¿Con qué frecuencia se utilizan los radiotelescopios para medir el paralaje? ¿Cuándo se hizo esto por primera vez?

Puedo responder parcialmente a esto desde la perspectiva de un púlsar.

En general, las mediciones de paralaje son un desarrollo bastante nuevo en la radioastronomía. Se requieren interferómetros para alcanzar un grado razonable de precisión, por lo que las mediciones de paralaje han entrado en juego principalmente en las últimas dos décadas, con instrumentos como el Very Long Baseline Array ocupando un lugar central. Dicho esto, hemos tenido paralajes de púlsares durante unos 40 años. Salter, Lyne y Anderson (1979) determinaron paralajes para seis púlsares, aunque el paralaje medido para B1929+10 fue anómalamente alto y rápidamente fue discutido ( Backer & Sramek 1982 ). A principios de siglo, solo alrededor de una docena de púlsares tenían paralaje de radio ( Toscano et al. 1999 ); ese número ha aumentado significativamente desde entonces, aunque no sé el recuento actual.

Parallax tiene una relación complicada con los púlsares, porque podría decirse que no lo necesitamos la mayor parte del tiempo por el bien de las mediciones de distancia intrínsecas. Las ondas de radio se ven fuertemente afectadas por la dispersión en el medio interestelar , ya que las interacciones entre las ondas de radio y los electrones libres retrasan el tiempo de llegada de una señal en una cantidad dependiente de la frecuencia (escala como$\nu^{-2}$). La magnitud de esta escala está determinada por la medida de dispersión, que viene dada por la integral de línea de la densidad del número de electrones libres sobre el camino entre el observador y el púlsar:

$$\text{DM}=\int n_e\text{d}l$$ Al observar una fuente, puede buscar entre una variedad de DM posibles y encontrar el que mejor elimine esta dispersión de la señal. Una vez que tenga el DM correcto, puede compararlo con los modelos de densidad numérica de electrones galácticos (por ejemplo, el modelo NE2001 ) y usar la ascensión recta y la declinación de la fuente para determinar qué tan lejos está. Por lo tanto, puede obtener una estimación de distancia razonable en unos 15 minutos con un buen telescopio de plato único, en lugar de esperar meses para realizar mediciones con un interferómetro. Desde el$\nu^{-2}$drop-off significa que la dispersión es irrelevante en otras secciones del espectro electromagnético, los radioastrónomos tienen una herramienta adicional en sus cajas de herramientas para determinar distancias.

(Por otro lado, esos modelos de densidad numérica de electrones tenían que derivarse de alguna manera: la gente necesitaba saber a priori las distancias a los púlsares para generarlo. Parallax es una forma de hacer esto; alternativamente, podría averiguar si alguna de los púlsares que se utilizan para la calibración pertenecen a asociaciones con distancias conocidas. Además, ¡a veces los modelos están incompletos o son incorrectos! La encuesta FAST GPPS ( Han et al. 2021 ) arrojó 11 púlsares con DM más grandes que el DM máximo predicho por uno o ambos modelos NE2001 y YWM16, lo que significa que es necesario tener en cuenta algún tipo de sobredensidad, por ejemplo, más regiones HII).

También puede determinar paralajes sin medirlos explícitamente. Muchos púlsares y magnetares se estudian utilizando la sincronización de púlsares , que observa cuándo llegan conjuntos de pulsos y los compara con los tiempos de llegada del modelo. Los parámetros más comúnmente ajustados son ascensión recta, declinación, frecuencia de giro$f$(o período$P$) y su derivada temporal$\dot{f}$(o derivado del período$\dot{P}$), pero para fuentes que no son terribles y para las que tiene suficientes épocas de observaciones, debería poder ajustar otras cantidades, incluidos parámetros binarios para púlsares con un compañero, así como movimiento propio y, sí, paralaje en ciertos casos. Si puede obtener suficientes observaciones en un gran telescopio de un solo plato, podría determinar la paralaje de una fuente brillante y estable como un buen púlsar de milisegundos, aunque no al$\sim10\;\mu\text{as}$precisión de un interferómetro de línea base larga como el VLBA.

Al realizar un cronometraje de alta precisión, debemos tener en cuenta cómo se mueve la Tierra en relación con el baricentro del Sistema Solar, lo que lleva a algo llamado retraso de Römer (los tiempos de llegada se convierten del tiempo de llegada topocéntrico en un observatorio al tiempo de llegada en la SSB). Esto conduce a variaciones en el tiempo de llegada en el orden de

$$\Delta_{R\odot}^{\text{max}}=\frac{1\;\text{AU}}{c}\cos\beta\approx500\cos\beta\;\text{seconds}$$ con$\beta$la latitud de la eclíptica. Esto dificulta el ajuste para una posición cerca de la eclíptica, que es donde las observaciones interferométricas pueden ser útiles para un modelo de tiempo.

Dicho todo esto, si ya tiene astrometría y conoce el movimiento adecuado y el paralaje de una fuente, su modelo de tiempo podría ser significativamente mejor, como señala el artículo de magnetar al que se vincula. Si está realmente interesado en la sincronización de alta precisión, podría valer la pena tomarse la molestia adicional. Ciertamente tengo curiosidad por saber cómo más estudios de astrometría de magnetares mejorarán los modelos de tiempo.