CfA 1,2-метровый телескоп миллиметрового диапазона

CfA 1,2-метровый телескоп миллиметрового диапазона
	Телескоп диаметром 1,2 метра можно увидеть на крыше здания D Гарвардско-Смитсоновского центра астрофизики.
Часть	Гарвардско-Смитсоновский центр астрофизики
Местоположение(а)	Соединенные Штаты
Координаты	42 ° 22'54 "N 71 ° 07'43" W / 42,38167 ° N 71,12853 ° W
Длина волны	115 ГГц (2,6 мм)
Стиль телескопа	радиотелескоп
Диаметр	1,2 м (3 фута 11 дюймов)
Вторичный диаметр	0,178 м (7,0 дюйма)
Корпус	купол
Веб-сайт	www .cfa Гарвард .edu /ммв /мини .html
	Расположение 1,2-метрового телескопа миллиметрового диапазона CfA
	[ править в Викиданных ]

в 1,2-метровый телескоп миллиметрового диапазона Центре астрофизики | Гарвардский и Смитсоновский институт и его двойной прибор в CTIO в Чили изучают распределение и свойства молекулярных облаков в нашей галактике и ее ближайших соседях с 1970-х годов. Телескоп получил прозвище «Мини» из-за его необычайно маленького размера. На момент постройки это был самый маленький радиотелескоп в мире. Вместе «Мини» и его близнец в Чили получили, безусловно, самое обширное, единообразное и широко используемое галактическое исследование межзвездного окиси углерода . «Мини» в настоящее время работает с октября по май каждого года. ^{[ 3 ]}

В начале 1970-х годов астроном из Института космических исследований Годдарда в Нью-Йорке по имени Патрик Таддеус разрушил многовековые прецеденты в области астрономии и воспротивился тенденции, восходящей к Галилею , когда он решил, что для продолжения скромного проекта Чтобы нанести на карту весь Млечный Путь , ему просто не понадобился и он фактически отказался использовать более крупный телескоп , предоставленный для его исследований. Он хотел маленький. В эпоху появления более крупных, сложных и дорогих телескопов Таддеус настоял на небольшом и относительно недорогом инструменте, который он и его коллеги приступили к созданию с нуля.

Цель

Вы не можете увидеть нуклеиновую кислоту или белок внутри клетки, поэтому вам придется использовать каплю красителя, чтобы выявить структуру. Что ж, в самых плотных регионах звездообразования мы попали в аналогичную ситуацию. Мы также не можем видеть доминирующую молекулу — молекулярный водород.

— Патрик Таддеус , цитата «Вселенная четверга». в журнале Марсии Бартусяк ^{[ 2 ]}^{[ 4 ]}

Межзвездный угарный газ является лучшим индикатором практически невидимого молекулярного водорода , составляющего большую часть массы молекулярных облаков. Водород — самый простой и распространенный элемент во Вселенной, а молекулярный водород — безусловно, самая распространенная молекула. К сожалению, в типичных межзвездных условиях молекулярный водород не излучает ни в радио-, ни в миллиметровом диапазоне волн.

Однако окись углерода, второй по распространенности компонент молекулярных облаков, имеет богатый и сильный спектр миллиметровых волн и, по-видимому, поддерживает довольно постоянное соотношение с молекулярным водородом примерно 1:100 000. По этой причине окись углерода стала стандартным индикатором или «пятном» невидимого молекулярного водорода, составляющего большую часть молекулярной массы. ^{[ 2 ]}

Достижения

На основе наблюдений или инструментальной работы с этими телескопами на данный момент написано 24 кандидатские диссертации.

1,2-метровый телескоп сыграл важную или доминирующую роль во всех важных общих открытиях о молекулярных облаках (МО), перечисленных ниже. Многие из них сейчас считаются общепринятыми, но некоторые изначально были спорными (например, само существование гигантских молекулярных облаков, их возраст и их заключение в спиральные рукава).

