망원경의 각도 분해능은 시차 정밀도로 어떻게 해석됩니까?

우리는 종종 다양한 망원경 및 기타 광학 장비 의 각도 해상도 에 대한 과학적이며 더 일반적인 독자 문헌과 기사를 읽을 수 있습니다 . 그들은 종종 각 해상도, 즉 요컨대 오늘날 디지털 시대의 작은 먼 거리의 물체를 센서 픽셀 단위로 해결하거나 구별하는 능력을 열거합니다.

                ^{시차로부터 별의 거리를 찾는 것. 삼각법 시차 법
                은 지구 궤도의 반대쪽 끝에서 볼 때 명백한 위치에서 약간의 이동 을 측정하여 별까지의 거리를 결정 합니다. (자료 : 우주를 측정 )}

내가 관심이있는 것은 시차 측정의 정밀도에 있으며, 언급 된 방사능 분해능과 직접 유사한 관측 된 물체의 거리를 결정하는 능력과 망원경의 각도 분해능 데이터를 사용하여 어떻게 계산할 수 있는지 지상 관측소와 우주 관측소 모두 아펠 리온 거리 와 거의 동일한 동계 (perihelion) 를 갖는다 고 가정한다 (즉, 우주 관측소는 지구의 궤도에있다).

실제로 시차 측정은 널리 사용되는 다이어그램을 사용하여 위에서 설명한 것과 다릅니다. 시차는 별이 하늘에서 타원을 처방하게하며, 반주 축은 평행 각과 같습니다.

망원경 일반적 좌표 스타 (RA 또는 DEC)의 변화를 측정 하고 그 정보를 변환 타원 처방 및 시차 각도를 결정한다. 이제 망원경이 RA와 12 월의 이러한 변화를 기록 할 수있는 능력은 가장 적은 수를 기준으로하며, 이는 각 분해능에 따라 달라집니다.

따라서 시차 방법을 사용한 거리 측정의 범위는 사용되는 망원경의 각도 분해능을 기반으로합니다.

이미지 출처 : http://documents.stsci.edu/hst/fgs/documents/handbooks/ihb_cycle16/c01_intro4.html

시차 결정을위한 가장 진보 된 시스템 은 Gaia에 사용되는 AGIS 입니다. 망원경의 각도 분해능을 훨씬 뛰어 넘을 수 있습니다. 각도 분해능은 하나의 매개 변수입니다.

실제로 망원경의 해상도와 거의 독립적으로 별 의 광도 중심 을 결정하면 됩니다. 이는 주로 통계적인 문제이며 특히 이미지 노이즈, 별의 밝기 및 관측치 수에 따라 다릅니다.

망원경 교정과 광도 중심 결정은 하나의 솔루션 알고리즘으로 수행 할 수 있습니다.