¿Qué resolución se necesita para ver un cuásar a través del centro galáctico?

El centro de la galaxia está densamente poblado de estrellas y oscurecido por una gran cantidad de polvo entre nosotros y él. Por esas razones, los grupos que estudian el movimiento de las estrellas alrededor del agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea necesitan usar grandes telescopios en longitudes de onda del infrarrojo cercano. Dejando a un lado las cuestiones del oscurecimiento del polvo, ¿qué resolución necesitaría tener un telescopio para detectar un cuásar de fondo que mira a través del centro de la Vía Láctea?

Los QSO SDSS comienzan alrededor de la octava magnitud (Vega) en fotometría 2MASS ( H y k s bandas), y aumentan como una ley de potencia a medida que el flujo disminuye . Convertiría el gráfico a recuentos por ángulo sólido, pero soy demasiado perezoso para buscar el área de estudio del estudio espectroscópico SDSS en este momento.Histograma de flujos de quásar

Hay un ejemplo rápido y sucio del efecto que estoy describiendo en la Figura 2 de Ghez et al. (2008) artículo de Rob Jeffries vinculado a continuación. La diferencia entre los puntos rojos y los puntos azules es tanto el tiempo de exposición (más fotones) como las relaciones de Strehl más altas (una medida de qué tan cerca está la imagen de la difracción limitada y, por lo tanto, un indicador de resolución dado el mismo sistema óptico).

De forma genérica se podría decir que la pregunta es: ¿cómo determinamos el límite de confusión en imágenes con fuentes puntuales? Esto se aplica específicamente al campo de visión en el cielo con la mayor densidad de fuentes puntuales resolubles disponibles. Concretamente, digamos que queríamos resolver 22 norte d fuentes de magnitud en vistas del centro galáctico, ¿qué resolución se requiere para hacerlo?

Llegar a la respuesta completa a la pregunta más concreta "a qué profundidad tendríamos que mirar para ver un cuásar de fondo" requeriría información adicional: tamaño del campo de visión y extinción de polvo a lo largo de la línea de visión. Entonces, para simplificar, asumo que si está resolviendo 22 norte d fuentes de magnitud en k banda, probablemente estés viendo un quásar. Por lo tanto, solo necesitamos la densidad proyectada en el cielo de fuentes más brillantes que ese límite, aproximadamente, y alguna descripción de cómo deben ser las fuentes resueltas del brillo de fondo para detectarlas y responder a la pregunta.

No soy un experto, pero creo que no es solo una cuestión de resolución. Si miras los árboles en un bosque, simplemente no puedes ver más allá de los árboles más lejanos. La señal del púlsar del otro lado simplemente se pierde en la señal de primer plano.
@agtoever Dudoso: las estrellas son pequeñas en comparación con el espacio entre ellas. Estoy bastante seguro de que, con una resolución suficiente, la cantidad de cielo bloqueado físicamente por esas estrellas es pequeña.
"El truco es que la mitad de la Vía Láctea está oscurecida por el gas y el polvo. Por lo tanto, no sabemos realmente qué estructuras hay al otro lado del disco galáctico. Con telescopios infrarrojos más potentes, finalmente podremos ver el gas y el polvo y mapear todos los brazos espirales". [ google.nl/amp/www.universetoday.com/115203/…
¿Por qué querrías observar un cuásar mientras miras el movimiento de las estrellas en el centro galáctico? Estás siendo muy indirecto.

Respuestas (1)

Mientras espero la aclaración, supondré que su pregunta se refiere a la calibración del marco de referencia dentro del cual se miden los movimientos de las estrellas en el centro galáctico.

El proceso es descrito por Ghez et al. (2008) ; no implica la observación de cuásares en longitudes de onda infrarrojas; y el estudio no sufre como resultado.

Las imágenes de óptica adaptativa del centro galáctico tienen entre 5 y 10 segundos de arco de ancho, pero contienen miles de estrellas. Solo una fracción de estos están cerca del centro galáctico. El conjunto se puede utilizar, de forma iterativa, para definir un marco de referencia relativo minimizando los desplazamientos de miles de estrellas, excluyendo aquellas muy cercanas a Sgr A* y aquellas con grandes movimientos.

Esto es realmente todo lo que se requiere para hacer los análisis orbitales del agujero negro.

Para poner las coordenadas en el Sistema Internacional de Referencia Celestial, se observa un campo más amplio que contiene unas pocas estrellas gigantes brillantes en el infrarrojo, que también son fuentes máser brillantes en longitudes de onda de radio. Las posiciones de estos se utilizan para cargar las coordenadas en el ICRS, y esto es importante si, por ejemplo, estamos interesados ​​en el movimiento relativo del Sol alrededor de la Galaxia.

Las fuentes máser tienen posiciones ICRS en virtud de sus posiciones de fuente de radio frente a las coordenadas de radio de cuásares de fondo distantes (pero aún brillantes y puntuales). El problema de las fuentes de fondo, la extinción y la confusión no surgen en las longitudes de onda de radio.

Adivinaste correctamente la motivación última, pero la pregunta próxima es un ejercicio interesante en sí mismo, en mi humilde opinión. Estoy familiarizado con el uso de másers de agua para configurar un marco de referencia, pero todavía tengo un, "¿No sería genial si pudiéramos usar cuásares en la misma imagen para definir el marco?" pensamiento, y me pregunto qué se necesitaría para lograrlo.
@SeanLake No entiendo qué tiene que ver la resolución con eso. ¿Quieres decir si el cuásar es tan débil que se fusiona con el fondo general de las estrellas de campo?
Bingo. Detalles añadidos a la pregunta.
¿Qué resolución se necesita para ver un cuásar a través del centro galáctico?
RespuestasAquíPolítica de privacidad1y, 0v