Obserwacje spektralne — G. Hrynek, M. Szymczak
(Ostatnia aktualizacja: 1999.05.31)
1 Wstęp
System do obserwacji linii widmowych zawiera front-end w ognisku
wtórnym anteny, którym jest jeden z odbiorników radiowych (dwukanałowe
odbiorniki w pasmach 21-18, 6 i 5 cm) oraz back end umieszczony
w sterowni teleskopu. Promieniowanie radiowe zebrane przez antenę jest
ogniskowane na jednym z wybranych oświetlaczy, gdzie jest rozdzielane na lewo
i prawo skrętną polaryzację kołową (LHC, RHC) a następnie wzmacniane
przez niskoszumowe wzmacniacze chłodzone do temperatury ~ 15 K.
Po przemianie do częstości pośredniej i wzmocnieniu, sygnał jest
przesyłany do dystrybutora w sterowni.
Podobnie jak w interferometrii, podczas obserwacji spektralnych odbiorniki
pracują w trybie mocy całkowitej. Szczegółowy opis front endów
jest przedstawiony w rozdziale IV.
Back end jest złożony z bloku programowanych filtrów, mieszaczy i
wzmacniaczy stanowiących część terminala VLBI, 512-kanałowego
autokorelatora i obsługującego go komputera PC oraz oddany w tym roku do
użytku 4×4096 kanałowy autokorelator z komputerem pokładowym klasy PC.
Sygnał częstości pośredniej jest
podawany na wejścia A i C terminala VLBI. Tam następuje przemiana sygnału
do częstości video i wzmocnienie w wybranych w postępie dwójkowym
wstęgach od 0.125 do 16 MHz.
Szczegółowy opis techniczny obu autokorelatorów znajduje się w rozdziale V.
Analizę off-line danych obserwacyjnych można wykonać używając
programu spec i pakietu SLAP, dostępnych na komputerach typu SUN.
2 Procedura ustawiania back-endu. Czynności wstępne
1. Włączyć generator częstości DTS500 i ustawić odpowiednią
częstość (2×BW) oraz
ustawić poziom sygnału w przedziale pomiędzy 0–10 dBm (w
szczególności 0 dBm = 0.2 V dla wstęgi 0.5 MHz i 10 dBm = 0.7 V dla
wstęgi 1 - 8 MHz).
2. Na płycie panela dystrybucji sygnałów znajdują się cztery rzędy
wyjść p.cz. po cztery gniazda w każdym. Dwa rzędy z prawej strony to p.cz.
pasma L, a z lewej pasma C1 albo C2 (w zależności od podłączonych
odbiorników). Górny szereg dotyczy polaryzacji prawoskrętnej,
a dolny - lewoskrętnej.
Sprawdzić, czy przewody doprowadzające sygnał do formatera, sigmona
i analizatora widma są na właściwym miejscu dla pasma L, C1 albo C2.
3. Uruchomić formater terminala VLBI :
- z tyłu formatera podłączyć przewód zasilający,
- uruchomić 6 zasilaczy z przodu formatera,
- sprawdzić z którego konwertera wyprowadzony jest sygnał do
autokorelatora,
- zresetować terminal poprzez wciśnięcie czerwonego guzika z przodu
terminala.
4. Sprawdzić ustawienia parametrów na ekranie RT4 terminala ENVIZEX:
- ustawić lokalny oscylator na żądaną częstość (okno
Receivers Command Module) komendą lof częstość, gdzie
częstość oznacza wartość w GHz, np.: lof 2.3,
- sprawdzić i odnotować stany dewarów komendą dewar n, gdzie
n=1,2,3,4,
- sprawdzić i ustawić offset pozycji dla używanego systemu odbiorczego
(okno RT4 Command Module) komendą : roh 18cm dla pasma 2.3 GHz,
roh 6cm dla pasma 5GHz, roh 5cm dla pasma 6.7 GHz,
- sprawdzić tabele poprawek komendą cor (w odpowiedzi powinna
pojawić się informacja o tablicy rfnew; jeśli jest inaczej należy
wydać komendę cor rfnew),
- jeśli jest wykorzystywany zakres pasma 4.3 - 4.9 GHz należy ustawić
dolny zakres pasma komendą cfilter 0, a przy zakresie 4.7 - 5.3 GHz
należy ustawić górny zakres pasma komendą cfilter 1.
