* 386 1999 expresní astronomické informace




Дата канвертавання24.04.2016
Памер54.77 Kb.

* 386 * 8.9.1999

EXPRESNÍ ASTRONOMICKÉ INFORMACE


(EAI jsou zpravodajem sdružení EAI a vycházejí za podpory ČAS)
Adresa : Expresní Astronomické Informace, Úvoz 118, 602 00 BRNO

nebo Hvězdárna Vyškov, pošt. přihrádka 43, 682 00 VYŠKOV

Telefon : (05) - 41129294 nebo 755405 (Dalibor Hanžl)

(0507) - 216 68 nebo 225 58 ( Petr Hájek)

Fax : (05) - 41211214 (prosím uvádějte: Astronomický ústav, Ing. Dalibor Hanžl)

(0507) - 22348 (--------//---------- Hvězdárna Vyškov, RNDr. Petr Hájek)

WWW : http://astro.sci.muni.cz nebo http://www2.sci.muni.cz

BBS : (05) - 41129433 (baud rate 2400, parity NONE, data bits 1)

(05) - 41129515 (baud rate 19200, parity NONE, data bits 1 nebo přes Internet

zadat "telnet astro.sci.muni.cz" (ip. adr.:147.251.24.5), login "bbs").

Packet : OK2ICG@OK0PAB.#BRNO.TCH.EU

E-mail : root@astro.sci.muni.cz , hanzl@sci.muni.cz, phajek@sci.muni.cz



SUPERNOVA 1999dn V GALAXII NGC 7714


A. Pastorello, M. Turatto, L. Rizzi a E. Cappellaro, Padua; S. Benetti, Telescopio Nazionale Galileo; a F. Patat, European Southern Observatory, hlásí: "Na observatoři La Silla jsme pro tuto SN získali 28.3 UT srpna nový spektrogram (obor 350 - 900 nm, rozlišení 0.1 nm) s využitím 1.5-m Dánského teleskopu (+ DFOSC). Spektrum se vyvíjelo podle příznaků z 25.3 UT srpna, což potvrzuje vysokou podobnost se supernovami 1997X, 1994I a 1996aq v době kolem maxima. Kontinuum je nepatrně červenější než dříve a čárové profily Ca II a Si II jsou zřetelnější. Dublet Na I D je blendován s He I 587.6-nm. Pozorovatelné jsou i ostatní He I čáry (667.8 a 701.5 nm) s expanzními rychlostmi kolem 12000 km/s. I když čára He I nedosahuje síly, typické pro supernovy typu Ib, je možné SN 1999dn klasifikovat jako objekt typu Ib/c."

(podle IAUC 7245 z 2. 9. 1999 přeložil DH)

SUPERNOVA 1999dp V GALAXII UGC 3046


W. D. Li, University of California, Berkeley, informuje za tým Lick Observatory Supernova Search (LOSS; cf. IAUC 6627, 7126), objev supernovy pomocí 0.8-m Katzman Automatic Imaging Telescope (KAIT), nacházející se v galaxii UGC 3046. SN 1999dp byla objevena na CCD snímcích (bez filtru) z 2.5 UT září a její existence byla potvrzena na dřívějších snímcích z 18.5 UT, 25.5 UT a 28.5 UT srpna. Na všech snímcích se supernova jeví jako objekt 18.2 mag. Nový objekt má souřadnice  = 4h29m16s.66,  = +69°32'00".6 (E = 2000.0), což je 18".0 západně a 7".8 severně od jádra galaxie UGC 3046. V okolí se nachází sousední hvězda (hv. vel. asi 16.5 mag) na souřadnicích  = 4h29m15s.87,  = +69°32'02".4. KAIT snímek stejné oblasti pořízený 31.5 UT srpna 1998 (limitní hv. velikost kolem 19.5 mag) neukazuje na pozici SN 1999dp.

Jha, Garnavich, Challis a Kirshner oznamují, že Berlind také získal dosti nekvalitní spektrum SN 1999dp, ze kterého lze usoudit, že se jedná o supernovu typu II. Spektrum ukazuje ploché kontinuum s širokými P-Cyg profily u čar H- a He I. Také vidíme náznak absorpce H-. Emise H- dává rychlost vzdalování galaxie UGC 3046 4670 km/s. Fotosférická expanzní rychlost měřená pro supernovu z profile H- vychází 9700 km/s.



