DOCSLIB.ORG

Postępy Astronomii Nr 3/1969

Total Page：16

File Type：pdf, Size：1020Kb

Download full-text PDF Read full-text
Postępy Astronomii Nr 3/1969 POSTĘPY ASTRONOMII CZASOPISMO POŚWIĘCONE UPOWSZECHNIANIU WIEDZY ASTRONOMICZNEJ PTA TOM XVII — ZESZYT 3 1969 WARSZAWA • LIPIEC — WRZESIEŃ 1969 POLSKIE TOWARZYSTWO ASTRONOMICZNE POSTĘPY ASTRONOMII KWARTALNIK TOM XVII — ZESZYT 3 1969 WARSZAWA • LIPIEC — WRZESIEŃ 1969 KOLEGIUM REDAKCYJNE Redaktor naczelny: Stefan Piotrowski, Warszawa Członkowie: Józef Witkowski, Poznań Włodzimierz Zonn, Warszawa Sekretarz Redakcji: Jerzy Stodółkiewicz, Warszawa Adres Redakcji: Obserwatorium Astronomiczne UW Warszawa, Al. Ujazdowskie 4 W Y D A W A N E Z ZASIŁKU POLSKIEJ AKADEMII NAUK Printed in Poland Państwowe Wydawnictwo Naukowe Oddział w Łodzi 1969 W ydanie 1. N akład 456 4- 124 egi. Ark. w yd. 9.00 Ark. druk. 8.50 Papier druk sal. kl. Ul. 80 g. 70 x 100. O ddano d o d r u k u 19. VIII. 1909 Druk ukończono w sierpniu 1 9 6 9 r. Zam. 223 B-8 C ena i \ 10,— Zakład Graficzny PWN Łódź, ul. Gdańska 162 PULSARY STANISŁAW GRZĘDZIELSKI nyjibCAPW C. T)KeHaejibCKM CoflepjKaHMe CTaTba coflep»MT o03op flaiiHbix o Ha6jiK)fleHMflx u TeopemuecKMe hh- TepnpeTauMM nyjibcapoB, onyBjiMKOBaHHbisi b TeueHMM nepBoro ro^a nocjie OTKpblTMH 9TMX OÓbeKTOB. PULSARS Summary The article reviews the observational data on pulsars and their theoretical interpretation as published during the first year after the announcement of the discovery. 1. WSTĘP W lutym bieżącego roku minęło dwanaście miesięcy od opublikowania pierwszej wzmianki o odkryciu pulsara CP 1919 (He wish, Bell, P i 1 k i n g- ton, Scott, Collins 1968). Artykuł ukazał się w czasopiśmie „Naturę” , które stało się głównym forum dyskusji o tym fenomenie. W ciągu pierwszych sześciu miesięcy ukazało się w „Naturę” * 51 prac, zarówno teoretycznych jak i obserwacyjnych, w których doniesiono o odkryciu 9 pulsarów. Po roku *W jesieni 1968 r. wydawnictwo Macmillan and Co Ltd w Londynie wydało tom reprintów wszystkich prac o pulsarach, jakie ukazały się w „Naturę” do końca sierp­ nia 1968 r. Ten niezmiernie interesujący i użyteczny tom znalazł się w Obserwatorium Astronomicznym UW dzięki uprzejmości British Council w Warszawie. [179] 180 S. Grzędzielski liczba znanych obiektów sięga 25, a ilość prac publikowanych w „Naturę” wynosi średnio 8 na miesiąc. Napływowi danych obserwacyjnych towarzyszy pokaz pomysłowości teoretyków, a brak hamulców w wysuwaniu dziwacznych na pozór hipotez interpretujących należy poczytać za zaletę w przypadku tak nieortodoksyjnych obiektów. Jak często bywa z wielkimi premierami, odkrycie pulsarów było niezamierzo­ ne. Nie są to jednak obiekty wyjątkowo słabe w dziedzinie radiowej i można by się dziwić, czemu nie zostały odkryte wcześniej. Główną przyczyną było, że mimo stosunkowo silnej emisji w maksimum ich średnia emisja jest poniżej progu wyczuwalności wielkich przeglądów nieba wykonywanych do tej pory w dziedzinie radiowej. Intensywność w maksimum również zmienia się w spo­ sób przypadkowy o kilka rzędów wielkości, tak że typowy pulsar jest z punktu widzenia radiowego źródłem sporadycznym.Odkrycie pulsarów stało się więc możliwe z chwilą, gdy uruchomiono dostatecznie duży radioteleskop nasta­ wiony na badanie silnie i szybko f!uktuujących sygnałów. W 1964 r. odkryto zjawisko radiowej scyntylacji międzyplanetarnej, poja­ wiającej się wtedy, gdy radioźródło o bardzo