* 395 11. 1999 expresní astronomické informace




Дата канвертавання24.04.2016
Памер65.86 Kb.

* 395 * 9.11.1999

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



SUPERNOVY 1999en, 1999eo, 1999ep, 1999eq, 1999er


L.-G. Strolger, University of Michigan a Cerro Tololo Interamerican Observatory (CTIO); R. C. Smith, CTIO; E. P. Rubenstein, CTIO; A. Soderberg, Bates College ad CTIO; a T. Bowers, University of Arizona, oznamují objev týmu Nearby Galaxies Supernova Search následujících supernov. K objevům došlo od 27. září do 4. října pomocí Kitt Peak 0.9-m teleskopu (+ Mosaic imager):
SN 1999 UT  (2000.0)  R Rel. poloha

1999en říj. 3 1 15 29.70 - 4 30 48.2 19: 0".5 E, 4".2 N

1999eo říj. 2 2 40 13.20 + 4 54 53.3 19.6 4".4 W, 3".0 S

1999ep září 28 4 41 04.76 - 3 00 39.6 18.9 6".5 W, 3".4 S

1999eq říj. 3 1 19 22.70 - 3 36 19.8 19: 5".4 E, 10".5 N

1999er říj. 1 2 47 06.88 - 2 57 43.9 20.4 3".0 E, 37".7 N




SN 1999en byla podle spektra identifikována jako SN typu Ia. Spektrum (obor 400-800 nm) bylo pořízeno Strolgerem a Smithem pomocí 4-m Mayall teleskopu 8.-10. UT října; SN 1999en byla asi 7 dnů po maximu - určeno podle spektra získaného M. M. Phillipsem 15.-16. října pomocí 2.5-m Dupont teleskopu. SN 1999en má rudý posuv asi 0.16.

Spektra získaná ve stejných datech na Kitt Peaku a Las Campanas ukazují, že SN 1999eo je typu Ia, a > 30 dnů po maximu (od 16. října). Její rudý posuv je asi 0.08.

SN 1999ep je typu Ia, přibližně 7 dnů po maximu (podle spektra z 8. října). Podle spekter z Kitt Peaku byl u SN 1999ep určen rudý posuv asi 0.06. Podle spekter, které pořídili Strolger a Smith pomocí 4-m Mayall teleskopu na Kitt Peaku (8.-10. října) a Phillips pomocí Dupont 2.5-m teleskopu na Las Campanas (15.-16. října) je SN 1999eq typu II. Supernova má rudý posuv asi 0.05 a ukazuje silné emisní čáry H s maximem na 690 nm s relativně slabou absorpční složkou.

Podle spektra získaného ve stejných nocích na Kitt Peaku a Las Campanas byla SN 1999er v galaxii MCG -01-08-008 identifikovány jako mladá supernova typu II, stáří < 14 dnů (pozorování z 1. října). SN 1999er má dobře definované vodíkové čáry s P-Cyg profily s emisí H- na 670 nm.

Fotometrické potvrzení těchto supernov prováděli A. Athey a Strolger, pomocí Michigan-Dartmouth-M.I.T. 2.4-m teleskopu 4.-7. října a také P. Candia a R. Covarrubias na CTIO 0.9-m teleskopu 5. a 7. října. Hvězdné velikosti v oboru R z 20. října jsou: SN 1999en, 20.5; SN 1999eo, 19.8; SN 1999ep, 19.5; SN 1999eq, 20.3; SN 1999er, 19.8. Hledací mapky a další informace jsou na http://ctios6.ctio.noao.edu/~ngss/.


(podle IAUC 7297 z 1. 11. 1999 přeložil DH)


SUPERNOVA 1999ek V GALAXII UGC 3329


S. Jha, P. Challis, P. Garnavich a R. Kirshner, Harvard- Smithsonian Center for Astrophysics, oznamuje, že spektrum, získané M. Calkinsem pomocí F. L. Whipple Observatory 1.5-m teleskopu (+ FAST spektrograf) 30.46 UT října, ukazuje, že SN 1999ek je supernova typu Ia v blízkosti maxima jasnosti. Uvažujeme-li hodnotu rychlosti 5253 km/s pro galaxii UGC 3329, vychází expanzní rychlost pro Si II (635.5 nm) 9800 km/s. Odhadované stáří supernovy podle spektrálních charakteristik vychází 1.2±3 dne po maximu.

L. G. Strolger, R. C. Smith a N. B. Suntzeff, Cerro Tololo Interamerican Observatory (CTIO); M. Hamuy, University of Arizona; a M. M. Phillips, Las Campanas Observatory, oznamují: "Smith a P. Ugarte (CTIO) získali 25. UT a 26 UT října spektra objektu (obor 500-900 nm), pomocí CTIO 1.5-m teleskopu. Spektra naznačují, že SN 1999ek je supernova typu Ia, nacházející se velmi blízko fáze maximální jasnosti. Fotometrické pozorování, které prováděli L. Gonzalez (University of Chile) 26. UT října, Hamuy a M. Wischnjewsky 27. UT října na CTIO 0.9-m teleskopu ukazují, že jasnost supernovy vzrostla o 0.22 mag v B a 0.08 mag ve V oboru."