1977: Оксид углерода — лучший универсальный индикатор массы молекулярного облака. ^{[ 5 ]}
1977: Пик галактического излучения окиси углерода в широком «молекулярном кольце» при R ~ 4 кпк. ^{[ 6 ]}
1977/1994: Молекулярные облака в основном ограничены тонким гауссовым слоем шириной около 100 пк, но существует также слабый слой шириной примерно в 3 раза большей. ^{[ 6 ]}^{[ 7 ]}
1980/1983: Молекулярные облака являются отличным индикатором спиральной структуры галактики. ^{[ 8 ]}^{[ 9 ]}
1980: Молекулярные облака — относительно недолговечные галактические объекты. ^{[ 8 ]}^{[ 10 ]}
1982/1983: Масс-спектр молекулярных облаков крутой, большая часть массы приходится на самые большие облака. ^{[ 9 ]}^{[ 11 ]}
1983: Взаимное сравнение выбросов угарного газа, HI и диффузного гамма-излучения обеспечивает, возможно, лучшую крупномасштабную калибровку угарного газа в качестве индикатора молекулярной массы. Термин Х-фактор был придуман в этой статье. ^{[ 12 ]}
1985/1989/1991: Молекулярные облака представляют собой темные туманности как в оптическом, так и в ближнем инфракрасном диапазоне. ^{[ 13 ]}^{[ 14 ]}
1986: Гигантские молекулярные комплексы, содержащие более миллиона солнечных масс, не являются кинематическими артефактами, как утверждали некоторые, а представляют собой четко определенные объекты, которые можно легко обнаружить по всей галактике. ^{[ 15 ]}
1988: Примерно половина межзвездного газа в пределах солнечного круга является молекулярной. ^{[ 16 ]}
2008: Загадочный расширяющийся рукав размером 3 кпк имеет симметричный аналог в далеких 3 кпк на дальней стороне Галактического центра .
2011: Спиральный рукав Щита-Центавра простирается почти на 360 градусов вокруг галактики, от конца центральной перемычки до деформации у ее внешнего края. ^{[ 17 ]}

Персонал

Профессор Патрик Таддеус профессор прикладной астрономии Роберта Уиллера Уилсона ( почетный Гарвардского университета ; старший научный сотрудник Смитсоновской астрофизической обсерватории ), возглавлявший группу миллиметровых волн, умер 28 апреля 2017 года. Том Дэйм (радиоастроном, Смитсоновская астрофизическая обсерватория, преподаватель астрономии Гарвардского университета) координировала работу телескопа; наблюдения за последнее десятилетие. Сэм Палмер (инженер-электронщик Смитсоновской астрофизической обсерватории; преподаватель астрономии Гарвардского университета) продолжает обслуживать оборудование телескопа.

История

Сравнение и объединение данных радиотелескопов обычно затруднено из-за различий в разрешении, чувствительности и калибровке. Но близнецы-мини предоставляют беспрецедентную возможность создавать единые суперлучевые карты всего Млечного Пути и, в конечном итоге, всего неба. . . ...Без технологии Superbeam двум мини-сканерам потребовалось бы несколько десятилетий, чтобы нанести на карту такую большую территорию. Два телескопа с лучом в 1 угловую минуту (например, антенна на Китт-Пике) едва смогли выполнить эту работу за два столетия.

Том Дэйм, Sky & Telescope ^{[ 2 ]}^{[ 18 ]}

Построенный Таддеусом и его коллегами в 1974 году, телескоп эксплуатировался с крыши Колумбийского университета на Манхэттене, пока в 1986 году его не перевезли в CfA. Его двойной инструмент был построен в Колумбии и отправлен в Межамериканскую обсерваторию Серро Тололо в Чили в 1982 году.

Наблюдения за угарным газом показали, что молекулярный газ в космосе гораздо обширнее, чем когда-либо предполагалось. Первоначально Таддеус и его коллеги Кен Такер и Марк Катнер начали картировать угарный газ с помощью шестнадцатифутового радиотелескопа в обсерватории Макдональд в западном Техасе . План состоял в том, чтобы продолжать картографирование за пределами облаков, которые они наблюдали ( туманность Ориона и туманность Конская Голова ), пока они не нашли место, где больше не было угарного газа. Вскоре они обнаружили, что нужно нанести на карту так много всего, что для этого с помощью телескопа такого размера потребуется много лет. Этот большой телескоп мог при каждом наблюдении осматривать только небольшой участок неба.