małych rozmiarach kątowych (np. kwazar) widziane jest poprzez warstwę gazu międzyplanetarnego o dużych fluktuacjach gęstości. Fluktuacje odbieranego sygnału mają skalę czasową rzędu sekundy i są wynikiem dyfrakcji fal radiowych na niejednorodnościach ośrodka. Badanie radiowego obrazu interferencyjnego (szybkich zmian sygna­ łu) jest interesujące z dwu względów: pozwala na wyznaczanie charaktery­ stycznych rozmiarów fluktuacji w plazmie międzyplanetarnej i na szacowanie rozmiarów kątowych radioźródeł. Im większy bowiem rozmiar emitującego źródła, tym mniej wyraźny jest obraz interferencyjny. W 1967 r. ukończono w Cambridge w Anglii specjalny radioteleskop prze­ znaczony do badań scyntylacji. Był to prostokątny układ 2048 dipoli, zajmują­ cy 4 i pół akra powierzchni i pracujący na \ = 3.7 m (81.5 MHz). Ruch w rekta- scencji sprowadza się do wykorzystania ruchu dziennego a sterowanie w dekli­ nacji przez odpowiednie przestrajanie fazy. Urządzenie rejestrujące było specjalnie dostosowane do odbioru sygnałów silnie fluktuujących, tak że warunki potrzebne dla odkrycia pulsarów były idealnie spełnione. W ciągu jesieni 1967 r. kilkakrotnie zarejestrowano silny, fluktuujący sygnał brany początkowo za jakąś pasożytniczą interferencję. 28 listopada po raz pierwszy zanotowano wyraźne pulsy o zmiennej amplitudzie, ale pojawiające się z nie­ zmierną regularnością. Nieco późniejsza analiza wykazała, że czas trwania pulsu radiowego wynosi tylko 20 milisekund, co oznacza, że rozmiar emitują­ cego obiektu (= długość trwania pulsu mnożona przez prędkość światła) od­ powiada co najwyżej obiektowi o rozmiarach planetarnych. Regularność poja­ wiania się pulsów (względne zmiany okresu rzędu 10"7) sugerowała z początku istnienie cywilizacji odpowiedzialnej za wysyłanie tych sygnałów. Dokładne po­ miary zmian częstości pojawiania się pulsów wykluczyły jednak możliwość P uls ary 181 ruchu orbitalnego źródła, co podważyło hipotezę cywilizacji związanej z jakimś pozasłonecznym układem planetarnym. Współrzędne pierwszego odkrytego pulsara są: a = 19h19 m37.s0+0.s2, 6 = +21°47,02,/± 10” . Odkrywcy zaproponowali więc oznaczenie CP 1919 od Cambridge Pulsar i rektascensji w godzinach i minutach. Później pojawiły się oznaczenia z literami początkowymi HP (Harvard Pulsar) itp., lub po prostu PSR (Pulsar). 2. DANE OBSERWACYJNE Najbardziej charakterystyczną cechą pulsara jest stałość jego okresu, tzn. odstępu czasu między dwoma kolejnymi maksimami emisji. Na przykład zapis sekwencji pulsów dla CP 0808 obserwowanych w paśmie 81.5 MHz o szerokości 1 MHz (rys. 1) wykazuje wyraźnie wielką regularność odstępów czasu między kolejnymi maksimami. Faza zachowuje się z bardzo wysoką dokładnością w okresie rzędu miesięcy i pulsary mogą być uważane za nie­ zmiernie dokładne zegary. W trzy miesiące po zaanonsowaniu odkrycia pierw­ szego pulsara znane były cztery obiekty tego rodzaju, dla których udało się też wyznaczyć okresy. Dla tych czterech pierwszych obiektów okresy za­ warte były między 1/4 a 4/3 sekundy a względna dokładność wyznaczenia okresu sięgała 10'*. Stan znajomości okresów z maja 1968 r. podany jest poniżej: Obiekt Okres Jne dl 6P /P ■ 10 CP 0834 1?2737642±3 12.80 5.0±0.8 CP 0950 0?25306504+5 2.98 0.3+0.1 CP 1133 1?18791106±15 4.87 4.1+0.5 CP 1919 1?33730109±1 12.5.5 1.1+0.5 ^ sekunda 1 sek Rys. 1. Sekwencja pulsów dla CP 0808 Błędy wyznaczenia okresów podane są w jednostkach ostatniego