(podle IAUC 7300 a 7301 z 3. a 5. 11. 1999 přeložil DH)

SUPERNOVA 1999ej V GALAXII NGC 495


S. Jha, P. Challis, P. Garnavich a R. Kirshner, Harvard- Smithsonian Center for Astrophysics, oznamují, že M. Calkins pořídil 30.27 UT října na F. L. Whipple Observatory 1.5-m teleskopu (+ FAST spektrograf) spektrum, které ukazuje, že SN 1999ej je normální typ supernovy Ia v blízkosti maximální fáze. Uvažujeme-li rychlost pro galaxii NGC 945 4414 km/s podle databáze NED, vychází expanzní rychlosti pro Si II (635.5 nm) a Ca II (H+K) 10500 km/s a 15700 km/s. Odhadované stáří supernovy podle spektrálních charakteristik (Riess a kol. 1998, Ap.J. 504, 935) je 1.5±3 dne před maximem.

(podle IAUC 7298 z 1. 11. 1999 přeložil DH)

SUPERNOVA 1999es V BEZEJMENNÉ GALAXII


J. Mueller oznamuje svůj objev supernovy (hv. vel. kolem 18.5 mag), která se zachytila na fotogr. desce citlivé v červené barvě, exponované 2. UT 11 K. Rykoskim a jím na 1.2-m Oschin Schmidt Telescope v rámci projektu Palomar Outer Solar System Ecliptic Survey. SN 1999es se nachází na souřadnicích  = 2h32m43s.4,  = +22°27'08" (2000.0), což je 12".8 západně a 2" severně od mateřské galaxie. Na této pozici není žádný objekt v Digitized Sky Survey ani na červené desce z druhé Palomarské přehlídky. Spektrum SN 1999es získali

M. Sawicki, H. Lin, T. Galema a R. Burruss 4. listopadu pomocí Palomarského 5-m Haleho teleskopu (+ dvojitý spektrograf). Spektrum naznačuje, že se jedná o supernovu typu Ia, přibližně dva týdny po maximu. Spektrum také dává pokusný rudý posuv 0.07.



(podle IAUC 7301 z 5. 11. 1999 přeložil DH)

SUPERNOVA 1999el v GALAXII NGC 6951


C. C. Dudley a J. Fischer, Naval Research Laboratory, Washington, oznamují pozorování SN 1999el v blízké infračervené oblasti, které získali pomocí U.S. Naval Observatory 1.55-m teleskopu (+ ASTROCAM 1024x1024 ALADDIN InSb imager) ve Flagstaffu 26.15 UT října: "Pozice K', kalibrovaná podle 20 USNO A2.0 hvězd v rámci 6' zorného pole imageru dává pozici SN  = 20h37m17s.72,  = +66°06'11".5 (2000.0).

Odhady hvězdné velikosti v oborech K' a J jsou 12.7 mag a 13.6 mag (každá s nejistotou 0.2 mag). Kalibrace toku je založena na hvězdách v poli AS40, dle Hunta a kol. (1998, A.J. 115, 2594). Výše uvedené odhady jasnosti zahrnují příspěvek světla od dvou sousedních hvězd popředí (viz IAUC 7288), které přispívají 5-15 procenty. Příspěvek světla od NGC 6951 byl odečten využitím symetrie galaxie v těchto oborech spektra."

Vizuální odhady hvězdné velikosti od K. Hornocha, Lelekovice (0.35-m RL, srovnávací hvězdy podle GSC): Říj. 26.725 UT, 15.0; 30.811, 14.8; 31.758, 14.8; 30.811, 14.8.


(podle IAUC 7303 z 6. 11. 1999 a zpráv pozorovatelů připravil DH)

GRB 991105


M. J. S. Smith and J. in't Zand, Space Research Organization Netherlands, Utrecht; G. Tarei a M. Dadina, BeppoSAX Scientific Operation Center, Řím; a L. Piro, Istituto di Astrofisica Spaziale, CNR, Řím, oznamují: "Přístroj na satelitu BeppoSAX Gamma Ray Burst Monitor (GRBM) a Wide Field Camera (WFC unit 2) pozoroval vzplanutí záření gama, které začalo 5.6950 UT listopadu (BATSE trigger 7701).

Předběžná analýza ukazuje, že vzplanutí trvalo 13s v GRBM a maximální intenzity dosáhlo 970 pulsů/s v energiovém pásmu 40-700 keV. V přístroji WFC vzplanutí trvalo 40s a maximální hodnota byla naměřena 1.1 Crab (2-28 keV). Pozice x-ray protějšku je  = 12h03m01s,  = -66°48'49" (2000.0), s 99 procentním chybovým poloměrem 3'.6. Další BeppoSAX NFI pozorování nebude prováděno protože objekt se pro sondu nachází zdánlivě velmi těsně u Slunce."

M. J. S. Smith a kol. nás informují, že pozice publikovaná IAUC 7301 vyžaduje opravu o 4'.4 a správně má být:  = 12h03m29s,  = -66°45'24" (2000.0).


