Tähtitiede

Suodatetaan paikallista aluetta SIMBADissa

Suodatetaan paikallista aluetta SIMBADissa

Olen täysin uusi astrofysiikassa ja kirjoitan parhaillaan paperia Cepheid-muuttujista lukion fysiikkaan.

Haluaisin suodattaa kaikki paikallisen järjestelmän Cepheid-muuttujat, joista haluaisin mieluiten kysyä pythonissa astroqueryn avulla. Löydän kefeidimuuttujat käyttämällätyyppija halusi kysyä, mikä olisi tehokkain tapa (tietokannan pienimmän rasituksen kannalta) tapa määrittää paikallinen ryhmä.

Lisäksi mitkä ovat paikallisen ryhmän koordinaatit, joita voin käyttää tämän tyylin kyselyyn:'alue (ympyrä, gal, 123,5 - 17,8, 0,5 d)'?


ADQL-huijausarkki

Kaikki tiedot ADQL: stä ovat saatavilla tässä IVOA-asiakirjassa. Tämä sivu kerää minimaalisia ADQL-ominaisuuksia, joita tarvitaan Simbad-TAP: n kyselyyn. Nämä ominaisuudet selitetään kyselyesimerkkien avulla seuraavissa Simbad-taulukoissa:

1. Vähäiset kyselyt

2. Sarakkeiden merkitseminen

Kyselyn suorittamisen tuloksessa sarakkeet tunnistetaan niiden nimen perusteella tietokannassa (ts. Ra, dec ja main_id). Näitä lähtöjen nimiä voidaan kuitenkin muuttaa kyselyä kirjoitettaessa:

= & gt Tulosarakkeen nimet ovat: ra, dec ja Usual ID.

3. Rivien raja

Valitse taulukon 50 ensimmäistä riviä.

4. Rivien järjestys

  • Järjestä sarakkeen nimen mukaan
  • Järjestä sarakkeen otsikon mukaan
  • Järjestä sarakeindeksin mukaan
  • Järjestä laskevan sarakkeen nimen mukaan

5. Suodattaa rivejä

6. Geometriset toiminnot

ADQL sallii myös kyselyn sijainnista, kuten Search Cone.

Aluemääritelmä

Tässä esimerkissä on käytetty vain kahden tyyppisiä alueita:

  • KOHTA(coord_sys, oikea_painetta, kauden kausi)
  • YMPYRÄ(coord_sys, ra_center, dec_center, säde_asteen mukaan)

Mutta on olemassa myös seuraavia alueita:

  • LAATIKKO(coord_sys, ra_center, dec_center, width_in_degrees, height_in_degrees)
  • MONIKULMIO(coord_sys, ra_vertice1, dec_vertice1, ra_vertice2, dec_vertice2, ra_vertice3, dec_vertice3 [, . ])
  • ALUE(stc_region) (ei toteutettu Simbad-TAP: ssa)

Toiminnot

ADQL: n kaksi päägeometristä toimintoa ovat:

  • SISÄLTÄÄ(alue1, alue2)
  • RISTIKKEET(alue1, alue2)

Nämä toiminnot palauttavat 1, jos alue1 sisältää / leikkaa alue20 muuten.

ADQL tarjoaa myös toimintoja etäisyyden, pinta-alan, laskemiseksi.

  • ETÄISYYS(KOHTA 1, KOHTA2)
  • ALUE(alueella)
  • COORD1(kohta)
  • COORD2(kohta)
  • COORDSYS(alueella) (ei toteutettu Simbad-TAP: ssa)
  • CENTROID(alueella) (ei toteutettu Simbad-TAP: ssa)

7. Useiden taulukoiden käyttäminen (Liity)

8. Monen tilatun kattavuuden ulostulo

9. Lähetä taulukot

TAP-sovelluksessa voit ladata VOTable-sovelluksia ja kysyä niitä taulukoina ADQL-kyselyssä. Ladattaessa VOTable-taulukkoa on annettava taulukon nimi. Tätä TAP_UPLOAD-etuliitteistä nimeä on käytettävä viittaamaan taulukkoon ADQL-kyselyssä

10. Simbadin erityispiirteet

Löydät nämä tiedot taulukon basic saraketyypistä. Voit suodattaa objekteja spektrityypin mukaan seuraavilla operaattoreilla: =,! =, & Lt, & lt =, & gt, & gt =, VÄLITTÖJEN '..' JA '..', SISÄÄN ja EI SISÄÄN.

