Comentarios a continuación ¿Cuál es la distancia máxima medible con paralaje? discuta los desafíos asociados con las mediciones de paralaje de Betelgeuse y enlace a Betelgeuse de Wikipedia; Medidas de distancia que contiene el intrigante párrafo:
En 2008, utilizando el Very Large Array (VLA), produjo una solución de radio de 5,07±1,10 mas, lo que equivale a una distancia de 197±45 pc o 643±146 ly. 83 Como señala el investigador Harper: "La paralaje de Hipparcos revisada conduce a una distancia mayor (152±20 pc) que la original; sin embargo, la solución astrométrica aún requiere un ruido cósmico significativo de 2,4 mas . Teniendo en cuenta estos resultados, es claro que los datos de Hipparcos todavía contienen errores sistemáticos de origen desconocido". Aunque los datos de radio también tienen errores sistemáticos, la solución de Harper combina los conjuntos de datos con la esperanza de mitigar dichos errores. 83Un resultado actualizado de observaciones adicionales con ALMA y e-Merlin arroja un paralaje de 4,51±0,8 mas y una distancia de 222 (+34/−48) pc.[10] Otras observaciones dieron como resultado una paralaje ligeramente revisada de 4,51 ± 0,80. 10
83 Harper et al. (2008) Una nueva distancia VLA-Hoppocaros a Betelgeuse y sus implicaciones
10 Harper et al. (2017) Una solución astrométrica actualizada de 2017 para Betelgeuse
Cuando se usa la radioastrometría para medir las posiciones de Betelgeuse en un esfuerzo por determinar su paralaje, supongo (ver más abajo) que es la radiación térmica del cuerpo negro de la "radiofotosfera" de la estrella en lugar de la radiación máser de una nube bien fuera de la estrella misma.
( Esta respuesta a ¿Hasta qué punto los radiotelescopios han visto estrellas individuales? analiza, por ejemplo, la radiación máser de las estrellas)
Harper et al. (2017) contiene:
A los efectos de este trabajo, se excluyeron del análisis los canales que contenían emisión lineal y se utilizó un único conjunto de datos continuo centrado en ≃338 GHz con un ancho de banda de ∼5,9 GHz.
y Harper et al. (2008) menciona:
Hemos utilizado las resoluciones espaciales más altas disponibles con el VLA, es decir, configuración A con la antena Pie Town VLBA, y esto nos permite obtener incertidumbres posicionales comparables a las de Hipparcos. Se obtuvo una buena cobertura u–v para seis bandas de frecuencia (Q, K, U, X, C, L) 7 en cinco épocas. Para cada banda usamos dos canales continuos de 50 MHz que registran polarizaciones completas de Stokes.
7 Estas bandas tienen longitudes de onda nominales: Q = 0,7 cm, K = 1,3 cm, U = 2,0 cm, X = 3,6 cm, C = 6 cm y L = 20 cm.
Preguntas:
Las estrellas ciertamente tienen emisión de radio de sus fotosferas, ya que los cuerpos negros emiten en todas las longitudes de onda. Pero eso no suele ser lo que se detecta, porque es muy débil. Haciendo algunos números simples, la emisión de una estrella como el Sol alcanza su punto máximo a una longitud de onda de aproximadamente 500 nm (= m), y el lado de longitud de onda larga de la función de Planck, en la aproximación de Rayleigh-Jeans , es como , por lo que a una longitud de onda de 5 cm (= m) la emisión será veces más débil. Con estrellas cercanas o muy luminosas es posible detectar esto en algunos casos (por ejemplo, con ALMA, que es muy sensible y opera en longitudes de onda algo más cortas), pero más típicamente la emisión de radio detectada proviene de otros procesos como la emisión de sincrotrón.
Si la fotosfera de radio está en un radio sustancialmente diferente depende de la opacidad en esa longitud de onda, pero Reid & Menten (1996) Radio Photospheres of Red Giant Stars sugiere que para algunos gigantes puede ser mucho más grande que la fotosfera óptica.
Del resumen:
[...] Estas observaciones sugieren que las variables de período largo tienen una "fotosfera de radio" en aproximadamente dos radios estelares, donde el radio estelar está definido por regiones sin líneas en longitudes de onda ópticas. La fotosfera de radio está justo dentro de la capa de máser de SiO, y la variabilidad limitada de la emisión de radio sugiere que los choques estelares se amortiguan principalmente dentro de esta región. Se estima que la densidad y la temperatura de la radiofotosfera son >~ 10 12 cm -3 y 1400 K, respectivamente. Para estas condiciones físicas, los electrones libres, obtenidos predominantemente de la ionización de átomos de potasio y sodio, proporcionan la opacidad a través de interacciones con átomos de H neutros y moléculas de H 2 .
UH oh