¿Existe un límite superior cósmico, en lugar de tecnológico, para lo que un telescopio puede resolver?

P: "¿Existe un límite superior cósmico, en lugar de tecnológico, para lo que un telescopio puede resolver?

Los interferómetros de radio espacial podrían tener una línea de base de millones de kilómetros, pero ¿hay algún punto en el que una línea de base más grande ya no mejore la resolución porque los fotones observados están distorsionados antes de llegar?

La desviación del frente de onda de un espectro de cuerpo negro y los procesos que los crean se comprenden razonablemente bien, las fases de los frentes de onda entrantes se pueden medir para mejorar la direccionalidad y reducir la distorsión. La correlación de las diferentes frecuencias permite la detección de incluso pequeñas cantidades de distorsión.

Ver: " La evolución de las distorsiones espectrales del CMB en el Universo primitivo " (29 de septiembre de 2011), de J. Chluba, RA Sunyaev y el Vídeo: " Distorsiones espectrales del CMB y lo que podríamos aprender sobre el universo primitivo ", de Jens Chluba, y " Ciencia con distorsiones espectrales CMB " (27 de mayo de 2014), de Jens Chluba.

El método se explica en el artículo " Restricción del fondo de microondas cósmico en las aniquilaciones residuales de partículas reliquia " (9 de agosto de 2000), por McDonald, Scherrer y Walker, página 2:

"En este documento, calculamos la energía inyectada en el CMB al aniquilar partículas en función de su masa y tasa de aniquilación (es decir, el producto de la sección transversal y la abundancia al cuadrado). Derivamos restricciones sobre las propiedades de las partículas en comparación con los límites observados. sobre el potencial químico ($\mu$) distorsiones, y Compton-$y$distorsiones (§II). Comparamos estas restricciones con restricciones similares obtenidas de la producción de deuterio por fotodisociación del helio primordial (§III.A) y del fondo de fotones difusos producido después de la recombinación por aniquilaciones extragalácticas (§III.B) y aniquilaciones en la Vía Láctea. aureola (§III.C).

II. DISTORSIONES DEL ESPECTRO ENERGÉTICO CMB

Consideramos primero el efecto de los productos de aniquilación en el espectro de energía CMB. La distorsión del espectro tiene lugar en dos pasos: primero, los productos de aniquilación de alta energía disipan rápidamente su energía en los fotones y electrones de fondo, y luego el fondo de baja energía evoluciona más lentamente en un esfuerzo por restaurar el espectro de Planck. La permanencia de las distorsiones producidas después$z ≃ 10^6$es simple de entender de la siguiente manera: un espectro de Planck con una densidad de número de fotones dada debe tener una densidad de energía específica. Para$z ≃ 10^6$, los procesos de no conservación de fotones (dispersión Compton doble y bremsstrahlung) son ineficientes en el plasma de fondo. Por lo tanto, si se inyecta energía en el CMB pero no el número correcto de fotones, no se puede restaurar un espectro de Planck. Ahora discutimos con más detalle la forma de las distorsiones producidas en diferentes intervalos de corrimiento al rojo. ...'.

Ver: " Nuevas ofertas tecnológicas para ampliar la visión de la radioastronomía ". Incluso una pequeña antena es muy capaz, esta pequeña antena puede ver en siete direcciones simultáneamente:

^{[Click en la imagen para ampliar]}

La óptica adaptativa se usa con algunos telescopios ópticos, no hay razón para no aplicar el mismo algoritmo a VLBI.

" Óptica adaptativa: el Very Large Telescope de ESO ve cuatro veces la primera luz (láser) " (11/07/2016):

"... incluso en los mejores sitios ópticos de la Tierra, como la cumbre de 2600 m de Cerro Paranal o la cumbre de 4205 m de Mauna Kea en Hawai, las variaciones del índice de refracción en la atmósfera conducen a una resolución de visión limitada de 0,4 segundos de arco en contrasta con la resolución teórica limitada por difracción de menos de 0,02 segundos de arco para los telescopios VLT de 8,2 m .