(podle IAUC 7301 a 7303 z 5. a 6. 11. 1999 přeložil DH)

XTE J1859+226




M. Uemura a T. Kato, Kyoto University; a E. Pavlenko, S. Shugarov a M. Mitskevich, Crimean Astrophysical Observatory, oznamují. "CCD fotometrie optického protějšku XTE J1859+226 (IAUC 7274, 7276) prováděná pomocí 0.25-m a 0.38-m teleskopů na Kyoto a Krymu ukázala pravděpodobně orbitální modulaci s periodou 0.2806 dne a amplitudou 0.10 mag. Změny jasnosti byly pozorovány v intervalu 20.-26. UT října a možná též 17. října, což je nejrannější detekce takových signálů ze všech dosud pozorovaných x-ray nov (cf. IAUC 5259, 5692)."

(podle IAUC 7303 z 6. 11. 1999 přeložil DH)

KOMETA 1999 V1


C. W. Hergenrother, Lunar and Planetary Laboratory, oznamuje další objev komety z Catalina Sky Survey.

1999 UT  (2000)  m1 Pozorovatel

Lis. 5.43943 9 37 11.47 +11 32 03.7 17.6 Hergenrother

5.44850 9 37 12.27 +11 31 56.6 17.8 "

5.45751 9 37 12.55 +11 31 52.2 17.5 "

5.46704 9 37 13.18 +11 31 45.8 18.0 "

6.44715 9 38 09.20 +11 22 20.9 18.0 "

6.45209 9 38 09.55 +11 22 18.0 17.6 "

6.47319 9 38 10.79 +11 22 05.8 Shelus

6.48359 9 38 10.98 +11 21 59.7 "

6.49391 9 38 11.62 +11 21 52.8 "

C. W. Hergenrother (Catalina Sky Survey). 0.41-m Schmidt + CCD. na jednom ze snímků náznak ohonu. Na 240-s složené expozici z 5. 11. byla zřetelná 13" kóma a 60" ohon v p.a. 300°.

P. J. Shelus (McDonald Observatory). 0.76-m reflektor použit prime focus corrector + LF1 CCD. mlhovinový vzhled a slabý ohon, přibližně v p.a. 320°.

(podle IAUC 7302 z 6. 11. 1999 přeložil DH)


KOMETA 141P/MACHHOLZ 2


R. H. McNaught, Research School of Astronomy and Astrophysics, Siding Spring Observatory, oznámil 17. října detekci další složky této komety s m2 jasností o 0.5 mag nižší, ale s m1 vyšší a celkově větší kómou (průměr 8" vůči 5" první složky). Pozorovaný objekt v té noci byl ohlášen v IAUC 7231 (předpokládalo se, že se jedná o složku A z roku 1994, která byla měřena 260" východně a 346" severně). Nový objekt je pravděpodobně složka D. S.

Nakano oznámil 23. října nezávislou detekci nové složky. A. Sugie, Dynic Observatory, ji pozoroval 21. října (m1 = 16.2, koma 10") a 23. října (m1 = 17.3). Výpočty Nakana potvrzují, že se jedná o složku D, její pozice souhlasí s obloukem dráhy z roku 1994 bez příspěvku negravitačních efektů. Říjnová astrometrie a orbitální elementy publikované v MPEC 36175 a 36213 dávají rozdíl T vůči složce A (pro kterou Nakano uváděl v MPC 35815 elementy spojující celou řadu pozorování z let 1994-1999 s uvažováním tří negravitačních složek) +0.69 dne.

McNaught složku D hledal na snímcích získaných 6. a 7. října, přičemž musela být minimálně o 1 mag slabší než složka A. H. Luthen 31. října oznámil, fotografickou detekci M. Jagera, Vídeň (27. října) a Jagera a G. Rhemanna (29. a 31. 10) objektu s průměrem kómy 1'.5-2'.0 a m1 = 12.8-13.0 mag.

Astrometrie, kterou prováděli E. Meyer, E. Obermair a H. Raab, Linz, 1. listopadu potvrzuje, že se jednalo o složku D s průměrem kómy 0'.5 a m1 = 15.4 mag. Následující elementy a efemerida složky D jsou z MPC 36213 (předpovídaná hvězdná velikost je velmi nejistá):


Epocha = 1999 pro. 8.0 TT T = 1999 pro. 9.9624 TT

 = 149.2961 e = 0.751113  = 246.1392 2000.0

q = 0.748957 AU i = 12.8128 a = 3.009220 AU

n = 0.1888092 P = 5.220 roku
1999 TT  (2000)   r Elong.Fáze m1

Říj. 29 18 05.71 -11 59.6 1.129 1.021 57.1 54.8 13.0

Lis. 3 18 18.66 -11 58.7 1.088 0.970 55.3 57.3 12.3

8 18 32.58 -11 55.6 1.042 0.921 53.8 60.2 11.5

13 18 47.52 -11 50.3 0.991 0.877 52.5 63.6 10.8

18 19 03.49 -11 43.4 0.936 0.837 51.5 67.5 10.0

23 19 20.55 -11 35.7 0.877 0.803 50.6 71.9 9.4

28 19 38.75 -11 28.7 0.814 0.777 50.0 76.6 8.8

(podle IAUC 7299 z 1. 11. 1999 přeložil DH)

