Astronomía

Midiendo la distancia de las estrellas por paralaje usando un pequeño telescopio

Midiendo la distancia de las estrellas por paralaje usando un pequeño telescopio


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Me preguntaba si es posible medir la distancia de las estrellas usando paralaje en casa con un telescopio pequeño (algo así como un reflector de 3 pulgadas). ¿O esto no es realmente práctico?


Respuesta corta: no realmente, el paralaje para las estrellas más cercanas está justo en los límites de resolución para un buen equipo de aficionados en tierra.

La estrella más cercana mostraría un ángulo de paralaje de menos de un segundo de arco. (El Parsec incluso toma su definición basada en un segundo de arco de paralaje).

Las observaciones de aficionados desde tierra probablemente se limitan a un segundo de arco como máximo, por lo que probablemente no sea posible medirlas.

Un caso especial (y totalmente ficticio): si una estrella cercana como Alpha Centauri estuviera exactamente entre nosotros y una estrella mucho más distante, y fuera posible verlos a ambos sin que Centauri dominara a esa estrella distante, entonces quizás sería posible observarlos como un doble cercano. Sin embargo, eso no es cierto en la práctica.

Actualizar:

Impulsado por la respuesta mucho mejor de Rob, la determinación de paralaje más temprana que pude encontrar fue usar

el heliómetro Fraunhofer de 6,2 pulgadas (157,5 mm) de apertura en Königsberg

(Fuente: artículo de Heliometer en Wikipedia).

En términos puramente de apertura, es un instrumento del tamaño de un aficionado (con algunos equipos de medición ciertamente muy precisos incorporados). Entonces, mi sugerencia ahora es ignorar mi respuesta inicialmente dudosa y probar las mediciones, tal vez usando una cámara con un aumento bastante alto como sugiere Rob ...


Creo que lo que hay que hacer es tener un generador de imágenes CCD en un telescopio con una relación f grande, de modo que cada píxel del detector cubra un pequeño ángulo en el cielo; yo diría que como máximo 0,25 segundos de arco. El campo de visión también debe ser lo suficientemente amplio para que pueda obtener muchas estrellas débiles en la misma imagen CCD. Debe tener un telescopio capaz de seguir el cielo.

Luego, lo que debe hacer es tomar fotografías en las noches de mejor visibilidad, asegurándose de no saturar la estrella cercana que le interesa, sino de obtener una señal razonable de ruido en las muchas estrellas débiles.

Luego, debe calibrar astrométricamente sus imágenes para poder estimar la posición aparente de la estrella de interés con respecto a las estrellas de fondo (débiles y, por lo tanto, asumidas).

Si tiene una visión de 2 segundos de arco, entonces la mejor precisión de centroide que razonablemente podría esperar lograr es una precisión de alrededor de 1/10 del disco de visión o 0,2 segundos de arco. Si tiene ese tipo de datos repetidos varias veces en el transcurso de, digamos, 2 años (porque necesita ajustar una solución que incluya el movimiento propio anual así como el paralaje anual), entonces creo que podría medir paralaje de estrellas a unos pocos pársecs (¿quizás diez?) sin ningún problema.

El problema con un reflector de tres pulgadas es que necesitará hacer exposiciones muy largas para obtener muchas estrellas de fondo tenues en su imagen y luego puede tener problemas con la precisión del seguimiento.


La guía definitiva de telescopios y astronomía amateur

Esta guía de astronomía para principiantes lleva al espectador / lector a través de los aspectos más importantes para ponerse al día con la astronomía amateur al cubrir los conceptos básicos del telescopio y los conceptos básicos de observación de estrellas. El astrónomo aficionado principiante aprenderá sobre las monturas ecuatoriales, los tipos de telescopios, todo sobre los accesorios básicos, el cálculo de la ampliación y, lo que es más importante, tres videos que le ayudarán a aprender a orientarse por el cielo nocturno.

Al final, hay una lista de algunas de las mejores aplicaciones / software / libros para aquellos que comienzan, y consejos para mejorar el detalle de los objetos planetarios y del cielo profundo en el ocular, todo en poco más de una hora. En resumen, este es el.


¿Es posible la medición de paralaje trigonométrica?

¿Es posible medir con equipos de aficionados la paralaje trigonométrica de al menos las estrellas más cercanas?

¿Alguna información práctica? No pude encontrar nada en la red pero sé que durante el siglo XIX

los primeros paralaje se midieron con refractores de 4 "y 6".

¡Me gustaría un proyecto amateur como este!

¡Gracias de antemano por sus amables respuestas!

Editado por Giorgos, 30 de enero de 2020-03: 06 h.

# 2 sg6

Parece razonable a pesar de que se puede mantener el dato de la lectura inicial; una medición sería de 6 meses separada de la segunda. Entonces, cualquiera que sea la primera posición angular que se haya hecho en / con / en contra, tendría que mantenerse hasta 6 meses después.

La lectura rápida de Earthsky dice que la distancia al más cercano es 300.000 veces mayor que la distancia al sol.

Entonces, el paralaje sería el ángulo de 2 / 300,000 por lo que 1/15000 grados.

Ejecute rápidamente una calculadora y obtendrá un paralaje de 1.375 segundos de arco.

Lo que parece estar dentro del rendimiento de los equipos actuales.

No estoy seguro de una manera fácil de hacerlo. Una que me viene a la mente es centrar una estrella más distante que esté en línea con la más cercana y medir la separación angular, esperar 6 meses, repetir la medición. La estrella más cercana debería haber cambiado de posición en 1.375 min de arco, la estrella más cercana no debería haberse movido debido a la mayor distancia y es de esperar que su paralaje sea insignificante.

Como en la mayor parte de esto se espera obtener varias mediciones, entonces supongo que descarte la más baja y la más alta y promedie el resto. También podría descartar los 2 más altos y los 2 más bajos, podría endurecer la medición final "promedio". Tal vez tomar 20 mediciones y descartar el 10% más alto y el 10% más bajo es probablemente lo que consideraría, por lo que a partir de 20 solo 16 avanzan.

Dependerá de la cantidad de medidas tomadas y de lo bueno que seas. Si las medidas son un desastre general y están por todas partes, entonces algo salió mal.


Domingo 25 de noviembre de 2012

Telescopio - ¿Se puede conocer la información angular con mayor precisión que el límite de difracción?

El límite de difracción se ocupa de la capacidad de determinar si dos cosas están separadas. Estoy interesado en la capacidad de encontrar el centroide de un solo objeto.

Imagínese una estrella sin vecinos cercanos, ¿sería posible determinar el centroide de esa estrella a una resolución superior al límite de difracción?

La estrella es esencialmente una fuente puntual y me pregunto si mirar los bordes del disco aireado permitiría determinar un centroide si tuviera una cámara mágica con píxeles infinitos.

Me parece que debería poder ver el disco y luego calcular un centroide que sea más pequeño que el disco aireado.

Gracias por cualquier ayuda que pueda brindar =)


Medición de puntas de paralaje estelar

Telescopio reflector de apertura de 11 cm, y estoy buscando un dispositivo / técnica que pueda usar para ayudarme a medir ángulos de paralaje. Entiendo que medir esos ángulos es increíblemente difícil. Agradecería mucho cualquier consejo al respecto, así como algunas estrellas que serían buenos objetivos.