" PKS 1954-388: Detección de radioastronómetros en líneas de base de 80 000 km y observaciones de longitud de onda múltiple " (5 de mayo de 2017), por Edwards, Kovalev, Ojha, An, Bignall, et al.:

1 INTRODUCCIÓN

Un gran desafío en astronomía es la lucha por observar objetos con una resolución angular suficiente para probar los mecanismos físicos subyacentes. Las longitudes de onda más largas de la radioastronomía inicialmente hicieron que la búsqueda de una alta resolución angular fuera más difícil, pero la relativa facilidad para preservar la información de fase permitió la técnica de interferometría de línea de base muy larga (VLBI). El VLBI intercontinental logra habitualmente resoluciones angulares de escala de milisegundos de arco , y la extensión de las líneas de base entre telescopios en el espacio, con telescopios basados ​​en satélites, produce actualmente la resolución angular más alta alcanzada en astronomía".

Hay un documento más nuevo que el que vinculaste, que usa una línea de base más larga, con mejores resultados. Ver: " PSR B0329+54: Subestructura en la imagen de dispersión ampliada descubierta con RadioAstron en líneas base hasta 330 000 km " (13 de septiembre de 2016), por Popov, Bartel, Gwinn, Johnson, Andrianov, Fadeev, Et al., la conclusión en la página 8:

7 RESUMEN Y CONCLUSIONES

Aquí resumimos nuestras observaciones y resultados y damos nuestras conclusiones.

(i) Hicimos observaciones VLBI de PSR B0329+54 con RadioAstron a 324 MHz en líneas base proyectadas hasta 330 000 km o 350 M$\lambda$. Nuestro objetivo era investigar las propiedades de dispersión del ISM que afectan las observaciones de radio de todas las fuentes celestes. Si bien los resultados de tales observaciones en general están influenciados por la convolución de la estructura de la fuente con los procesos de dispersión, los púlsares son fuentes prácticamente puntuales y las firmas en los resultados de observación pueden estar directamente relacionadas con las propiedades de dispersión del ISM.

(ii) La función de visibilidad en líneas de base tierra-tierra cortas manifiesta un solo pico brillante en el espacio de tasa de retardo que desaparece en líneas de base espacio-tierra largas. Por lo tanto, el disco de dispersión de PSR B0329+54 se resolvió por completo en líneas de base del espacio terrestre de 15 000 a 30 000 km. El FWHM del diámetro angular es de 4,8 ± 0,8 mas a 324 Hz.

(iii) La escala de longitud de difracción o el tamaño del punto de difracción cerca de la Tierra es de 17 000 ± 3 000 km.

(iv) Con la suposición de irregularidades turbulentas y de gran escala en el plasma, la pantalla de dispersión efectiva se encuentra en d/D = 0,6 ± 0,1 o algo más de la mitad de la distancia de la Tierra al púlsar.

(v) En líneas de base proyectadas más largas, hasta 330 000 km, se detectaron amplitudes de visibilidad significativas, aunque no se esperaba ninguna del disco de dispersión . Están dispersos alrededor de una media que se mantiene aproximadamente constante hasta las líneas de base más largas. Este resultado indica que se descubrió una subestructura en la imagen ampliada de dispersión de PSR B0329+54 ".

Tu última pregunta:

P: "En cambio, estoy preguntando acerca de las limitaciones cósmicas debido, por ejemplo, al gas interestelar y extragaláctico que dispersa la luz".

Debido a que está mirando tantas frecuencias desde tantos ángulos durante un período prolongado de tiempo, es posible usar una supercomputadora para ver a través (alrededor) de átomos, niebla y polvo.

Aquí hay algunas explicaciones de laicos:

Video de Ted Talks: " Ver movimiento invisible, escuchar sonidos silenciosos "

CNN YouTube: " La nueva tecnología hace que las tropas sean invisibles "

Ascendent Technology YouTube " Térmica infrarroja y visible Cámara CCTV PTZ Supervisión y detección de incendios Humo transparente y neblina "