5. Jeśli obserwacje są prowadzone w paśmie L, należy ustawić moc
lokalnego oscylatora na wartość 0 (lop 0), natomiast w pasmach C1 i
C2 na 10 (lop 10).
6. W ekranie field systemu terminala ENVIZEX uruchomić field system poprzez
kliknięcie myszą na ikonę (formater musi być uruchomiony).
7. Ustawić czas formatera wykorzystując ikonę FMSET a następnie
wyrównać czas formatera z komputerem komendą sy=run setcl
offset.
8. Sprawdzić komendami ifdab i ifdcd moc sygnału na wejściach
A i C terminala VLBI. Wartość ta powinna mieścić się w przedziale
12000 - 26000. Jeśli jest inaczej należy wyregulować poziom sygnału
dokładając lub zdejmując tłumiki na wejściach A lub C.
Komendą bread sprawdzamy czy tłumienia na poszczególnych wyjściach
konwerterów wideo są w okolicach 0. Należy tak dobierać wartości
tłumików na wejściach terminala, aby oba warunki były w miarę sprawdzone.
Uwagi praktyczne
- 1. Częstą przyczyną nie działania systemu jest niepoprawne
połączenie kabli. Należy sprawdzić wszystkie połączenia:
a) czy wyjście syntezera (sprawdzić częstość i poziom sygnału)
jest połączone z wejściem zegarowym autokorelatora,
b) czy jest włączony PC i chodzi program auto (dla
512-kanałowego autokorelatora),
c) czy dwa przewody doprowadzające sygnał częstości pośredniej do
wejść A i C terminala VLBI są podłączone do właściwych wyjść
dystrybutora. Sprawdzić jaki system używamy i jaka jest polaryzacja,
d) jeżeli autokorelator był wyłączony, to na początku mogą wystąpić
pewne z nim problemy.
- 2. Mimo prawidłowych połączeń funkcja autokorelacji jest ,,płaska",
gdy antena jest ustawiona na jedno z silnych źródeł. Jedną z
prawdopodobnych przyczyn jest złe ustawienie poziomu sygnału na zegarze
częstości.
3 Opis oprogramowania obsługującego procedurę obserwacji
Obserwacje spektralne mogą być przeprowadzane w dwóch modach : ręcznym i
automatycznym. W zależności od stosowanego typu autokorelatora
(512-kanałowy albo 4×4096-kanałowy) posługujemy się odpowiednim
pakietem oprogramowania.
512-kanałowy autokorelator; pakiet AUTO
512-kanałowy autokorelator jest kontrolowany przez program auto
zainstalowany na komputerze klasy PC 386
pracującym z częstością 33 MHz w środowisku systemu DOS. Pakiet AUTO
pracuje w środowisku Linux i
nadzoruje pracę oprogramowania uruchomionego na komputerze PC. Komunikacja
odbywa się poprzez bloki pamięci dzielonej gdzie są umieszczane i
odczytywane dane i rozkazy wysyłane przez oba programy.
Program auto jest uruchamiany na komputerze ENVIZEX poprzez
wydanie komendy o takiej samej nazwie (auto)
w oknie hpterm. Przed uruchomieniem tego pakietu należy sprawdzić czy
na komputerze PC (za stojakami z aparaturą) chodzi program auto.
Pakiet ten pozwala oglądać w czasie rzeczywistym funkcję
autokorelacji, funkcję FFT w dwóch wariantach oraz umożliwia
zachowanie obecnie obserwowanej funkcji autokorelacji w pliku jak również
uruchomienie sesji obserwacyjnej.
3.1 Obserwacje indywidualne
1. Uruchomić BBC Setup poprzez kliknięcie odpowiedniej ikonki w
ekranie field system na terminalu ENVIZEX.
2. W oknie BBC ustawić współrzędne źródła, czas obserwacji,
częstość, wstęgę itp.
3. Po północy pamiętać o przestawieniu daty.
4. Przy wyborze wstęgi w programie BBC Setup zawsze wybieramy wstęgę
górną Upper
5. Jeśli oscylator jest ustawiony z góry (pasmo L), na terminalu VLBI
wybieramy wyjście oznaczone USB, jeśli natomiast z dołu (pasmo C1
lub C2) - wyjście LSB.
6. Obliczyć dopset i przesłać informacje do formatera
( execute).
