Як кутове дозвіл телескопа відповідає точності його паралакса?

Ми часто можемо читати в науковій, а також більш випадковій читацькій літературі та статті про кутову роздільну здатність різних телескопів та іншого оптичного обладнання, будь то наземні або бортові космічні зонди. Вони часто перелічують їх кутову роздільну здатність, або іншими словами, їх здатність розв’язувати або розрізняти невеликі, віддалені об'єкти з сьогоднішньою цифровою епохою, в основному, на основі піксельних пікселів.

                ^{Знаходження відстані зірки від її паралаксу. Тригонометричний метод Паралакса визначає відстань до зірки, вимірюючи
                її невеликий зсув у видимому положенні, як видно з протилежних кінців земної орбіти. (Джерело: Вимірювання Всесвіту )}

Мене цікавить - це точність вимірювання паралакса і завдяки цьому наша здатність визначати відстань спостережуваних об'єктів, прямо аналогічних згаданому радіальному дозволу, і як це можна було обчислити, використовуючи дані лише по кутовому дозволу телескопа, якщо ми припустимо, що як наземні, так і космічні обсерваторії мають більш-менш однаковий периферій до відстані до афеліона (тобто космічна обсерваторія знаходиться на орбіті Землі).

Вимірювання паралакса на практиці не є таким, як пояснено вище, використовуючи популярну діаграму, яку ви використовували. Паралакс змушує зірку прописати на небі еліпс, півмайорна вісь якого дорівнює паралактичному куту.

У телескопах , як правило виміряти зсув в координатах зірок (RA і DEC) , а потім перевести інформацію в тому , що з еліпса , запропонований і визначити кут параллактического. Тепер здатність телескопів відзначати цю зміну в RA і Dec заснована на їх найменшому рахунку, очевидно, що залежить від їхнього кутового дозволу.

Отже, вимірювання відстані методом паралакса мають свій діапазон на основі кутової роздільної здатності використовуваного телескопа.

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

Напевно, найдосконалішою системою визначення паралакса є AGIS , що використовується для Gaia . Це здатне вийти далеко за межі кутової роздільної здатності телескопів. Кутова роздільна здатність - лише один параметр.

Насправді просто необхідно визначити світила центроїдів зірок, майже не залежних від роздільної здатності телескопів. Це в основному статистична проблема, і це особливо залежить від шуму зображення, яскравості зірки та кількості спостережень.

Калібрування телескопа та визначення центроїдів світності можна проводити за одним алгоритмом рішення.