Таддеус и его коллеги спроектировали радиотелескоп, специально построенный для картографирования всей галактики в окиси углерода. «Мини» был разработан с относительно небольшой тарелкой и, следовательно, с относительно большой шириной луча, около 1/8 градуса, что можно сравнить с широкоугольной линзой. С помощью этого нового инструмента внезапно стало возможным картографировать большие участки неба за относительно небольшие промежутки времени. ^{[ 19 ]}

В течение следующих нескольких лет была обнаружена замечательная сеть молекулярных облаков и нитей, простирающаяся гораздо дальше от туманности Ориона, чем ожидалось. Фактически охватываемая территория была настолько велика, что Таддеус и Дам (которые с тех пор присоединились к группе Колумбии) пожелали иметь телескоп еще меньшего размера, который мог бы быстро показать им общую картину. Однако вместо того, чтобы строить телескоп меньшего размера, они решили внести относительно простые изменения в программу управления мини. Вместо того, чтобы указывать на одну точку на небе, антенна телескопа проходила через квадратную решетку из шестнадцати точек на сетке 4 x 4. По сути, это позволило мини имитировать антенну меньшего размера с лучом в полградуса. Поскольку невозможно увидеть всю галактику из Нью-Йорка, они также построили идентичный двойник мини, который был отправлен на Серро Тололо в Чили для наблюдения за южным небом.

После десятилетия картографирования с использованием техники суперлучей Дам и Таддеус создали первую полную карту галактики в CO, охватывающую более 7700 квадратных градусов (почти пятую часть неба) и представляющую более 31 000 отдельных наблюдений. Картирование выявило распределение молекулярного газа не только в плоскости неба, но и по лучевой скорости. Большой разброс наблюдаемых скоростей обусловлен главным образом дифференциальным вращением галактики. ^{[ 2 ]}

Текущие исследования

За последние несколько лет основной целью 1,2-метрового телескопа было завершение обзора всего северного неба, лежащего за пределами границы выборки составного исследования угарного газа, проведенного Дамом и др. (2001). По состоянию на июнь 2013 года этот обзор почти завершен: он включает более 375 000 спектров и охватывает ~ 24 000 квадратных градусов с дискретизацией 1/4 °. Кроме того, все молекулярные облака |b| > 10° и наклон > −15° (~248) были отображены для каждой ширины луча. ^{[ 20 ]}

В 2011 году Дам и Таддеус в существующих исследованиях на расстоянии 21 см обнаружили явные доказательства значительного расширения рукава Щита-Центавра , одного из двух основных спиральных рукавов, которые, как считается, простираются от концов галактического бара. «Внешний рукав Sct-Cen» находится далеко за пределами солнечной орбиты на дальней стороне галактики, примерно в 21 кпк от Солнца. 1,2-метровый телескоп CfA на данный момент обнаружил 22 отдельных гигантских молекулярных облака, связанных с пиками HI в рукаве, а осенью 2013 года было начато большое объективное обследование всего рукава угарным газом; Ожидается, что для завершения потребуется около 2 лет. ^{[ 2 ]}

Техническая информация

Антенна

Антенная система состоит из параболической первичной обмотки диаметром 1,2 м и вторичной гиперболической антенны диаметром 17,8 см в конфигурации Кассегрена с эффективным f/D=2,8. Первичная обмотка антенны представляет собой монолитную алюминиевую отливку с f/D=0,375, обработанную методом численного фрезерования компанией Philco Ford до точности поверхности 40 мкм (l/65 на частоте 115 ГГц). Фокус телескопа, диаграмма направленности и ширина основного луча последний раз были измерены и отрегулированы осенью 1994 года с использованием передатчика в промежуточном поле (на расстоянии 1,4 км на крыше Уильяма Джеймса Холла в Гарварде). Диаграмма луча хорошо соответствует предсказаниям скалярной теории дифракции. Ширина луча (FWHM) составляет 8,4+/-0,2 угловых минут, а эффективность главного луча 82%.

Антенна размещена в куполе из ясеня высотой 16 футов с прорезью диаметром 75 футов. Во время обычных наблюдений щель закрыта экраном из тканого ПТФЭ ( политетрафторэтилен -тефлон), выбранного из-за его почти прозрачности для микроволн, прочности и устойчивости к старению. Экран защищает купол от ветра и позволяет регулировать температуру внутри. Было обнаружено, что отражения LO от экрана из ПТФЭ являются источником случайных стоячих волн в базовых линиях сканирования; последующая модификация монтажных пластин внизу и вверху экрана придала ему V-образную форму, исключив поверхности постоянной фазы для отраженного гетеродина и решив проблему стоячей волны.