KOMETA P/1999 U3 (LINEAR)


Eliptické orbitální elementy podle MPEC 1999-V17. Kometa je krátko periodická, jak na to již poukázal S. Nakano.
T = 1999 lis. 5.941 TT  = 102.660 e = 0.65300  = 309.650 2000.0

q = 1.87220 AU i = 20.416 a = 5.39542 AU n = 0.078644 P = 12.53 roků

(podle IAUC 7302 z 6. 11. 1999 přeložil DH)

KOMETA 63P/WILD 1


Nakano také oznamuje pozorování této periodické komety (P=13 roků), které získal T. Kojima, Chiyoda. Tyto pozorování potvrzují detekci v noci 14. února Hergenrotherem, kdy měla 22.4 mag (1.5-m Catalina reflektor). Předpověď v MPC 27082 vyžaduje korekci o T = -0.35 dne. další podrobnosti naleznete v MPEC 1999-V18. Kojima (0.25-m f/6.3 reflektor) oznamuje pozorování komety z 24. října, kdy měla m1 = 16.5 mag, difúzní, bez ohonu a dále 4. listopadu měla m1=15.9, difúzní bez kondenzace - průměr kómy 30".

(podle IAUC 7302 z 6. 11. 1999 přeložil DH)


MLHOVINA "ZKAŽENÉ VEJCE " - PLANETÁRNÍ MLHOVINA VE VÝVOJI


Následující text se vztahuje k příloze EAI 394, obrázek nahoře. Obrázky NASA/ESA HST ukazují nevšední příklady hvězd procházejících závěrečným stádiem svého vývoje, kdy se dramaticky transformují z obyčejného rudého obra na planetární mlhovinu. Tento proces probíhá tak rychle, že tyto objekty jsou poměrně vzácné, astronomové dokonce věří, že většina hvězd podobných Slunci bude časem procházet takovou fází.

Hvězda na snímku s prozaickým označením OH231.8+4.2, je vidět na infračervených obrázcích odfoukávající ven plyn a prach ve dvou opačných směrech. Bylo odvrhnuto tak mnoho prachu, který teď obklopuje hvězdu, že tato hvězda nemůže být vidět přímo, pouze jako reflexe záření na okolním prachu.

Výtok plynu je velmi rychlý s rychlostí kolem 700000 km/h. Hubble Near Infrared Camera a NICMOS odhalují na snímcích extrémně jasný pohyb plynu a prachu, který je kolimován do několika tenkých proužků (vpravo) a jetových struktur (vlevo), které mohou být vidět táhnoucí se od centra obou obrázků.

Vpravo chomáče materiálu v proužcích narážejí do hustých skvrnek plynu. Tato interakce musí produkovat silné rázové vlny v plynu.

Snímky představují dva pohledy na tento objekt. Barevný snímek je složen ze čtyřech snímků pořízených v různých NICMOS infračervených filtrech 28. března 1998. Ukazuje se, že důležitými fyzikálními vlastnostmi materiálu je jeho složení a teplota, která mění významně výtok materiálu. Černobílý snímek byl pořízen s NICMOS infračerveným filtrem. Obrázek může ukazovat více zřetelně slabé detaily a strukturu v mlhovině než může být dosaženo při barevném složení.

Astronomové pomocí radiových pozorování nalezli mnoho neobvyklých molekul plynu kolem hvězdy, včetně takových jako například hydrogen sulfid a oxid siřičitý. Tyto sírové směsy jsou pravděpodobně právě tvůrci rázových vln, které se šíří skrze plyn. Následkem velkého množství sírových směsí si tento objekt vysloužil přezdívku mlhovina "zkažené vejce". Nachází se v souhvězdí Puppis. NICMOS data vznáší vážnou námitku proti astrofyzikálním teoretikům: Jak může hvězda generovat takové těsně kolimované proudy plynu a prachu a urychlit je k tak velmi vysoké rychlosti? William B. Latter z California Institute of Technology a jeho skupina použila tato data k lepšímu pochopení detailní struktury vytékajícího materiálu k nalezení důkazu o původu tenkých proužků a jetů, který nás neučí znát více o hvězdě samé. Tato informace bude dávat astronomům více ke kompletnímu pochopení konečného stadia v životě hvězd podobných jako naše Slunce.

Tyto výsledky byly představeny na konferenci s názvem "Asymmetrical Planetary Nebulae II: From Origins to Microstructures". Tato konference se konala 3. až 6. srpna 1999 v Massachusetts Institute of Technology. Výsledky budou také vydány v časopise Astrophysical Journal.