La forma más sencilla sería fotográficamente. Encuentre una estrella en la que esté interesado, fotografíelo en los extremos y use estrellas de fondo más distantes como puntos de referencia. Puede buscar sus posiciones en la esfera celeste en SIMBAD y determinar una escala a partir de eso.

Las estrellas brillantes más cercanas serían obviamente las mejores candidatas. Los dos mejores serían el sistema Alpha Centauri (hemisferio sur) y / Sirius (hemisferio norte).

Sin embargo, con un telescopio tan pequeño, es probable que tenga una gran cantidad de dificultades para obtener una imagen lo suficientemente grande como para poder medir este cambio con la resolución suficiente para percibir el paralaje que, incluso para las estrellas cercanas, es de menos de un segundo de arco ( donde 1 segundo de arco = 1/3600 de un grado). Si bien el telescopio que Wilhelm Bessel usó por primera vez para medir el paralaje estelar no era mucho más grande que el que tiene ahora, estaba especialmente configurado para percibir el paralaje.


Friedrich Wilhelm Bessel y las distancias de las estrellas

El 22 de julio de 1784, el matemático y astrónomo alemán Friedrich Wilhelm Bessel nació. Probablemente sea más conocido por sus trabajos en matemáticas, donde descubrió las funciones de Bessel del mismo nombre, que son críticas para la solución de ciertas ecuaciones diferenciales.

Friedrich Wilhelm Bessel & # 8211 Juventud y educación

Friedrich Wilhelm Bessel nació en Minden, Westfalia, como el segundo hijo de una gran familia con seis hijas y tres hijos. Su madre Friederike Ernestine Bessel de soltera Schrader (1753-1814) era hija de un pastor en Rehme. Su padre Carl Friedrich Bessel (1748-1828) se formó como abogado y en ese momento estaba empleado como secretario de gobierno en la administración pública prusiana. Bessel asistió al Gymnasium en Minden durante cuatro años, pero no parecía ser muy talentoso, encontrando el latín difícil, aunque más tarde logró enseñarse el idioma antiguo a sí mismo. A la edad de 14 años, Bessel fue aprendiz de la empresa de importación y exportación Kulenkamp & amp Sons en Bremen. Al principio, Bessel no recibió ningún salario de la empresa. La dependencia de la empresa de los buques de carga lo llevó a convertir sus habilidades matemáticas en problemas de navegación.

El problema de la longitud

En la práctica, un navegante depende de instrumentos para medir los ángulos de elevación de las estrellas, que eran económicamente inasequibles para Bessel. Con la ayuda de un carpintero y un relojero, él mismo construyó un sextante e inventó el & # 8211 más tarde conocido como & # 8211 método circunmeridiano para determinar el tiempo, utilizando dos estrellas aproximadamente a la misma altitud. Hizo sus primeras mediciones el 16 de agosto de 1803. Cuando observó una ocultación de estrellas en la rama de la luna oscura con su pequeño telescopio, determinó el tiempo de la ocultación y lo comparó con los datos que encontró en la revista. Monatliche Correspondenz y el Anuario Astronómico de Berlín. De esta manera, pudo determinar él mismo la longitud de Bremen con solo un pequeño error.

Cometa Haley & # 8217s

En 1804 Bessel escribió un artículo sobre el cometa Halley & # 8217s, [4] calculando la órbita usando datos de observaciones hechas por Thomas Harriot y William Lower en 1607 [2,5]. Esto le llamó la atención de una figura importante de la astronomía alemana en ese momento, Heinrich Wilhelm Olbers, el principal experto en cometas de su tiempo. [6] Olbers también vivió en Bremen donde ejerció como médico. Esto le dio a Bessel la oportunidad de establecer un contacto personal con Olbers. Como experto en cometas, Olbers reconoció de inmediato la calidad del trabajo de Bessel y organizó su publicación en el Correspondencia mensual. Posteriormente, Olbers le dio a Bessel la tarea de hacer más observaciones para llevar su trabajo más lejos. El artículo resultante, al nivel requerido para una tesis doctoral, fue publicado por recomendación de Olbers & # 8217. A partir de ese momento Bessel se concentró en la astronomía, la mecánica celeste y las matemáticas.

& # 8220Academic & # 8221 Carrera

En 1806 Bessel aceptó el puesto de asistente en el Observatorio de Lilienthal, lo que le dio una valiosa experiencia en la observación de planetas, en particular Saturno, sus anillos y satélites. También observó cometas y continuó su estudio de la mecánica celeste. Bessel no pudo obtener una cátedra sin antes obtener el título de médico. Un doctorado fue otorgado por la Universidad de Gotinga por recomendación de Gauss, [7] quien había conocido a Bessel en Bremen en 1807 y reconoció su talento. El 6 de enero de 1810, el rey de Prusia Federico Guillermo III nombró a Bessel primer profesor de astronomía en la Universidad Albertus de Königsberg y director del nuevo observatorio que se iba a construir, sin haber asistido a las clases superiores de una escuela primaria. , aprobó un examen de fin de estudios, estudió, recibió su doctorado o habilitación. Bessel rechazó una oferta simultánea para hacerse cargo del ya existente observatorio de la Universidad de Leipzig en condiciones considerablemente peores. Debido a su falta de un título académico, los profesores de la Facultad de Filosofía le negaron el derecho a dar conferencias matemáticas, y Bessel ignoró las objeciones y continuó su enseñanza matemática en el siguiente semestre. Para no dejar que el asunto se intensificara, finalmente se dirigió a Gauss, [7] que se había reunido con Bessel en Bremen en 1807, con la solicitud de obtener un título de la Universidad de Göttingen & # 8211, lo que logró: Bessel recibió doctorado y grado de maestría honoris causa con un certificado de fecha 30 de marzo de 1811. En el Observatorio de Königsberg publicó tablas de refracción atmosférica derivadas de las observaciones de James Bradley de las posiciones de 3222 estrellas hechas alrededor de 1750 en Greenwich (Bradley era astrónomo inglés Royal desde 1742 hasta 1762), que ya había comenzado en 1807. Mientras el observatorio todavía estaba en construcción, Bessel elaboró ​​el Fundamenta Astronomiae basado en las observaciones de Bradley.

Medición de paralaje

Desde 1819 Bessel determinó la posición de más de 50.000 estrellas asistidas por algunos de sus estudiantes calificados. Con este trabajo en su haber, Bessel pudo lograr la hazaña por la que mejor se le recuerda hoy: se le atribuye ser el primero en utilizar el paralaje para calcular la distancia a una estrella. Bessel demostró en 1838 que 61 Cygni, una estrella apenas concebible a simple vista, aparentemente se movía en una elipse cada año. Este movimiento de ida y vuelta, llamado paralaje anual, solo podría interpretarse como causado por el movimiento de la Tierra alrededor del Sol. Los astrónomos habían creído durante algún tiempo que el paralaje proporcionaría la primera medición precisa de las distancias interestelares; de hecho, en la década de 1830 hubo una feroz competencia entre los astrónomos para ser los primeros en medir un paralaje estelar con precisión.