(podle IAUC 7247 a 7250 z 3. a 6. 9. 1999 přeložil DH)

SUPERNOVA 1999dq V GALAXII NGC 976


Li také oznamuje objev týmu LOSS další supernovy v galaxii NGC 976. SN 1999dq byla objevena a potvrzena na CCD snímcích (bez filtru), které byly exponovány 2.5 UT září (hv. vel. kolem 16.3 mag) a 3.4 UT září (hv. vel. kolem 16.0 mag). Supernova se nachází na souřadnicích  = 2h33m59s.68,  = +20°58'30".4 (E = 2000.0), což je 4".3 západně a 6".4 jižně od jádra galaxie NGC 976. KAIT snímky stejné oblasti získané 27.5 UT srpna (limitní hv. velikost kolem 17.0 mag) a 24.5 UT srpna (limitní hv. velikost kolem 19.0 mag) neukazují nic na pozici SN 1999dq.

S. Jha, P. Garnavich, P. Challis a R. Kirshner, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, oznamuje, že P. Berlind získal 4.5 UT září spektrum SN 1999dq pomocí F. L. Whipple Observatory 1.5-m teleskopu (+ spektrograf FAST). Spektrum ukazuje, že se jedná o pekuliární supernovu typu Ia ve velmi ranné vývojové fázi. Spektrum ukazuje modré kontinuum a mělkou absorpci Si II (rest 635.5 nm) stejně jako silné čáry Fe III na 500 nm a 431 nm. Spektrum se podobá spektrům SN 1998es (IAUC 7054) a SN 1991T (Filippenko a kol. 1992, Ap.J. 384, 15) z čehož vyplývá, že SN 1999dq bude SN s pomalým sestupem jasnosti.

Úzká emisní čára H- dává rychlost vzdalování mateřské galaxie 4160 km/s. Fotosférická expanzní rychlost supernovy určená z Ca II H+K absorpce je 20 400 km/s, z čehož vyplývá, že supernova je ve stáří asi 10 dnů před maximem. Galaktická vizuální extinkce ve směru k NGC 976 podle map Schlegela, Finkbindera a Davise (1998, Ap.J. 500, 525) je 0.34 mag.

Spektrum také ukazuje interstelární absorpci Na I D od Galaxie a NGC 976 s ekvivalentními šířkami 0.15 a 0.08 nm, což naznačuje, že SN je pravděpodobně zčervenalá. Spektrum SN 1999dq je k dispozici na http://cfa-www.harvard.edu/cfa/oir/Research/supernova/RecentSN.html.



(podle IAUC 7247 a 7250 z 3. a 6. 9. 1999 přeložil DH)


NOVA V GALAXII M31


W. D. Li, University of California at Berkeley, oznamuje za tým Lick Observatory Supernova Search (cf. IAUC 6627, 7126), objev novy pomocí 0.8-m Katzman Automatic Imaging Telescope (KAIT), jejíž hvězdná velikost se pohybuje kolem 17.0 mag (CCD snímek bez filtru oblasti M31 z 2.3 UT září). Existence novy byla potvrzena na předchozích snímcích z 30.3 UT srpna, 31.3 UT srpna a 1.3 UT září (hv. velikosti kolem 18.5 mag, 17.8 mag a 17.0 mag). Nová nova se nachází na souřadnicích  = 0h42m41s.1,  = +41°19'11" (E = 2000.0), což je asi 43" západně a 175" severně od jádra galaxie M31. KAIT snímek z 28.3 UT srpna neukazuje na pozici novy žádný objekt (limitní hv. vel. 19.0 mag). Hledací mapka je k dispozici na http://astron.berkeley.edu/~bait/1999/n31_3.html.

(podle IAUC 7249 z 4. 9. 1999 přeložil DH)

NOVA CIRCINI 1999


Vizuální odhady hvězdné velikosti: srp. 25.459 UT, 8.1 (A. Pearce, Nedlands, W. Australia); 25.617, 8.2 (Pearce); 25.996, 8.9 (J. G. de S. Aguiar, Campinas, Brazílie); 26.938, 8.8 (H. C. Vital, Rio de Janeiro, Brazílie); 27.490, 9.2 (Pearce); 28.897, 9.1 (Vital); 29.013, 9.1 (Vital); 30.529, 9.8 (Pearce); 30.901, 9.5 (Vital); 31.533, 9.9 (Pearce); 31.933, 9.0 (Vital); Sept. 1.088, 9.4 (Vital); 1.897, 10.0 (Vital); 2.037, 10.1 (Vital).