Nämä tiedot ovat käytettävissä taulukon basic sarakkeissa otype, otype_txt. Voit suodattaa objekteja tyypin mukaan seuraavilla operaattoreilla: =,! =, IN ja NOT IN. Koska objektityypit voivat olla enemmän tai vähemmän tarkkoja (esimerkiksi: AGN ovat tietyntyyppisiä Galaxy-tyyppejä), voit määrittää, etsitkö tarkkaa objektityyppiä tai sen jälkeläisiä lisäämällä 2 pistettä ('..') loppuun tyypin nimi:

Nämä tiedot ovat käytettävissä taulukon perussarakkeen sarakkeessa main_id ja erityisesti taulukon tunnisteen saraketunnuksessa.


GAIA - Graafinen tähtitiede ja kuva-analyysityökalu

GAIA on erittäin vuorovaikutteinen kuvien näyttötyökalu, mutta sitä voidaan laajentaa integroimalla muita ohjelmia sekä käsittelemään ja näyttämään datakuutioita. Tällä hetkellä tarjotaan kuva-analyysilaajennuksia, jotka kattavat tähtitieteellisesti mielenkiintoiset aukon ja optimaalisen fotometrian alueet, automaattisen lähteen havaitsemisen, pinnan fotometrian, muotoilun, mielivaltaisen alueen analyysin, taivaan koordinaattien lukemisen, kalibroinnin ja muokkauksen, ruudukon peittokuvat, vilkkumisen vertailun, kuvavirheiden korjaamisen polarisaatiovektorin piirtäminen ja kyky muodostaa yhteys resursseihin, jotka ovat käytettävissä Virtual Observatory -luetteloissa ja kuva-arkistoissa, sekä vanhemmissa Skycat-muodoissa.

GAIA sisältää myös työkaluja datakuutioiden kuvatasojen interaktiiviseen näyttämiseen ja kolmannesta ulottuvuudesta saatujen spektrien piirtämiseen. Se voi myös näyttää datakuutioiden 3D-visualisointeja iso-pintojen ja tilavuusrenderöinnin avulla.

CUPID-paketin tietojen erikoistunut käsittely tarjoaa emissiokokonaisuuksien visualisoinnin 2D- ja 3D-muodossa ellipseinä, polygoneina ja laatikoina. Tämä tukee JCMT: n tiedearkiston edistyneiden tietotuotteiden tarkastusta.

Yhteensopivuus muiden SAMP-yhteensopivien sovellusten kanssa tarjotaan, jotta GAIA: ta voidaan käyttää osana integroitua työpöytää (yleensä kysely Virtual Observatory -palvelusta).

Kiitokset

GAIA on johdannainen Skycat-luettelosta ja kuvan näyttötyökalusta, joka on kehitetty osana ESO: n VLT-projektia. Skycat ja GAIA ovat ilmaisia ​​ohjelmistoja GNU: n tekijänoikeuksien ehtojen mukaisesti.

GAIA: n 3D-palvelut käyttävät VTK-kirjastoa.

Mitä se voi tehdä?

GAIA: n ominaisuudet jakautuvat karkeasti neljään alueeseen kuvan näyttötyökalulla, kuvien analysointiin, online-resurssien (kuvaluettelot kuviin ja tietoihin) ja kuutioiden käsittelyyn. Jokainen näistä alueista on kuvattu hyvin lyhyesti seuraavissa luetteloissa:

  • Kuvanäyttöominaisuudet
    • Kuvien näyttö FITS- ja Starlink NDF -muodoissa.
    • Panorointi, zoomaus, data-alue ja väritaulukon muutokset.
    • Kohdistimen sijainnin ja kuvatietojen arvon jatkuva näyttö.
    • Näyttää monia kuvia.
    • Merkintä, joka käyttää teksti- ja viivagrafiikkaa (laatikot, ympyrät, monikulmio, viivat nuolenpäillä, ellipsit).
    • Tulostaminen.
    • Reaaliaikainen pikseliarvotaulukko.
    • Datakuutioiden kuvatasojen näyttö.
    • Kuutioista otettujen piste- ja aluepektrien näyttö.
    • Näyttää kuvia ja luetteloita SAMP-tietoisista sovelluksista.
    • 2D- tai 3D-alueiden valinta kokonaislukuna.
    • Aukon fotometria.
    • Optimaalinen fotometria.
    • Automaattinen kohteiden tunnistus.
    • Laajennettu pinnan fotometria.
    • Kuvan korjaus.
    • Mielivaltaisen muotoisen alueen analyysi.
    • Muotoilu.
    • Polarisaatiovektorin piirtäminen ja manipulointi.
    • Vilkkuu näytettyjen kuvien vertailu.
    • Interaktiivinen sijaintimerkintä.
    • Taivaallinen koordinaatti näyttää.
    • Astrometrinen kalibrointi.
    • Astrometrinen ristikkokerros.
    • Taivaallisen koordinaatiston valinta.
    • Sky koordinoi siirtymät.
    • Reaaliaikainen profilointi.
    • Objektin parametrointi.
    • VO-ominaisuudet
      • Kartiohakukyselyt
      • Yksinkertaiset kuvahakukyselyt
      • Piirrä kentän sijainnit useista online-luetteloista (erilaiset, mukaan lukien HST-ohjaustähdet).
      • Kysely tietokannoista kentän objekteista (NED ja SIMBAD).
      • Näytä kuvia taivaasta (Digital Sky Survey).
      • Kyselyarkisto kaikista taivaan alueelle käytettävissä olevista havainnoista (HST, NTT ja CFHT).
      • Näytä sijainnit paikallisista luetteloista (mahdollistaa sijaintien valinnan ja hienon hallinnan).
      • NDF- ja FITS-kuutioiden kuvaleikkeiden näyttö.
      • Spektrien jatkuva uuttaminen ja näyttäminen.
      • Tiivistäminen, animaatio, vähennys, suodatus.
      • 3D-visualisointi iso-pinnoilla ja tilavuusrenderöinnillä.
      • Taivaallinen, spektri- ja aikakoordinaattien käsittely.
      • Näytä luettelot 2 tai 3D
      • Näytä valitut naamioiden alueet 2 tai 3D-muodossa

      Päästä alkuun

      GAIA: n uusin versio on saatavana EAO Starlink -julkaisussa.

      Asennuksen jälkeen sinun pitäisi pystyä tarkastelemaan GAIA: n mukana tulleita asiakirjoja (SUN / 214) komennolla:

      Aloita GAIA: n käyttö tutustumalla Aloitus-osioon. Online-ohje on saatavana "Ohje" -valikossa.

      Jos haluat lisätietoja tai haluat saada ideoita GAIA: n tehokkaammasta käytöstä, kokeile GAIA Cookbookia (SC / 17).

      Nykyinen tila

      GAIA on tällä hetkellä versiolla 4.4-4, joka on osa vapauta. Tämän julkaisun muutokset on kuvattu nykyisessä uutistiedostossa.

      Dokumentointi:

      Seuraavat GAIA-tiedot ovat saatavilla verkossa:

      Paljon kauniita kuvia ja kävelykuvia on saatavana myös GAIA-indeksi sivulaatikko.

      Uusia ongelmia ja vikoja

      Ei reagoi kannettavien tietokoneiden työkalupakkeihin

      Kannettavien tietokoneiden määrittämisessä GAIA: n suorittamiseksi näyttää olevan toistuva ongelma. Tämän oireita ovat se, että GAIA voi kieltäytyä käynnistymästä, saattaa jumittua käytettäessä joitain työkalupaketteja tai kieltäytyä vastaamasta etäkyselyihin. Ongelmana on, että paikallinen verkko ei toimi oikein, koska / etc / hosts tiedosto. Tämän tulisi sisältää seuraava rivi:


      Astroqueryn käyttö

      Astroqueryn tuominen yksinään ei tuo sinulle paljon: sinun on tuotava kukin alimoduuli erikseen. Tutustu asiakirjoihin löytääksesi luettelon käytettävissä olevista työkaluista. API näyttää useimmille moduuleille yhteisen tavallisen työkalupaketin, esim. kyselyobjekti ja kyselyalue.

      Ilmoita virheistä ja pyydä ominaisuuksia käyttämällä ongelmanseuraajaa. Koodimerkinnät ovat erittäin tervetulleita, vaikka kehotamme sinua noudattamaan sovellusliittymää ja avustavia ohjeita mahdollisimman paljon.