Brote de cólera

El estallido de una epidemia de cólera en Königsberg provocó tumultuosos disturbios en julio de 1831, en los que se sospechó que Bessel había contraído el cólera por medio de balas de plata que se habían colocado en el observatorio para transmitir señales. Además, cuando el ayuntamiento de Königsberg instaló un cementerio para las víctimas del cólera en las inmediaciones del observatorio, Bessel prefirió sellar el observatorio y abandonar la ciudad durante dos meses.

Midiendo el paralaje estelar

Calcular las distancias de las estrellas

En 1838, Bessel anunció públicamente que 61 Cygni tenía una paralaje de 0,314 segundos de arco que, dado el diámetro de la Tierra y la órbita # 8217, indicaba que la estrella está a 10,3 años luz de distancia (según la medición de hoy y # 8217 de 11,4 años luz, la estimación de Bessel y # 8217 solo lo hizo). desviarse en aproximadamente un 10%). Otro descubrimiento importante de Bessel fue que las dos estrellas brillantes Sirius y Procyon ejecutan movimientos diminutos que solo podrían explicarse asumiendo que tenían compañeros invisibles que perturbaban sus movimientos. La existencia de tales cuerpos, ahora llamados Sirius B y Procyon B, fue confirmada con telescopios más poderosos después de la muerte de Bessel [3].

Encuesta geodésica

Además de estas actividades, se le ordenó realizar un estudio geodésico de Prusia Oriental (& # 8220Ostpreussische Gradmessungen & # 8221). A partir de las diferencias entre las coordenadas geodésicas y astronómicas, Bessel derivó la figura de la Tierra como un esferoide achatado con elipticidad 1 / 299.15 (elipsoide normal de Bessel). Bessel también contribuyó significativamente a las matemáticas e inventó las llamadas funciones de Bessel (también llamadas funciones cilíndricas) en 1824.

Ultimos años

En 1842, acompañado de su hija Elise, su yerno Georg Adolf Erman y su amigo matemático Carl Gustav Jacob Jacobi, [8] Bessel realizó su primer y único viaje al extranjero, que lo llevó a Gran Bretaña, donde asistió a la reunión anual de la Asociación Británica para el Avance de la Ciencia en Manchester y conocí a numerosos científicos como Brewster, Sabine y Hamilton. La salud de Bessel se deterioró tanto que tuvo que abandonar sus actividades de observación y enseñanza desde octubre de 1844 y apenas pudo realizar ningún trabajo científico. Como muestra de su estima, Federico Guillermo IV organizó un tratamiento temporal con su médico personal Schönlein. Friedrich Wilhelm Bessel murió el 17 de marzo de 1846 y fue enterrado en el cementerio Scholars & # 8217 en Königsberg.

En la búsqueda de videos académicos de yovisto, puede obtener más información sobre astronomía en una conferencia popular de Neil deGrasse Tyson en la Universidad de Washington en Seattle.


Midiendo la distancia a una estrella explotada

La nube de gas conocida como Nebulosa del Cangrejo se puede ver con
incluso un pequeño telescopio. Es el remanente de una supernova, un
explosión cataclísmica de una estrella. Se vio la explosión
en la tierra el 4 de julio de 1054 d.C. Las serpentinas en el
La figura resplandece con el característico color rojo de los
gas de hidrogeno. En el laboratorio de la tierra, hidrógeno calentado
produce luz roja con una frecuencia de 4.568 × 1014 Hz la roja
luz recibida de las serpentinas en la Nebulosa del Cangrejo
apuntado a la tierra tiene una frecuencia de 4.586 × 1014 Hz.

a) Suponga que la rapidez del centro de la nebulosa con respecto a la Tierra es despreciable.
Estima la velocidad con la que se expanden los bordes exteriores de la Nebulosa del Cangrejo.
b) Suponiendo que la expansión ha sido constante desde la explosión de la supernova, estime el
radio medio de la Nebulosa del Cangrejo en el año 2006. (Inmediatamente después de la explosión, el tamaño de la
La Nebulosa del Cangrejo no era elegible.) Da tu respuesta en años luz.
El tamaño angular de la Nebulosa del Cangrejo, visto desde la tierra, es de aproximadamente 4 minutos de arco por 6 de arco.
minutos, durante un promedio de 5 minutos de arco. (1 minuto de arco = 1/60 de grado)
c) Estime la distancia (en años luz) a la Nebulosa del Cangrejo.
d) Estime en qué año antes de Cristo tuvo lugar realmente la explosión de la supernova.
Un año luz (ly) es la distancia recorrida por la luz en un año.
Puede resultarle útil utilizar los primeros términos de la expansión binomial: (1 + ε) ^ p ≅ 1 + pε

Hola, no estoy muy seguro de cómo abordar esta pregunta, pero creo que tiene algo que ver con el efecto Doppler para la luz. Si este es el caso, emplearía la siguiente fórmula:

donde f_r es la frecuencia medida por el receptor y f_s la frecuencia de la fuente. Lo que me confunde aquí es que ambas frecuencias son iguales, por lo que no estoy seguro de cómo solucionar el problema.

Pero, dado que dicen asumir que la velocidad del centro de la nebulosa con respecto a la Tierra es insignificante, ¿podría escribir la fórmula de la siguiente manera?

4.586 × 1014 Hz = (1 + v / (3.0 x 10 ^ 8)) ^ - 1/2

antes de comenzar a resolver para v, ¿podrían darme alguna pista sobre si mi configuración es correcta o no?


Midiendo la distancia de las estrellas por paralaje usando un pequeño telescopio - Astronomía

Astrometría: el movimiento adecuado de la estrella de Barnard

Mi objeto de prueba fue la estrella de Barnard. Esta enana roja, por lo demás discreta, tiene un movimiento propio anual de 10,3 segundos de arco por año. Un cambio tan grande es fácil de medir con astrometría convencional. El desafío inicial fue este: cuál es el intervalo de tiempo más corto que me permitiría detectar, sin ambigüedades, el movimiento adecuado de la estrella de Barnard. La respuesta resulta ser entre cinco y siete días. Cuando terminé el proyecto en 2011, descubrí que con un newtoniano f / 4 ordinario de 8 pulgadas, ¡podía detectar el movimiento de la estrella de Barnard de una noche a la siguiente!

Movimiento adecuado ( = mu)

RA: -0,79871 segundos de arco / año
Diciembre: 10,33777 segundos de arco / año

Paralaje (p = pi)

0,5454 0,0003 segundos de arco

5,98 ± 0,003 años luz

10 milisegundos de arco. Sobre todas las observaciones, buenas y malas noches, el valor eficaz. El error fue de 22 mas y el error medio al hacer coincidir todas las posiciones con un modelo basado en las mediciones de HST fue de 43 mas.

En 2011 en la Society for Astronomical Sciences (SAS), di una charla y presenté un artículo sobre este proyecto de Barnard's Star. Puede descargarlos desde:

También publiqué una charla en Powerpoint presentada en la Conferencia de Imágenes Astro del Noreste de 2010. Esta charla brinda antecedentes útiles sobre cómo hice las mediciones astrométricas.

Cómo comencé con Barnard's Star.