miejsca. Wielkość fn edl będzie dyskutowana poniżej. Wartość okresu zależy od przyjęte­ go położenia źródła, bowiem istotne tu są poprawki do momentów maksimów 182 S. Grzędzielski wynikające z ruchu orbitalnego Ziemi. Uwzględnione to zostało w wartościach podanych powyżej. Dzięki olbrzymiej liczbie epok, już po kilku miesiącach (w styczniu 1969 r.) uzyskano ewidencje dotyczące powolnych (wiekowych?) zmian periodu (Da­ vies, Hunt, Smith 1969). Względne zmiany okresu 6 P/P podane są w ostatniej kolumnie podanego powyżej zestawienia. Poszukiwania dalszych obiektów za pomocą aparatury o krótszej stałej czasowej doprowadziło niebawem do odkrycia pulsarow o okresach znacznie krótszych od 1 sek. Podejrzenia, że pulsary mogą być gwiazdami neutro­ nowymi powstałymi w wyniku fenomenu supernowej (jądro pre-supernowej) kazały szukać obiektów pulsujących w mgławicy Krab, powszechnie uważa- nej za pozostałość po supernowej z 1054 r. Odkryto tam dwa takie obiekty (oznaczone NP 0527 i NP 0532) i okres pulsara NP 0532 jest w chwili obec­ nej najkrótszym znanym okresem: 0.03309112±0.00003 s. (Cornelia, Craft jr., Lovelace, Sutton 1969). Wydaje się więc, że pulsary mogą mieć okresy leżące w dosyć szerokim przedziale, od kilkudziesięciu milisekund do ok. dwu sek. it * Hys. 2. Sekwencja pulsów obserwowanych dla CP 1919 w dniu 8 marca 1968. Widać korelację amplitud Sekwencje pulsów danego pulsara wykazują wielką nieregularność. Czasa­ mi przez kilka minut kolejne pulsary mają podobne amplitudy (rys. 2), czasami sekwencja kolejnych pulsów wykazuje amplitudę zmieniającą się w sposób losowy (rys. 3). Na przykład dla pulsara CP 1919 zmiany amplitudy pulsów uśrednionych po kolejnych dziesięciu okresach wyglądają jak na rys. 4. Kształt kolejnych pulsów zależy też od częstości obserwacji. Na'wet dla obserwacji dokonywanych na bardzo bliskich częstościach, np. 80.5 i 81.5 MHz kształt poszczególnych pulsów może być różny (rys. 5). Obserwując pulsar równocześnie na kilku kanałach, w różnych częstościach dosyć od siebie odległych, otrzymuje się często np. wyraźne pulsy w jednym lub kilku kanałach Pulsary 183 Rys* 3* Sekwencja pulsów dla CP 0950, Losowe zmiany amplitudy Q) b ) Rys. 4. a) Zmiany w czasie uśrednionych po dziesięciu okresach amplitud pulsów dla CP 1919 b) Dobowe zmiany amplitud pulsów. Na obu rysunkach jednostką na osi rzędnych jest W m"J H z'1 10"J6 l i n i i i i i i i i i ^i i i t l j|1.1 l ' T i 815 MH. ' ' ' 1 ' \ ' ' ' i ' I V 1 1 t 1 i i i i i r i i i i i r i i i i > i >.i i i ' i ...... , ,11 ...... 1. 8Qf> M ffo Rys. 5. Równoczesna rejestracja sekwencji pulsów dla CP 1919 na częstościach 80.5 i 81.5 MHz 184 S. Grzędzielski --------- 2,5 A1Hz --------- ► Rys. 6. Kolejne uśrednione pulsy w paśmie 408 MHz o szerokości 2.5 MHz dla CP 03 28. Uśrednianie pulsów dokonywane było w odstępach 50-sekundowych i zupełny zanik pulsów w innych. Po kilku minutach pulsy mogą się pojawić w tych kanałach, w
Load more

Recommended publications
  • A Kinematic Study of the Irregular Dwarf Galaxy NGC 4861 Using HI