Fotometrie, kterou získali P. M. Kilmartin a A. C. Gilmore pomocí 0.6-m f/16 reflektoru na Mt. John Observatory: srpen 26.360 UT, V = 8.49, U-B = -0.69, B-V = +0.53, V-R = +0.90, V-I = +1.58, X = 1.28; 27.387, 9.58, -0.63, +0.47, +1.32, +1.81, 1.35; 31.359, 9.74, -0.50, +0.35, +1.63, +1.68, 1.31. Referenční hvězdy pro 26. UT srpna byly Cousins' F213 = HD 107547 a F210 = HD 106759. Další referenční hvězdy pro 27. UT a 31. UT srpna s předpokládanými hv. vel. a barvami kalibrovanými z Cousins' F-regionu standardů byly HD 125389 (V = 7.35, U-B = -0.07, B-V = +0.43, V-R = +0.25, V-I = +0.52) a HD 125605 (9.09, +0.04, +0.56, +0.33, +0.68). Standardní deviace jsou menší než 0.01 mag.



(podle IAUC 7246 a 7249 z 2. a 4. 9. 1999 připravil DH)


V368 CEPHEI


D. A. Smith a R. Remillard, Massachusetts Institute of Technology (MIT), oznamují za tým All-Sky Monitor (ASM) na MIT a NASA Goddard Space Flight Center: "Během pozorovacího intervalu satelitu RXTE ASM byly zaznamenány tři po sobě jdoucí detekce jasného x-ray vzplanutí, pravděpodobně pocházející od proměnné hvězdy HD 220140 (= V368 Cep), slabého x-ray zdroje HEAO 1, H2311+77. Chybová oblast, v níž se zdroj nachází přístroj ASM určil jako parallelogram (7'.5 x 16'.2) s rohy (konfidenční interval 90 %, včetně systematických efektů; ekvinokcium J2000.0) na souřadnicích  = 23h19m58s.7,  = +79°00'18"; 23h17m05s.2, +79°12'51"; 23h17m25s.9, +79°06'00"; 23h20m17s.5, +78°53'27". SIMBAD katalog ukazuje v ASM chybové oblasti pouze hvězdu HD 220140. Průměrná intenzita zdroje v oblasti (2-12 keV) na 90-s expozicích byla 34±13 mCrab (pro 28.93237 UT srpna), 110±14 mCrab (pro 28.93348 UT srpna) a 150±13 mCrab (pro 28.93460 UT srpna). Pozorování této oblasti před a po vzplanutí měřené na horním limitu 2- dává intenzitu zdroje 37 mCrab (pro 28.56274 UT srpna) a 20 mCrab (pro 29.06626 UT srpna). Pro vzdálenost 20 pc (Halliwell 1979, Ap.J. Suppl. 41, 173) vychází maximální pozorovaná svítivost během vzplanutí 2 x 1032 erg/s."

(podle IAUC 7245 z 2. 9. 1999 přeložil DH)

CASSIOPEIA A


H. Tananbaum, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), oznamuje za tým Chandra X-ray Observatory (zahrnující vědce z Chandra X-ray Center, Goddard Space Flight Center, CfA, Marshall Space Flight Center, Massachusetts Institute of Technology, Pennsylvania State University a Space Research Organization of the Netherlands): "Náš pozorovací tým určil následující pozici bodového zdroje, pozorovaného těsně u středu zdroje Cas A. Jedná se o první vědecké výsledky získané po úspěšném vypuštění satelitu Chandra, během tzv. fáze "prvního světla":  = 23h23m27s.94,  = +58°48'42".4 (ICRS, E = J2000.0). Nejistota x-ray pozice v současné době je v poloměru kolem 2".5, ale očekáváme, že během kalibračního procesu bude ještě snížena na hodnotu kolem 1". Zběžná prohlídka x-ray dat naznačuje, že objekt pod 2" nemá žádné protažení. Hodnota počtu pulsů zdroje v rámci spektrální oblasti, kterou Chandra používá (0.1-10 keV), vychází kolem 1/3000 celkové x-ray emise z Cas A. Podle map aparatury Very Large Array na 20 cm (http://www.nrao.edu/vla/html/VLA-images.shtml) není v rámci 5" na Bergh-Pritchet R-obor snímcích (limitní hvězdná velikost kolem 23.5 mag) ani [S II] snímcích Fesena a Gundersona (1996, Ap.J. 470, 967) žádný bodový protějšek. Plánované delší expozice, které bude Chandra pořizovat umožní vyhledávat periodické pulsace. Domníváme se, že může jít o zkolabovanou hvězdu, vzniklou po explozi supernovy Cas A."

