望远镜的角分辨率如何转换为视差精度？

我们经常可以在科学的和更随意的读者中阅读有关各种望远镜和其他光学设备（无论是地面探测器还是机载太空探测器）的角分辨率的文章和文章。他们通常会列出其角分辨率，或者换句话说，它们在当今的数字时代中以每个传感器像素为基础来分辨或区分小的，遥远的物体的能力。

                ^{查找恒星与视差的距离。三角视差法通过测量
                从地球轨道相对两端观察到的表观位置的微小偏移来确定与恒星的距离。（来源：测量宇宙）}

我感兴趣的是视差测量的精度，通过它我们可以直接确定观测到的物体的距离，类似于提到的径向分辨率，如果我们仅使用望远镜的角分辨率数据就可以计算出它的能力假设地面天文台和太空天文台或多或少都具有相同的近日点到顶点距离（即太空天文台在地球轨道上）。

实际上，视差测量并不像上面使用流行的图表所解释的那样。视差使恒星在天空中指定一个椭圆，其半长轴等于视差角。

所述望远镜通常测量坐标星（RA和减速）的移位，然后将信息转换为所述的椭圆规定和确定视差角。现在，望远镜注意到RA和Dec的这种变化的能力是基于它们的最小计数，这显然取决于它们的角分辨率。

因此，使用视差方法的距离测量的范围基于所用望远镜的角分辨率。

图片来源： http : //documents.stsci.edu/hst/fgs/documents/handbooks/ihb_cycle16/c01_intro4.html

确定视差的最先进的系统是用于Gaia的AGIS。它能够远远超过望远镜的角分辨率。角分辨率只是一个参数。

实际上，仅需确定恒星的光度 质心即可，这几乎与望远镜的分辨率无关。这主要是一个统计上的挑战，并且尤其取决于图像噪声，恒星的亮度和观测次数。

望远镜的校准和发光质心的确定可以通过一种求解算法来完成。