    Astronomy & Astrophysics manuscript no. 11766.bw c ESO 2021 September 10, 2021 A kinematic study of the irregular dwarf galaxy NGC 4861 using H i and Hα observations J. van Eymeren1;2;3, M. Marcelin4, B. S. Koribalski3, R.-J. Dettmar2, D. J. Bomans2, J.-L. Gach4, and P. Balard4 1 Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics & Astronomy, The University of Manchester, Alan Turing Building, Oxford Road, Manchester, M13 9PL, UK e-mail: [email protected] 2 Astronomisches Institut der Ruhr-Universitat¨ Bochum, Universitatsstraße¨ 150, 44780 Bochum, Germany 3 Australia Telescope National Facility, CSIRO, P.O. Box 76, Epping, NSW 1710, Australia 4 Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, OAMP, Universite´ Aix-Marseille & CNRS, 38 rue Fred´ eric´ Joliot-Curie, 13013 Marseille, France Accepted 20 July 2009 ABSTRACT Context. Outflows powered by the injection of kinetic energy from massive stars can strongly affect the chemical evolution of galaxies, in particular of dwarf galaxies, as their lower gravitational potentials enhance the chance of a galactic wind. Aims. We therefore performed a detailed kinematic analysis of the neutral and ionised gas components in the nearby star-forming irregular dwarf galaxy NGC 4861. Similar to a recently published study of NGC 2366, we want to make predictions about the fate of the gas and to discuss some general issues about this galaxy. Methods. Fabry-Perot interferometric data centred on the Hα line were obtained with the 1.93m telescope at the Observatoire de Haute-Provence. They were complemented by H i synthesis data from the VLA. We performed a Gaussian decomposition of both the Hα and the H i emission lines in order to search for multiple components indicating outflowing gas.
    [Show full text]
  • Supernova Remnant N103B, Radio Pulsar B1951+32, and the Rabbit
    On Understanding the Lives of Dead Stars: Supernova Remnant N103B, Radio Pulsar B1951+32, and the Rabbit by Joshua Marc Migliazzo Bachelor of Science, Physics (2001) University of Texas at Austin Submitted to the Department of Physics in partial fulfillment of the requirements for the degree of Master of Science in Physics at the MASSACHUSETTS INSTITUTE OF TECHNOLOGY February 2003 c Joshua Marc Migliazzo, MMIII. All rights reserved. The author hereby grants to MIT permission to reproduce and distribute publicly paper and electronic copies of this thesis document in whole or in part. Author.............................................................. Department of Physics January 17, 2003 Certifiedby.......................................................... Claude R. Canizares Associate Provost and Bruno Rossi Professor of Physics Thesis Supervisor Accepted by . ..................................................... Thomas J. Greytak Chairman, Department Committee on Graduate Students 2 On Understanding the Lives of Dead Stars: Supernova Remnant N103B, Radio Pulsar B1951+32, and the Rabbit by Joshua Marc Migliazzo Submitted to the Department of Physics on January 17, 2003, in partial fulfillment of the requirements for the degree of Master of Science in Physics Abstract Using the Chandra High Energy Transmission Grating Spectrometer, we observed the young Supernova Remnant N103B in the Large Magellanic Cloud as part of the Guaranteed Time Observation program. N103B has a small overall extent and shows substructure on arcsecond spatial scales. The spectrum, based on 116 ks of data, reveals unambiguous Mg, Ne, and O emission lines. Due to the elemental abundances, we are able to tentatively reject suggestions that N103B arose from a Type Ia supernova, in favor of the massive progenitor, core-collapse hypothesis indicated by earlier radio and optical studies, and by some recent X-ray results.