B. Aschenbach, Max-Planck-Institut fur Extraterrestrische Physik, Garching, oznamuje: "Analýza 180000s pozorování zdroje Cas A, získaných satelitem ROSAT HRI v letech 1995-1996 ukazuje bodový zdroj na souřadnicích  = 23h23m27s.6,  = +58°48'44".0 (E = 2000.0), který je pravděpodobně totožný s objektem, který oznámil Tananbaum a kol. z Chandra First Light observation (IAUC 7246). S jistotou to nelze pro těsnou blízkost dvou zdrojů (< 2") a absenci jiných kandidátů rozhodnout. Počet pulsů korigovaný na pozadí vychází podle přístroje ROSAT HRI 0.0015±0.0003 cts/s. Korekce na interstelární absorpci je vysoce nejistá, pro velmi velkou hodnotu NH. Jestliže uvažujeme "standardní" hodnoty NH = 1.2 x 1022 cm-2 a vzdálenost 3.4 kpc, potom počet pulsů odpovídá emisi z absolutně černého tělesa o poloměru 10-km = neutronové hvězdě o teplotě 1.6 MK, což podporuje názor, že objekt Cas A je neutronová hvězda."



(podle IAUC 7246 a 7249 z 2. a 4. 9. 1999 přeložil DH)

SAX J1712.6-3739


M. Cocchi a L. Natalucci, Istituto di Astrofisica Spaziale, CNR, Řím; J. in 't Zand a J. Heise, Space Research Organization Holandsko (SRON), Utrecht; J. M. Muller, BeppoSAX, Řím a SRON; a G. Celidonio a L. Di Ciolo, BeppoSAX, Řím, oznamují: "Během pozorování přístroje Wide Field Camera 2 umístěného na palubě sondy BeppoSAX v intervalu 1.68 - 3.16 UT září byl detekován 2.87 UT září detekován 20-s trvající x-ray burst a to 1'.9 od pozice SAX J1712.6-3739 (IAUC 7243). Devadesáti devíti procentní chybový poloměr je 3'.5. Maximální tok v časové škále 1s je 1.7 Crab (2-26 keV). Podle charakteru burstu a časového profilu lze soudit, že jde o systém nízkohmotné x-ray dvojhvězdy s neutronovou hvězdou jako jeden kompaktní objekt."

(podle IAUC 7247 z 3. 9. 1999 přeložil DH)

NOVÉ SATELITY PLANETY URAN


Podle níže uvedených pozorování z Palomarského 5-m teleskopu, které prováděli B. Gladman, Observatoire de la Cote d'Azur; a P. Nicholson a J. Burns, Cornell University, byly pravděpodobně objeveny nové satelity S/1999 U1 a U2. Dále spolu s červencovými pozorováními z Mauna Kea, které prováděl J. J. Kavelaars a kol. (viz IAUC 7230) a srpnovými pozorováními z Palomaru byl objeven další nový satelit S/1999 U 3:

1999 UT  (2000)  R

srp. 8.34182 21 11 43.76 -16 54 26.2 23.2 S/1999 U 1

9.32396 21 11 34.45 -16 55 09.2 23.1

srp. 9.27571 21 10 12.46 -17 06 25.9 24.2 S/1999 U 2

9.34726 21 10 11.76 -17 06 28.9 23.9

čvnc. 18.52608 21 12 55.18 -16 47 38.0 S/1999 U 3

18.58036 21 12 54.68 -16 47 40.2

srp. 8.35032 21 09 39.01 -17 01 47.8

9.30043 21 09 29.88 -17 02 28.0 23.0

Následující efemerida vychází z výše uvedených pozorování, kde dává přímé, apocentrické a uranocentrické orbity s e=0.4. Stále však není vyloučena možnost, že některé z objektů nejsou Kentauři.
1999 TT  (2000)   r_U Elong. d d