Монтируем и ездим

Системы крепления и привода телескопа практически не изменились по сравнению с их конфигурациями в Колумбии. Поскольку телескоп небольшой, на обеих осях используются моментные двигатели с прямым приводом, причем то преимущество, что система привода не имеет зубчатых передач. Хотя двигатели обеспечивают крутящий момент всего 11 фунтов-футов (15 Нм), телескоп может менять ориентацию со скоростью 10 градусов в секунду. Обе оси контролируются 16-битными энкодерами и тахометрами, считываемыми с частотой 100 Гц компьютером управления телескопом для расчета поправок крутящего момента для наведения.

Наведение телескопа точно настраивается в начале каждого сезона с помощью совмещенного оптического телескопа для наблюдения за большим количеством звезд, охватывающих широкий диапазон азимутов и возвышений. Аппроксимация ошибок наведения методом наименьших квадратов используется для определения 5 параметров наведения (смещения энкодеров азимута и угла места, эффективная долгота и широта, а также небольшая неперпендикулярность осей азимута и места). Поскольку относительно большой луч телескопа делает непрерывные наблюдения планет неудобными, наведение проверяется еженедельно с помощью радиоконтинуальных наблюдений лимба Солнца. Хотя в течение сезона наблюдений (осень, зима и весна) Солнце проходит ниже высоты большинства наблюдений угарного газа, это единственный практический астрономический источник для проверки наведения. На высотах, используемых для наблюдений, среднеквадратичные ошибки наведения телескопа составляли менее примерно 1 фута, что составляло примерно 1/9 ширины луча.

Получатель

, Гетеродинный приемник сверхпроводник-изолятор-сверхпроводник (SIS) в котором в качестве смесителя используется джозефсоновский переход , представляет собой конструкцию Керра с двумя короткими замыканиями (Pan et al., 1983). Скалярный канал передает микроволновый сигнал на приемник, где он смешивается с сигналом гетеродина (LO) для получения сигнала промежуточной частоты (ПЧ) 1,4 ГГц, который дополнительно усиливается с помощью малошумящего полевого транзистора с высокой подвижностью электронов ( HEMT FET) усилитель и подается в секцию ПЧ приемника. Секция ПЧ дополнительно усиливает сигнал и гетеродинирует его до 150 МГц, передавая спектрометру полосу пропускания 200 МГц.

Сигнал гетеродина генерируется генератором на диоде Ганна , частота которого контролируется с помощью системы фазовой автоподстройки частоты с помощью синтезатора частоты, управляемого компьютером. Смеситель SIS и усилитель первой ступени на полевом транзисторе находятся на охлаждаемой жидким гелием холодной ступени вакуумного дьюара; остальная электроника имеет комнатную температуру. Типичные шумовые температуры приемника на частоте 115,3 ГГц составляют 65–70 К в одной боковой полосе (SSB). Хотя характеристики несколько улучшаются до 55 К SSB, если гелиевый дьюар накачивается до 2,7 К, это не является стандартной процедурой наблюдений, поскольку на этом уровне характеристик приемника доминирует шум неба на частоте 115 ГГц. В самые сухие и холодные дни общая температура системы составляет менее 350 К SSB, относительно атмосферы.

Спектрометр

Телескоп имеет два программно выбираемых банка фильтров модифицированной конструкции NRAO , каждый из которых содержит 256 каналов. На частоте 115 ГГц 0,5 МГц на банк фильтров канала обеспечивает разрешение по скорости 1,3 км/с и охват скорости 333 км/с, а разрешение и зона покрытия 0,25 МГц на банк фильтров канала составляют 0,65 и 166 км/с. , соответственно. Спектрометры разделяют конечный сигнал ПЧ частотой 150 МГц от приемника на 16 полос шириной 4 или 8 МГц, каждая с центром в 8 МГц. 16 полос передаются на равное количество плат фильтров, каждая из которых имеет 16 смежных двухполюсных фильтров Баттерворта шириной 0,25 или 0,5 МГц. Выходные сигналы фильтров передаются на детекторы квадратичного закона. После усиления обнаруженные сигналы накапливаются в интеграторах. Время выборки составляет 48 мс, после чего следует пауза 5 мс для последовательного считывания аналого-цифровым преобразователем, после чего интеграторы очищаются для следующего цикла. 256 значений, выдаваемых преобразователем, сохраняются в буфере в течение следующего цикла, позволяя компьютеру считывать данные в течение полных 48 мс.