    [Show full text]
  • Celestial Radio Sources Whitham D
    Important Celestial Radio Sources Whitham D. Reeve Introduction The list of celestial radio sources presented below was obtained from the National Radio Astronomy Observatory (NRAO) library. Each column heading is defined below. As presented here, the list is sorted in order of flux density as received on Earth. As an aid in visualizing the location of the more powerful radio sources in the sky with respect to the Milky Way galaxy, an annotated radio map also is provided along with explanations of its important features. Listing – Definition of column headings The information below is necessarily brief. Additional information may be found by using an online encyclopedia (for example, http://en.wikipedia.org/wiki/Main_Page ) or visiting other online sources such as the National Radio Astronomy Observatory website ( http://www.nrao.edu/ ). Object Name: Each object is named according its original catalog listing (for celestial object naming conventions, see Tom Crowley’s article “Introduction to Astronomical Catalogs” in the October- November 2010 issue of Radio Astronomy ). Most of the objects in the list originally were listed in the 3rd Cambridge catalog (3C) but some are in NRAO’s catalog (NRAO). Right Ascension and Declination: The right ascension and declination are used together to define the location of an object in the sky according to the equatorial coordinate system . Right ascension is given in hour minute second format and abbreviated RA . RA is the angle measured in hours, minutes and seconds from the Vernal equinox (intersection of celestial equator and ecliptic). The declination, abbreviated Dec , is the number of degrees, minutes and seconds above (0° to +90°) or below (0° to – 90°) the celestial equator.
    [Show full text]
  • The Astrology of Space
    The Astrology of Space 1 The Astrology of Space The Astrology Of Space By Michael Erlewine 2 The Astrology of Space An ebook from Startypes.com 315 Marion Avenue Big Rapids, Michigan 49307 Fist published 2006 © 2006 Michael Erlewine/StarTypes.com ISBN 978-0-9794970-8-7 All rights reserved. No part of the publication may be reproduced, stored in a retrieval system, or transmitted, in any form or by any means, electronic, mechanical, photocopying, recording, or otherwise, without the prior permission of the publisher. Graphics designed by Michael Erlewine Some graphic elements © 2007JupiterImages Corp. Some Photos Courtesy of NASA/JPL-Caltech 3 The Astrology of Space This book is dedicated to Charles A. Jayne And also to: Dr. Theodor Landscheidt John D. Kraus 4 The Astrology of Space Table of Contents Table of Contents ..................................................... 5 Chapter 1: Introduction .......................................... 15 Astrophysics for Astrologers .................................. 17 Astrophysics for Astrologers .................................. 22 Interpreting Deep Space Points ............................. 25 Part II: The Radio Sky ............................................ 34 The Earth's Aura .................................................... 38 The Kinds of Celestial Light ................................... 39 The Types of Light ................................................. 41 Radio Frequencies ................................................. 43 Higher Frequencies ...............................................
    [Show full text]
  • Low-Frequency Study of Two Giant Radio Galaxies: 3C 35 and 3C 223
    A&A 515, A50 (2010) Astronomy DOI: 10.1051/0004-6361/200913837 & c ESO 2010 Astrophysics Low-frequency study of two giant radio galaxies: 3C 35 and 3C 223 E. Orrù1,2, M. Murgia3,4, L. Feretti4,F.Govoni3, G. Giovannini4,5,W.Lane6, N. Kassim6, and R. Paladino1 1 Institute of Astro- and Particle Physics, University of Innsbruck, Technikerstrasse 25/8, 6020 Innsbruck, Austria e-mail: [email protected] 2 Radboud University Nijmegen, Heijendaalseweg 135, 6525 AJ Nijmegen, The Netherlands 3 INAF – Osservatorio Astronomico di Cagliari, Loc. Poggio dei Pini, Strada 54, 09012 Capoterra (CA), Italy 4 INAF – Istituto di Radioastronomia, via Gobetti 101, 40129 Bologna, Italy 5 Dipartimento di Astronomia Università degli Studi di Bologna, via Ranzani 1, 40127 Bologna, Italy 6 Naval Research Laboratory, Code 7213, Washington DC 20375-5320, USA Received 9 December 2009 / Accepted 26 February 2010 ABSTRACT Aims. Radio galaxies with a projected linear size ∼>1 Mpc are classified as giant radio sources. According to the current interpretation these are old sources which have evolved in a low-density ambient medium. Because radiative losses are negligible at low frequency, extending spectral aging studies in this frequency range will allow us to determine the zero-age electron spectrum injected and then to improve the estimate of the synchrotron age of the source. Methods. We present Very Large Array images at 74 MHz and 327 MHz of two giant radio sources: 3C 35 and 3C 223. We performed a spectral study using 74, 327, 608 and 1400 GHz images. The spectral shape is estimated in different positions along the source.