srp. 30 21 08.41 -17 09.4 18.990 0.155 158.2 1579+ 578+

září 9 21 07.04 -17 15.4 19.067 0.155 148.2 1579+ 563+

19 21 05.88 -17 20.4 19.170 0.155 138.2 1576+ 548+

29 21 04.95 -17 24.4 19.295 0.155 128.1 1570+ 533+

říj. 9 21 04.31 -17 27.0 19.438 0.155 118.1 1561+ 518+

srp. 30 21 06.95 -17 21.4 18.921 0.061 157.8 329+ 144-

září 9 21 05.56 -17 27.7 19.002 0.061 147.8 299+ 176-

19 21 04.35 -17 33.0 19.108 0.060 137.7 268+ 206-

29 21 03.40 -17 37.1 19.236 0.059 127.7 236+ 233-

říj. 9 21 02.73 -17 39.9 19.383 0.058 117.7 203+ 259-

srp. 30 21 06.36 -17 16.8 18.980 0.022 157.7 180- 136+

září 9 21 05.06 -17 23.1 19.065 0.019 147.7 125- 98+

19 21 03.99 -17 28.9 19.173 0.015 137.7 46- 42+

29 21 03.18 -17 33.7 19.298 0.012 127.7 46+ 26-

říj. 9 21 02.62 -17 36.9 19.434 0.012 117.7 109+ 75-

(podle IAUC 7248 z 4. 9. 1999 přeložil DH)

NASA PŘINÁŠÍ PRVNÍ SNÍMKY Z RTG OBSERVATOŘE CHANDRA


Donald Savage, Headquarters, Washington, DC

Dave Drachlis, Marshall Space Flight Center, Huntsville, AL

Dr. Wallace Tucker, Chandra X-ray Observatory Center, SAO, Cambridge, MA


Pozoruhodné první snímky z kosmické observatoře Chandra odhalily gigantickou hvězdnou explozi s takovými detaily, že vědci mohou vidět blízko do centra, kde je neutronová hvězda nebo černá díra. Jiný obrázek zachycuje mocný rtg jet, který se uvolňuje do vzdálenosti 200000 světelných let od vzdáleného quasaru.

Tyto dva zveřejněné snímky nás utvrzují o schopnosti této nejnovější kosmické laboratoře, která bude snímkovat vesmír v rtg záření. Chandra, je největší rtg satelit s nejcitlivějším rtg dalekohledem, která se nyní nachází ve fázi orbitální výstupní kontroly a kalibrace.

"Když jsem uviděl první snímek, věděl jsem, že sen se stal skutečností," řekl Dr. Martin Weisskopf, vědec projektu Chandra z NASA's Marshall Space Flight Center, Huntsville, AL. "Tato observatoř je hotova k převzetí historické úlohy vědeckého pokroku." "Byli jsme šokováni těmito snímky," řekl Harvey Tananbaum, ředitel Smithsonian Astrophysical Observatory's Chandra X - ray Center, Cambridge. "Vidíme kolizi trosek z explodující hvězdy s hmotou kolem ní, vidíme rázové vlny řítící se do mezihvězdného prostoru rychlostí milionů kilometrů za hodinu a jako skutečnou prémii vidíme poprvé jasný bod v blízkosti centra, který může být zhroucená hvězda spojená s výbuchem."

Po odklopení sluneční clony, byl jeden z prvních snímků věnován 320 let staré supernově, jejíž pozůstatek je označen Cassiopeia A, o němž astronomové věří, že vznikl explozí hmotné hvězdy. Materiál se rozšiřuje do okolního prostoru rychlostí 10 milionů kilometrů za hodinu, kde se sráží s okolním materiálem.

Tato kolize vytváří rázové vlny, podobně jako zvukové dunění a vytváří se ohromná bublina o teplotě 50 milionů stupňů, která emituje rtg záření.

Těžké prvky v horkém plynu produkují rtg záření specifických energií. Chandra má právě schopnost měřit toto rtg záření a zjistit kolik je obsaženo každého prvku. S touto informací astronomové mohou zkoumat jaké množství prvků je nezbytné pro život, které jsou rozprostřeny v galaxii po explozích hvězd.

"Chandra pomůže upevnit jednu ze vzrušujících teorií moderní vědy - že my lidé pocházíme z hvězd," řekl Prof. Robert Kirshner of Harvard University. "

"Její schopnost dělat rtg obrázky porovnatelné jakosti jako ve vizuálním oboru bude mít dopad na každou oblast astronomie." Chandra také získal obraz vzdáleného a velmi svítivého quasaru - hvězdě podobného objektu- s mohutným rtg jetem do kosmického prostoru. Quasar zářit zhruba jako 10 trilionů Sluncí, vědci věří tomu, že příčinou je super hmotná černá díra v centru. Obrázek z Chandry v kombinaci s pozorováními v radiovém oboru by měl opatřit pohled do procesu, při kterém super hmotná černá díra může produkovat takové kosmické jety.

