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 überarbeitete 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
Wenn Radioastrometrie verwendet wird, um Positionen von Beteigeuze zu messen, um seine Parallaxe zu bestimmen, vermute ich (siehe unten), dass es sich um die thermische Schwarzkörperstrahlung aus der "Radiophotosphäre" des Sterns handelt und nicht um Maserstrahlung von einer Wolke weit außerhalb davon der Stern selbst.
( Diese Antwort auf Wie weit wurden einzelne Sterne von Radioteleskopen gesehen? Erörtert zum Beispiel Maserstrahlung von Sternen.)
Harperet al. (2017) enthält:
Für die Zwecke dieser Arbeit wurden die Kanäle, die Linienemission enthielten, von der Analyse ausgeschlossen und ein einzelner Kontinuum-Datensatz, zentriert bei ≃338 GHz mit einer Bandbreite von ∼5,9 GHz, wurde verwendet.
und Harperet al. (2008) erwähnt:
Wir haben die höchsten räumlichen Auflösungen verwendet, die mit dem VLA verfügbar sind, dh A-Konfiguration mit der Pie Town VLBA-Antenne, und diese ermöglichen es uns, mit Hipparcos vergleichbare Positionsunsicherheiten zu erhalten. Eine gute UV-Abdeckung wurde für sechs Frequenzbänder (Q, K, U, X, C, L) 7 bei fünf Epochen erzielt. Für jedes Band verwendeten wir zwei 50-MHz-Kontinuumskanäle, die volle Stokes-Polarisationen aufzeichneten.
7 Diese Bänder haben nominale Wellenlängen: Q = 0,7 cm, K = 1,3 cm, U = 2,0 cm, X = 3,6 cm, C = 6 cm und L = 20 cm.
Fragen:
Sterne haben sicherlich Radiostrahlung von ihren Photosphären, da schwarze Körper bei allen Wellenlängen emittieren. Aber das wird normalerweise nicht erkannt, weil es so schwach ist. Mit einigen einfachen Zahlen erreicht die Emission eines Sterns wie der Sonne ihren Höhepunkt bei einer Wellenlänge von etwa 500 nm (= m), und die langwellige Seite der Planck-Funktion, in der Rayleigh-Jeans-Näherung , geht als , also bei einer Wellenlänge von 5 cm (= m) die Emission wird mal schwächer. Bei nahen oder sehr leuchtenden Sternen ist es in einigen Fällen möglich, dies zu erkennen (z. B. mit ALMA, das sowohl sehr empfindlich ist als auch bei etwas kürzeren Wellenlängen arbeitet), aber typischerweise stammt die erkannte Radioemission von anderen Prozessen wie Synchrotronemission.
Ob die Radiophotosphäre einen wesentlich anderen Radius hat, hängt von der Opazität bei dieser Wellenlänge ab, aber Reid & Menten (1996) Radio Photospheres of Red Giant Stars legen nahe, dass sie für einige Riesen viel größer sein kann als die optische Photosphäre.
Aus der Zusammenfassung:
[...] Diese Beobachtungen deuten darauf hin, dass langperiodische Variablen eine „Radiophotosphäre“ bei etwa zwei Sternradien haben, wobei der Sternradius durch linienfreie Bereiche bei optischen Wellenlängen definiert ist. Die Radiophotosphäre befindet sich direkt innerhalb der SiO-Maser-Hülle, und die begrenzte Variabilität der Radioemission legt nahe, dass Sternschocks in dieser Region hauptsächlich gedämpft werden. Die Dichte und Temperatur der Radiophotosphäre werden auf >~ 10 12 cm -3 und geschätzt 1400K bzw. Für diese physikalischen Bedingungen sorgen freie Elektronen, die überwiegend aus der Ionisation von Kalium- und Natriumatomen gewonnen werden, durch Wechselwirkungen mit neutralen H-Atomen und H 2 -Molekülen für die Opazität.
äh