    [Show full text]
  • The Road to Quasars K
    Extragalactic jets from every angle Proceedings IAU Symposium No. 313, 2014 c International Astronomical Union 2015 F. Massaro, C. C. Cheung, E. Lopez, A. Siemiginowska, eds. doi:10.1017/S1743921315002185 The road to quasars K. I. Kellermann National Radio Astronomy Observatory 520 Edgemont Rd., Charlottesville, VA 22903, USA email: [email protected] Abstract. Although the extragalactic nature of 3C 48 and other quasi stellar radio sources was discussed as early as 1960 by John Bolton and others, it was rejected largely because of preconceived ideas about what appeared to be unrealistically high radio and optical luminosities. Not until the 1962 occultations of the strong radio source 3C 273 at Parkes, which led Maarten Schmidt to identify 3C 273 with an apparent stellar object at a redshift of 0.16, was the true nature understood. Successive radio and optical measurements quickly led to the identification of other quasars with increasingly large redshifts and the general, although for some decades not universal, acceptance of quasars as the very luminous nuclei of galaxies. Curiously, 3C 273, which is one of the strongest extragalactic sources in the sky, was first cataloged in 1959 and the magnitude 13 optical counterpart was observed at least as early as 1887. Since 1960, much fainter optical counterparts were being routinely identified using accurate radio interferometer positions which were measured primarily at the Caltech Owens Valley Radio Observatory. However, 3C 273 eluded identification until the series of lunar occultation observations led by Cyril Hazard. Although an accurate radio position had been obtained earlier with the OVRO interferometer, inexplicably 3C 273 was initially misidentified with a faint galaxy located about an arc minute away from the true quasar position.
    [Show full text]
  • A High-Energy Neutrino Coincident with a Tidal Disruption Event
    A tidal disruption event coincident with a high-energy neutrino 1,2 3,4,5 1,2,6 1,2 4,7 Robert Stein∗ , Sjoert van Velzen∗ , Marek Kowalski∗ , Anna Franckowiak , Suvi Gezari , James C. A. Miller-Jones8, Sara Frederick4, Itai Sfaradi9, Michael F. Bietenholz10,11, Assaf Horesh9, Rob Fender12,13, Simone Garrappa1,2, Tomas´ Ahumada4, Igor Andreoni14, Justin Belicki15, Eric C. Bellm16, Markus Bottcher¨ 17, Valery Brinnel2, Rick Burruss15, S. Bradley Cenko7,18, Michael W. Coughlin19, Virginia Cunningham4, Andrew Drake14, Glennys R. Farrar3, Michael Feeney15, Ryan J. Foley20, Avishay Gal-Yam21, V. Zach Golkhou16,22, Ariel Goobar23, Matthew J. Graham14, Erica Hammerstein4, George Helou24, Tiara Hung20, Mansi M. Kasliwal14, Charles D. Kilpatrick20, Al- bert K. H. Kong25, Thomas Kupfer26, Russ R. Laher24, Ashish A. Mahabal14,27, Frank J. Masci24, Jannis Necker1,2, Jakob Nordin2, Daniel A. Perley28, Mickael Rigault29, Simeon Reusch1,2, Hector Rodriguez15,Cesar´ Rojas-Bravo20, Ben Rusholme24, David L. Shupe24, Leo P. Singer18, Jesper Sollerman30, Maayane T. Soumagnac21,31, Daniel Stern32, Kirsty Taggart28, Jakob van Santen1, Charlotte Ward4, Patrick Woudt13, Yuhan Yao14 1Deutsches Elektronen Synchrotron DESY, Platanenallee 6, 15738 Zeuthen, Germany 2Institut fur¨ Physik, Humboldt-Universitat¨ zu Berlin, D-12489 Berlin, Germany 3Center for Cosmology and Particle Physics, New York University, NY 10003, USA 4Department of Astronomy, University of Maryland, College Park, MD 20742, USA 5Leiden Observatory, Leiden University, PO Box 9513, 2300 RA Leiden,
    [Show full text]
  • A Global View on Star Formation: the GLOSTAR Galactic Plane Survey I
    Astronomy & Astrophysics manuscript no. pilot_final ©ESO 2021 June 2, 2021 A global view on star formation: The GLOSTAR Galactic plane survey I. Overview and first results for the Galactic longitude range 28◦ < l < 36◦ A. Brunthaler1, K. M. Menten1, S. A. Dzib1, W. D. Cotton2; 3, F. Wyrowski1, R. Dokara1?, Y. Gong1, S-N. X. Medina1, P. Müller1, H. Nguyen1;?, G. N. Ortiz-León1, W. Reich1, M. R. Rugel1, J. S. Urquhart4, B. Winkel1, A. Y. Yang1, H. Beuther5, S. Billington4, C. Carrasco-Gonzalez6, T. Csengeri7, C. Murugeshan8, J. D. Pandian9, N. Roy10 1 Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Auf dem Hügel 69, 53121 Bonn, Germany e-mail: [email protected] 2 National Radio Astronomy Observatory, 520 Edgemont Road, Charlottesville, VA 22903, USA 3 South African Radio Astronomy Observatory, 2 Fir St, Black River Park, Observatory 7925, South Africa 4 Centre for Astrophysics and