7. W ekranie AUTO terminala ENVIZEX uruchomić program
auto poprzez kliknięcie ikonki (na komputerze PC musi być
uruchomiony program auto).
8. Ustawić odpowiednie wartości temperatury kalibracyjnej komendą
caltempa=n oraz caltempc=n.
9. Najechać na źródło, wyznaczyć temperaturę systemu komendą
tsys.
10. W programie AUTO ustawić obserwowaną częstość oraz używaną
wstęgę.
11. W programie AUTO kliknąć przycisk Start (sprawdzić czy
wyzerowała się wartość zerowego kanału (Channel 0 value).
12. Sprawdzać i przeliczać wskazania BBC Setup przed każdym skanem.
13. Zapisywać w logach obserwacji wszystkie potrzebne dane.
4 Obserwacje automatyczne
W celu przeprowadzenia obserwacji automatycznych, dostarczane są specjalne
pliki z rozkazami. Jeden z plików zawiera komendy w języku SNAP
sterujące ruchem anteny i ustawieniami parametrów field systemu.
Drugi plik zawiera zestaw informacji potrzebnych pakietowi AUTO.
1. W oknie field systemu terminala ENVIZEX wpisujemy komendę
schedule=nazwa,#n, gdzie nazwa oznacza nazwę pliku
(patrz zlecenie obserwacji) bez rozszerzenia, a n jet numerem linii,
od której ma wystartować skrypt.
2. W oknie AUTO terminala ENVIZEX otworzyć okno hpterm
i przejść do katalogu podanego na zleceniu i otworzyć program wydając
komendę auto.
3. Wcisnąć przycisk Start i po wystartowaniu programu przycisk
Start session. Z pola wyboru wybrać plik do obserwacji (patrz zlecenie
obserwacji).
4. Po dotarciu anteny na zadane źródło wpisać w oknie field systemu
komendę cont w celu rozpoczęcia obserwacji.
5. Wszelkie potrzebne do obserwacji dane są zawarte w zleceniach obserwacji.
5 Uwagi
1. W każdej chwili operator może przejść z toku obserwacji
automatycznych na obserwacje ręczne.
2. Podczas obserwacji automatycznych istnieje możliwość wstrzymania
wykonywania skryptu wydając w oknie komend field systemu komendę
halt.
Należy jedynie poczekać aż dobiegnie do końca bieżąca obserwacja. W celu
przywrócenia dalszej pracy programu należy użyć komendy cont.
3. Podczas wykonywania ręcznych obserwacji, w celu wybrania widocznego
źródła, można wykorzystać program r2h obliczający pozycję
źródła we współrzędnych horyzontalnych. Program ten jest ogólnie
dostępny na trao2.
4. W trybie automatycznym operator może zmienić wyjście jednego
konwertera BBC na inny (jeśli zauważy nieprawidłowe funkcjonowanie aktualnie
używanego). Może tego dokonać między jedną a drugą integracją.
5. Po zakończeniu jednej sesji obserwacyjnej, program auto musi być
zamknięty, a nstępnie na nowo otworzony przed drugą sesją obserwacyjną.
Ograniczenie to nie obowiązuje przy przejściu z trybu automatycznego na tryb
ręczny. Jednakże nie można na nowo przejść w tryb automatyczny.
6 Postępowanie w czasie awarii
Jeśli w trakcie obserwacji indywidualnych nastąpiło zamknięcie
pakietu AUTO, to należy powtórnie go uruchomić i kontynuować
obserwacje.
Jeśli natomiast pakiet AUTO przestał działać kiedy uruchomiona była
sesja obserwacyjna, to należy wykonać następującą procedurę:
1. W oknie field systemu wpisać komendę halt.
2. Porównać ze zleceniem który plik został zapisany jako ostatni i jaki
ma on numer porządkowy na zleceniu.
3. Na field systemie otwieramy plik z bieżącą sesją i szukamy nazwy
pliku, który został zapisany przed awarią i sprawdzamy jaki jest w tym
miejscu numer linii.
4. Ponownie uruchamiamy pakiet AUTO. Wciskamy przycisk Start i czekamy
na rozpoczęcie pracy programu.
5. Następnie na belce programu auto wybieramy opcję Options a
następnie opcję Number. Tam podajemy numer skanu od którego ma się
rozpocząć kolejna obserwacja.
