anderer optischer Geräte lesen , sei es bodengestützt oder an Bord von Raumsonden. Sie listen häufig ihre Winkelauflösung auf, oder mit anderen Worten, ihre Fähigkeit, kleine, entfernte Objekte im heutigen digitalen Zeitalter aufzulösen oder zu unterscheiden, meist auf der Basis von einzelnen Sensorpixeln.

                ^{Finden der Entfernung eines Sterns von seiner Parallaxe. Die trigonometrische Parallaxe bestimmt die Entfernung zum Stern durch Messung
                seiner geringfügigen Verschiebung der scheinbaren Position von den gegenüberliegenden Enden der Erdumlaufbahn aus. (Quelle: Vermessung des Universums )}

Was mich interessiert, ist die Präzision bei der Messung der Parallaxe und damit unsere Fähigkeit, die Entfernung von beobachteten Objekten direkt analog zu der erwähnten radialen Auflösung zu bestimmen, und wie könnte sie unter Verwendung von Daten zur Winkelauflösung eines Teleskops allein berechnet werden, wenn wir Nehmen wir an, dass sowohl bodengestützte als auch weltraumgestützte Observatorien mehr oder weniger den gleichen Abstand von Perihel zu Aphel haben (dh das Weltraumobservatorium befindet sich in der Erdumlaufbahn).

In der Praxis ist die Parallaxenmessung nicht so, wie oben anhand des von Ihnen verwendeten Diagramms erläutert. Die Parallaxe bewirkt, dass der Stern eine Ellipse am Himmel vorschreibt, deren Halb-Hauptachse gleich dem parallaktischen Winkel ist.

Die Teleskope messen im Allgemeinen die Verschiebung der Sternkoordinaten (RA und Dec) und setzen dann die Informationen in die der um vorgeschriebenen Ellipse um und bestimmen den parallaktischen Winkel. Nun basiert die Fähigkeit von Teleskopen, diese Änderung von RA und Dec zu bemerken, auf ihrer geringsten Anzahl, die offensichtlich von ihrer Winkelauflösung abhängt.

Entfernungsmessungen unter Verwendung der Parallaxenmethode haben daher eine Reichweite, die auf der Winkelauflösung des verwendeten Teleskops basiert.

Bildquelle: http://documents.stsci.edu/hst/fgs/documents/handbooks/ihb_cycle16/c01_intro4.html

Das wahrscheinlich fortschrittlichste System zur Bestimmung von Parallaxen ist AGIS, wie es für verwendet wird Gaia verwendet wird . Es geht weit über die Winkelauflösung der Teleskope hinaus. Die Winkelauflösung ist nur ein Parameter.

Eigentlich ist es nur notwendig , die zu bestimmen Leuchtkraft Centroide des Sternes, fast unabhängig von der Auflösung der Teleskope. Das ist vor allem eine statistische Herausforderung und hängt vor allem vom Bildrauschen, der Helligkeit des Sterns und der Anzahl der Beobachtungen ab.

Die Kalibrierung des Teleskops und die Bestimmung der Leuchtkraftschwerpunkte kann in einem Lösungsalgorithmus erfolgen.