Rozdział XI

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

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 : 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 : 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		abc
3C481408 237802.465–0.004–0.1251
3C1231408 237802.525+0.246–0.1638
3C1471408 237801.806+0.140–0.1031
3C1611408 105501.250+0.726–0.2286
3C2181408 105504.729–1.025+0.0130
3C2271408   47506.757–2.801+0.2969
3C249.11408   47502.537–0.565–0.0404
VirA1408 105504.484–0.603–0.0280
3C2861408 432000.956+0.584–0.1644
3C2951408 320001.490+0.756–0.2545
3C309.11408 320002.617–0.437–0.0373
3C3481408 105503.852–0.361–0.1053
3C3531408 105503.148–0.157–0.0911
CygA4750 105508.360–1.565–
NGC 702710550 432001.322–0.134–

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).


LCP    RCP
RysXI -spectra.gif

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 DeklinacjaV (lsr)
(epoka 1950)h  m   s      °   '   "    km/s 
W3(OH)2 23 16.4661 38 57.8–47  
W4919 07 54.1  9 00 32    +22  
W3–IRS52 21 55.3  61 52 34    –38  
W49 N19 07 51.7  9 01 11    +2  
S15823 11 33.4  61 14 17    –55  
UOA-1820 07 31.1  31 17 24    +15  
ORI–A5 32 47      –5 24 20    +7  
S2696 11 46.3  13 50 31    +18  
U Her16 23 35      19 00 18    –15  
G45.119 11 00      10 45 44    +54  
W5119 21 26.3414 24 36.7+59  
ON 120 08 09.9  31 22 39    +10  
S2012 59 22.4  60 16 12    –33  
KL IRC45 32 46.7  –5 24 30    +5  
OMC 25 32 59.9  –5 11 29    +4  
05391–01525 39 07.1  –1 52 45    +13  
NGC 20245 39 14.3  –1 55 57    +10  
MON R26 05 16.9  –6 22 47.9+11  
S2526 05 36.6  20 39 44    +9  
06084–06116 08 24.5  –6 11 12    +10  
W43s18 43 27.2  –2 42 35    +100  
18594+011118 59 25.5  1 11 47    +42  
19181+134919 18 09.8  13 49 46    +20  
19446+250519 44 41.4  25 05 17    +30  
K3–5019 59 50      33 24 20    +20  
20197+372220 19 46.6  37 22 20    –4  
S10620 25 33.6  37 12 50    –12  
20306+400520 30 39.4  40 05 50    –10  
W75N20 36 49.9842 26 57.9+15  
DR21(OH)N20 37 14      42 14 08    0  
21413+544221 41 21.2  54 42 30    –62  
22565+583022 56 37      58 30 52    –44  
NGC 753823 11 36.9  61 11 57    –59  


Lista osobliwych obiektów OH/IR

Źródło Rektascensja DeklinacjaV (lsr)
(epoka 1950)h  m  s   °   '   " km/s 
OH127.0–0.01 30 27.762 11 31.2–55  
OH138.0+7.33 20 41.565 21 32.8–38  
OH141.7+3.53 29 23.660 10 04.4–58  
OH39.7+1.518 56 03.96 38 49.8+20  
IRC+1042019 24 26.711 15 10.9+70  
NML Cyg20 44 33.839 55 57.1+2  
19114+000219 11 25    0 02 18    +100  
VY2–219 21 59    9 48 00    –50  


Lista najsilniejszych linii metanolu

Źródło Rektascensja DeklinacjaV (lsr)Speak Wsp. gal. l Wsp. gal. b
(epoka 1950) h  m   s    °   '   " km/sJy °   '°   '  
W3(OH)02 23 16.4+61 38 57–45.53880 133 56 1 03  
S23105 35 51.3 +35 44 16 –13.5 208173 282 26  
MonR206 05 20.0 –06 22 40 +11.5 160213 00–12 15  
S25206 05 53.7 +21 39 09 +10     457188 560 53  
S26906 11 46.5 +13 50 39 +16.5 134196 27–1 40  
9.62+0.1918 03 16.0 –20 32 01 +5.5 487010 320 43  
8.67–0.3718 03 18.9 –21 37 59 +41.5 1179 460 15  
W31(1)18 05 40.5 –19 52 23 +71     82311 590 52  
W33B18 10 59.3 –18 02 40 +55.5 45612 450 08  
W33A18 11 44.2 –17 52 58 +38     32714 270 35  
20.24+0.0818 24 55.8 –11 16 24 +72     11220 040 19  
23.01–0.4118 31 56.7 –09 03 18 +77     43923 060 21  
29.95–0.0218 43 27.1 –02 42 36 +100     22931 120 38  
30.70–0.0618 44 58.9 –02 04 27 +88     12530 490 00  
35.19–0.7418 55 40.8 +01 36 30 +30     10735 110 44  
35.20–0.7318 59 13.8 +01 09 20 +43     55635 12–1 44  
43.80–0.1319 09 30.8 +09 30 47 +41     15243 470 07  
W5119 21 24.4+14 24 48+62    97949 290 22  
V645 Cyg19 41 04.2 +23 36 42 +21     10359 460 03  
W75N20 36 50.4 +42 27 23 +6.5 108081 520 47  
CepA22 54 19.2 +61 45 47 –3.5 1420109 522 06  
NGC 753823 11 36.4 +61 11 50 –58     346111 320 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.