"Historie nás učí, že kdykoli se vyvine dalekohled 10 krát lepší než před tím způsobí to převrat v astronomie. Chandra je právě tím novým prvkem, který ten převrat způsobí," řekl Dr. Edward Weiler.

Chandra rtg observatoř byla pojmenovaná po nositeli Nobelovy ceny Subrahmanyanu Chandrasekharovi. NASA's Marshall Space Flight Center řídí program observatoře Chandra.



(podle relace NASA 99-98 z 26.8.1999 připravil PH)

MARS POLAR LANDER SE BLÍŽÍ K HLADKÉMU POVRCHU

Douglas Isbell, Headquarters, Washington, DC

Mary Hardin, JPL, Pasadena, CA


Proužek mírně svažitého terénu v blízkosti marťanského jižního pólu bude sloužit jako podklad k dosednutí sondy na Rudé planetě 3. prosince tohoto roku.

NASA odhalila přistávací místo, pás terénu, který má asi v průměru 4000 km. Tato informace byla podána na setkání vedení NASA s novináři 25.8.1999.

"Hledali jsme místo, které nemá větší sklon než 10 stupňů," řekl Dr. Richard Zurek z NASA JPL v Pasadeně. "Vybrali jsme místo zhruba stejných povrchových rysů, kde nejsou žádné srázy ani rozeklané vrcholy, aby mohla sonda bezpečně přistát."

Místo je lokalizováno na 76 stupni jižní šířky a 195 stupni západní délky blízko severního konce jižního polárního terénu. "Věříme, že v tomto terénu jsou zaznamenány klimatické změny na planetě Mars, podobně jako letokruhy v kmeni stromu, nebo jsou zde vrstvy ledové kůry," dodává Zurek. "Přítomnost zřetelných vrstev prachu a ledu s proměnlivou tloušťkou bude svědčit o tom, že se počasí na Marsu měnilo a opakovalo v nedávné historii. Navíc můžeme nalézt částečku půdy vytvořené ve starých mořích na Marsu, která byla později odváta do polární oblasti."

Cílem přistání bude střed pravoúhlé oblasti o délce 200 km a šířce 20 km. Místo bylo vybráno po studiu snímků pracovním týmem, který pro vyhledání oblasti používal také informace o výškovém profilu terénu Marsu ze sondy Mars Global Surveyor, který v současné době obíhá kolem planety. Byla zvolena čtyři blízká místa k přistání, před definitivním výběrem. Záložní místa k přistání se nacházejí v sousedství 75 stupně jižní šířky a 180 stupně západní délky.

"V dalších několika týdnech budou tato místa studována snímky Mars Global Surveyoru," podotkl manažer letového týmu Dr. Sam Thurman z JPL. "Nebude-li to nutné budeme nadále místa snímkovat a definitivně rozhodneme na začátku října, kdy bude letový tým připravovat přistání."

K přistání by mělo dojít 3.12.1999 na konci jara na jižní marsovské polokouli. Slunce zde bude svítit celý den a nikdy nebude zapadat pod obzor. Toto trvalé osvětlení slunečním světlem bude dodávat sílu slunečním panelům sondy po dobu 90 dnů.

Mars Polar Lander byl vypuštěn 3. ledna 1999. Před přistáním sondy a jejím vstupem do atmosféry se od ní oddělí dvě zařízení, které se v sousedství sondy proniknou do půdy a budou zde hledat vodu. Další informace o průběhu projektu Mars Polar Lander můžete získat na adrese: http://mars.jpl.nasa.gov/msp98/lander/



(podle relace NASA 99-97 z 25.8.1999 připravil PH)

FOSILNÍ ZBYTKY Z AUSTRÁLIE POMOHOU HLEDAT ŽIVOT NA MARSU


(CNN) -- Ve čtvrtek vědci oznámili objev fosilizovaných zbytků nejstarších forem života na Zemi, který pomůže NASA v hledání života na Marsu.

V 1.25 m "vejčitém kvádru" horniny dovezeného ze vzdálených končin Austrálie v červenci jsou podle vědců obsaženy formy života, které na Zemi existovaly před 3.46 miliardami roků.

"Máme zde nejrannější známky forem života a pravděpodobně nejlepší čistou formu života na Zemi z posledních dvou miliard let," řekla Dr. Kath Grey z Macquarie University, New South Wales, členka týmu objevitelů fosílií.