Компьютерная система

До января 1991 года наведение, сбор данных и калибровка радиотелескопа контролировались миникомпьютером Data General Nova (изображение), на котором работала специальная система управления телескопом. Управляющий компьютер был довольно ограничен по скорости и памяти (имея всего 32 КБ оперативной памяти и 5 М байт постоянной дисковой памяти), но он был достаточно быстрым, чтобы обеспечить ограниченное сжатие данных в режиме онлайн. Для дальнейшей обработки все сканы были перенесены с помощью 9-дорожечной магнитной ленты с разрешением 1600 бит/дюйм на рабочую станцию Digital Equipment VAXstation II/GPX.

В январе 1991 года функции управления телескопом были перенесены на компьютер Macintosh IIfx , на котором работала переведенная и улучшенная версия системы управления телескопом, написанная на C. Отдельные сканы или, что чаще всего, объединенные файлы, содержащие большое количество сканирований, можно получить из управлять компьютером напрямую через Интернет. Обычно данные анализируются как FITS «кубы» галактической долготы, широты и скорости в формате . Такие кубы можно создавать из необработанных файлов сканирования либо с помощью специального программного обеспечения Macintosh, либо на рабочих станциях Unix с IDL или CLASS.

Методы калибровки и наблюдения

Шумовая температура приемника калибруется в начале каждой смены наблюдений путем измерения разницы в реакции приемника на температуру окружающей среды и температурные нагрузки жидкого азота. Загрузки изготовлены из Eccosorb, пропитанной углеродом пены, хорошо поглощающей микроволны и имеют конусообразную форму для предотвращения прямого отражения LO обратно в сырье.

Интенсивность линий монооксида углерода калибруется с использованием метода измельчающего колеса при комнатной температуре и модели двухслойной атмосферы Катнера (1978). На частоте сигнала угарного газа непрозрачность атмосферы заметна, в основном из-за молекулярного кислорода и водяного пара, и необходимо применять поправки к наблюдаемым интенсивностям линий для ослабления сигнала. Двухслойная модель атмосферы Катнера параметризует зависимость поправочного коэффициента от высоты всего тремя параметрами, каждый из которых имеет физическую интерпретацию. Поскольку кислород имеет гораздо большую масштабную высоту, чем водяной пар, модель предполагает, что их можно рассматривать как отдельные слои, кислород над водой, с разными характерными температурами и непрозрачностью. Температура и непрозрачность кислорода в верхних слоях атмосферы не сильно изменяются в зависимости от сезона и предполагаются постоянными при 255 К и 0,378 соответственно на частоте сигнала. Остальные параметры модели — температура и непрозрачность воды, а также доля принимаемой мощности с неба — определяются путем наклона антенны (измерения интенсивности сигнала неба в зависимости от высоты) не реже одного раза в шесть лет. часовая смена наблюдения и чаще, если погода меняется. Типичная непрозрачность воды в зените колебалась от 0,10 до 0,15, а в самую холодную и засушливую погоду ее значения составляли всего около 0,05. В начале каждого сканирования выполняется 1-секундная калибровка для корректировки кратковременных изменений усиления приемника и непрозрачности атмосферы.

Сезон наблюдений для 1,2-метрового телескопа, как и для других телескопов миллиметрового диапазона в умеренных северных широтах, обычно длится с октября по май, а лучшие условия — с ноября по март. Холодные и сухие дни дают лучшие результаты для наблюдений из-за пониженной непрозрачности атмосферы из-за водяного пара и более холодного неба в целом. В целом погода позволяет работать телескопу примерно половину времени с октября по май.

Чтобы получить плоские базовые линии спектра вблизи галактической плоскости, где излучение обычно охватывает большой диапазон скоростей, спектры были получены путем переключения положения каждые 15 с между положением источника (ВКЛ) и двумя опорными положениями без излучений (ВЫКЛ), выбранными телескопом. программа управления для охвата ON по высоте. Доля времени, затраченного на каждое ВЫКЛ, была скорректирована таким образом, чтобы средневзвешенная по времени температура системы при ВЫКЛ была равна температуре при ВКЛ, в результате чего базовые линии были ровными, а остаточные смещения обычно были менее 1 К. Это смещение обычно удалялось путем простого сопоставления прямой линии с концами спектра, свободными от излучений.