La estrella de Barnard se encuentra en Ophiuchus, unos pocos grados al este de beta Ophiuchi, cerca del cúmulo abierto IC4665. Visualmente, es una estrella de décima magnitud.

Hice un primer grupo de observaciones en cuatro noches en junio / julio de 2009 desde el Observatorio Alpaca Meadows y el Observatorio Pine Mountain. En Alpaca Meadows, utilicé un reflector newtoniano f / 4 de 8 pulgadas más un corrector de coma ParaCorr, y en Pine Mountain, un Celestron de 11 pulgadas f / 10 EdgeHD. En ambos sitios, utilicé mi cámara CCD QSI 532ws con un filtro V fotométrico. Las observaciones se redujeron utilizando AIP4Win v2.3.11 (beta) en modo de depuración, ya que el ejercicio tenía el doble propósito de reducir los datos de imagen y depurar nuevas funciones en el software AIP4Win.

Para realizar cuidadosas mediciones astrométricas, seleccioné 11 estrellas de referencia del catálogo USNO UCAC2. Cada estrella está razonablemente bien aislada de las estrellas débiles de fondo y está disponible en imágenes tomadas con el reflector y el SCT. Los residuos astrométricos en RA y Dec fueron ambos cercanos a 0,1 segundos de arco. Las estrellas de referencia se muestran a continuación:

Estrella de Barnard: 17h 57m 47,98 + 04d 43 '15,5 (J2000) 2009.646 época de observación

La estrella de Barnard es el objeto brillante en el centro. Esta imagen se hizo sumando un total de 48 imágenes tomadas a través del EdgeHD de 11 pulgadas usando diferentes filtros de color durante las dos noches en Pine Mountain. Muestra estrellas mucho más débiles que cualquiera de las imágenes individuales utilizadas para astrometría.

Finalmente, usando una nueva función que se acaba de agregar a la Herramienta de medición de magnitud, hice astrometría en todas las imágenes de las cuatro noches del Taller de verano. Usé todas las imágenes, incluso aquellas con muy mal seguimiento. Los resultados se resumen en un gráfico de Excel a continuación:

El movimiento de la estrella de Barnard hacia el norte y el oeste es claramente visible en la trama. El movimiento hacia el norte se debe casi en su totalidad al movimiento propio, el movimiento hacia el oeste se debe al movimiento propio más el desplazamiento debido al paralaje trigonométrico. Esperaba que este movimiento se detuviera y luego se revirtiera en los próximos meses.

La determinación de dos noches más desde Alpaca Meadows con el telescopio Vixen R200SS amplía el gráfico de movimiento adecuado a continuación. El 16/17 de agosto, tomé 20 imágenes de 50 segundos de exposición cada una con el filtro V el 24/24 de agosto, tomé otras 20 imágenes con 30 segundos de exposición cada una, nuevamente, usando el filtro V. August AIP4Win v2.3.15 (beta) tiene nuevas funciones en la herramienta de medición de magnitud que simplifican la medición de coordenadas a partir de una serie de imágenes.

Además, un mayor cuidado al tomar las imágenes, especialmente para asegurar un mejor enfoque y obtener un mejor seguimiento, parece haber resultado en desviaciones estándar considerablemente más pequeñas, como se muestra cuantitativamente en la tabla y cualitativamente por la agrupación ajustada de puntos individuales en el gráfico para cada uno de los elementos. las dos noches.

Resultados después de las observaciones de un verano.

Para el 12 de diciembre de 2009, Ophiuchus se había hundido en la puesta del sol, pero yo había reunido muchas noches de observaciones que se muestran en la siguiente gráfica. La curva de la izquierda es exactamente lo que debería suceder cuando la Tierra se mueve alrededor de su órbita. Espero recoger la estrella en el cielo matutino en febrero o marzo cuando emerja del crepúsculo matutino.

Estos resultados fueron muy alentadores. Continué con las observaciones de Barnard's Star hasta 2010, y en 2011 presenté mis resultados preliminares en la reunión de SAS en Big Bear, CA.


ASTRONOMÍA y tecnología

Copyright 1989 por William A. Manly
H M I Consultoría
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Arlington, TX 76016
Este aviso de derechos de autor no debe eliminarse.
Puede distribuirse libremente a través de redes si
no hay otro cargo que no sea el tiempo de conexión.

Presentado originalmente en StarText
un servicio de información del Fort Worth Star-Telegram
Fort Worth, Texas

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| y ciencias biológicas. La informática está incluida, pero deferencia |
| se le da a las muchas columnas de computadora ya publicadas. |
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Este es un momento para emocionantes descubrimientos astronómicos. Quiero escribir sobre
algunos de estos, pero si profundizo, parte de la audiencia se perderá debido
al desconocimiento de los conceptos básicos. Para que todos estemos en el
misma longitud de onda (por así decirlo), revisemos algunos de los conceptos básicos de
investigación astronómica.

En primer lugar, la astronomía (¡no la astrología!) Es una ciencia peculiar. Es tan
Es curioso que lo haya visto argumentar que no es una ciencia en absoluto. Ciencias
se define como una actividad general donde:

2. se construyen hipótesis,

3. Las predicciones se hacen a partir de las hipótesis, y

4. Se realizan experimentos.

Los resultados de los experimentos nos dicen si la hipótesis puede hacer
predicciones. Si una predicción es incorrecta, se repite todo el proceso,
con nuevas hipótesis. Cuando una hipótesis siempre hace buenas predicciones,
se promueve a una teoría.

La astronomía es una ciencia peculiar porque no puede realizar experimentos. Eso
solo puede hacer observaciones y construir hipótesis. Si el astrónomo es
Por suerte, la naturaleza realizará el experimento por él / ella (hay bastantes
mujeres en astronomía). En su mayoría, las hipótesis astronómicas se construyen en tales
una forma en que nuevas observaciones pondrán a prueba la hipótesis. A veces el
Las observaciones tienen que ser refinadas, o se deben desarrollar o desarrollar nuevos métodos de observación.
inventado.

Otra peculiaridad muy interesante y deliciosa de la astronomía es que
los aficionados pueden y hacen contribuciones útiles. Esto es cierto en casi
ninguna otra ciencia en los tiempos modernos.

CÓMO SE HACEN LAS OBSERVACIONES. Las observaciones se realizan en este momento solo de dos maneras:

1. interceptando y midiendo la radiación electromagnética emitida
por objetos extraterrestres o

2. al interceptar o inferir la presencia de, y hacer
mediciones sobre partículas de materia emitidas por estos objetos.

Algunos astrónomos también están trabajando para medir la radiación gravitacional, pero
todavía los instrumentos no son lo suficientemente sensibles, y no se han realizado mediciones
sido hecho. Los campos gravitacionales constantes se infieren, pero no se miden
directamente. La mayoría de los astrónomos pasan muy poco tiempo mirando
a través de telescopios. Algunos nunca lo hacen.

Es imposible exagerar el monstruoso tamaño de lo visible y
universo medible. Es tan grande que los métodos convencionales de elaboración
las mediciones de distancia se rompen y los astrónomos se ven obligados a construir
otros metodos. Estos otros métodos no se calibran fácilmente, y uno de los
Las principales áreas de investigación son la obtención de mejores calibraciones de la distancia.
mediciones. Casi todas las otras medidas dependen de la precisión
mediciones de distancia, por lo que esto es de importancia de primer orden.