(podle informace STScI-PRC99-39 z 19.10.1999 připravil PH)

HST IDENTIFIKUJE ZDROJ ULTRAFIALOVÉHO ZÁŘENÍ VE STARÝCH GALAXIÍCH


HST poprvé umožnil astronomům, díky své rozlišovací schopnosti, identifikovat horké modré hvězdy hluboko uvnitř eliptické galaxie. Hejno 8000 blízkých modrých hvězd podobných sněhovým vločkám ve vánici blízko jádra je vidět (na snímku přílohy EAI 394 dole vpravo) v sousední galaxií M32, která se nachází 2.5 miliónu světelných let daleko v souhvězdí Andromedy. HST potvrdil, že ultrafialové světlo přichází z populace neobyčejně horkých héliových hvězd v pozdním stádiu jejich života. Na rozdíl od Slunce, které spaluje vodík na hélium, tyto staré hvězdy vyčerpaly vodík v centrální oblasti již dávno a nyní spalují hélium na těžší prvky.

Pozorování byla provedena v říjnu 1998 za pomocí kamery a Space Telescope Imaging Spectrographu (STIS) v ultrafialovém světle. Zorné pole STIS pohledu zahrnuje pouze malou část celé galaxie, která má 20 krát větší rozměr na obloze než je schopen zaznamenat STIS. Pro srovnání Měsíc v úplňku má 70 krát větší rozměr na obloze, než je zorné pole STIS. Jasný střed galaxie byl umístěn na pravé straně snímku a dovoluje vidět slabé hvězdy na levé straně snímku.

Výsledky pozorování budou publikovány v březnu 2000 v časopisu Astrophysical Journal. Před třiceti lety na prvních ultrafialových pozorováních eliptických galaxií se ukazovalo, že jsou překvapivě jasné v ultrafialovém světle. Před těmito průkopnickými UV pozorováními byly tyto staré skupiny hvězd považovány za poměrně chladné a tak by měly být i slabé v ultrafialovém záření. Od těchto prvních pozorování se ukázalo, že naopak tyto objekty jsou v ultrafialovém záření poměrně jasné, což byl nepřímý důkaz toho, že u těchto hvězd staré populace hoří hélium a že jsou poměrně horké. Nyní HST pořídil přímý pozorovatelský důkaz, že takové hvězdy detekoval. Sousední eliptické galaxie jsou pravděpodobně obdobné objekty, které obsahují staré hvězdy. Tyto studie jsou důležité pro lepší pochopení vývoje jednotlivých objektů i vesmíru jako celku.

Kredit: NASA a Thomas M. Brown, Charles W. Bowers, Randy A. Kimble, Allen V. Sweigart (NASA Goddard Space Flight Center) a Henry C. Ferguson (Space Telescope Science Institute).



(podle STScI-PRC99-40 z 26.10.1999 připravil PH)

SRÁŽKA DVOU SPIRÁLNÍCH GALAXIÍ


Směrem do souhvězdí Velkého psa, dvě spirální galaxie přechází kolem sebe jako dvě vznešené lodě v noci. Blízká kolize je zachycena na snímku pořízeném WFPC2 kamerou pomocí HST.

Větší a hmotnější galaxie je katalogově označena NGC 2207 ( na snímku přílohy EAI 395, nahoře vlevo) a menší galaxie vpravo, která nese označení IC 2163. Silný gravitační vliv NGC 2207 deformoval tvar IC 2163, vyvrhnutím hvězd a plynu v dlouhých proudech, které se táhnou ven stovky tisíc světelných let směrem k pravému okraji snímku. Počítačovou simulaci provedl tým, který vedl Bruce a Debra Elmegreenovi. Je na ní demonstrována časová závislost galaktické kolize.

Vedle snímků HST bylo provedeno měření pomocí VLA radioteleskopu v Novém Mexiku, aby se odhalil pohyb galaxií a tím i pravdivost simulace. Výpočty ukazují, že IC 2163 se pohybuje kolem NGC 2207 proti směru otáčení hodinových ručiček. Ke kolizi došlo asi před 40 milióny let. Vysoké rozlišení HST snímků odhalí prachovou strukturu ve spirální galaxii NGC 2207 a jasné siluety proti IC 2163, která je v pozadí. HST odhalil také řadu rovnoběžných prachových vláken na pravé straně. Velká koncentrace plynu a prachu v obou galaxiích může vytvářet příznivé podmínky pro utváření hvězd v blízké budoucnosti. Za miliardu let od nynější doby budou tyto dvě galaxie splývat v jednu masivní galaxii. Snímek byl vytvořen ze tří obrázků samostatně pointovaných HST.


(podle STScI-PRC99-41 z 4.11.1999 připravil PH)

VLBA ODHALUJE OBLAST GIGANTICKÉHO KOSMICKÉHO JETU V BLÍZKOSTI ČERNÉ DÍRY


Ray Villard, Space Telescope Science Institute, Baltimore, MD

Bill Junor, University of New Mexico, Albuquerque, NM



Astronomové Space Telescope Science Institute získali první náznak záhadné oblasti blízko černé díry v centru vzdálené galaxie, kde mocný proud subatomických částic se řítí ven téměř rychlostí světla a je formován do jetů, které se vzdalují na vzdálenost tisíců světelných let. Astronomové použili ke sledování radioteleskopy v Evropě a USA včetně National Science Foundations (NSF) Very Long Baseline Array (VLBA) a získali mnoho detailních snímků centrálních oblastí galaxie M87 vzdálené asi 50 miliónů světelných let.