6. Wciskamy przycisk Start Session i wybieramy plik z bieżącym
skryptem.
7. Ponownie wpisujemy w field systemie komendę schedule=plik,#n,
gdzie n jest numerem linii, od której ma wystartować skrypt. Wartość
n zwiększamy o czynnik 2 aby pominąć komendę oczekiwania, która jest
zapisywana w następnej linii.
4×4096-kanałowy autokorelator: pakiet sterowania
Sterowanie bezpośrednie i zdalne
Nowy autokorelator posiada własny komputer klasy PC z procesorem
Pentium MMX pracującym z częstością 166 MHz. Ma zainstalowane 32 MB RAM,
2 GB pamięci dyskowej i pracuje pod kontrolą systemu Linux. Na tym
komputerze jest zainstalowane oprogramowanie obsługujące autokorelator.
Przed obserwacjami należy
uruchomić trzy programy znajdujące się w katalogu
/home/rf/demoˇuto :
- autolink - podstawowy program komunikacji z autokorelatorem
zajmujący się wysyłaniem danych i rozkazów do i z karty autokorelatora
poprzez pamięć dzieloną.
- autoverflow - program zapewniający obsługę przepełnienia
liczników autokorelatora.
- aut_svc - serwer obsługujący za pomocą protokołu RPC komendy z
innych komputerów.
- autapp - pakiet graficzny pozwalający na graficzną prezentację
funkcji autokorelacji w czterech torach autokorelatora, podgląd widm oraz
interaktywne ich powiększanie. Klikając lewym przyciskiem myszy na oknie
głównym można otworzyć okienko z kopią danych wybranego widma.
Zaznaczając lewym przyciskiem myszy jego prostokątny wycinek powiększa się
go do rozmiarów okna. Kliknięcie prawym przyciskiem myszy przywraca
skalowanie automatyczne. Program ten jest zależny od autolinka i
powinien być uruchamiany po i wyłączany przed nim.
Oprogramowanie do sterowania obserwacjami spektralnymi wykorzystujące nowy
4×4096 kanałowy autokorelator ciągle ulega modyfikacjom. Obecnie
możliwe jest sterowanie komputerem wewnętrznym autokorelatora poprzez
field system.
Można przeprowadzać obserwacje w trybie ręcznym. Obowiązuje tutaj taka
sama metoda postępowania jak zostało opisane w § 3.1, punkty 1-6, 8-9,
12-13. Różnica polega na tym, że należy ustawiać wartości dla
czterech konwerterów BBC. Również startowanie i zachowywanie danych
w plikach odbywa się z poziomu field systemu. W tym celu musimy wydać
komendy :
- antenna=autoc,start - komenda rozpoczynająca nową integrację i
wyzerowanie licznika.
- antenna=autoc,save,nazwa - komenda zapisująca funkcję
autokorelacji do pliku nazwa; dane będą zapisywane do katalogu, w
którym użytkownik uruchomił program autolink.
Ponadto można również przeprowadzać obserwacje automatyczne
tylko, że tutaj uruchamiamy w danym katalogu roboczym pliki autolink,
autoverflow oraz aut_svc, a następnie wydajemy komendę w
oknie rozkazów field systemu schedule=nazwa,#n, gdzie nazwa
oznacza nazwę pliku (patrz zlecenie
obserwacji) bez rozszerzenia, a n jest numerem linii, od której ma
wystartować skrypt.
7 Obserwacje
7.1 Wyznaczenie Tsys oraz czułości anteny
Systematyczne i częste wykonywanie pomiarów kalibracyjnych jest kluczowe
dla powodzenia każdego projektu obserwacji linii widmowych. Procedury kalibracyjne
są takie same jak w przypadku pomiarów continuum i są szczegółowo
opisane w rozdziale VII. Ze względu na silne zakłócenia w
paśmie L pomiar Tsys za pomocą obserwacji przyrostu sygnału na
silnych źródłach z szeroką wstęgą jest mało użyteczny do kalibracji
danych widmowych. Pozostaje metoda pomiaru Tsys w wąskim obserwowanym
paśmie, poleceniem tsys w field systemie z użyciem diody
szumowej. Pomiar współczynnika konwersji temperatury antenowej (K) do
gęstości strumienia (Jy) można wykonać mierząc Tsys poza źródłem
i na źródle continuum o znanym i stałym strumieniu (np. 3C286).