Вдали от плоскости в тех областях, где обнаруживаются только одна или две относительно узкие линии окиси углерода, вместо переключения положения часто использовалось переключение частоты на 10–20 МГц с частотой 1 Гц. Поскольку спектральные линии остаются в пределах диапазона спектрометра на обеих фазах цикла переключения, данные можно было получить в два раза быстрее, чем при переключении положения, хотя для удаления остаточной базовой линии требовались полиномы более высокого порядка, обычно 4-го или 5-го порядка. Теллурическая эмиссионная линия монооксида углерода в мезосфере, переменная как по интенсивности, так и по скорости LSR, обнаружена в спектрах с переключением частот; поскольку скорость линии LSR можно было точно предсказать, смешивания с галактическим излучением можно было избежать за счет соответствующего планирования наблюдений. В нескольких случаях крупных обзоров (например, Тельца и Ориона) модель теллурической линии ежедневно адаптировалась к спектрам, свободным от галактического излучения, и использовалась для удаления линии из всех спектров. ^{[ 21 ]}

Ссылки

^ Холл, Стивен С. (1993). Составление карты следующего тысячелетия (1. Изд. Vintage Books). Нью-Йорк: Винтажные книги. ISBN 9780679741756 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж «История Мини» . Cfa.harvard.edu . Проверено 13 февраля 2014 г.
^ «Домашняя страница группы CfA в области миллиметрового диапазона» . Cfa.harvard.edu . Проверено 13 февраля 2014 г.
^ Бартусяк, Марсия (1986). Вселенная четверга (1-е изд.). Нью-Йорк: Times Books совместно с Omni Press. ISBN 9780812912029 .
^ Таддеус, П. (1977). «Молекулярные облака». Звездообразование: материалы симпозиума, Женева, Швейцария, 6–10 сентября 1976 г. Том. 75. Д. Рейдел Паблишинг Ко. с. 37. Бибкод : 1977IAUS...75...37T .
^ Jump up to: ^а ^б Коэн, РС; Таддеус, П. (ноябрь 1977 г.). «Внеплоскостное исследование угарного газа в галактике» . Астрофизический журнал . 217 : Л155. Бибкод : 1977ApJ...217L.155C . дои : 10.1086/182560 .
^ Дам, ТМ; Таддеус, П. (1994). «Обнаружение толстого молекулярного диска в галактике» . Астрофизический журнал . 436 : Л173. Бибкод : 1994ApJ...436L.173D . дои : 10.1086/187660 .
^ Jump up to: ^а ^б Коэн, Р.С.; Конг, Х; Дам, ТМ; Таддеус, П. (15 июля 1980 г.). «Молекулярные облака и спиральная структура галактики». Астрофизический журнал . 239 : Л53. Бибкод : 1980ApJ...239L..53C . дои : 10.1086/183290 .
^ Jump up to: ^а ^б Дама, ТМ (1983). Молекулярные облака и спиральная структура галактик (Диссертация). Колумбийский университет. Бибкод : 1983PhDT.........3D .
^ Дама, ТМ; Коэн, РС; Таддеус, П. (1980). «Эра молекулярных облаков». Бюллетень Американского астрономического общества . 12 : 483. Бибкод : 1980BAAS...12..483D .
^ Дама, ТМ; Таддеус, П. (1982). «Log N-Log S и соотношение S-DeltaV для молекулярных облаков». Бюллетень Американского астрономического общества . 14 : 616. Бибкод : 1982BAAS...14..616D .
^ Лебрен, Ф; Беннетт, К; Бигнами, Г.Ф; Каравео, Пенсильвания; Блюмен, JBG M; Хермсен, В; Буккери, Р; Готвальд, М; Канбах, Г; Майер-Хассельвандер, HA (1 ноября 1983 г.). «Гамма-лучи атомного и молекулярного газа в первом галактическом квадранте» (PDF) . Астрофизический журнал . 274 : 231. Бибкод : 1983ApJ...274..231L . дои : 10.1086/161440 . hdl : 1887/6430 .
^ Дам, ТМ; Таддеус, П. (15 октября 1985 г.). «Широкоширотное исследование молекулярных облаков в северной части Млечного Пути», посвященное CO. Астрофизический журнал . 297 : 751. Бибкод : 1985ApJ...297..751D . дои : 10.1086/163573 . S2CID 126400641 .
^ Дама, ТМ; Фацио, Г.Г.; Кент, С.; Таддеус, П. (1989). «Гигантские молекулярные облака как темные туманности размером 2,4 микрона». Бюллетень Американского астрономического общества . 21 : 1181. Бибкод : 1989BAAS...21.1181D .
^ Дам, ТМ; Элмегрин, Б.Г.; Коэн, Р.С.; Таддеус, П. (15 июня 1986 г.). «Крупнейшие молекулярные облачные комплексы в первом галактическом квадранте». Астрофизический журнал . 305 : 892. Бибкод : 1986ApJ...305..892D . дои : 10.1086/164304 .
^ Бронфман, Л; Коэн, Р.С.; Альварес, Х; Мэй, Дж; Таддеус, П. (1 января 1988 г.). «Обзор CO южного Млечного Пути - Среднее радиальное распределение молекул». Астрофизический журнал . 324 : 248. Бибкод : 1988ApJ...324..248B . дои : 10.1086/165892 .
^ Дам, ТМ; Таддеус, П. (2011). «Молекулярный спиральный рукав в далекой внешней галактике». Астрофизический журнал . 734 (1): Л24. arXiv : 1105.2523 . Бибкод : 2011ApJ...734L..24D . дои : 10.1088/2041-8205/734/1/L24 . S2CID 118301649 .
↑ Журнал Sky and Telescope , июль 1988 г., стр.24.
^ Дам, ТМ; Унгерехтс, Х; Коэн, Р.С.; Де Геус, Э.Дж.; Гренье, И.А.; Мэй, Дж; Мерфи, округ Колумбия; Найман, Лос-Анджелес; Таддеус, П. (1987). «Комплексный обзор CO всего Млечного Пути» (PDF) . Астрофизический журнал . 322 : 706. Бибкод : 1987ApJ...322..706D . дои : 10.1086/165766 . hdl : 1887/6534 .
^ Дам, ТМ; Хартманн, Дап; Таддеус, П. (2001). «Млечный Путь в молекулярных облаках: новый полный обзор CO». Астрофизический журнал . 547 (2): 792–813. arXiv : astro-ph/0009217 . Бибкод : 2001ApJ...547..792D . дои : 10.1086/318388 . S2CID 118888462 .
^ Тамарли Грейс Липпегренфелл. «Техническая информация о радиотелескопе диаметром 1,2 метра» . Cfa.harvard.edu . Проверено 13 февраля 2014 г.