Nuestras mediciones habituales se hacen en millas o en kilómetros (KILL-uh-MEET-urs, no
kill-OM-uh-ters para estandarizar con la pronunciación de
milímetros, centímetros y decímetros) dan números que son tan grandes
que no tienen sentido, incluso para los astrónomos. La Tierra se trata de
25.000 millas de circunferencia en el ecuador, pero la luna es diez veces mayor
distancia de la Tierra, y el Sol está a 93.000.000 millas de distancia. Como
Los objetos astronómicos van, el Sol y la Luna están bastante cerca de la Tierra.
Un kilómetro es igual a 0.6213711 millas.

La velocidad de la luz es una constante en todo el universo y (nosotros fervientemente
esperanza) a lo largo del tiempo también. La luz parece viajar instantáneamente desde
de un lugar a otro, porque viaja muy rápido, pero la velocidad es finita y
mensurable. La luz viaja aproximadamente a 3 & # 21510 ^ 10 (3 veces 10 elevado a la décima potencia, o
30,000,000,000) centímetros por segundo, o aproximadamente 186,000 millas por segundo.
Por lo tanto, una onda de radar de la Tierra que rebota en la Luna tarda aproximadamente 2,5
segundos para ir y volver, y la luz del sol tarda aproximadamente 8-1 / 3
minutos para llegar a la Tierra. Por lo tanto, el tiempo que tarda la luz en salir
& # 8220there & # 8221 hasta aquí es una medida útil de la distancia hasta & # 8220there. & # 8221 Cuando
La Voyager estaba en Neptuno, las imágenes tardaron aproximadamente 4 horas y media en llegar.
aquí después de que fueron transmitidos. Este era el (presente) más externo de los
planetas que conocemos, pero en realidad nuestro Sistema Solar se extiende mucho más lejos
que eso. Aun así, las mediciones de distancia en el Sistema Solar son
convenientemente hecho en horas luz, minutos luz o segundos luz. El significado
La distancia de la Tierra al Sol, medida por la astronomía de radar, se llama
la UNIDAD ASTRONÓMICA, y está estandarizado en 1.495985 & # 21510 ^ 8 kilómetros. Esto
se usa ampliamente para expresar distancias en nuestro Sistema Solar.

La estrella vecina MÁS CERCANA a nuestra estrella (el Sol) es un sistema triple conocido como
Alpha Centauri, y está a 4,3 AÑOS luz de distancia. Dado que hay aproximadamente
PIx10 ^ 7 (PI = 3.14159 & # 8230) segundos en un año (sé que es una tontería, pero
multiplíquelo y # 8211 es incorrecto por menos del 0,4%, y es muy notable
coincidencia), esto resulta en 5.86 & # 21510 ^ 13 millas, que es una
incomprensiblemente gran cantidad de millas. Vayamos a años luz.

Ahora bien, ¿cómo medimos esas distancias? Usamos algo parecido a nuestro
visión binocular. Veamos & # 8217s cómo funciona esto. Mantenga su brazo extendido y
levanta el pulgar. Cierre el ojo izquierdo y no la posición aparente del
pulgar contra la pared más allá. Ahora, sin mover el pulgar, abra el
ojo izquierdo y cierre el derecho. La posición del pulgar parece cambiar
de un lugar de la pared a otro. Si mediste el angular
diferencia de un lugar en la pared al otro, con respecto a su
ojos, y sabías la distancia de una pupila a la otra, sería
un simple problema de trigonometría para calcular la distancia desde sus ojos hasta
tu pulgar. Nuevamente, esto es un poco tonto, pero ilustra el principio
usó. El principio se conoce como PARALLAX.

Se podría intentar utilizar instrumentos ópticos como los que se utilizan en topografía y
el militar. En estos instrumentos, la distancia de ojo a ojo es efectivamente
Extienda varios pies para obtener una mejor resolución para largas distancias.
Esto no es lo suficientemente grande para un trabajo astronómico. Si usamos dos telescopios,
uno a cada lado de la tierra, podemos obtener un poco más de paralaje, pero incluso esto
no es suficiente medir las distancias a la mayoría de las estrellas. Lo que se hace es usar
el hecho de que la Tierra está en órbita alrededor del Sol, y por lo tanto una distancia de
el doble de la distancia entre la Tierra y el Sol (diámetro de la Tierra y órbita # 8217s
o 186 millones de millas) está disponible. Usando esta distancia y tomando
fotografías con seis meses de diferencia, podemos ver que algunas estrellas tienen un paralaje
del orden de décimas de segundo de arco, que es medible en el
fotografías. Se define una nueva escala de distancia, denominada PARSEC. Este es el
distancia que tendría un objeto, si mostrara un paralaje de 1 segundo de arco
con una distancia interocular igual al diámetro de la órbita de la Tierra.
Esta distancia es solo una ligera mejora con respecto al año luz, y es igual
a 3,26 años luz. Los términos kiloparsec (1000 parsecs) y megaparsec (1
millones de parsecs) también están en uso.

Alpha Centauri shows a parallax of about 0.75 seconds, and is thus about 1.33
parsecs away. Distances out to about 30 light-years can be determined to
good accuracy with direct parallax, and to fair accuracy out to 100
light-years. The limit is about 300 light-years. These are not up-to-date
numbers, but they probably won’t be improved by a great deal until the Hubble
Space Telescope is in operation, or until we can place telescopes in orbit at
the outer reaches of the solar system.

The astronomers made some parallax measurements this way, but now they knew
that they were in deep trouble, because only a few stars in the sky show any
measurable parallax at all. Most objects in the sky, including the majority
of those in our own Milky-Way Galaxy, show none. Some other characteristics
of stars began to become important as distance calibrators.

In the early part of this century, several things came together. Newton had
experimented with a triangular prism, which splits light into its spectral
components (by frequency, wavelength, or color). This principle was
developed into a SPECTROGRAPH, which could be used to make accurate
measurements on light, and was used in both chemical analysis and astronomy.
It was noted that for nearby stars, where the distance had been measured by
parallax methods, that the color, or spectral class, of a star corresponded
with its absolute magnitude (intrinsic brightness), or luminosity (brightness
with respect to our own Sun).

Independently, Ejnar Hertzsprung (as an amateur in Copenhagen in 1905), and
Henry Norris Russell (at Princeton University in 1914), discovered that a
very general plot of brightness as a function of color could be made of most
of the observable stars. Hertzsprung had published in 1905, but in a
semi-popular journal of photography, and Russell had no way of knowing about
it. This diagram is known as the Hertzsprung-Russell Diagram, or more
simply, the “H-R DIAGRAM.” After this relationship had become calibrated
using stars whose distance had been measured by parallax, it could be used to
determine the distance of similar stars which were farther away. All that
was needed was to measure the color of the star, and the apparent magnitude
(brightness). Then a simple calculation gave the distance as a multiple of
the distance of the similar star.

The H-R Diagram extended the distance measurements to cover most of our own
galaxy, but there were a lot of fuzzy objects in the sky which were thought
by some to be clusters of stars. These fuzzy objects were thought to be so
far away (there was a big argument about this!) that individual stars could
not be measured for brightness or spectral class.