Przed każdym pomiarem kalibracyjnym należy wyznaczyć błąd
pozycjonowania anteny.
Bezpośrednio można kalibrować obserwacje linii maserowych OH obserwując
źródło linii absorpcyjnych W12
(α1950=05h39m14.s3,
δ1950=–01°55'57").
Szczytowe wartości gęstości strumienia w liniach 1612, 1665 i 1667 MHz
wynoszą odpowiednio 2.97, 12.22 i 15.05 Jy. W tym wypadku, dla poprawnego
wyznaczenia strumienia, niezbędne jest użycie filtru 0.25 MHz (dla
autokorelatora 512-kanałowego).
7.2 Procedura
Po uruchomieniu back end 'u i programów sterujących wskazane jest
wykonanie krótkiego skanu na źródle W3OH lub innym silnym obiekcie.
Oprócz sprawdzenia poprawności działania całego systemu daje to sposobność
weryfikacji czy jest ustawiona właściwa polaryzacja.
Dobrą praktyką jest wykonywanie krótkich skanów na źródle (5-10 min)
(w przypadku zakłóceń tracimy mniej czasu obserwacyjnego)
oraz pomiar widma referencyjnego (dla pasma L 2-3° obok źródła,
dla pozostałych pasm wystarczy odjeżdżać od źródła na odległość
równą 3 wiązek anteny).
Na początku każdego skanu na źródle należy zmierzyć Tsys. Do
celów archiwowania danych i ich dalszej redukcji należy na początku skanu na
źródle notować Tsys, UT, ST, Az, El, VLSR, szerokość
pasma, częstość i polaryzację. Jeżeli charakterystka wstęgi jest zmienna,
to należy mierzyć widmo referencyjne po każdym pomiarze na źródle.
Co kilka godzin mierzyć czułość teleskopu na źródłach continuum.
Jeśli teleskop pracuje w trybie obserwacji automatycznych, wartości tych
można nie notować, gdyż są one zapisywane do nagłówków
poszczególnych zbiorów.
Lista źródeł kalibracyjnych
| logS [Jy] = a +
b logν[MHz] +
c log2ν[MHz] |
Źródło
(epoka 1950) | Zakres [MHz]
od do | a | b | c |
| 3C48 | 1408 23780 | 2.465 | –0.004 | –0.1251 |
| 3C123 | 1408 23780 | 2.525 | +0.246 | –0.1638 |
| 3C147 | 1408 23780 | 1.806 | +0.140 | –0.1031 |
| 3C161 | 1408 10550 | 1.250 | +0.726 | –0.2286 |
| 3C218 | 1408 10550 | 4.729 | –1.025 | +0.0130 |
| 3C227 | 1408 4750 | 6.757 | –2.801 | +0.2969 |
| 3C249.1 | 1408 4750 | 2.537 | –0.565 | –0.0404 |
| VirA | 1408 10550 | 4.484 | –0.603 | –0.0280 |
| 3C286 | 1408 43200 | 0.956 | +0.584 | –0.1644 |
| 3C295 | 1408 32000 | 1.490 | +0.756 | –0.2545 |
| 3C309.1 | 1408 32000 | 2.617 | –0.437 | –0.0373 |
| 3C348 | 1408 10550 | 3.852 | –0.361 | –0.1053 |
| 3C353 | 1408 10550 | 3.148 | –0.157 | –0.0911 |
| CygA | 4750 10550 | 8.360 | –1.565 | – |
| NGC 7027 | 10550 43200 | 1.322 | –0.134 | – |
8 Redukcja danych widmowych
Końcowym produktem systemu do obserwacji spektralnych jest szereg zbiorów
zawierających funkcje autokorelacji. Po edycji funkcji autokorelacji
(usunięciu wadliwych kanałów), wstępną redukcję danych można wykonać
programem sp_au albo spnew1.
Programy te czytają funkcję autokorelacji uzyskaną
na źródle i referencyjną funkcji autokorelacji i czytają parametry
źródła i obserwacji z nagłówków. Po znormalizowaniu i poprawce
van Vleck'a z funkcji
autokorelacji otrzymuje się (przez szybką transformatę Fouriera,
FFT) widmo na źródle i widmo
referencyjne. Korzystajac z danych wejściowych oblicza się prędkości
radialne względem lokalnego standardu odniesienia. Program sp_au
kalibruje końcowe widmo według wzoru
|
P(v) = Tsys |
Pon(v) – Poff(v)
Poff(v) |
|
|
i jest zapisuje do zbioru w formacie czytelnym przez pakiet SLAP. Program
spnew nie dokonuje powyższej kalibracji - należy to zrobić
w pakiecie SLAP.