Внешние ссылки

CfA 1,2-метровый телескоп миллиметрового диапазона (CfA_mini) в Интернете
Млечный Путь в молекулярных облаках: обзор галактики

[1] Холл, Стивен С. (1993). Составление карты следующего тысячелетия (1. Изд. Vintage Books). Нью-Йорк: Винтажные книги. ISBN 9780679741756 .

[History-2] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж «История Мини» . Cfa.harvard.edu . Проверено 13 февраля 2014 г.

[MMW-3] «Домашняя страница группы CfA в области миллиметрового диапазона» . Cfa.harvard.edu . Проверено 13 февраля 2014 г.

[4] Бартусяк, Марсия (1986). Вселенная четверга (1-е изд.). Нью-Йорк: Times Books совместно с Omni Press. ISBN 9780812912029 .

[5] Таддеус, П. (1977). «Молекулярные облака». Звездообразование: материалы симпозиума, Женева, Швейцария, 6–10 сентября 1976 г. Том. 75. Д. Рейдел Паблишинг Ко. с. 37. Бибкод : 1977IAUS...75...37T .

[Cohen_Thaddeus_77-6] Jump up to: ^а ^б Коэн, РС; Таддеус, П. (ноябрь 1977 г.). «Внеплоскостное исследование угарного газа в галактике» . Астрофизический журнал . 217 : Л155. Бибкод : 1977ApJ...217L.155C . дои : 10.1086/182560 .

[Dame_Thaddeus_94-7] Дам, ТМ; Таддеус, П. (1994). «Обнаружение толстого молекулярного диска в галактике» . Астрофизический журнал . 436 : Л173. Бибкод : 1994ApJ...436L.173D . дои : 10.1086/187660 .

[Cohen_80-8] Jump up to: ^а ^б Коэн, Р.С.; Конг, Х; Дам, ТМ; Таддеус, П. (15 июля 1980 г.). «Молекулярные облака и спиральная структура галактики». Астрофизический журнал . 239 : Л53. Бибкод : 1980ApJ...239L..53C . дои : 10.1086/183290 .