At the Harvard Observatory, a woman by the name of Henrietta Swan Leavitt
(always known in the literature as “Miss Leavitt”) had been put to some very
dull work, starting in 1902. She tediously measured the characteristics of
stars and entered them into giant catalogs. She discovered 2400 double
stars, which were as many as had been previously known. She became
interested in variable stars, which seemed to be in several groups, or
classes. She was particularly interested in a class called the “CEPHEID
VARIABLES” (see’-fee-id) named for the constellation Cepheus in which the
first examples had been discovered.

The observatory director, William Henry Pickering, had established an
observatory in Peru in 1891, and Leavitt went down there to observe some of
the objects in the southern skies. In 1912, she was studying the Magellanic
Clouds, which are clusters of stars located outside our own galaxy. It was
then that she made the discovery which has placed her likeness in every
history of astronomy written since that time. All the stars in the
Magellanic clouds are at about the same distance away from us. She found a
number of Cepheid variables in these clouds, and noticed that there was a
relationship between their period of variability and their apparent
brightness. Since they are all nearly the same distance away, the
relationship holds with their intrinsic brightness as well. She had
serendipitously discovered another possibility for extending the distance
scales!

Now the only problem was, that none of the Cepheid variables in our own
galaxy were close enough to measure by the method of parallax. What they did
was to find small associated groups of stars, such as globular clusters,
which contained Cepheid variables and other stars which were on the H-R
Diagram. The distance was then calibrated by the H-R Diagram, then this
distance calibrated the absolute brightness of the Cepheid, which was at
about the same distance. The Cepheids could then be used to find the
distance of some of the nearby galaxies. When this was done, the nearby
galaxies were found to be so far away that many eminent astronomers refused
to believe the measurements, insisting that there must have been some
mistake. The Magellanic Clouds were found to be about 800,000 light-years
away, and the nearest full-size galaxy, the Great Spiral Galaxy in Andromeda,
is 2.5 million light-years away.

The maximum diameter of our own Milky-Way Galaxy is estimated at about
100,000 light-years, and the maximum diameter of the Andromeda Galaxy is
estimated to be some 150,000 light-years. These are only approximate
figures, as the galaxies do not have a sharp boundary, but just dwindle
slowly away at the edges.

One has to go below the equator to get a look at the Magellanic Clouds, which
were discovered by Ferdinand Magellan in his voyages. They are obviously
“naked-eye” objects. Almost everyone has seen a photograph of the Great
Galaxy in Andromeda (designated “M31”), but unless you are quite familiar
with the heavens, you probably don’t know that this is also a naked-eye
object. It has an apparent magnitude of about 5, so it is quite dim. Uno
must be away from sources of earthly light and the night should be very dark
(no moon). Right now (December), this object is high in the night sky, North
of directly overhead. In its full extent, it extends 6.5 times the diameter
of the full moon. The bright central bulge is twice the moon’s diameter, and
it is a glorious sight to see. With binoculars or a small telescope it is
easily observed, though the magnification should be low, using only the
light-gathering capability of the optics.

It was quite a jump of the imagination for everyone to get used to the change
from “nebula,” which is what the galaxies had been called, to such names as
“galaxy,” “galactic nebula,” “island universe,” and the like. Once that had
been accomplished, the astronomers were still faced with the distance
problem. The distance scale had been extended so that the distances to the
nearby galaxies could be measured by finding Cepheid variables in them, but
individual stars could not be distinguished in galaxies which were farther
away.

Along came a gentleman named Edwin Powell Hubble, a lawyer who had quit his
law practice and gone into astronomy. He worked three years at Yerkes
Observatory (Lake Geneva, Wisconsin) before the First World War. Él
volunteered as a private in the war, served in France, and returned as a
major. After the war, he accepted a job at the Mount Wilson Observatory in
California, where he remained for the rest of his life. He had at his
disposal the 100 inch telescope at Mt. Wilson, which was the largest in the
world at the time. He became interested in the “nebulae,” many of which had
been systematically observed and catalogued by Charles Messier (“Messier” is
where the “M” in “M31” comes from) in France, a century and a half before.
Some of these were clouds of gas and dust in our own galaxy, but after the
identification of the Magellanic Clouds as being outside our own galaxy, the
question remained as to whether any more of these nebulae could be identified
as being extragalactic. Hubble turned his large telescope upon the Andromeda
Galaxy. Some novae (exploding stars) had been observed in M31, but no
ordinary stars. Finally, Hubble and the giant telescope were able to make
out ordinary stars there. He showed that some of the stars were Cepheid
Variables, and using the period-luminosity law of Leavitt (expanded by Howard
Shapley), he was able to calculate that the Andromeda Galaxy was some 800,000
light-years away. Twenty years later, this was found to be an underestimate,
and the distance now is given as 2.5 million light-years.

Hubble classified these “extragalactic nebulae” according to shape, and
suggested that they be called “galaxies.” We now know that there are tens of
billions of these galaxies in the visible universe. Hubble found that
certain shapes of these galaxies seemed to have a constant size, and thus
their apparent size gave some indication of their distance, along with
whether or not any stars could be seen in them. His greatest discovery was
an analysis of the radial velocities of these galaxies (velocity going
directly away or toward the observer) which had been measured by Vesto Melvin
Slipher at the Lowell Observatory, using the Doppler-Fizeau effect. Esto
effect is best known for changing the pitch of a train whistle. The pitch
rises as the train comes toward the observer, then falls as it passes and
goes away. The frequency and wavelength of light changes in exactly the same
way. There are certain well-known lines in star spectra which can be
compared to lines from elements at rest with a spectrograph, and the change
of wavelength (or color) can be exactly measured. This change of wavelength
can be directly used to calculate the radial velocity of the galaxy. A shift
of color toward the red indicates that the galaxy is going away from us a
shift toward the blue means that it is coming toward us.

Hubble noted that the nearby galaxies might be going in either direction, but
as the galaxies became smaller and fainter, the shifts indicated that they
were all going away, and the smaller and fainter the galaxy, the greater the
red shift of the light from the galaxy. Hubble suggested that the velocity
of these galaxies was proportional to their distance from us, and this would
indicate that the universe was expanding. This idea of an expanding universe
had already been theorized by Willem de Sitter, a Dutch astronomer, who had
pointed out that Einstein’s equations in the General Theory of Relativity
could be interpreted to mean that the universe was expanding. Einstein had
seen the possibility, but had inserted a “cosmological constant” into his
equations to prevent this, thinking that an expanding universe made no
philosophical sense. Einstein later admitted that this was the greatest
mistake of his whole life. The universe was indeed expanding. Just how
much, was the problem.

Here was the difficulty: the nearby galaxies were the only ones in which the
distances could be measured, using the Cepheid variables or others (some
other stars had also become yardsticks by then). The local group of galaxies
seemed to be in random, almost turbulent motion, so that they were of not
much use for calibrating the cosmic red shift. As was mentioned, some of
them were even moving toward us. It would have been nice if all galaxies
were of all the same size, but there were many types and sizes. One could
pick a particular type of galaxy, and the sizes had a smaller spread, but
there was no guarantee that they were of all the same size. Hubble made a
choice and did some calculations, but his choice was poor due to all the
uncertainties, and his calculated value of red shift as a function of
distance, disturbed almost everyone.

