Kommentare unten Was ist die maximale Entfernung, die mit Parallaxe gemessen werden kann? Diskutieren Sie Herausforderungen im Zusammenhang mit Parallaxenmessungen von Beteigeuze und verlinken Sie auf Wikipedias Beteigeuze; Entfernungsmessungen , die den faszinierenden Absatz enthalten:
Im Jahr 2008 wurde mit dem Very Large Array (VLA) eine Funkauflösung von 5,07 ± 1,10 mas erzeugt, was einer Entfernung von 197 ± 45 pc oder 643 ± 146 ly entspricht. 83 Wie der Forscher Harper betont: „Die revidierte Hipparcos-Parallaxe führt zu einer größeren Entfernung (152 ± 20 pc) als das Original; die astrometrische Lösung erfordert jedoch immer noch ein signifikantes kosmisches Rauschen von 2,4 mas . Angesichts dieser Ergebnisse ist es so klar, dass die Hipparcos-Daten immer noch systematische Fehler unbekannter Herkunft enthalten." Obwohl die Funkdaten auch systematische Fehler aufweisen, kombiniert die Harper-Lösung die Datensätze in der Hoffnung, solche Fehler zu mindern. 83Ein aktualisiertes Ergebnis aus weiteren Beobachtungen mit ALMA und e-Merlin ergibt eine Parallaxe von 4,51±0,8 mas und einen Abstand von 222 (+34/−48) pc.[10] Weitere Beobachtungen haben zu einer leicht revidierten Parallaxe von 4,51 ± 0,80 geführt. 10
83 Harperet al. (2008) Eine neue VLA-Hoppocaros-Distanz zu Beteigeuze und ihre Auswirkungen
10 Harperet al. (2017) Eine aktualisierte astrometrische Lösung von 2017 für Beteigeuze
Betrachtet man Abschnitt 3.1 von Harper et al. (2008):
Wie in Abschnitt 1 besprochen, benötigte Beteigeuze eine signifikante zusätzliche Fehlerquelle (kosmisches Rauschen), um das erwartete χ2 zu erhalten. Die tatsächliche Natur dieses kosmischen Rauschens ist nicht bekannt, aber es könnte mit der Bewegung des Photozentrums zusammenhängen, die auf kurzen Zeitskalen wahrscheinlich nicht zufällig positioniert ist und wahrscheinlich einen systematischen Fehler in der astrometrischen Lösung liefern würde. Der Positionswinkel der Rotationsachse des Sterns wurde aus ortsaufgelösten ultravioletten Spektren des Hubble-Weltraumteleskops gemessen. Uitenbroeket al. (1998) fanden ~55° (gemessen östlich von Nord) von Absorptionsmerkmalen in Goddard High Resolution Spectrograph-Daten, und Harper & Brown (2006) fanden ~65° von Emissionsmerkmalen in Mehrepochen-Space Telescope Imaging Spectrograph-Daten. Die Verteilung von Photozentren, möglicherweise angetrieben durch Konvektions- und Coriolis-Terme, kann eine besondere Beziehung zur Rotationsachse haben. Der stellare Eigenbewegungsvektor hat ebenfalls einen Positionswinkel von 68°, und Helligkeitsschwankungen, die vorzugsweise in der Nähe des stellaren Äquators auftraten, könnten eine Streuung der Parallaxenverschiebungen induzieren, obwohl Schwankungen aufgrund der Sternrotation selbst aufgrund der ~17-jährigen Rotationsperiode unwahrscheinlich wären (Uitenbroek et al. 1998).
Wenn ich richtig verstehe; Das Problem bei der genauen Messung der Position von Beteigeuze besteht darin, dass sie so groß und ungleichmäßig ist, dass ihr "Fotozentrum" (Radio, optisch oder auf andere Weise) erheblich von ihrem Massenmittelpunkt abweichen kann.
Und das Problem bei der Erlangung genauer Parallaxenbestimmungen besteht darin, dass sich seine Ungleichförmigkeit auf Zeitskalen ändert, die mit einem Jahr vergleichbar sind . Wenn es viel schneller oder viel langsamer wäre, wäre es keine so große Herausforderung.