Planetary Science, University of Kent, Ingram Building, Canterbury, Kent CT2 7NH, UK 5 Max Planck Institute for Astronomy, Koenigstuhl 17, 69117 Heidelberg, Germany 6 Instituto de Radioastronomía y Astrofísica (IRyA), Universidad Nacional Autónoma de México Morelia, 58089, Mexico 7 Laboratoire d’astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux, CNRS, B18N, allée Geoffroy Saint-Hilaire, 33615 Pessac, France 8 Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University of Technology, Hawthorn, Victoria 3122, Australia 9 Department of Earth & Space Sciences, Indian Institute of Space Science and Technology, Trivandrum 695547, India 10 Department of Physics, Indian Institute of Science, Bengaluru 560012, India ABSTRACT Aims. Surveys of the Milky Way at various wavelengths have changed our view of star formation in our Galaxy considerably in recent years.
    [Show full text]
  • Theory of Stellar Atmospheres
    © Copyright, Princeton University Press. No part of this book may be distributed, posted, or reproduced in any form by digital or mechanical means without prior written permission of the publisher. EXTENDED BIBLIOGRAPHY References [1] D. Abbott. The terminal velocities of stellar winds from early{type stars. Astrophys. J., 225, 893, 1978. [2] D. Abbott. The theory of radiatively driven stellar winds. I. A physical interpretation. Astrophys. J., 242, 1183, 1980. [3] D. Abbott. The theory of radiatively driven stellar winds. II. The line acceleration. Astrophys. J., 259, 282, 1982. [4] D. Abbott. The theory of radiation driven stellar winds and the Wolf{ Rayet phenomenon. In de Loore and Willis [938], page 185. Astrophys. J., 259, 282, 1982. [5] D. Abbott. Current problems of line formation in early{type stars. In Beckman and Crivellari [358], page 279. [6] D. Abbott and P. Conti. Wolf{Rayet stars. Ann. Rev. Astr. Astrophys., 25, 113, 1987. [7] D. Abbott and D. Hummer. Photospheres of hot stars. I. Wind blan- keted model atmospheres. Astrophys. J., 294, 286, 1985. [8] D. Abbott and L. Lucy. Multiline transfer and the dynamics of stellar winds. Astrophys. J., 288, 679, 1985. [9] D. Abbott, C. Telesco, and S. Wolff. 2 to 20 micron observations of mass loss from early{type stars. Astrophys. J., 279, 225, 1984. [10] C. Abia, B. Rebolo, J. Beckman, and L. Crivellari. Abundances of light metals and N I in a sample of disc stars. Astr. Astrophys., 206, 100, 1988. [11] M. Abramowitz and I. Stegun. Handbook of Mathematical Functions. (Washington, DC: U.S. Government Printing Office), 1972.
    [Show full text]
  • 3C 286: a Bright, Compact, Stable, and Highly Polarized Calibrator For
    Astronomy & Astrophysics manuscript no. 3C286-pol-calib-v7.0 c ESO 2018 October 15, 2018 3C 286: a bright, compact, stable, and highly polarized calibrator for millimeter-wavelength observations Iv´an Agudo1,2, Clemens Thum3, Helmut Wiesemeyer4,5, Sol N. Molina1, Carolina Casadio1, Jos´eL. G´omez1, and Dimitrios Emmanoulopoulos6 1 Instituto de Astrof´ısica de Andaluc´ıa, CSIC, Apartado 3004, 18080, Granada, Spain e-mail: [email protected] 2 Institute for Astrophysical Research, Boston University, 725 Commonwealth Avenue, Boston, MA 02215, USA 3 Institut de Radio Astronomie Millim´etrique, 300 Rue de la Piscine, 38406 St. Martin d’H`eres, France 4 Max-Planck-Institut f¨ur Radioastronomie, Auf dem H¨ugel, 69, D-53121, Bonn, Germany 5 Instituto de Radio Astronom´ıa Milim´etrica, Avenida Divina Pastora, 7, Local 20, E–18012 Granada, Spain 6 School of Physics and Astronomy, University of Southampton, Southampton SO17 1BJ, UK Preprint online version: October 15, 2018 ABSTRACT Context. A number of millimeter and submillimeter facilities with linear polarization observing capabilities have started operating during last years. These facilities, as well as other previous millimeter telescopes and interferometers, require bright and stable linear polarization calibrators to calibrate new instruments and to monitor their instrumental polarization. The current limited number of adequate calibrators implies difficulties in the acquisition of these calibration observations. Aims. Looking for additional linear polarization calibrators in the millimeter spectral range, in mid-2006 we started monitoring 3C 286, a standard and highly stable polarization calibrator for radio observations. Methods. Here we present the 3 and 1 mm monitoring observations obtained between September 2006 and January 2012 with the XPOL polarimeter on the IRAM 30 m Millimeter Telescope.
