Bir teleskopun açısal çözünürlüğü paralaks hassasiyetine nasıl dönüşür?

Bilimsel ve aynı zamanda daha rahat okuyucu literatüründe ve yer teleskobu veya yerleşik uzay probları olsun, çeşitli teleskopların ve diğer optik ekipmanların açısal çözünürlüğü hakkındaki makaleleri okuyabiliriz . Genellikle açısal çözünürlüklerini veya başka bir deyişle, günümüz dijital dönemiyle küçük, uzak nesneleri çözme veya ayırt etme yeteneklerini çoğunlukla sensör piksel bazında listelerlerdi.

                ^{Bir yıldızın paralaksına olan uzaklığını bulmak. Trigonometrik Paralaks yöntemi
                , Dünya yörüngesinin karşıt uçlarından görüldüğü gibi görünürdeki hafif kaymasını ölçerek yıldıza olan mesafeyi belirler . (Kaynak: Evreni Ölçmek )}

İlgilendiğim şey, paralaksın ölçümlerindeki hassasiyet ve bununla birlikte, bahsedilen radyal çözünürlüğe doğrudan benzeyen gözlenen nesnelerin mesafesini belirleme yeteneğimiz ve tek başına bir teleskopun açısal çözünürlüğü hakkındaki veriler kullanılarak nasıl hesaplanabileceğidir. Her iki esaslı zemin ve uzay gözlem evlerinde daha kabul aşağı yukarı aynı günberi için aphelion mesafesi (yani uzay gözlemevi Dünya'nın yörüngesinde olduğunu).

Pratikte paralaks ölçümü, kullandığınız popüler diyagram kullanılarak yukarıda açıklandığı gibi değildir. Paralaks, yıldızın yarı ana ekseni paralaksik açıya eşit olan gökyüzünde bir elips reçete etmesine neden olur.

Borular genellikle koordinatlarının yıldızın (RA ve Dec) içerisinde kaymasını ölçmek ve daha sonra bu bilgileri tercüme elips reçete ve paralaks açısını belirlemek. Şimdi, teleskopların RA ve Dec'daki bu değişikliği not edebilme yeteneği, açıkça açısal çözünürlüklerine bağlı olan en az sayılarına dayanmaktadır.

Bu nedenle, paralaks yöntemi kullanılarak yapılan mesafe ölçümleri, kullanılan teleskopun açısal çözünürlüğüne göre aralıklarına sahiptir.

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

Paralakslarda belirlenmesi için muhtemelen en gelişmiş sistemdir AGİS için kullanıldığı gibi Gaia . Teleskopların açısal çözünürlüğünün çok ötesine geçebilir. Açısal çözünürlük sadece bir parametredir.

Aslında sadece teleskopların çözünürlüğünden bağımsız olarak yıldızların parlaklık sentroidlerini belirlemek gerekir . Bu esas olarak istatistiksel bir zorluktur ve özellikle görüntü gürültüsüne, yıldızın parlaklığına ve gözlem sayısına bağlıdır.

Teleskopun kalibrasyonu ve parlaklık sentroidlerinin belirlenmesi tek bir çözelti algoritmasında yapılabilir.