Die interferometrische optische Bildgebung von Beteigeuze bestätigt die dramatische Ungleichmäßigkeit auf seiner Scheibe.
Frage: Was braucht es endlich, um die Entfernung zu Beteigeuze genau zu messen?
Um zu sehen, wie uneinheitliche Beteigeuze optisch aussieht: (Sie können gerne bessere Links bearbeiten und hinzufügen)
Das Problem ist, dass der scheinbare Durchmesser von Beteigeuze etwa 50 mas (Millibogensekunde --- 1 mas entspricht etwa 5 Nanoradiant) beträgt, während seine Parallaxe etwa 5 mas beträgt und seine Form und Oberflächenhelligkeit sowohl unregelmäßig als auch variabel sind.
Angesichts dessen sind die aktuellen Messungen erstaunlich genau. Ich kann also ungefähr drei Ansätze für diese Messung identifizieren, und ich weiß nicht genug, um zu wissen, welche wirklich funktionieren oder welche zuerst funktionieren könnten.
Messen Sie die Entfernung ohne Parallaxe. Dies bedeutet höchstwahrscheinlich, eine genaue Schätzung der absoluten Helligkeit oder der gesamten oder eines Teils der Scheibe des Sterns zu erhalten und diese mit der scheinbaren Helligkeit zu vergleichen. Die Spektroskopie könnte eine genaue Vorstellung von der Temperatur geben, was wiederum die Berechnung der Helligkeit ermöglichen sollte, und die Interferometrie könnte es ermöglichen, die Messung auf einen kleinen Bereich nahe der Mitte der Scheibe zu beschränken, der offensichtlich kein Sternfleck oder so etwas war.
Bilden Sie gleichzeitig die Scheibe ab und messen Sie ihre Position relativ zu Hintergrundsternen, wodurch die Position des Massenschwerpunkts genau geschätzt werden kann.
Erhöhen Sie die Grundlinie der Parallaxenmessung. Ein Paar Teleskope auf gegenüberliegenden Seiten der Umlaufbahn des Saturn hätte beispielsweise die 10-fache Basislinie und mehr oder weniger die 10-fache Genauigkeit.
Update: Es scheint, dass das Gaia-Konsortium nun erwartet, die Helligkeitsbeschränkungen zu umgehen und Daten für alle Sterne zu erhalten. Von der Wikipedia-Seite
Obwohl ursprünglich geplant war, Gaias Beobachtungen auf Sterne mit einer Helligkeit von weniger als 5,7 Magnituden zu beschränken, zeigten während der Inbetriebnahmephase durchgeführte Tests, dass Gaia autonom Sterne bis zu einer Helligkeit von 3 Magnituden identifizieren konnte. Als Gaia im Juli 2014 den regulären wissenschaftlichen Betrieb aufnahm, war es dafür konfiguriert verarbeiten routinemäßig Sterne im Größenbereich 3 – 20.[57] Jenseits dieser Grenze werden spezielle Verfahren verwendet, um rohe Scandaten für die verbleibenden 230 Sterne herunterzuladen, die heller als Größe 3 sind; Methoden zur Reduzierung und Analyse dieser Daten werden entwickelt; und es wird erwartet, dass es eine "vollständige Himmelsabdeckung am hellen Ende" mit Standardfehlern von "ein paar Dutzend µas" geben wird.[58]
Ich weiß jedoch nicht, wie viel das bei Beteigeuze helfen wird, aufgrund seines großen scheinbaren Durchmessers.
Die Hipparchos-Parallaxe von Beteigeuze scheint also nicht genau genug zu sein?
Wenn nur jemand einen noch fortschrittlicheren astrometrischen Satelliten als Hipparchos starten würde.
Tatsächlich hat die ESA einen noch fortschrittlicheren astrometrischen Satelliten, Gaia, gestartet, der voraussichtlich von 2013 bis etwa 2022 in Betrieb sein wird. Und es ist möglich, dass Gaia bereits genauere Parallaxenmessungen von Beteigeuze durchgeführt hat.