You see, the choice of the “HUBBLE CONSTANT” also determined the age of the
universe. Since the farther out we look, the faster the objects are
receding. Eventually we will get to the point where the relative speed is
equal to the speed of light. Beyond this point we can not see anything,
since the light never gets here, and a consideration of Einstein’s Relativity
says that anything beyond that point has always been out of any kind of
communication with anything here. It might as well be in another universe,
and that is exactly how we treat it. Where the recession equals the speed of
light, we call this the end of the observable universe. If we go back in
time, this end of the universe gets closer to our position, until at some
time in the distant past, the universe has contracted into a point. We have
actually calculated the age of the universe, by determining the value of the
Hubble Constant! When Hubble did this, he calculated an age of two billion
years, which was too short for the geologists. They were certain from
measurements on rocks that the Earth was at least three billion years old.

Since that time, the geologists have refined their calculations, and so have
the astronomers. The present value for the Hubble Constant gives the age of
the universe somewhere between 10 and 20 billion years, with a most probable
value of about 13-15 billion years. Thid agrees well with the age of the
universe determined by other means:

– by the oldest globular clusters in the galaxy: 7 to 20 billion years

– by stellar abundance of radioactive elements: 10 to 15 billion years.

The geologists think that the earth is about 4.5 billion years old, so they
are happy. The cosmologists are busy working out theories which should
explain this age, why the universe is expanding (or why it appears to
expand), how the galaxies formed, why they are distributed the way they are,
why the composition of the universe seems to be the way it is, and a number
of other items. Every time a new theory comes out, the astronomers run to
their telescopes or other measuring instruments and make measurements. La
measurements usually shoot down the whole theory or at least part of it. La
theorists go back to the “drawing board” and the cycle starts afresh. These
are very exciting times indeed, in the astronomy-cosmology community!

Bibliography – these sources were consulted for this article:

1. HANDBOOK OF PHYSICAL CALCULATIONS, Second Edition, Jan J. Tuma,
McGraw-Hill, 1983.

2. Van Nostrand’s SCIENTIFIC ENCYCLOPEDIA, Fifth Edition, 1976.

3. ASIMOV’S BIOGRAPHICAL ENCYCLOPEDIA OF SCIENCE & TECHNOLOGY, Isaac Asimov,
Doubleday, 2nd edition, 1982.

4. BURNHAMS’S CELESTIAL HANDBOOK, Robert Burnham Jr., Dover, 1978.

5. THE RANDOM HOUSE DICTIONARY OF THE ENGLISH LANGUAGE, unabridged edition,
1971.

6. ASTRONOMY, Fred Hoyle, Crescent Books, 1962.

7. ASTRONOMY, Donald H. Menzel, Random House, 1971.

8. MCGRAW-HILL ENCYCLOPEDIA OF ASTRONOMY, Sybil P. Parker, Editor-in Chief,
McGraw-Hill 1982


New Horizons Parallax Program Gears Up

Back in January — and boy does that seem like another era — I wrote about the plan to look at two nearby stars with the help of the New Horizons spacecraft as well as observations from the general public. If you’d like to get involved, there is still time, but the date is fast approaching. Amateur equipment and digital cameras have reached the point where astronomy at a very high level can be conducted from small observatories and even back yards. Here’s another chance to make the case for the value of such work.

Tha planned observations take advantage of parallax, the apparent shift in position of nearby stars as measured using the radius of the Earth’s orbit. Friedrich Bessel’s groundbreaking work on stellar distances involved taking such measurements to calculate the distance of 61 Cygni, all this back in 1838. The apparent shift of the star against background stars allowed him to peg 61 Cygni’s distance at 10 light years, reasonably close to the modern figure of 11.4.

New Horizons gives us a baseline extending all the way to the Kuiper Belt. By the time we take the upcoming observations of Proxima Centauri and Wolf 359, the spacecraft will be 46 times farther from the Sun than Earth (some 8 billion kilometers out). Combining the New Horizons data with Earth-based images made on April 22 and 23 will yield a record-setting parallax measurement as the two stars seem to shift in position against the background.

“These exciting 3D images, which we’ll release in May, will be as if you had eyes as wide as the solar system and could detect the distance of these stars yourself,” said New Horizons Principal Investigator Alan Stern, of the Southwest Research Institute, Boulder, Colorado. “It’ll be a truly vivid demonstration of the immense distance New Horizons has traveled, and a cool way to take advantage of the spacecraft’s unique vantage point out on the very frontier of our solar system!”

Imagen: This figure illustrates the phenomenon of stellar parallax. When New Horizons and observers on Earth observe a nearby star at the same time, it appears to be in different places compared to more distant background stars — this is because New Horizons has traveled so far out in space that it has to look in a different direction to see that star. The small images below Earth and New Horizons show each unique view. Note that the farther-away background stars stay in the same place, but the nearby star appears to move between the two vantage points. Credit: Pete Marenfeld, NSF’s National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory.

Those wishing to participate will need a camera equipped telescope with 6-inch aperture or larger. To learn more, click here. Proxima Centauri is 4.244 light years away, a distant companion to the primary Centauri A and B stars. It’s also at quite a large angle in the sky from Wolf 359, making both stars a useful reference as the team explores autonomous interstellar navigation. Robotic missions within the Solar System have used optical imagery for navigation before, but New Horizons takes the technique into interstellar trajectories as it heads out ever deeper into the Kuiper Belt. Thus New Horizons science team member Tod Lauer:

“For all of history, the fixed stars in the night sky have served as navigation markers. As we voyage out of the solar system and into interstellar space, how the nearer stars shift can serve as a new way to navigate. We will see this for the first time with New Horizons.”

Imagen: This figure, by New Horizons contributing scientist Brian May, shows the parallax as an effect of New Horizons’ travels deeper into the Kuiper Belt. Traditionally, parallax is measured as the Earth orbits around the sun. The two lines at left show the lines of sight from Earth to the star on either side of Earth’s orbit. This causes a small shift in the position of the nearby star compared to more distant stars. New Horizons is so far away that a much larger shift in the line of sight to the star occurs. Credit: Brian May.

As for Wolf 359, it’s a red dwarf 7.9 light years away in Leo. You may recall numerous science fiction references to the star, ranging from “Wolf 359”, an episode on the 60’s TV show The Outer Limits to Harry Harrison’s Captive Universe (1969), a generation ship novel, and a double episode of Star Trek: The Next Generation. More recently, there is the Hugo nominated Ken MacLeod short story “Who’s Afraid of Wolf 359?”

While Proxima Centauri is not visible for most northern hemisphere observers, Wolf 359 should be observable from both hemispheres with telescopes of sufficient aperture. Star charts of the Wolf 359 and Proxima Centauri fields are available at the project site.

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Is there a plan to go beyond this first demonstration to make a better measurement of a useful astrophysical object such as a Cepheid variable? The project page doesn’t say. These stars are further distant and a more exact distance measurement could perhaps contribute to refining the cosmic distance scale.