      Aladin-työpöytä

      Saatavilla olevat tiedot

      Aladin Desktop ja Aladin Lite Käytä HiPS-tekniikkaan (Hierarchical Progressive Survey) perustuvaa jälleenkäsiteltyä tietoa kykenemällä zoomaamaan ja panoroimaan kyselyjen kaikkia alueita. Useat yhteistyöpalvelimet tarjoavat noin 550+ HiPS-kyselyä 250 Tt: n pikseleille.

      Aladin-työpöytä tarjoaa suoran pääsyn useimpiin tähtitieteellisiin palvelimiin kaikkialla maailmassa (CDS, NED, ESO, CADC, MAST, HEASARC, NRAO, ROE, IMCCE jne.) ja tietysti myös paikalliset käyttäjätiedot.


      Paikallisen alueen suodattaminen SIMBADissa - Tähtitiede

      On merkittävä ongelma määrittää galaksimme muoto ja laajuus näkökulmastamme sen sisällä. Selkeänä yönä pimeällä taivaalla tähti- ja pölynauha muodostavat Linnunrata voidaan helposti nähdä, mutta kun se kuvataan koko taivaalla optisessa valossa, sillä on monimutkainen ulkonäkö, joka ei edusta sen todellista muotoa.

      Ensimmäiset yritykset määrittää galaksimme muoto, jota kutsutaan Linnunrata olivat yksinkertaisesti laskemassa tähtiä. Sir William Herschel teki ensimmäisen järjestelmällisen tähtien määrän 1780-luvulla, jota myöhemmin laajensi Jacobus Kapteyn 1920-luvun alussa. Molemmissa yrityksissä jätettiin huomiotta tähtien välinen sukupuutto (tähtivalon himmeneminen pölystä) ja pääteltiin, että aurinko asuu lähellä tasaisen, pannukakunmuotoisen tähtien jakauman keskustaa.

      Vuosien 1915 ja 1919 välillä Harlow Shapley arvioi etäisyydet pallomaisiin klustereihin käyttämällä RR Lyrae- ja Pop II Cepheid -muuttujia etäisyysindikaattoreina. Hän havaitsi, että monia muita klustereita nähtiin Jousimiehen suuntaan, ja päätyi siihen, että pallomaiset klusterit jakautuvat tasaisesti galaksissamme. Keskittyminen Jousimiehen suuntaan johtui siitä, että aurinko on keskellä galaksia ja keskusta on Jousimiehen suuntaan.

      Voimme nyt saada kuvia spektrin infrapuna-alueelta, joka voi tunkeutua helposti pölyyn. Kun kuvaamme koko taivaan infrapunana, kuten COBE-satelliitin kanssa tehtiin, saadaan alla olevan Linnunradan galaksista paljon selkeämpi kuva.
      Kuva Linnunradan galaksista COBE-satelliitin avulla. Huomaa, että nyt voimme nähdä pölyn läpi keskellä oleva pullistuma , ja levy näyttää olevan paljon yhtenäisempi. Alla on useita Linnunradan näkymiä eri aallonpituuksilla.

      • Suurin osa galaksin tähdistä asuu a levy , joka muistuttaa läheisesti spiraaligalaksien kiekkoja, jotka nähdään muualla taivaalla. Levyllä on myös kaasupilviä, pölyä ja hyvin nuoria tähtiä (O-B-yhdistykset). Tähillä on yleensä korkea metallisuus (Z> 0,01).
      • Tuolla on keskellä oleva pullistuma tähtiä lähellä galaksin keskustaa, joka on muodoltaan pallomaisempi. Tähdet ovat täällä vanhempia (ja punaisempia) kuin levypopulaatio.
      • Pallomaiset klusterit ovat jakautuneet suunnilleen pallomaisiksi halo levyn ylä-, alapuolella ja sisällä. Pieni määrä suurten nopeuksien tähtiä näkyy myös tällä halo-alueella. Tähdet ovat täällä hyvin vanhoja, ja niiden metallisuus on yleensä heikkoa (Z & lt 0,001)
      • radiaalinopeus (spektriviivojen dopplersiirtymistä) ja
      • tangentiaalinen nopeus (oikeasta liikkeestä).

      Esimerkki: Tähän Gl 4.2A, edellä, meillä on m "= 0,592 ja p" = 0,0483, joten v q = 58,1 km / s. Radiaalinopeus on esitetty taulukossa v r = 2,6 km / s, joten kokonaisnopeus, tai avaruuden nopeus On v = (v r 2 + v q 2 ) 1/2 = 58,2 km / s.