Na tym etapie redukcji jest możliwa konwersja temperatury antenowej
na gęstość strumienia. Ostateczna obróbka widm jest wykonywana za
pomocą pakietu SLAP. Poniżej przedstawiono cztery przykładowe widma
uzyskane autokorelatorem 512-kanałowym oraz 4×4096-kanałowym. Obserwacje
na starym autokorelatorze przeprowadzone zostały na wstędze 0.125 MHz przy
10 minutowym czasie integracji, co dało rozdzielczość 0.088 km/s.
Natomiast na nowym autokorelatorze użyto wstęgi 4 MHz i czasu integracji
7 minut, co daje rozdzielczość 0.35 km/s. Ale jak widać na wykresach,
pomimo gorszej rozdzielczości (wstęga była 16 razy większa), wszystkie
komponenty są doskonale widoczne (liczba kanałów wzrosła 8-krotnie).
|
Powyższe rysunki przedstawiają przykładowe widma linii masera W3(OH) (1665 MHz)
obserwowanego przy użyciu 512-kanałowego autokorelatora (wykresy górne,
10 minut integracji)
i przy użyciu nowego 4×4096-kanałowego autokorelatora (wykresy dolne,
7 minut integracji)
(Uwaga: oś rzędnych podaje faktycznie temperaturę
antenową w kelwinach, a nie strumień.)
|
|
Lista najsilniejszych linii maserowych OH/HII |
| Źródło | Rektascensja | Deklinacja | V (lsr) |
| (epoka 1950) | h m s | ° ' " | km/s |
| W3(OH) | 2 23 16.46 | 61 38 57.8 | –47 |
| W49 | 19 07 54.1 | 9 00 32 | +22 |
| W3–IRS5 | 2 21 55.3 | 61 52 34 | –38 |
| W49 N | 19 07 51.7 | 9 01 11 | +2 |
| S158 | 23 11 33.4 | 61 14 17 | –55 |
| UOA-18 | 20 07 31.1 | 31 17 24 | +15 |
| ORI–A | 5 32 47 | –5 24 20 | +7 |
| S269 | 6 11 46.3 | 13 50 31 | +18 |
| U Her | 16 23 35 | 19 00 18 | –15 |
| G45.1 | 19 11 00 | 10 45 44 | +54 |
| W51 | 19 21 26.34 | 14 24 36.7 | +59 |
| ON 1 | 20 08 09.9 | 31 22 39 | +10 |
| S201 | 2 59 22.4 | 60 16 12 | –33 |
| KL IRC4 | 5 32 46.7 | –5 24 30 | +5 |
| OMC 2 | 5 32 59.9 | –5 11 29 | +4 |
| 05391–0152 | 5 39 07.1 | –1 52 45 | +13 |
| NGC 2024 | 5 39 14.3 | –1 55 57 | +10 |
| MON R2 | 6 05 16.9 | –6 22 47.9 | +11 |
| S252 | 6 05 36.6 | 20 39 44 | +9 |
| 06084–0611 | 6 08 24.5 | –6 11 12 | +10 |
| W43s | 18 43 27.2 | –2 42 35 | +100 |
| 18594+0111 | 18 59 25.5 | 1 11 47 | +42 |
| 19181+1349 | 19 18 09.8 | 13 49 46 | +20 |
| 19446+2505 | 19 44 41.4 | 25 05 17 | +30 |
| K3–50 | 19 59 50 | 33 24 20 | +20 |
| 20197+3722 | 20 19 46.6 | 37 22 20 | –4 |
| S106 | 20 25 33.6 | 37 12 50 | –12 |
| 20306+4005 | 20 30 39.4 | 40 05 50 | –10 |
| W75N | 20 36 49.98 | 42 26 57.9 | +15 |
| DR21(OH)N | 20 37 14 | 42 14 08 | 0 |
| 21413+5442 | 21 41 21.2 | 54 42 30 | –62 |
| 22565+5830 | 22 56 37 | 58 30 52 | –44 |
