Gibt es eher eine kosmische als eine technologische Obergrenze dessen, was ein Teleskop auflösen kann?

F: „Gibt es eher eine kosmische als eine technologische Obergrenze dessen, was ein Teleskop auflösen kann?

Weltraumfunkinterferometer könnten eine Basislinie von Millionen Kilometern haben, aber gibt es einen Punkt, an dem eine größere Basislinie die Auflösung nicht mehr verbessert, weil die beobachteten Photonen verzerrt sind, bevor sie ankommen?'

Die Abweichung der Wellenfront von einem Schwarzkörperspektrum und die Prozesse, die sie erzeugen, sind einigermaßen gut verstanden, die Phasen der ankommenden Wellenfronten können gemessen werden, um die Richtwirkung zu verbessern und die Verzerrung zu reduzieren. Die Korrelation der verschiedenen Frequenzen ermöglicht die Erkennung selbst kleiner Verzerrungen.

Siehe: „ Die Evolution der CMB-Spektralverzerrungen im frühen Universum “ (29. Sept. 2011), von J. Chluba, RA Sunyaev und das Video: „ Spektrale Verzerrungen des CMB und was wir über das frühe Universum lernen könnten “, von Jens Chluba, und „ Science with CMB Spectral Distortions “ (27. Mai 2014), von Jens Chluba.

Das Verfahren wird in dem Artikel „ Cosmic Microwave Background Constraint on Residual Annihilations of Relic Particles “ (9. August 2000) von McDonald, Scherrer und Walker, Seite 2, erklärt:

„In diesem Artikel berechnen wir die Energie, die durch die Vernichtung von Partikeln in den CMB injiziert wird, als Funktion ihrer Masse und Vernichtungsrate (dh das Produkt aus Querschnitt und Häufigkeit im Quadrat). Wir leiten Einschränkungen für die Partikeleigenschaften durch Vergleich mit den beobachteten Grenzen ab auf chemisches Potential ($\mu$) Verzerrungen und Compton-$y$Verzerrungen (§II). Wir vergleichen diese Beschränkungen mit ähnlichen Beschränkungen, die aus der Produktion von Deuterium durch Photodissoziation von primordialem Helium (§III.A) und aus dem diffusen Photonenhintergrund, der nach Rekombination durch extragalaktische Annihilationen (§III.B) und Annihilationen in der Milchstraße erzeugt wird, erhalten werden Heiligenschein (§III.C).

II. VERZERRUNGEN DES CMB-ENERGIESPEKTRUMS

Wir betrachten zunächst die Wirkung von Annihilationsprodukten auf das CMB-Energiespektrum. Die Verzerrung des Spektrums erfolgt in zwei Schritten: Zuerst geben die hochenergetischen Vernichtungsprodukte ihre Energie schnell an die Hintergrundphotonen und -elektronen ab, und dann entwickelt sich der niederenergetische Hintergrund langsamer, um das Planck-Spektrum wiederherzustellen. Die Dauerhaftigkeit der danach erzeugten Verzerrungen$z ≃ 10^6$ist folgendermaßen einfach zu verstehen: Ein Planck-Spektrum mit einer gegebenen Photonenzahldichte muss eine bestimmte Energiedichte haben. Für$z ≃ 10^6$, sind Photonen-nichterhaltende Prozesse (doppelte Compton-Streuung und Bremsstrahlung) im Hintergrundplasma ineffizient. Wenn also Energie in den CMB eingespeist wird, aber nicht die richtige Anzahl von Photonen, kann ein Planck-Spektrum nicht wiederhergestellt werden. Wir diskutieren nun detaillierter die Form der Verzerrungen, die in verschiedenen Rotverschiebungsintervallen erzeugt werden. ...'.

Siehe: " Neue Technologieangebote zur Erweiterung der Vision für die Radioastronomie ". Selbst eine winzige Antenne ist sehr leistungsfähig, diese winzige Antenne kann gleichzeitig in sieben Richtungen sehen:

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Adaptive Optiken werden bei einigen optischen Teleskopen verwendet, kein Grund, den gleichen Algorithmus nicht auf VLBI anzuwenden.

" Adaptive Optics: ESO's Very Large Telescope sieht viermal erstes (Laser-)Licht " (11.07.2016):

„…selbst an den optisch besten Orten der Erde wie dem 2600 m hohen Gipfel des Cerro Paranal oder dem 4205 m hohen Gipfel des Mauna Kea auf Hawaii führen Brechungsindexvariationen in der Atmosphäre zu einer Seeing-begrenzten Auflösung von 0,4 Bogensekunden in Gegensatz zu der theoretischen beugungsbegrenzten Auflösung von weniger als 0,02 Bogensekunden für die 8,2-m-VLT-Teleskope .