    [Show full text]
  • Calculating the Redshift of Galaxies
    SCIENCE ARCHIVES AND VO TEAM ESAC VOSPEC SCIENCE TUTORIAL CALCULATING THE REDSHIFT OF GALAXIES Tutorial created by Phil Furneaux, Lancaster University, and Deborah Baines, Science Archives Team scientist. This tutorial can be found online at: http://www.sciops.esa.int/SD/ESAVO/docs/VOSpec_Redshift_Tutorial.pdf Acknowledgements would like to be given to the Science Archives Team for the implementation of VOSpec. http://archives.esac.esa.int CONTACT [email protected] [email protected] ESAC Science Archives and Virtual Observatory Team 1 Table of contents 1 BACKGROUND ................................................................................ 3 1.1 THE TRIANGULUM GALAXY (M33) ........................................................................... 4 1.2 QUASARS AND QSOS ............................................................................................. 4 1.3 SPECTROSCOPY ................................................................................................... 5 1.3.1 CONTINUOUS SPECTRA ................................................................................. 5 1.3.2 ABSORPTION SPECTRA .................................................................................. 5 1.3.3 EMISSION SPECTRA ...................................................................................... 6 1.4 THE HYDROGEN LYMAN ALPHA LINE ........................................................................ 7 2 CALCULATING THE REDSHIFT OF GALAXIES .................................. 8 ACKNOWLEDGEMENTS ......................................................................
    [Show full text]
  • RADIO AST~OO.Y O Evatory
    )-/(,rI Pf. Quarterly Report PROPERTY OF s r.EiiT RADIO AST~OO.YO eVATORY July 1, 1977 September 30, 1977 - CHARLOTTE Cl . VA. 0 1 2 1977 RESEARCH PROGRAMS 140-Foot Telescope Hours Scheduled observing 1801.50 Scheduled maintenance and equipment changes 256.75 Scheduled tests and calibration 142.00 Time lost due to: equipment failure 15.75 power 1.00 weather 1.00 interference 0.00 The following line programs were conducted during this quarter. Observer Program L. Snyder (Illinois) Observations at 6089 and 6176 MHz in an F. Lovas (NBS) attempt to detect CH3COOH (acetic acid). D. Johnson (NBS) L. Krisher (Maryland) D. Buhl (Goddard) F. Clark (Kentucky) Observations at 6-cm wavelength to study D. Johnson (NBS) CH transitions in Cas A and other CH sources, and a study of the kinematics of H2CO in the Taurus dust cloud. J. Storey (Berkeley) Search for the 111-110 transition of A. Cheung (Berkeley) deuterated methanol at 1360 MHz. R. Spencer (Jodrell Bank, England) Search at 1038 MHz for redshifted 21-cm R. Brown hydrogen absorption in the quasar 3C 48. R. Tully (Hawaii) Continuation of a basic survey of 21-cm J. R. Fisher hydrogen emission in nearby galaxies. A. Klein (Chicago) Search at 10.5 GHz for narrow H85a and L. Rickard C85a lines from ionization fronts in M17. J. Hill D. Jaffe (Harvard) Observations at 10.522 GHz of the C85a V. Pankonin (MPIR, Bonn, recombination line in Ori A. W. Germany) Observer Program R. Brown Search at 2.8 cm for recombination lines D. DeYoung in the direction of Cyg A.
    [Show full text]