Welche Auflösung ist nötig, um einen Quasar durch das galaktische Zentrum zu sehen?

Das Zentrum der Galaxie ist dicht mit Sternen gefüllt und von einer Menge Staub zwischen uns und ihm verdeckt. Aus diesen Gründen müssen Gruppen, die die Bewegung von Sternen um das supermassereiche Schwarze Loch im Zentrum der Milchstraße untersuchen, große Teleskope mit Wellenlängen im nahen Infrarot verwenden. Abgesehen von der Staubverdunkelung, welche Auflösung müsste ein Teleskop haben, um einen Hintergrundquasar zu erkennen, der durch das Zentrum der Milchstraße blickt?

SDSS-QSOs beginnen bei etwa der 8. Größenordnung (Vega) in 2MASS-Photometrie ( H und K s Bänder) und steigen wie ein Potenzgesetz, wenn der Fluss abfällt . Ich würde das Diagramm in Zählungen pro Raumwinkel umwandeln, aber ich bin jetzt zu faul, um das Vermessungsgebiet der spektroskopischen Vermessung des SDSS nachzuschlagen.Histogramm der Quasarflüsse

Es gibt ein schnelles und schmutziges Beispiel für den Effekt, den ich in Abbildung 2 des Ghez et al. (2008) Artikel von Rob Jeffries, der unten verlinkt ist. Der Unterschied zwischen den roten Punkten und den blauen Punkten ist sowohl die Belichtungszeit (mehr Photonen) als auch höhere Strehl-Verhältnisse (ein Maß dafür, wie beugungsbegrenzt das Bild ist und daher ein Proxy für die Auflösung bei gleichem optischen System).

Allgemein könnte man sagen, dass die Frage lautet: Wie bestimmt man die Verwechslungsgrenze bei Bildern mit Punktquellen? Dies wird nur speziell auf das Sichtfeld am Himmel mit der höchsten verfügbaren Dichte an auflösbaren Punktquellen angewendet. Nehmen wir konkret an, wir wollten eine Lösung finden 22 n d Magnitudenquellen in Ansichten des galaktischen Zentrums, welche Auflösung ist dafür erforderlich?

Um die vollständige Antwort auf die konkretere Frage "Wie tief müssten wir schauen, um einen Hintergrundquasar zu sehen" zu erhalten, wären zusätzliche Informationen erforderlich: Größe des Sichtfelds und Staubauslöschung entlang der Sichtlinie. Der Einfachheit halber gehe ich davon aus, dass Sie sich auflösen 22 n d Größenquellen in K Band, Sie sehen wahrscheinlich einen Quasar. Daher brauchen wir nur die projizierte Dichte am Himmel von Quellen, die heller als dieser Grenzwert sind, grob, und eine Beschreibung, wie aufgelöst Quellen von der Hintergrundhelligkeit sein müssen, um sie zu erkennen, um die Frage zu beantworten.

Ich bin kein Experte, aber ich denke, es ist nicht nur eine Frage der Auflösung. Wenn Sie Bäume in einem Wald betrachten, können Sie einfach nicht über die entferntesten Bäume hinaussehen. Das Signal des Pulsars auf der anderen Seite geht nur im Vordergrundsignal unter.
@agtoever Doubtful - die Sterne sind winzig im Vergleich zum Raum zwischen ihnen. Ich bin mir ziemlich sicher, dass bei ausreichender Auflösung die Menge des Himmels, die physisch von diesen Sternen blockiert wird, gering ist.
„Der Trick ist, dass die Hälfte der Milchstraße von Gas und Staub verdeckt ist. Wir wissen also nicht wirklich, welche Strukturen sich auf der anderen Seite der galaktischen Scheibe befinden. Mit leistungsstärkeren Infrarotteleskopen werden wir jedoch irgendwann sehen können das Gas und den Staub und kartiere alle Spiralarme." [ google.nl/amp/www.universetoday.com/115203/…
Warum möchten Sie einen Quasar beobachten, während Sie die Bewegung der Sterne im galaktischen Zentrum betrachten? Du bist sehr indirekt.

Antworten (1)

Während ich auf Klärung warte, gehe ich davon aus, dass Ihre Frage die Kalibrierung des Referenzrahmens betrifft, in dem die Bewegungen der Sterne im galaktischen Zentrum gemessen werden.

Der Prozess wird von Ghez et al. (2008) ; beinhaltet keine Beobachtung von Quasaren bei infraroten Wellenlängen; und die Studie leidet darunter nicht.

Die Bilder der adaptiven Optik des galaktischen Zentrums haben einen Durchmesser von 5-10 Bogensekunden, enthalten aber Tausende von Sternen. Nur ein Bruchteil davon befindet sich in der Nähe des galaktischen Zentrums. Das Ensemble kann iterativ verwendet werden, um einen relativen Referenzrahmen zu definieren, indem die Verschiebungen von Tausenden von Sternen minimiert werden, wobei diejenigen ausgeschlossen werden, die Sgr A* sehr nahe sind, und solche mit großen Bewegungen.

Das ist wirklich alles, was erforderlich ist, um die Orbitalanalysen des Schwarzen Lochs durchzuführen.

Um die Koordinaten in das Internationale Himmelsreferenzsystem einzufügen, wird ein breiteres Feld beobachtet, das einige infrarothelle Riesensterne enthält, die auch helle Maserquellen bei Radiowellenlängen sind. Die Positionen dieser werden verwendet, um die Koordinaten auf das ICRS zu übertragen, und dies ist wichtig, wenn wir beispielsweise an der relativen Bewegung der Sonne um die Galaxie interessiert sind.

Die Maserquellen haben ICRS-Positionen aufgrund ihrer Radioquellenpositionen gegenüber den Radiokoordinaten entfernter (aber immer noch heller und punktartiger) Hintergrundquasare. Das Problem von Hintergrundquellen, Extinktion und Verwirrung stellt sich bei Radiowellenlängen nicht.

Sie haben die ultimative Motivation richtig erraten, aber die unmittelbare Frage ist meiner bescheidenen Meinung nach eine interessante Übung für sich. Ich bin mit der Verwendung von Wassermasern zum Einrichten eines Referenzrahmens vertraut, aber ich habe immer noch eine Frage: "Wäre es nicht cool, wenn wir Quasare im selben Bild verwenden könnten, um den Rahmen zu definieren?" dachte, und frage mich, was es braucht, um das zu erreichen.
@SeanLake Ich verstehe nicht, was Auflösung damit zu tun hat. Sie meinen, wenn der Quasar so schwach ist, dass er mit dem allgemeinen Hintergrund von Feldsternen verschmilzt?
Bingo. Details zur Frage hinzugefügt.
Welche Auflösung ist nötig, um einen Quasar durch das galaktische Zentrum zu sehen?
AntwortenHierDatenschutz-Bestimmungen1y, 0v