Během této doby byla oblast Pilbara neúrodnou krajinou s vulkány a skálami, Greyeová řekla, že chemické známky života, objevené v této hornině jsou nejstaršími organismy, které byly v Greenlandu objeveny a současně se jedná o nejstarší pevné svědectví o biologických strukturách na světě.

Kužely v horninách vznikly jako fosilní hladiny baketrií, známých jako stromatolity -- prehistorické modro-zelené algae. Tyto kužely pak byly objeveny vklíněné mezi hladiny vulkanické horniny.

Tento objev může poskytnout klíč nejen k životu na Zemi samotnému ale také k vývoji života na Marsu.

Vědci NASA již fosílie testují a podobné struktury fosilizovaných bakterií budou hledat na Marsu. Horninu od Pilbara přitom použijí v r. 2003 jako základní učebnici - v té době na Marsu přistane Mars Lanedr.


(podle informací CNN z 3. 9. 1999 přeložil DH)

ELEKTRICKÉ VÝBOJE NA MĚSÍCI IO





(CNN) -- Elektrické výboje, které pozorujeme na měsíci Io si můžeme v planetáriu namodelovat jako elektrický zkrat, ovšem ve skutečnosti vznikají a zanikají v podivuhodné atmosféře jupiterova satelitu.

Paul Geissler, University of Arizona spolu se svými kolegy studovali snímky hornin na vulkanickém měsíci, dosahující velikosti asi jako Měsíc Země. Snímky byly pořízeny kosmickou sondou NASA, Galileo v robě, kdy Io přecházel přes kotouč planety Jupiter. Kosmická sonda poslala na Zemi snímky aurory, jevu, který vědce vzrušoval již během předchozích pokusů studovat povrch měsíce Io.

"Jedná se o jevy, které můžeme skutečně pozorovat, pokud bychom se zavěsili na rameno sondy Galileo a odtud vše pozorovali," řekl Geissler.

Data vědcům skýtají pohled na komplexní atmosféru měsíce Io, který je znám svými aktivními vulkány a blízkostí Jupiteru - Io obíhá na nejvíce vnější dráze k Jupiteru ze čtyř největších měsíců planety.

Pomocí studia snímků pořízených přes filtry, propouštějící světlo na různých vlnových délkách, Geisslerův tým objevil v rovníkových oblastech Io modré proudy plynu, slabší červené proudy u severního okraje a zelené proudy naproti noční straně měsíce.

Výsledky práce byly publikovány v posledním vydání vědeckého časopisu Science.

Plyn se pohybuje po magnetických siločárách září, podobně jako občas pozorujeme severní polární záři např. v Kanadě. K tomuto jevu dochází v případě, že elektrony naráží do atmosférických plynových molekul a o ně se rozžhaví.

Na měsíci Io je modré světlo způsobeno nadzvukovými plynovými vějíři, které pochází od mnoha vulkánů na Io a dosahují výšek až 800 km nad povrch měsíce Io, řekl Geissler. Jupiterovo magnetické pole elektrony žene jako obrovský magnet do atmosféry měsíce Io.

"To, co my pozorujeme jako modré jsou konce mohutných elektrických generátorů, které mají potenciály kolem 400000 voltů a dosahují výkonu trilionu Wattů, což je mnohem více než vyrobí všechny elektrárny na území USA," řekl Geissler.

Červená složka polárních září na Io by mohla být známkou existence kyslíku, který je citlivý na oblaky nabitých částic, které Jupiter obklopují a tahají světelné vlny zpět mezi severní a jižní póly Io, říká Geissler.

Zelená polární záře na Io, pozorovaná pouze jednou vypovídá o existenci sodíku, který se objevuje jen na zadní straně Io, kde se atmosféra rozpouští, řekl Geissler.

Vědci polární záře poprvé objevili koncem října, ale teprve nyní pochopili proč kolísají a ztemňují, když Io vstupuje do jupiterova stínu.

Pro sondu Galileo byl tento průlet nebezpečný a proto Geissler si se svými kolegy velmi ulevil, když 31. 5. 1998 sonda v pořádku získala data.

Kosmická sonda, která obíhá kolem Jupitera a studuje planetu a její měsíce od r. 1995 je připravena na nejtěsnější průlet kolem Io (ve těsnější vzdálenosti než 300 km), ke kterému dojde v říjnu a listopadu. Do té doby ještě opakovaně prolétne kolem Jupiterova měsíce Callisto.