      Taulukossa olevia määriä ei kuitenkaan ole niin helppo mitata. Oikean liikkeen muuntamiseksi nopeudeksi on tiedettävä etäisyys, mikä tarkoittaa joko trigonometrisen parallaksin (joka on mahdotonta kaikille paitsi lähimmille tähdille) mittaamista tai spektroskooppisen parallaksin käyttöä. Lisäksi oikea liike on mitattava. Läheisten tähtien kohdalla oikea liike voi olla melko suuri, mutta kaukaisilla tähdillä se voi olla hyvin pieni. Onneksi voimme seurata tähtiä vuosikymmenien ajan, minkä jälkeen oikea liike kerääntyy ja voidaan mitata.

      Radiaalinopeus on helpompaa, koska se määritetään spektriviivan muutoksista, jotka voidaan nähdä millä tahansa etäisyydellä (kunhan tähti on riittävän kirkas). Sekä radiaalinopeuden että oikean liikkeen osalta on kuitenkin vähennettävä muut liikkeet, kuten maapallo auringon ympäri (

      30 km / s) ja Auringon oma liike avaruudessa (

      19,5 km / s - tekstimme antaa 16,5 km / s). Galaktiset koordinaatit

        Ennen kuin voimme mennä pidemmälle tähtien liikkeillä, meidän on määriteltävä koordinaatisto, johon voimme tehdä mittauksemme. Koska odotamme galaksin kiertyvän keskipisteensä ympäri ja kaikkien galaksin muodostavien esineiden tulisi kiertää tätä keskustaa Keplerin kiertoradoilla, voisimme muodostaa koordinaatistojärjestelmän, joka on galaktosentrinen , ja joissakin tapauksissa se on sopiva järjestelmä. Koska tarkkailemme kuitenkin sijainnistamme galaksissa, toinen aurinkoon keskittynyt koordinaatisto osoittautuu hyödyllisemmäksi. Tätä koordinaattijärjestelmää kutsutaan yksinkertaisesti galaktiset koordinaatit . Auringosta katsottuna galaktisen tason koordinaatit ovat galaktisella leveysasteella b = 0 o, kun taas galaktisilla napoilla (N tai S) galaktinen leveysaste on b = 90 o. Galaktinen pituusaste l mitataan galaksin keskiosasta (Jousimiehen alue) alla olevan kuvan mukaisesti.

        cos b cos (l - 33 o) = cos d cos (a - 282,25 o)
        cos b synti (l - 33 o) = cos d sin (a - 282,25 o) cos 62,6 o + sin d sin 62,6 o (taivaasta galaktiseen)
        synti b = sin d cos 62,6 o - cos d sin (a - 282,25 o) sin 62,6 o

      • Tähdet jakavat galaksin yleisen pyörimisen.
      • Tähdillä on omat erikoinen liikkeet päällekkäin tämän yleisen kierron kanssa.
      • Tähtien keskimääräisen nopeuden (suuruuden ja suunnan) paikallisessa aurinko-naapurustossa tulisi olla nolla tämän yleisen pyörimisen suhteen.
      • Auringolla voi olla liike suhteessa yleiseen pyörimiseen.
        u = P - P LSR = P
        v = Q - Q LSR = Q -Q o
        w = Z - ZLSR = Z
        Mainitsimme aiemmin, että tähtien tulisi kiertää galaksi Keplerin kiertoradoilla. Keplerin kiertoradoilla odotamme Keplerin kolmannen lain olevan:
          P 2 = (4 s 2 /GM)R 3

          P = 2 s R / V

          V = (GM/R) 1/2

          V = (GM(R)/R) 1/2 = G(4 Sivumäärä R 2 r / 3) 1/2


        Tartu jonkin verran tietoja ALMA: sta ja analysoi ne sitten Spectral Cube -paketilla tunnistettuasi tietyt spektriviivat.

        Etsi ALMA-osoittimia, jotka on havaittu kohti M83: ta, ja piirrä sitten eri näkökentät SkyMiew'sta haetun 2MASS-kuvan päälle. Katso muistikirja osoitteesta http://nbviewer.jupyter.org/gist/keflavich/19175791176e8d1fb204. Vielä kehittyneempi versio on osoitteessa http://nbviewer.jupyter.org/gist/keflavich/bb12b772d6668cf9181a, joka näyttää Orion KL: n kaikissa havaituissa bändeissä.


