Как часто радиотелескопы используются для измерения параллакса? Когда это было сделано впервые?

Я могу частично ответить на этот вопрос с точки зрения пульсара.

По всем направлениям измерения параллакса — довольно новая разработка в радиоастрономии. Интерферометры необходимы для достижения любой разумной степени точности, поэтому измерения параллакса стали использоваться в основном в последние два десятилетия, а такие инструменты, как массив с очень длинной базовой линией, занимают центральное место. Тем не менее, параллаксы пульсаров существуют уже около 40 лет. Солтер, Лайн и Андерсон (1979) определили параллаксы для шести пульсаров, хотя измеренный параллакс для B1929+10 был аномально высоким и был быстро оспорен ( Бэкер и Срамек, 1982 ). На рубеже веков лишь около дюжины пульсаров имели радиопараллаксы ( Тоскано и др., 1999 ); это число с тех пор значительно увеличилось, хотя я не знаю текущего подсчета.

Параллакс имеет сложные отношения с пульсарами, потому что, возможно, большую часть времени он нам не нужен для измерения внутренних расстояний. На радиоволны сильно влияет дисперсия в межзвездной среде , поскольку взаимодействия между радиоволнами и свободными электронами задерживают время прихода сигнала на величину, зависящую от частоты (она масштабируется как$\nu^{-2}$). Величина этого скейлинга определяется мерой дисперсии, которая определяется линейным интегралом плотности свободных электронов на пути между наблюдателем и пульсаром:

$$\text{DM}=\int n_e\text{d}l$$ При наблюдении за источником вы можете просмотреть множество возможных DM и найти тот, который лучше всего устраняет эту дисперсию в сигнале. Когда у вас есть правильная DM, вы можете сравнить ее с моделями электронной плотности Галактики (например, с моделью NE2001 ) и использовать прямое восхождение и склонение источника, чтобы определить, насколько далеко он находится. Таким образом, вы можете получить разумную оценку расстояния примерно за 15 минут с помощью хорошего однозеркального телескопа, вместо того, чтобы ждать месяцы, чтобы выполнить измерения с помощью интерферометра. Поскольку$\nu^{-2}$падение означает, что дисперсия не имеет значения в других участках электромагнитного спектра, радиоастрономы имеют дополнительный инструмент в своих наборах инструментов для определения расстояний.

(С другой стороны, эти модели плотности электронов должны были быть каким-то образом выведены — людям нужно было априори знать расстояния до пульсаров, чтобы сгенерировать их. Параллакс — один из способов сделать это; пульсаров, используемых для калибровки, принадлежат ассоциациям с известными расстояниями.Кроме того, иногда модели бывают неполными или неправильными!Обзор FAST GPPS ( Han et al. 2021 ) выявил 11 пульсаров с DM, превышающими максимальную DM, предсказанную одним или обе модели NE2001 и YWM16, а это означает, что необходимо учитывать некоторую избыточную плотность - скажем, большее количество областей HII.)

Вы также можете определить параллаксы без их явного измерения. Многие пульсары и магнетары изучаются с использованием пульсарного хронометража , который следит за тем, когда приходят наборы импульсов, и сравнивает их с модельным временем прихода. Наиболее часто подходящие параметры - прямое восхождение, склонение, частота вращения.$f$(или период$P$), и его производная по времени$\dot{f}$(или производная периода$\dot{P}$), но для источников, которые не являются ужасными и для которых у вас достаточно эпох наблюдений, вы должны быть в состоянии подобрать другие величины, включая бинарные параметры для пульсаров с компаньоном, а также собственное движение и, да, параллакс в некоторых случаи. Если вы сможете получить достаточно наблюдений на большом однозеркальном телескопе, вы сможете определить параллакс яркого и стабильного источника, такого как хороший миллисекундный пульсар, хотя и не в точности.$\sim10\;\mu\text{as}$точность интерферометра с длинной базой, такого как VLBA.

При выполнении высокоточного измерения времени мы должны учитывать, как Земля движется относительно барицентра Солнечной системы, что приводит к так называемой задержке Ремера (время прибытия действительно преобразуется из топоцентрического времени прибытия в обсерватории во время прибытия). в ССБ). Это приводит к отклонениям во времени прибытия порядка

$$\Delta_{R\odot}^{\text{max}}=\frac{1\;\text{AU}}{c}\cos\beta\approx500\cos\beta\;\text{seconds}$$ с$\beta$эклиптическая широта. Это затрудняет подгонку положения вблизи эклиптики, где интерферометрические наблюдения могут пригодиться для временной модели.

При всем при этом, если у вас уже есть астрометрия и вы знаете собственное движение и параллакс источника, ваша временная модель может быть значительно лучше, как указано в статье о магнетаре, на которую вы ссылаетесь. Если вы действительно заинтересованы в высокоточной синхронизации, возможно, стоит приложить дополнительные усилия. Мне, конечно, любопытно, как дополнительные астрометрические исследования магнетаров улучшат модели синхронизации.