"Toto je poprvé, kdy jsme viděli oblast ve které se formují kosmické jety," řekl Bill Junor University New Mexico, v Albuquerque. "Spekulovali jsme o tom jakým mechanismem se jety vytvářejí poměrně blízko černé díry." Junor, spolu s Johnem Birettem a Mario Liviem z Space Telescope Science Institute v Baltimore, MD nyní ukázali, že jety v M87 se vytvářejí několik desítek světelných let od galaktického jádra, kde se předpokládá, že se nachází černá díra tři miliard krát hmotnější než Slunce. V uvažované oblasti jsou jety vidět v kuželu o úhlu 60 stupňů nejblíže černé díry, ale tlačící se ven pouze do oblasti několika světelných let.

"60 stupňový úhel ve vnitřní části M87, kde se vyskytují jety je nejširším takovým úhlem, který kdy byl vidět ve vesmíru," řekl Junor. "Nalezli jsme jety několik set světelných let od galaktického jádra s bezpříkladnými podrobnostmi."

Vědci oznámili své zjištění 28. října v časopisu Nature. V centru M87 je materiál hnán k černé díře silným gravitačním působením a uvnitř se kolem černé díry vytváří rychle rotující plochý disk, který se nazývá akreční disk. Subatomické částice jsou pravděpodobně postrkovány směrem ven z pólů tohoto disku. Vědci věří, že magnetická pole v disku jsou stáčena jak disk rotuje a pak kanál elektricky nabitých částic vytváří uvnitř pár úzkých jetů.

"Náš nový snímek M87 podporuje tuto ideu magnetických polí, které pracují na vytváření proudů částic do úzkých jetů," řekl Biretta. Jety takové jako v M87 jsou vidět u více galaxií v celém vesmíru. "Co se můžeme naučit u M87 je to, jak se vytvářejí jety a pak to aplikovat na jiné galaxie," řekl Livio. "Tyto jety se vyskytují u radiových galaxií a quasarů. Nové informace budou pomáhat vědcům rozluštit fyziku těchto mocných procesů," dodává Livio.

"Můžeme pozorovat takové jety ve velkých vzdálenostech, dokonce ve vzdálenostech miliardy světelných let," řekl Junor. "Jsme tím okouzleni protože tyto procesy nám ukazují, jak povahu a funkci akrečního disku, tak funkci jetů v tak extrémních podmínkách gravitačního působení černé díry." Na základě pozorování těchto procesů budeme moci lépe vytvořit teoretický model. Je zřejmé, že magnetická pole v akrečním disku jsou "poškozená". V budoucnu bude nutné na základě pozorování zjistit přesvědčivé důkazy o existenci těchto magnetických polí.

Astronomové studují M87 proto, že je jednou z nejbližších galaxií emitující jety a je také silným radiovým zdrojem pro pozemské radioteleskopy.

Vedle VLBA, byl ke sledování použit systém VLA, radioteleskop blízko Socorro, radioteleskopy v Německu, Itálii, Finsku, Švédsku a Španělsku. Signály z těchto teleskopů byly složeny k vytvoření snímku s extrémně vysokým rozlišením. Byly vzaty k společným výsledkům pozorování jak VLBA, tak pozorování HST ve viditelném oboru, aby se zachytila struktura jetů, které se pohybují rychlostí srovnatelnou s rychlostí světla.

Objekt M87 je také znám astronomům jako radiový objekt Virgo A, který silně září v radiovém oboru v souhvězdí Panny. Galaxie byla objevena francouzským astronomem Charlesem Messierem v roce 1781. Jet byl poprvé pozorován v roce 1918 astronomem Heberem Curtisem, který to popsal jako "zvláštní přímý paprsek". Radiová emise galaxie byla poprvé pozorována australskými astronomy na přelomu let 1948 a 1949. M87 je největší z tisíců galaxií v kupě galaxií v Panně. Místní skupina galaxií, v které je i Mléčná dráha, je okrajovou skupinou kupy galaxií v Panně.


(podle STScI-PR99-43 z 27.10.1999 připravil PH)

DETAILNÍ POHLED NA JET BLÍZKO ČERNÉ DÍRY


Ve spodní části přílohy EAI 395 je na horním levém snímku radiový snímek galaxie M87, který byl pořízen Very Large Arrey (VLA) radioteleskopem v únoru 1989. Ukazuje gigantickou bublině podobnou strukturu, kde je radiová emise pravděpodobně produkována jety subatomárních částic přicházejících z centrálních oblastí galaxie, kde je černá díra. Falešné barvy odpovídají intenzitě radiové emise produkované jetem. M87 je lokalizována ve vzdálenosti 50 miliónů světelných let od nás v souhvězdí Panny.

Na horním pravém snímku je vizuální pohled na gigantickou galaxii M87, pořízený WFPC2 kamerou HST v únoru 1998. Odhaluje jasný jet vysoce rychlostních elektronů emitovaných z jádra (úhlopříčná čára napříč snímkem). Jet je produkován černou dírou, která má 2 miliardy hmot slunečních.