" PKS 1954-388: RadioAstron Detection on 80.000 km Baselines and Multiwavelength Observations " (5. Mai 2017), von Edwards, Kovalev, Ojha, An, Bignall, Et al.:

" 1 EINFÜHRUNG

Eine große Herausforderung in der Astronomie ist der Kampf, Objekte mit einer Winkelauflösung zu beobachten, die ausreicht, um die zugrunde liegenden physikalischen Mechanismen zu untersuchen. Die längeren Wellenlängen der Radioastronomie erschwerten zunächst die Suche nach einer hohen Winkelauflösung, aber die relativ einfache Erhaltung der Phaseninformationen ermöglichte die Technik der Very Long Baseline Interferometry (VLBI). Das interkontinentale VLBI erreicht routinemäßig Winkelauflösungen im Millibogensekundenbereich , und die Verlängerung der Basislinien zwischen Teleskopen in den Weltraum mit satellitengestützten Teleskopen liefert derzeit die höchste Winkelauflösung, die in der Astronomie erreicht wird.

Es gibt ein neueres Papier als das, mit dem Sie verlinkt sind, das eine längere Baseline verwendet und bessere Ergebnisse liefert. Siehe: „ PSR B0329+54: Substructure in the scatter-broadened image discovered with RadioAstron on baselines up to 330.000 km “ (13. Sept. 2016), von Popov, Bartel, Gwinn, Johnson, Andrianov, Fadeev, Et al., die Schlussfolgerung auf Seite 8:

" 7 ZUSAMMENFASSUNG UND SCHLUSSFOLGERUNGEN

Hier fassen wir unsere Beobachtungen und Ergebnisse zusammen und ziehen unsere Schlussfolgerungen.

(i) Wir haben VLBI-Beobachtungen von PSR B0329+54 mit RadioAstron bei 324 MHz auf projizierten Basislinien bis zu 330.000 km oder 350 M durchgeführt$\lambda$. Unser Ziel war es, Streueigenschaften des ISM zu untersuchen, die sich auf Radiobeobachtungen aller Himmelsquellen auswirken. Während die Ergebnisse solcher Beobachtungen im Allgemeinen durch die Faltung der Quellenstruktur mit den Streuprozessen beeinflusst werden, sind Pulsare praktisch punktförmige Quellen und Signaturen in den Beobachtungsergebnissen können direkt mit den ISM-Streueigenschaften in Verbindung gebracht werden.

(ii) Die Sichtbarkeitsfunktion an kurzen Boden-Boden-Basislinien manifestiert eine einzelne helle Spitze im Verzögerungsratenraum, die an langen Weltraum-Boden-Basislinien verschwindet. So wurde die Streuscheibe von PSR B0329+54 auf Bodenraumbasislinien von 15.000 bis 30.000 km vollständig aufgelöst. Die FWHM des Winkeldurchmessers beträgt 4,8 ± 0,8 mas bei 324 Hz.

(iii) Die beugende Längenskala oder Größe des Beugungsflecks in der Nähe der Erde beträgt 17.000 ± 3.000 km.

(iv) Unter der Annahme von turbulenten und großräumigen Unregelmäßigkeiten im Plasma liegt der effektive Streuschirm bei d/D = 0,6 ± 0,1 oder etwas mehr als der Hälfte der Entfernung von der Erde zum Pulsar.

(v) Bei längeren projizierten Basislinien bis zu 330.000 km wurden signifikante Sichtbarkeitsamplituden festgestellt, obwohl keine von der Streuscheibe erwartet wurden . Sie streuen um einen Mittelwert, der bis zu den längsten Basislinien annähernd konstant bleibt. Dieses Ergebnis weist darauf hin, dass in dem streuungsverbreiterten Bild von PSR B0329+54 eine Substruktur entdeckt wurde .".

Ihre letzte Frage:

F: „Ich frage stattdessen nach kosmischen Beschränkungen aufgrund von zum Beispiel interstellarem und extragalaktischem Gas, das Licht streut.“

Weil Sie so viele Frequenzen aus so vielen Winkeln über einen längeren Zeitraum betrachten, ist es möglich, einen Supercomputer zu verwenden, um Atome, Nebel und Staub (um) herum zu sehen.

Hier einige Erklärungen für Laien:

Ted Talks-Video: „ Unsichtbare Bewegung sehen, leise Geräusche hören “

CNN YouTube: „ Neue Technologie macht Truppen unsichtbar “

Ascendent Technology YouTube „ Thermische Infrarot- und sichtbare CCTV-PTZ-Kamera zur Brandüberwachung und -erkennung durchsichtigen Rauch und Dunst “