Könnten wir Sterne anhand der Erdgröße parallaxieren?

Im Prinzip ist es nicht unmöglich.

Die Raumsonde Gaia, die hauptsächlich für die Messung von Sternpositionen entwickelt wurde, ist in der Lage, Parallaxen bis zu einer Entfernung von 10 kpc mit einer Unsicherheit von 20 % zu messen. Seine Grundlinie ist 2 AU;$2.3\times10^{4}$mal größer als der Durchmesser der Erde. Das Platzieren von zwei Gaias auf jeder Seite der Erde wäre also in der Lage, Parallaxen von Sternen bis zu einer Entfernung von zu messen$10\,\mathrm{kpc} \,/\, 2.3\times10^{4} \simeq 0.4\,\mathrm{pc}$, was bedeutet, dass Sie fast in der Lage wären, die Entfernung unseres nächsten Nachbarsterns zu messen,$\alpha$Centauri, der bei 1,3 pc liegt. Sie müssten also nur Ihre Gaias ein wenig verbessern.

Dies ignoriert kleine Komplikationen wie die Atmosphäre, aber wenn Sie bereit sind, sie außerhalb der Atmosphäre zu platzieren, können Sie dies tun. Natürlich wäre es Zeitverschwendung, da wir bereits die Entfernungen zu den nächsten Sternen kennen, aber hey, mach weiter.

Was Sie beschreiben, ist ein Interferometer, und tatsächlich haben wir bereits ein Interferometer mit einem Aufbau, wie Sie ihn beschreiben.

Wenn Sie es nicht wissen, ist ein Interferometer ein Satz von zwei oder mehr Teleskopen, die durch einen gewissen Abstand voneinander getrennt sind und zusammenarbeiten, um ein Bild eines Objekts aufzunehmen. Nach den Grundprinzipien der Optik wird die effektive Größe Ihres Teleskops nicht von der kumulativen Gesamtgröße der zwei oder mehr Teleskope bestimmt, sondern von der physischen Trennung der Teleskope. Das heißt, wenn Sie ein Teleskop am Nordpol und ein weiteres am Südpol haben, sodass beide gleichzeitig dasselbe Objekt beobachten können, dann haben Sie effektiv ein Teleskop, dessen Öffnung die Größe der Erde hat!

Wenn Sie Ihre Optik kennen, wissen Sie, dass eine größere Blendengröße eine bessere Auflösung bedeutet. Das bereits vorhandene, erdgroße Interferometer, auf das ich oben angespielt habe, wäre das Very Long Baseline Interferometer (VLBI). Dieses Teleskop kann mit einer Auflösung von weniger als einer Millibogensekunde messen!

Hier ist eine Liste von 70 Pulsaren , deren Parallaxe gemessen wurde, von denen ein großer Teil mit dem VLBI durchgeführt wurde.

Einige Notizen:

1. Das Konzept der Interferometrie ist äußerst komplex und in der Praxis schwer umzusetzen. Je länger die Wellenlänge, desto einfacher ist es aus physikalischen Gründen, funktionierende interferometrische Systeme zu haben. Daher befinden sich die meisten Interferometer wie das VLBI im Mikrowellen-/Funkbereich. Das NPOI ist das einzige optische Interferometer, das ich kenne, und das existiert nur, weil es vom US-Militär als Notwendigkeit für Satelliten und Navigation finanziert wird.

2. Technisch gesehen ist viel mehr beteiligt als die kurze konzeptionelle Einführung, die ich oben gegeben habe, aber um ehrlich zu sein, Sie müssen ein ganzes Lehrbuch lesen, um den Prozess wirklich zu verstehen, und selbst für mich erscheint einiges davon einfach wie Magie.

3. Bei der Recherche im VLBI stoßen Sie möglicherweise auf Verweise auf den VLBA. Dies ist eine verwandte, aber eigenständige Sammlung von Teleskopen. Tatsächlich ist das VLBA das Very Long Baseline Array, das aus Teleskopen auf der ganzen Welt besteht, die den Vereinigten Staaten gehören und von ihnen betrieben werden . Das VLBI umfasst jedoch alle Teleskope innerhalb des VLBA, aber auch andere Teleskope, die anderen Ländern gehören und von diesen betrieben werden.

Für Sterne, nein.

Es wird jedoch ziemlich aktiv verwendet, um die Entfernung von Objekten innerhalb des Sonnensystems zu bestimmen. Beispielsweise zeigt ein NEO-Asteroid eine deutliche Positionsabweichung zwischen Beobachtungen von der nördlichen und südlichen Hemisphäre (oder sogar zwischen den USA und Hawaii). Was hilft, ist, dass die beiden Beobachtungen mit beliebiger Genauigkeit synchronisiert werden können, bis auf Millisekunden, wenn Sie wirklich müssen, wodurch der Zeitfaktor zwischen den Beobachtungen vollständig eliminiert wird.

Aber für Sterne? Die durch atmosphärische Interferenz verursachte Ungenauigkeit (selbst mit der allerbesten adaptiven Optik) würde die Verwendung dieser Methode auf Objekte beschränken, die näher als ein Parsec oder so sind. Was nicht viel nützt, da nur sehr wenige (*) Sterne so nah dran sind.

(*) Null ist auch eine Instanz von "sehr wenigen".

Interessanter Artikel darüber hier: http://astro.if.ufrgs.br/clea/Ast_sm.pdf