Dolní snímek je obrázek v radiovém oboru zachycený pomocí Very Long Baseline Array (VLBA). Zachycuje oblast kolem černé díry, kde je extragalaktický jet formován v úzkém profilu magnetickými poli. Falešné barvy odpovídají intenzitě radiové energie emitované jetem. Červená oblast má průměr okolo jedné desetiny světelného roku. Obrázek byl pořízen v březnu 1999.


(podle STScI-PRC99-43a z 27.10.1999 připravil PH)

ASTRONOMOVÉ OČEKÁVAJÍ NEJVYDATNĚJŠÍ METEORICKÝ ROJ ZA POSLEDNÍCH 30 LET





V noci ze 17. na 18. listopadu se planeta Země střetne s meteorickým proudem, který ve své dráze zanechala kometa Tempel-Tuttle. V místech s jasnou oblohou bude proto v tu dobu možné pozorovat velké množství meteorů neboli "padajících hvězd" tvořících meteorický roj s názvem Leonidy. Intenzitu roje nelze přesně předpovědět, ale je pravděpodobné, že kolem třetí hodiny ranní bude možné vidět až deset meteorů za minutu a bude se tak jednat o nejvydatnější meteorický roj od roku 1966. Možná budeme moci dokonce hovořit o meteorickém dešti.

Meteorické deště patří k nejpůsobivějším, ale také k nejvzácnějším úkazům, které lze vidět na nočním nebi. Památný meteorický déšť v roce 1833 nad Amerikou vzbudil pozornost široké veřejnosti a znamenal počátek vědeckého zkoumání meteorů. Při ještě silnějším meteorickém dešti, pozorovatelném rovněž z Ameriky v roce 1966, bylo vidět až čtyřicet meteorů za sekundu a jednalo se tak o opravdový kosmický ohňostroj. Oba zmíněné úkazy měly společný původ – kometu Tempel-Tuttle. Tato celkem nenápadná kometa obíhá kolem Slunce po protáhlé dráze a jednou za 33 let prochází poblíž dráhy Země. Prachové částice a křehké slepence prachu a ledu o rozměrech od zlomků milimetrů až po desítky centimetrů uvolněné z komety tvoří meteorický proud, který je nejhustší v oblasti za

kometou. Vždy po 33 letech kolem 17. listopadu prochází planeta Země touto hustou částí proudu. Částice proudu přitom vnikají do zemské atmosféry obrovskou rychlostí 71 kilometrů za sekundu, nahřívají se, odpařují a ve výškách kolem 100 kilometrů nad zemským povrchem září jako meteory. Všechny meteory mají ve skutečnosti rovnoběžné dráhy, ale při pozorování z jednoho místa se v důsledku perspektivy zdá, že směřují od jednoho bodu na obloze. Tento bod se nazývá radiant a v případě komety Tempel-Tuttle leží v souhvězdí Lva (latinsky Leo). Proto se příslušný meteorický roj nazývá Leonidy.

Kometa Tempel-Tuttle prošla naposled poblíž dráhy Země začátkem loňského roku. V listopadu loňského roku pak byla pozorována zvýšená aktivita Leonid, roj byl mimořádně bohatý na jasné meteory a uchvátil řadu pozorovatelů i náhodných svědků. Nicméně o meteorický déšť se nejednalo, maximálně bylo pozorováno kolem 300 meteorů za hodinu. Historické zkušenosti i modelové výpočty ukazují, že v letošním roce by měla být frekvence meteorů vyšší. Protože neznáme rozložení hustoty v meteorickém proudu, nemůžeme intenzitu roje spolehlivě předpovědět, v každém případě však letošní Leonidy představují nejnadějnější příležitost pro pozorování meteorického deště na dlouhá léta dopředu. Nejčastější odhady frekvence pro střední Evropu se pohybují kolem deseti meteorů za minutu, může to však být i více. Intenzivní roj bude trvat jen poměrně krátkou dobu, pravděpodobně jednu hodinu nebo několik málo hodin. Maximum by mělo nastat kolem třetí hodiny ranní dne 18. listopadu. Je nutné upozornit, že ve večerních hodinách nebudou viditelné žádné Leonidy neboť radiant vychází nad obzor až před 23. hodinou. Pozorování může být také znemožněno oblačností, která je bohužel v našich krajích v listopadu velmi častá.

Pozorování Leonid může být nejen krásným zážitkem, ale má i značný vědecký význam. Očekávaný velký počet meteorů umožní podrobně studovat působení kometárních částic na zemskou atmosféru, vlastnosti těchto částic, procesy jejich vyvržení z mateřské komety i vlastnosti samotné komety. Je možné, že komety kdysi hrály významnou úlohu při vzniku života na Zemi, ale jejich struktura stále není dobře známá. Astronomové z mnoha zemí se proto na Leonidy důkladně připravují. V České republice budou pozorovány meteorickým radarem, fotografickými kamerami a citlivými televizními kamerami na hvězdárně v Ondřejově i na dalších stanicích. Navíc se naši astronomové zúčastní velkých mezinárodních akcí. Dr. Spurný povede českou účast na holandsko-české expedici ve Španělsku, na které se budeme podílet dvěma bolidovými kamerami a dvěma citlivými videokamerami. Dr. Borovička se zúčastní letecké expedice organizované americkou NASA, v jejímž rámci bude získávat videokamerou spektra meteorů. Oba se již zúčastnili podobných akcí v loňském roce a jejich pozorování přinesla cenné výsledky.