| NGC 7538 | 23 11 36.9 | 61 11 57 | –59 |
|
Lista osobliwych obiektów OH/IR |
| Źródło | Rektascensja | Deklinacja | V (lsr) |
| (epoka 1950) | h m s | ° ' " | km/s |
| OH127.0–0.0 | 1 30 27.7 | 62 11 31.2 | –55 |
| OH138.0+7.3 | 3 20 41.5 | 65 21 32.8 | –38 |
| OH141.7+3.5 | 3 29 23.6 | 60 10 04.4 | –58 |
| OH39.7+1.5 | 18 56 03.9 | 6 38 49.8 | +20 |
| IRC+10420 | 19 24 26.7 | 11 15 10.9 | +70 |
| NML Cyg | 20 44 33.8 | 39 55 57.1 | +2 |
| 19114+0002 | 19 11 25 | 0 02 18 | +100 |
| VY2–2 | 19 21 59 | 9 48 00 | –50 |
|
Lista najsilniejszych linii metanolu |
| Źródło | Rektascensja | Deklinacja | V (lsr) | Speak | Wsp. gal. l | Wsp. gal. b |
| (epoka 1950) | h m s | ° ' " | km/s | Jy | ° ' | ° ' |
| W3(OH) | 02 23 16.4 | +61 38 57 | –45.5 | 3880 | 133 56 | 1 03 |
| S231 | 05 35 51.3 | +35 44 16 | –13.5 | 208 | 173 28 | 2 26 |
| MonR2 | 06 05 20.0 | –06 22 40 | +11.5 | 160 | 213 00 | –12 15 |
| S252 | 06 05 53.7 | +21 39 09 | +10 | 457 | 188 56 | 0 53 |
| S269 | 06 11 46.5 | +13 50 39 | +16.5 | 134 | 196 27 | –1 40 |
| 9.62+0.19 | 18 03 16.0 | –20 32 01 | +5.5 | 4870 | 10 32 | 0 43 |
| 8.67–0.37 | 18 03 18.9 | –21 37 59 | +41.5 | 117 | 9 46 | 0 15 |
| W31(1) | 18 05 40.5 | –19 52 23 | +71 | 823 | 11 59 | 0 52 |
| W33B | 18 10 59.3 | –18 02 40 | +55.5 | 456 | 12 45 | 0 08 |
| W33A | 18 11 44.2 | –17 52 58 | +38 | 327 | 14 27 | 0 35 |
| 20.24+0.08 | 18 24 55.8 | –11 16 24 | +72 | 112 | 20 04 | 0 19 |
| 23.01–0.41 | 18 31 56.7 | –09 03 18 | +77 | 439 | 23 06 | 0 21 |
| 29.95–0.02 | 18 43 27.1 | –02 42 36 | +100 | 229 | 31 12 | 0 38 |
| 30.70–0.06 | 18 44 58.9 | –02 04 27 | +88 | 125 | 30 49 | 0 00 |
| 35.19–0.74 | 18 55 40.8 | +01 36 30 | +30 | 107 | 35 11 | 0 44 |
| 35.20–0.73 | 18 59 13.8 | +01 09 20 | +43 | 556 | 35 12 | –1 44 |
| 43.80–0.13 | 19 09 30.8 | +09 30 47 | +41 | 152 | 43 47 | 0 07 |
| W51 | 19 21 24.4 | +14 24 48 | +62 | 979 | 49 29 | 0 22 |
| V645 Cyg | 19 41 04.2 | +23 36 42 | +21 | 103 | 59 46 | 0 03 |
| W75N | 20 36 50.4 | +42 27 23 | +6.5 | 1080 | 81 52 | 0 47 |
| CepA | 22 54 19.2 | +61 45 47 | –3.5 | 1420 | 109 52 | 2 06 |
| NGC 7538 | 23 11 36.4 | +61 11 50 | –58 | 346 | 111 32 | 0 46 |
Przypis:
1Program sp_au i
spnew jest dostępny na publicznym
dysku każdego SUN-a. Program sp_au służy do automatycznej obróbki
danych otrzymanych z 512-kanałowego autokorelatora, natomiast program
spnew jest używany do obróbki danych z autokorelatora
4×4096-kanałowego
File translated from
TEX
by
TTH,
version 3.40 on 06 Aug 2003.