[Dame_83-9] Jump up to: ^а ^б Дама, ТМ (1983). Молекулярные облака и спиральная структура галактик (Диссертация). Колумбийский университет. Бибкод : 1983PhDT.........3D .

[Dame_80-10] Дама, ТМ; Коэн, РС; Таддеус, П. (1980). «Эра молекулярных облаков». Бюллетень Американского астрономического общества . 12 : 483. Бибкод : 1980BAAS...12..483D .

[Dame_Thaddeus_82-11] Дама, ТМ; Таддеус, П. (1982). «Log N-Log S и соотношение S-DeltaV для молекулярных облаков». Бюллетень Американского астрономического общества . 14 : 616. Бибкод : 1982BAAS...14..616D .

[Lebrun_83-12] Лебрен, Ф; Беннетт, К; Бигнами, Г.Ф; Каравео, Пенсильвания; Блюмен, JBG M; Хермсен, В; Буккери, Р; Готвальд, М; Канбах, Г; Майер-Хассельвандер, HA (1 ноября 1983 г.). «Гамма-лучи атомного и молекулярного газа в первом галактическом квадранте» (PDF) . Астрофизический журнал . 274 : 231. Бибкод : 1983ApJ...274..231L . дои : 10.1086/161440 . hdl : 1887/6430 .

[13] Дам, ТМ; Таддеус, П. (15 октября 1985 г.). «Широкоширотное исследование молекулярных облаков в северной части Млечного Пути», посвященное CO. Астрофизический журнал . 297 : 751. Бибкод : 1985ApJ...297..751D . дои : 10.1086/163573 . S2CID 126400641 .

[14] Дама, ТМ; Фацио, Г.Г.; Кент, С.; Таддеус, П. (1989). «Гигантские молекулярные облака как темные туманности размером 2,4 микрона». Бюллетень Американского астрономического общества . 21 : 1181. Бибкод : 1989BAAS...21.1181D .

[Dame_86-15] Дам, ТМ; Элмегрин, Б.Г.; Коэн, Р.С.; Таддеус, П. (15 июня 1986 г.). «Крупнейшие молекулярные облачные комплексы в первом галактическом квадранте». Астрофизический журнал . 305 : 892. Бибкод : 1986ApJ...305..892D . дои : 10.1086/164304 .

[16] Бронфман, Л; Коэн, Р.С.; Альварес, Х; Мэй, Дж; Таддеус, П. (1 января 1988 г.). «Обзор CO южного Млечного Пути - Среднее радиальное распределение молекул». Астрофизический журнал . 324 : 248. Бибкод : 1988ApJ...324..248B . дои : 10.1086/165892 .

[17] Дам, ТМ; Таддеус, П. (2011). «Молекулярный спиральный рукав в далекой внешней галактике». Астрофизический журнал . 734 (1): Л24. arXiv : 1105.2523 . Бибкод : 2011ApJ...734L..24D . дои : 10.1088/2041-8205/734/1/L24 . S2CID 118301649 .

[18] Журнал Sky and Telescope , июль 1988 г., стр.24.

[19] Дам, ТМ; Унгерехтс, Х; Коэн, Р.С.; Де Геус, Э.Дж.; Гренье, И.А.; Мэй, Дж; Мерфи, округ Колумбия; Найман, Лос-Анджелес; Таддеус, П. (1987). «Комплексный обзор CO всего Млечного Пути» (PDF) . Астрофизический журнал . 322 : 706. Бибкод : 1987ApJ...322..706D . дои : 10.1086/165766 . hdl : 1887/6534 .

[20] Дам, ТМ; Хартманн, Дап; Таддеус, П. (2001). «Млечный Путь в молекулярных облаках: новый полный обзор CO». Астрофизический журнал . 547 (2): 792–813. arXiv : astro-ph/0009217 . Бибкод : 2001ApJ...547..792D . дои : 10.1086/318388 . S2CID 118888462 .

[21] Тамарли Грейс Липпегренфелл. «Техническая информация о радиотелескопе диаметром 1,2 метра» . Cfa.harvard.edu . Проверено 13 февраля 2014 г.

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]

[ 9 ]

[ 10 ]

[ 11 ]

[ 12 ]

[ 13 ]

[ 14 ]

[ 15 ]

[ 16 ]

[ 17 ]

[ 18 ]

[ 19 ]

[ 20 ]

[ 21 ]