Как угловое разрешение телескопа переходит в его точность параллакса?

Мы можем часто читать в научной, а также более обычной литературе читателя и статьях об угловом разрешении различных телескопов и другого оптического оборудования, будь то наземные или бортовые космические зонды. Они часто указывали бы свое угловое разрешение или, другими словами, свою способность разрешать или различать маленькие, удаленные объекты в современной цифровой эпохе, в основном на основе пикселей на сенсор.

                ^{Найти расстояние от звезды до ее параллакса. Тригонометрический метод Параллакса определяет расстояние до звезды, измеряя
                ее небольшое смещение в видимом положении, если смотреть с противоположных концов орбиты Земли. (Источник: Измерение Вселенной )}

Что меня интересует, так это точность измерений параллакса и, следовательно, наша способность определять расстояние между наблюдаемыми объектами, прямо аналогичное упомянутому радиальному разрешению, и как его можно рассчитать, используя данные об угловом разрешении только телескопа, если мы предположим, что как наземные, так и космические обсерватории имеют более или менее одинаковые расстояния от перигелия до афелия (т.е. космическая обсерватория находится на орбите Земли).

Измерение параллакса на практике не такое, как объяснено выше с использованием популярной диаграммы, которую вы использовали. Параллакс заставляет звезду предписывать эллипс в небе, большая полуось которого равна параллактическому углу.

В телескопах , как правило измерить сдвиг в координатах звезд (RA и DEC) , а затем перевести информацию в том , что из эллипса , предписанный и определить угол параллактического. Теперь способность телескопов отмечать это изменение в RA и Dec основана на их наименьшем количестве, что, очевидно, зависит от их углового разрешения.

Следовательно, измерения расстояния с использованием метода параллакса имеют свой диапазон, основанный на угловом разрешении используемого телескопа.

Источник изображения: http://documents.stsci.edu/hst/fgs/documents/handbooks/ihb_cycle16/c01_intro4.html

Вероятно, наиболее совершенной системой для определения параллаксов является AGIS, используемый для Gaia . Он способен выходить далеко за пределы углового разрешения телескопов. Угловое разрешение - это только один параметр.

На самом деле просто необходимо определить центроиды яркости звезд, практически не зависящие от разрешения телескопов. Это в основном статистическая проблема, и она особенно зависит от шума изображения, яркости звезды и количества наблюдений.

Калибровка телескопа и определение центроидов яркости могут быть выполнены в одном алгоритме решения.