Pokud by letošní Leonidy byly velmi silné, mohly by za určitých okolností ovlivnit život lidské společnosti. Zemský povrch je sice před meteoroidy dostatečně chráněn atmosférou, ale umělé družice na oběžné dráze, na nichž dnes již závisí mnohé funkce běžného života, budou vystaveny přímým nárazům schopným družice poškodit. Pravděpodobnost zásahu družice není naštěstí příliš vysoká.



(RNDr. Jiří Borovička, CSc., Astronomický ústav AV ČR, předseda ČAS, Tiskové prohlášení ČAS č. 11. z 9. 11. 1999)

NOVÝ VYKRESLOVAČ SVĚTELNÝCH KŘIVEK KOMET NA WWW


Na našich WWW stránkách http://astro.sci.muni.cz máte nyní možnost získat pohled na aktuální světelnou křivku komety, která je nyní v dosahu amatérských přístrojů, resp. existují k ní odhady od našich pozorovatelů v databázi EAI. Dosud byla data s odhady jasností komet dostupná jako textový soubor. L. Brát připravil skript, který vám umožní v reálném čase pomocí běžného prohlížeče (Netscape, MS Explorer) vykreslit světelnou křivku komety na základě databáze vizuálních odhadů, které dostáváme do EAI. Vykreslovač světelných křivek je k dispozici na adrese: http://www.sci.muni.cz/comets.html.

KOMETA C/1999 H1 (LEE)


Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti a průměru kómy od K. Hornocha (H, 0.35-m RL), Lelekovice a M. Lehkého (L, 0.20-m RL), Hradec Králové: Říj. 26.71 UT, 10.0, 2'.5 (H);30.83, 10.4, 2'.8 (H); 31.77, 10.4, 3' (H); 31.90, 10.9, 3' (L); lis. 1.91, 10.4, 3' (H).

KOMETA C/1999 K8 (LINEAR)


Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti a průměru kómy od K. Hornocha (H, 0.35-m RL), Lelekovice a M. Lehkého (L, 0.20-m RL), Hradec Králové: Říj. 30.82 UT, 13.8, 1'.3 (H); 31.86, 13.7, 1'.4 (H); 31.88, 13.5, 1'.2 (L).

KOMETA C/1999 N2 (LYNN)


Vizuální odhad celkové hvězdné velikosti a průměru kómy od K. Hornocha, Lelekovice: Říj. 31.72 UT, 13.0, 1'.5 (0.35-m reflektor).

KOMETA C/1999 S4 (LINEAR)


Vizuální odhad celkové hvězdné velikosti a průměru kómy od K. Hornocha Říj. 31.79 UT, 14.6, 0'.7 (0.35-m reflektor).

KOMETA C/1999 J2 (LINEAR)


Vizuální odhad celkové hvězdné velikosti a průměru kómy od K. Hornocha Říj. 31.79 UT, 14.2, 1'.2 (0.35-m reflektor).

KOMETA C/1999 S3 (LINEAR)


Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti a průměru kómy od K. Hornocha (H, 0.35-m RL), Lelekovice a M. Lehkého (L, 0.20-m RL), Hradec Králové: Říj. 26.74 UT, 12.3, 1'.1 (H); 30.80, 11.7, 1'.5 (H); 31.76, 11.8, 1'.4 (H); 31.91, 11.3, 2'.1 (L); lis. 1.91, 11.8, 1'.4 (H).

KOMETA 114P/WISEMAN-SKIFF


Vizuální odhad celkové hvězdné velikosti a průměru kómy od K. Hornocha: Říj. 31.80 UT, 14.7, 0'.6 (0.35-m reflektor).

KOMETA 141P/MACHHOLZ 2


Vizuální odhad celkové hvězdné velikosti od K. Hornocha: Říj. 31.73 UT, [12.5, !1'.5 (0.35-m reflektor);

SUPERNOVA 1999em v GALAXII NGC 1637


CCD odhady hvězdné velikosti (bez filtru, není-li uvedeno jinak): lis. 1.000 UT 13.9±0.2 (K. Sarneczky a L. Kiss, Szeged, Maďarsko); 1.033, V = 14.32±0.03 (D. Hanžl, Brno).

(podle IAUC 7303 z 6. 11. 1999)


V1493 AQUILAE (NOVA AQUILAE 1999)


CCD odhad hvězdné velikosti od D. Hanžla, Brno (0.40-m RL HaP MK Brno + CCD ST-7 + V filtr): Říj. 31.730 UT, V=16.22±0.04 Srovnávací hvězda GSC 1048.863 (podle Tycho Catalogue V=8.40±0.02, B-V=+0.311±0.02).

(D. Hanžl a P. Hájek)





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

    Галоўная старонка