You wondered if this project might attempt to observe parallaxes of Cepheid variables. This is not a project intended to produce real science. It’s just for fun, for public relations. The resolution of the imagers on New Horizons is very low compared even to modern backyard telescopes. While it’s true that the Earth-NH baseline of nearly 50AU will be about 25 times longer than the usual Earth orbit baseline (2AU) for parallax observations, the low resolution completely cancels out that advantage. Compare with the Gaia spacecraft, currently in orbit and reaching the end of its mission. It was designed to observe parallaxes, and it is observing with a resolution something like 10,000x higher than can be achieved using New Horizons images, and it is observing over one billion stars. Parallaxes obtained from New Horizons have nearly zero research value. It’s a nice demo of the earliest parallax observations from the 19th century, now using a very long baseline which can be easily visualized and may provide nice visualizations for students. It’s “play” science, and that’s all.

I feared as much. I know the optics aren’t suited to this task but I thought if they “played” with a bright Cepheid it would inspire substantive interest rather than a brief (more like, non-existent) publicity stunt. Just like the Voyager and Pioneer probes that can be extended to so limited science well beyond their primary missions simply due to where they are. Imagine if even a small and speculative experiment were added to these deep space probes.

I guess that in terms of ultra high precision astrometry – including for extra galactic Cepheid variables – why bother with NH when Gaia is :

1/ Bespoke
2/ Much nearer and more potent and
3/ Cheaper.

Unlike New Horizons and Alan Stern’s best efforts , Gaia also has planets amongst its objectives.

Actually, NH is cheaper ($700M vs $1B for GAIA).

Depends to a degree on the €/$ exchange rate. Which currently favours the dollar. New Horixons is a New Frontiers mission which when allowing for launcher, development and systems engineering /operations costs, tops out at just over a $1 billion. More still for its already substantially extended mission to Arrokoth and beyond.

With a hugely inferior data return. Tens of Gigabytes versus terabytes..

Don’t get new wrong , minor planet / KBO science has an important part to play . But in terms of astrometric capability we are comparing a first day Paduan to Yoda.

The goal is not to measure precise distances, but to demonstrate the concept of parallax vividly in a way that cannot be done otherwise, as well as to demonstrate interstellar navigation, and simply how far NH has gone. No one has ever shown the stars shifting in position because the spacecraft has traveled so far – it would be a shame not to capture that. As superb as Gaia is it takes years to build the data set for analysis, one has to correct for proper motion, and the shifts are vastly too small to visualize by simply showing two images next to each other. Stellar parallax is always demonstrated in diagrams, not real images. We will fix that.

And space missions crucially have always had a public education/adventure component. Plenty of missions from Voyager, Viking, HST, Cassini, the various Mars rovers, Juno, have had demos to do something just for the fun of it. The famed “Pale Blue Dot” of Voyager had nearly zero scientific value, but an immense educational impact.

Well… let’s hope they get lucky and see something transit that wouldn’t be visible from Earth. (But honestly, I have no idea of the star’s rotation axis)

Well actually there could be real value in measuring the parallax for objects whose angular size is bigger than their parallax viewed by Gaia. The parallax to such stars can be screwed up by inhomogeneous atmospheres that move their photocentres, and repeated observations over years cannot really mitigate against this problem. A wider parallax base would give a much more accurate true parallax in these cases. Does anyone know what the positional precision of the New Horizons images are?

Hear, hear! Can we do a TAU-lite mission with NH?

Paradoxically, the current pandemic could aid these amateur observations as the lack of industry and attendant pollution haze is very much diminished allowing for much clearer night skies. It is a pity that this is being offset somewhat by the new swarm satellites like Starlink.

This reminds me of a mystifying news report I ran across, which said that light beams could actually be designed to bend in free space: https://phys.org/news/2019-10-free-space-data-carrying-bendable.html It cites other papers making similar statements. I’m afraid I never got deep enough into the physics to convince myself this was “real” bending as opposed to a “gimmick” only working in an enclosed lab environment.

By which I mean… if this is real, would it be conceivable for an Earth-based laser to be built to produce a “free-space, data-carrying bendable light communication system between arbitrary targets”, which would scan the sky in a circular area around the NH probe, such that all the bent light would veer out for some number of AU in any given direction, then come back into line with the craft and be registered successfully at NH’s detector … unless there were something like Planet Nine exerting enough gravity to disrupt the beam, or of course a small body blocking it directly?

You know, this objective could be a quite compelling argument (although probably not just by itself) to design, build, and launch interstellar probes. Such spacecraft, using imagers and astrometry instrumentation (among other instruments for examining their stellar and exoplanetary targets), could–in concert with Earth-based (and satellite-based) observations–provide high-precision data on (relatively) nearby stars’ positions, distances, directions, and velocities through space with respect to the Sun’s. Also:

In the 1960s, a star tracker probe (which would eventually reach and pass through another galaxy, after millions of years) was considered. A picture of a full-scale model of the probe design–with a photograph of the Andromeda galaxy in the space background–was included in a 1964 space encyclopedia book by Erik Bergaust.

I have spread the word about this citizen science project (starting with a link to this article in the notice message, which describes it) to several people I know, and I have also posted the notice message on “Ye Olde Rocket Forum” (see: https://www.oldrocketforum.com/showthread.php?t=18451 ). Hopefully these will attract more participants!

Here’s an extravagant suggestion for a solar system sized baseline parallax mission: Place GAIA next gen class solar orbiters out at Neptune’s L4 and L5 points. Just wishful thinking, but imagine the possibilities…

Better still put your next gen Gaia on steroids at the same locale as Gaia .

1: Be reached by a relatively small and cheap rocket launcher
2/ Reached by a small , simple and cheap on board satellite bus propulsion system
2/ Reached in just weeks rather than travelling over a decade timeframe twice that of its primary mission
2/ Requires only a straightforward solar array to provide its kilowatt level power supply

Use computers to generate the synthetic large AU baseline images to view the stars in 3D, or create 3D [4D?] models.

There isn’t as much advantage in this as you’d think. Not unless you are only interested in stars at right angles to the velocity of Neptune or are prepared to wait a lifetime for your parallax measurements.

News!
The SOPHIE search for northern extrasolar planets. XVI. HD 158259: A compact planetary system in a near-3:2 mean motion resonance chain.

6 planets in orbit around G0 star, orbiting from 4 to less then 15 million miles. Closet a super earth, the 5 others mini Neptunes but I doubt they look anything like Neptune.
https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2020/04/aa37254-19/aa37254-19-fig5.pdf

Paul, I wonder if you can give a write up on this system and how many other G class stars have similar extremely close in planets?

Yes, this one is interesting and on my radar.

A bit of wild speculation: signals from “elsewhere” showing stellar parallax of a star “of interest” with Sol in the background: the sender would be aware of the features of interest in that star, and would have the technology to widen their interpupillary distance.

Hi, I’ve taken images of Proxima Centauri at the requested time but I can’t seem to find a link to upload them. Do you have one?

Try Tod Lauer at [email protected] He’s the science team coordinator for the parallax project, and should be able to help.

Yeah, I have the same problem. Where to upload or send the pictures. And in which format?



Comentarios:

  1. Kajigis

    El punto de vista autoritario, por extraño que parezca.

  2. Deorsa

    En esto es, creo que es la buena idea.



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