Těmito výboji jsou vědci znepokojeni, protože intenzívní radiace mezi Io a Jupiterem by mohla kosmickou sondu poškodit. Vědci doufají, že nadcházející průlet bude úspěšnější než poslední v prosinci 1995, kdy byly všechny data z těsného průletu kolem Io ztraceny z důvodu poruchy palubního rekordéru.

Geissler je optimistický. Věří, že zastaralá elektronika 70 let, použitá na sondě nezklame.



(podle informací CNN z 5. 8. 1999 připravil DH)

KOMETA C/1999 H1 (LEE)


Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti: srp. 6.08 UT, 6.6 (K. Hornoch, Lelekovice, binokulár 10 x 80); 10.07, 7.8 (K. Sarneczky, Szatymaz, Maďarsko, binokulár 20 x 60); 14.01, 6.7 (M. Reszelski, Szamotuly, Polsko, binokulár 20 x 60); 19.10, 8.0 (A. Kammerer, Ettlingen, Německo, 0.20-m reflektor; antiohon 9' v p.a. 70°); 22.05, 7.5 (Hornoch; antiohon 20'v p.a. 110°); 25.11, 7.2 (Kammerer); 28.95, 7.5 (Reszelski); 30.78, 7.7 (A. Baransky, Kiev, Ukrajina, binokulár 12 x 80); září 1.92, 7.6 (Reszelski); 4.97, 7.2 (J. Carvajal, Avila, Španělsko, binokulár 10 x 70).

(podle IAUC 7250 z 6. 9. 1999 přeložil DH)

V1493 AQUILAE (NOVA AQUILAE 1999)


Vizuální a CCD odhady hvězdné velikosti: srpen 08.987 UT, V=12.53±0.02 (M. Zejda, Brno, 0.40-m reflektor + CCD + V filtr); 10.966 UT, V=12.53±0.02 (Zejda, CCD); 14.062, V=12.51±0.02 (M. Zejda, CCD); 19.864, V=12.20±0.05 (D. Hanžl, Brno, 0.40-m reflektor + CCD + V filtr); 21.830, V=11.51±0.02 (Hanžl,CCD); 22.840, V=11.90±0.01, B-V=+1.03±0.01 (D. Hanžl, Brno,CCD + BV filtry); srpen 27.841, 11.7, (K. Hornoch, Lelekovice, 0.35-m reflektor; V-magnitudy podle srovnávacích hvězd D. Hanžla založených na jasnostech TYCHO); 30.818, 11.24 (F. Lomoz, Sedlčany, 0.09-m RF+CCD ST-5, bez filtru); září 1.867, 11.86 (F. Lomoz, Sedlčany, 0.09-m RF+CCD ST-5, bez filtru); září 2.803, 13.0, (Hornoch); 3.853, 13.8 (Hornoch); 3.916, 13.5 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); 4.794, 14.0, (Hornoch); 4.806, V=13.92±0.01, B-V=+0.80±0.02 (D. Hanžl, CCD); 4.871, 12.56 (F. Lomoz, Sedlčany, 0.09-m RF+CCD ST-5, bez filtru); 4.920, 13.7 (Lehký); 5.833, 14.1 (Hornoch); 5.892, 13.9 (Lehký); 6.861, 14.1 (Lehký).



SUPERNOVA 1999dh V GALAXII IC 211


CCD fotometrie, získaná na 0.4-m RF HaP MK Brno (založeno na srovnávací hvězdě GSC 41.531 (V=10.90±0.12, B-V=+0.734±0.18 podle Tycho katalogu): srp. 24.024 UT, V=15.99±0.10 (D. Hanžl, Brno, CCD + V filtr);

SUPERNOVA 1999dk V GALAXII UGC 1087

CCD fotometrie, získaná na 0.4-m RF HaP MK Brno: srpen 23.980 UT, V=14.32±0.03 (D. Hanžl, Brno, 0.40-m reflektor + CCD + V filtr); září. 04.952, V=14.54±0.05 (Hanžl).


R CORONAE BOREALIS


Vizuální odhady hvězdné velikosti od K. Hornocha, Lelekovice (0.35-m RL): srpen 27.833 UT, 13.2; září 2.798, 13.5; 3.809, 13.6; 4.794, 13.6; 5.792, 13.6.
SUPERNOVA 1999dm V GALAXII MCG +05-36-022

Oprava. V EAI 383 (IAUC 7237), řádek 4, údaj 13".1 jižně čtěte jako 13".1 severně.



(D. Hanžl a P. Hájek)



База данных защищена авторским правом ©shkola.of.by 2016
звярнуцца да адміністрацыі

    Галоўная старонка