Wie oft werden Radioteleskope zur Messung der Parallaxe verwendet? Wann wurde das zum ersten Mal gemacht?

Ich kann dies teilweise aus einer Pulsarperspektive beantworten.

Generell sind Parallaxenmessungen eine ziemlich neue Entwicklung in der Radioastronomie. Interferometer sind erforderlich, um ein vernünftiges Maß an Genauigkeit zu erreichen, und so sind Parallaxenmessungen hauptsächlich in den letzten zwei Jahrzehnten ins Spiel gekommen, wobei Instrumente wie das Very Long Baseline Array im Mittelpunkt standen. Allerdings haben wir seit etwa 40 Jahren Pulsarparallaxen. Salter, Lyne und Anderson (1979) bestimmten Parallaxen für sechs Pulsare, obwohl die gemessene Parallaxe für B1929+10 ungewöhnlich hoch war und schnell umstritten war ( Backer & Sramek 1982 ). Um die Jahrhundertwende hatten nur etwa ein Dutzend Pulsare Radioparallaxen ( Toscano et al. 1999 ); Diese Zahl hat sich seitdem erheblich erhöht, obwohl ich die aktuelle Zahl nicht kenne.

Die Parallaxe hat eine komplizierte Beziehung zu Pulsaren, da wir sie wohl die meiste Zeit nicht für intrinsische Entfernungsmessungen benötigen . Radiowellen werden stark von der Dispersion im interstellaren Medium beeinflusst , da Wechselwirkungen zwischen Radiowellen und freien Elektronen die Ankunftszeit eines Signals um einen frequenzabhängigen Betrag verzögern (es skaliert wie$\nu^{-2}$). Die Größe dieser Skalierung wird durch das Dispersionsmaß bestimmt, das durch das Linienintegral der freien Elektronenzahldichte über die Strecke zwischen Beobachter und Pulsar gegeben ist:

$$\text{DM}=\int n_e\text{d}l$$ Wenn Sie eine Quelle beobachten, können Sie eine Vielzahl möglicher DMs durchsuchen und diejenige finden, die diese Streuung am besten aus dem Signal entfernt. Sobald Sie die richtige DM haben, können Sie sie mit Modellen der galaktischen Elektronenzahldichte (z. B. dem NE2001-Modell ) vergleichen und die Rektaszension und Deklination der Quelle verwenden, um zu bestimmen, wie weit sie entfernt ist. Daher können Sie mit einem guten Einschalenteleskop in etwa 15 Minuten eine angemessene Entfernungsschätzung erhalten, anstatt Monate auf die Durchführung von Messungen mit einem Interferometer zu warten. Seit der$\nu^{-2}$Drop-Off bedeutet, dass die Dispersion in anderen Abschnitten des elektromagnetischen Spektrums irrelevant ist, haben Radioastronomen ein zusätzliches Werkzeug in ihren Werkzeugkästen, um Entfernungen zu bestimmen.

(Andererseits mussten diese Modelle der Elektronenzahldichte irgendwie abgeleitet werden - die Leute mussten a priori die Entfernungen zu den Pulsaren kennen, um sie zu erzeugen. Parallaxe ist eine Möglichkeit, dies zu tun; alternativ könnten Sie herausfinden, ob es welche gibt der für die Kalibrierung verwendeten Pulsare gehören zu Assoziationen mit bekannten Entfernungen Außerdem sind die Modelle manchmal unvollständig oder falsch ! sowohl das NE2001- als auch das YWM16-Modell, was bedeutet, dass eine Art Überdichte - sagen wir mehr HII-Regionen - berücksichtigt werden muss.)

Sie können auch Parallaxen bestimmen, ohne sie explizit zu messen. Viele Pulsare und Magnetare werden mit dem Pulsar-Timing untersucht , das untersucht, wann Pulssätze ankommen, und diese mit Modellankunftszeiten vergleicht. Die am häufigsten angepassten Parameter sind Rektaszension, Deklination und Drehfrequenz$f$(oder Punkt$P$) und seine zeitliche Ableitung$\dot{f}$(oder Periodenableitung$\dot{P}$), aber für Quellen, die nicht schrecklich sind und für die Sie genug von Beobachtungsepochen haben, sollten Sie in der Lage sein, andere Größen anzupassen, einschließlich binärer Parameter für Pulsare mit einem Begleiter sowie Eigenbewegung und, ja, Parallaxe in bestimmten Fälle. Wenn Sie mit einem großen Teleskop mit einer einzigen Schüssel genügend Beobachtungen machen können, könnten Sie die Parallaxe einer hellen und stabilen Quelle wie eines netten Millisekundenpulsars bestimmen, wenn auch nicht der$\sim10\;\mu\text{as}$Genauigkeit eines Interferometers mit langer Basislinie wie dem VLBA.

Bei der hochpräzisen Zeitmessung müssen wir berücksichtigen, wie sich die Erde relativ zum Baryzentrum des Sonnensystems bewegt, was zu einer sogenannten Römer- Verzögerung führt (Ankunftszeiten werden von der topozentrischen Ankunftszeit an einem Observatorium in die Ankunftszeit umgewandelt bei der SSB). Dies führt zu Schwankungen der Ankunftszeit in der Größenordnung von

$$\Delta_{R\odot}^{\text{max}}=\frac{1\;\text{AU}}{c}\cos\beta\approx500\cos\beta\;\text{seconds}$$ mit$\beta$die ekliptische Breite. Dies erschwert die Anpassung an eine Position in der Nähe der Ekliptik, wo interferometrische Beobachtungen für ein Zeitmodell nützlich sein können.

Alles in allem, wenn Sie bereits über Astrometrie verfügen und die Eigenbewegung und Parallaxe einer Quelle kennen , ist Ihr Zeitmodell möglicherweise erheblich besser, wie das von Ihnen verlinkte Magnetar-Papier zeigt. Wenn Sie wirklich an hochpräzisem Timing interessiert sind, lohnt es sich möglicherweise , sich die zusätzliche Mühe zu machen. Ich bin sicherlich gespannt, wie weitere Astrometriestudien von Magnetaren Zeitmodelle verbessern werden.