        Paikallisen alueen suodattaminen SIMBADissa - Tähtitiede

        NGC 6530-M8 -tähtiä muodostavaa kompleksia kohti tehtyjä millimetriaaltohavaintoja verrataan korkealaatuisiin optisen häiriön suodattimen valokuviin kyseiseltä alueelta. Laajat CO-havainnot paljastavat suuren molekyylipilven tähän suuntaan, jonka sisällä on kolme kirkasta CO-emissiopistettä. Kaksi kirkasta kohtaa liittyy kulmassa näkyviin optisiin ominaisuuksiin. Yksi näistä on sama kuin tähti Herschel 36 ja tiimalasin sumu, toinen näyttää olevan kulmassa yhtäpitävä ionisaatiorintaman kanssa Herschel 36: sta kaakkoon. Molekyylipilven kinematiikkaa tutkitaan. Hiilidioksidipäästöjen radiaalisen nopeuden havaitaan vaihtelevan tasaisesti pilvessä, mutta sitä on vaikea tulkita koko pilven yhtenäisen massaliikkeen kannalta. CO-, radiokontinuumi- ja optisten tietojen analyysit osoittavat, että Herschel 36 on todennäköisin ionisoiva lähde suurimmalle osalle M8 II -aluetta. Optisten ja radiohavaintojen vertailu ehdottaa alueen geometrista mallia, joka sijoittaa H II -alueen molekyylipilven etureunaan. Lisähuomiot osoittavat, että M8-molekyylipilvi, M8 H II -alue, nuori klusteri NGC 6530 ja Sgr OB1 -yhdistys näyttävät olevan yhteydessä geometriseen evoluutiojaksoon pilvien evoluution ja mahdollisesti tähtien muodostumisen kanssa, etenemällä sisäänpäin ajan myötä. etualan tähtijoukon sijainti molekyylipilven sijaintiin.


        Ei ainoa pohjoistähti

        On kuuluisa Shakespeare-lainaus, jonka Julius Caesar sanoo: "Olen jatkuva kuin pohjoinen tähti." Mutta todellisuudessa Polaris ei ole oikeastaan ​​vakio, ainakin vuosisatojen ajan mitatun ajanjakson aikana, sillä se ei aina ole pohjoistähtemme.

        Kuten pyörivä alusta, joka heiluu vääntömomentiksi kutsutun voiman takia, myös pyörivällä maallamme on vääntömomentti, jonka aiheuttavat auringon ja kuun painovoimat. Tämän seurauksena maan akseli heiluu (kutsutaan precessioniksi), ja seurauksena kuvataan taivaan ympyrää asteittainen muutos maan akselin suunnassa avaruudessa.


        Paikallisen alueen suodattaminen SIMBADissa - Tähtitiede

        Päästölinjan vahvuudet on saatu 10 sijasta 30 Dor-sumun ulommilta alueilta ja ne on analysoitu tavanomaisella tavalla. Tuloksia on kaksi: (1) yhdeksän ulomman alueen alkuaineiden runsaus on huomattavan samanlainen kuin aiemmin sydämessä mitatut. Tämä tulos tarkoittaa, että jättimäisten H II -alueiden ytimien ja halojen spektrit (eri ionisoivien säteilykenttien alaiset) analysoidaan oikein standardimenetelmillä. Siksi huonon spatiaalisen erotuskyvyn ekstragalaktisten H II -alueiden mittaukset edustavat oikein koko sumua. O / H-suhde 30 Dorissa on lukumääränä 0,30 aurinkoa. Ne / O, S / O, Ar / O ja Cl / O ovat lähellä aurinkoa. Kaasufaasi Fe / O on noin 0,2 aurinkoa, mikä todennäköisesti tarkoittaa, että suurin osa raudasta on kiinteissä jyvissä. He / H on 0,0810, kuten kukin kolmesta käytettävissä olevasta vahvasta viivasta osoittaa. Yksi alue on viileä ja runsaasti heliumia ja kaikkia muita raskaita alkuaineita typpeä lukuun ottamatta. Alueen spektri ei muistuta supernovan jäännöksen spektriä, koska kielletyt OI- ja S II-linjat eivät ole läheskään tarpeeksi vahvoja. Runsaudet voidaan selittää melko hyvin, koska yli 10 aurinkomassaa H-köyhää ainetta heitetään yhden massiivisen (noin 80 aurinkomassan) tähden evoluution aikana myöhään O-tähti- ja Wolf-Rayet-vaiheissa.