Какое разрешение необходимо, чтобы увидеть квазар через центр галактики?

Центр галактики плотно забит звездами и затенен кучей пыли между нами и нею. По этим причинам группам, изучающим движение звезд вокруг сверхмассивной черной дыры в центре Млечного Пути, необходимо использовать большие телескопы для работы в ближнем инфракрасном диапазоне. Если оставить в стороне вопросы затенения пылью, какое разрешение должно быть у телескопа, чтобы выделить фоновый квазар, смотрящий через центр Млечного Пути?

QSO SDSS начинаются примерно с 8-й звездной величины (Вега) по фотометрии 2MASS ( ЧАС и К с диапазоны) и возрастают по степенному закону по мере уменьшения потока Вот быстрый и грязный график опроса SDSS QSO, сделанного из выпуска данных SDSS 10, сделанного с помощью topcat . Я бы преобразовал график в количество отсчетов на телесный угол, но мне слишком лень искать область обзора спектроскопического обзора SDSS прямо сейчас.Гистограмма потоков квазаров

Есть быстрый и грязный пример эффекта, который я описываю на рисунке 2 Ghez et al. (2008) статья Роба Джеффриса, ссылка на которую приведена ниже. Разница между красными и синими точками заключается как во времени экспозиции (больше фотонов), так и в более высоких коэффициентах Штреля (показатель того, насколько изображение близко к дифракционному ограничению, и, следовательно, показатель разрешения при той же оптической системе).

В общем, можно сказать, что вопрос заключается в следующем: как мы определяем предел путаницы на изображениях с точечными источниками? Это специально применяется к полю зрения на небе с наибольшей доступной плотностью разрешенных точечных источников. Конкретно, скажем, мы хотели решить 22 н г источники звездной величины в видах на центр галактики, какое разрешение требуется для этого?

Чтобы получить полный ответ на более конкретный вопрос «насколько глубоко мы должны смотреть, чтобы увидеть фоновый квазар», потребуется дополнительная информация: размер поля зрения и поглощение пыли вдоль линии обзора. Итак, для простоты я предполагаю, что если вы разрешаете 22 н г источники величины в К диапазон, вы, вероятно, видите квазар. Таким образом, нам нужна только спроецированная на небо плотность источников, более ярких, чем это отсечение, грубо говоря, и некоторое описание того, насколько должны быть разрешены источники по фоновой яркости, чтобы обнаружить их, чтобы ответить на вопрос.

Я не эксперт, но я думаю, что дело не только в разрешении. Если вы посмотрите на деревья в лесу, вы просто не сможете видеть дальше самых дальних деревьев. Сигнал пульсара на другой стороне просто теряется в сигнале переднего плана.
@agtoever Сомнительно - звезды крошечные по сравнению с пространством между ними. Я почти уверен, что при достаточном разрешении часть неба, физически заблокированная этими звездами, невелика.
«Фокус в том, что половина Млечного Пути скрыта газом и пылью. Поэтому мы на самом деле не знаем, какие структуры находятся на другой стороне галактического диска. С более мощными инфракрасными телескопами мы в конечном итоге сможем увидеть хотя газ и пыль и наметить все спиральные рукава». [ google.nl/amp/www.universetoday.com/115203/…
Почему вы хотите наблюдать за квазаром, глядя на движение звезд в галактическом центре? Вы очень косвенны.

Ответы (1)

В ожидании разъяснений я предполагаю, что ваш вопрос касается калибровки системы отсчета, в которой измеряются движения звезд в центре Галактики.

Процесс описан Ghez et al. (2008) ; не предполагает наблюдения квазаров в инфракрасном диапазоне длин волн; и учеба от этого не страдает.

Изображения адаптивной оптики центра Галактики имеют размер 5-10 угловых секунд, но содержат тысячи звезд. Лишь часть из них находится близко к центру Галактики. Ансамбль можно использовать итеративно для определения относительной системы отсчета путем сведения к минимуму смещения тысяч звезд, исключая те, что очень близки к Sgr A*, и звезды с большим движением.

Это действительно все, что требуется для проведения орбитального анализа черной дыры.

Чтобы поместить координаты в Международную небесную систему отсчета, наблюдается более широкое поле, содержащее несколько ярких в инфракрасном диапазоне звезд-гигантов, которые также являются яркими мазерными источниками в радиодиапазоне. Их положения используются для загрузки координат в ICRS, и это важно, если, например, нас интересует относительное движение Солнца вокруг Галактики.

Мазерные источники имеют положения ICRS благодаря их положениям радиоисточников по сравнению с радиокоординатами далеких (но все еще ярких и точечных) фоновых квазаров. Проблема фоновых источников, поглощения и путаницы не возникает на радиоволнах.

Вы правильно угадали конечную мотивацию, но, по моему скромному мнению, ближайший вопрос сам по себе является интересным упражнением. Я знаком с использованием водных мазеров для создания системы отсчета, но у меня все еще есть вопрос: «Было бы здорово, если бы мы могли использовать квазары на одном и том же изображении для определения системы отсчета?» задумался и задался вопросом, что нужно для этого.
@SeanLake Я не понимаю, при чем здесь разрешение. Вы имеете в виду, если квазар настолько слаб, что сливается с общим фоном звезд поля?
Бинго. Детали добавлены к вопросу.
Какое разрешение необходимо, чтобы увидеть квазар через центр галактики?
СпросиСетьПолитика конфиденциальности1y, 0v