[Hinzugefügt am 02.06.2020. Jemand sagte, dass Betelgeuse zu hell ist, als dass Gaia es beobachten könnte. Da Beteigeuze von der Erde aus gesehen der zehnthellste Stern ist, ohne die Sonne, bedeutet dies, dass einige der Sterne, die von der Erde aus gesehen am hellsten sind, von Gaia nicht untersucht werden können. Möglicherweise können zukünftige Weltraumobservatorien auch diese wenigen sehr hellen Sterne messen.]
Und als ob das noch nicht genug wäre, könnten eines Tages möglicherweise Kopien des Gaia-Satelliten oder noch fortschrittlichere astrometrische Observatorien zu den Punkten L4 und L5 des Jupiters unter den trojanischen Asteroiden geschossen werden.
Parallaxenbeobachtungen von der Erde oder von Satelliten, die die Erde umkreisen, haben eine maximal mögliche Basislinie von etwa 2 Astronomischen Einheiten (AE), wenn sie im Abstand von sechs Monaten gemacht werden, wenn sich die Erde auf gegenüberliegenden Seiten ihrer Umlaufbahn befindet.
Observatoriumssatelliten an Jupiters Positionen L4 und L5 würden immer etwa 10,4 AE voneinander entfernt sein.
Observatoriumssatelliten an den Positionen L4 und L5 des Saturn würden immer etwa 19,08 AE voneinander entfernt sein.
Beobachtungssatelliten an den Positionen L4 und L5 von Uranus würden immer etwa 38,44 AE voneinander entfernt sein.
Observatoriumssatelliten an Neptuns Positionen L4 und L5 würden immer etwa 60,12 AE voneinander entfernt sein. Eine Basislinie, die 30,06-mal größer ist als bei der Verwendung von Observatorien auf der Erde.
Und natürlich befanden sich die Observatoriumssatelliten in Jupiters L4- und L5-Positionen manchmal auf gegenüberliegenden Seiten der Sonne von denen in Neptuns L4- und L5-Positionen.
Und natürlich, wenn Repliken des Gaia-Satelliten oder noch fortschrittlichere Observatorien in mehreren verschiedenen, gleich weit entfernten Richtungen aus dem Sonnensystem hinausgeschickt werden, werden sie schließlich die Entfernung zur Umlaufbahn von Neptun überschreiten und noch größere Basislinien haben, von denen aus sie ihre Parallaxenbeobachtungen durchführen können.
Und das könnte notwendig sein, um extrem genaue Messungen der Positionen und Entfernungen zu den nächsten Sternen zu erhalten, bevor unbemannte Sonden oder bemannte Expeditionen dorthin geschickt werden.
Und natürlich würde eine Mission unbemannter oder bemannter Reisen zu anderen Sternensystemen darin bestehen, astrometrische Beobachtungen und Parallaxenmessungen aus Entfernungen von Lichtjahren von der Erde durchzuführen. Beispielsweise könnten mit einer Grundlinie von Lichtjahren die Parallaxen jedes Sterns in der Andromeda-Galaxie gemessen und eine dreidimensionale Karte davon erstellt werden, zusätzlich zu einer viel genaueren Kartierung der Positionen von Sternen in unserer Galaxie.
[Hinzugefügt am 2. Juni 2020. Beobachtungen der Richtung nach Beteigeuze von der Erdumlaufbahn aus können einen Weltraumzylinder mit dem Durchmesser von Beteigeuze erzeugen, der sich Hunderte und Tausende von Lichtjahren in den Weltraum erstreckt. Betelgueuse befindet sich irgendwo entlang dieses Raumzylinders. Beobachtungen der Richtung nach Betelgueuse von einem anderen Lichtjahre entfernten Sternensystem würden einen ähnlichen Zylinder mit einer anderen Ausrichtung ergeben. Wo sich die beiden Zylinder teilweise oder vollständig schneiden, wäre dort, wo sich Beteigeuze befindet, und es könnte sich um eine viel kürzere Zylinderlänge handeln, als durch Beobachtungen von nur einem Sonnensystem erzeugt.]
Möglicherweise wird die Entfernung zu Beteigeuze also irgendwann genau gemessen, bevor die ersten unbemannten oder bemannten Raumschiffe zu den nahen Sternen geschickt werden.
äh
PM 2Ring
äh