Issn 1212-8848 421 2000 expresní astronomické informace




Дата канвертавання24.04.2016
Памер71.35 Kb.

ISSN 1212-8848 * 421 * 2.5.2000

EXPRESNÍ ASTRONOMICKÉ INFORMACE


(EAI jsou zpravodajem sdružení EAI, hvězdárny v Brně 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://eai.astro.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 2000bk V GALAXII NGC 4520


S. Jha, P. Challis a R. Kirshner, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, oznamují spektrum SN 2000bk (cf. IAUC 7402), které získal 25.19 UT dubna M. Calkins na F. L. Whipple Observatory 1.5-m teleskopu (+ FAST spektrograf). Spektrum ukazuje, že se jedná o supernovu typu Ia po maximu jasnosti. Ve spektru vidíme dobře vyvinutí čáry Si II, Na I a Fe II a úzký absorpční interstelární Na I D (ekvivalentní šířka 0.09 nm) od mateřské galaxie. Podle NASA/IPAC Extragalactic Database (NED) je rychlost vzdalování pro galaxii NGC 4520 7628 km/s, z čehož vyplývá expanzní rychlost supernovy 9800 km/s pro Si II (rest 635.5 nm) čáru. Stáří supernovy určené podle spektrálních charakteristik vychází na (8  3) dne po maximu (Riess et al. 1997, A.J. 114, 722).

Předběžná fotometrie SN 2000bk, kterou získali K. Krisciunas, University of Washington; a R. McMillan, Apache Point Observatory (APO), pomocí APO 3.5-m teleskopu a sotwarové clonky 5".6 (odhadované nejistoty jsou 0.05 pro V jasnosti a  0.03 pro bar. indexy): Dub. 24.19 UT, V = 17.24, B-V = +0.78, V-R = +0.01, V-I = -0.20.



(podle IAUC 7508 z 26. 4. 2000 přeložil DH)

SUPERNOVA 2000bs V GALAXII UGC 10710


Jha a kol. také oznamují spektrum SN 2000bs (cf. IAUC 7406), které získal Calkins stejným přístrojem jako výše 25.45 UT dubna. Spektrum ukazuje, že se jedná o supernovy typu II v ranné vývojové fázi. Spektrum ukazuje velmi modré kontinuum s výraznými, širokými absorbcemi H- a náznakem široké emise H-. Fotosférická expanzní rychlost supernovy (měřená pomocí profilu H-) vychází 11900 km/s s uvažováním NED rychlosti vzdalování 8387 km/s pro mateřskou galaxii.

Předběžná fotometrie SN 2000bs, kterou získali Krisciunas a McMillan, získaná jako výše: Dub. 24.24 UT, V = 18.10, B-V = +0.19, V-R = +0.19, V-I = +0.40.



(podle IAUC 7508 z 26. 4. 2000 přeložil DH)

SUPERNOVA 2000ca V GALAXII ESO 383-32


J. Maza, University of Chile; a M. Hamuy, University of Arizona, oznamuje, že R. Antezana, objevil na 30-min expozici (bez filtru) na T-Max 400 filmu (exponoval L. Gonzalez 28.18 UT dubna na University of Chile's Maksutov teleskopu) novou supernovu (mpv asi 16.0). Supernova se nachází na souřadnicích  = 13h35m22s.98,  = -3409'37".0 (2000.0), což je 0".6 východně a 4".7 severně od jádra galaxie ESO 383-32 (z = 0.024). Existence SN 2000ca byla povrzena na BVRI snímcích (Hamuy a A. Zuniga), které byly exponovány na Cerro Tololo 0.9-m teleskopu 29.27 UT dubna.

Potvrzující snímky získal také M. Roth v oboru JHK pomocí Las Campanas 1.02-m Swope teleskopu 29.3 UT dubna. Podle těchto snímků bylo možné odhadnout hvězdnou velikost SN 2000ca jako B = 15.910.05, V = 15.990.05, což naznačuje, že supernova se nachází v ranné vývojové fázi. T-Max film z 7.263 UT dubna nezachycuje na pozici SN žádný objekt (limitní hv. vel. asi 19.0 mag).



(podle IAUC 7409 z 29. 4. 2000 přeložil DH)

SUPERNOVA 2000cb V GALAXII IC 1158


M. Papenkova a W. D. Li, University of California, Berkeley, oznamují za pracovníky projektu Lick Observatory Supernova Search (cf. IAUC 7406), objev supernovy, která se zachytila na CCD snímcích bez filtru exponovaných 27.4 UT dubna pomocí 0.8-m Katzman Automatic Imaging Telescope (KAIT), jako objekt přibližně 18.0 mag. SN 2000cb má souřadnice  = 16h01m32s.15,  = +142'23".0 (2000.0), což je 29".5 západně a 4".2 jižně od jádra galaxie IC 1158. KAIT snímek pořízený 24.4 UT dubna SN 2000cb také zachycuje jako objekt asi 18.5 mag, jen snímek z 9.4 UT dubna neukazuje na pozici SN žádný objekt (limitní hv. vel. kolem 19.0 mag).

S. Jha, P. Challis a R. Kirshner, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, oznamují, že P. Berlind pořídil spektrum SN 2000cb 28.4 UT dubna na F. L. Whipple Observatory 1.5-m teleskopu (+ FAST spektrograf). Spektru ukazuje, že se jedná o supernovu typu II ve velmi ranné vývojové fázi. Spektrum ukazuje nepatrně modré kontinuum s výraznými P-Cyg profily čar H-, stejně jako široké absorpční čáry H- a H-. Za předpokladu hodnoty NASA/IPAC Extragalactic Database rychlosti vzdalování mateřské galaxie 1927 km/s vychází expanzní rychlosti pro supernovu velmi vysoké: 18 300 (z profilu H-), 15 900 (H-) a 14 400 (H-) km/s.

G. Aldering and A. Conley, Lawrence Berkeley National Laboratory, oznamují, že bylo pořízeno optické spektrum SN 2000cb. Spektrum bylo pořízeno pomocí Cerro Tololo 4-m telescope (+ RC spektrograf) 29.3 UT dubna a ukazuje, že se jedná o supernovu typu II ve fázi kolem maxima.

Spektrum ukazuje dobře vyvinuté čáry H- s P-Cyg profilem, absorpci H- a slabou čáru He I na 587.5 nm. Umístění absorpčního minima H- spolu s rychlostí vzdalování mateřské galaxie 1927 km/s (uvedené v NED), dává fotosférickou expanzní rychlost 10 000 km/s. To, že chybí úzký Na D naznačuje na malou extinkci od mateřské galaxie.

(podle IAUC 7410 z 29. 4. 2000 přeložil DH)

CI AQUILAE = NOVA V SOUHVĚZDÍ AQUILA


Kesao Takamizawa, Saku-machi, Nagano, Japonsko, oznamuje svůj objev novy (asi 10.0 mag), kterou zachytil na 5-min expozicích (bez filtru) na T-Max 400 filmech, exponovaných 28.669 UT a 28.673 UT dubna pomocí dvojité 0.10-m f/4 patrolové kamery. Podle snímků vychází pozice novy  = 18h52m02s.0, = -128'14" (2000.0).

Na předchozích Takamizawaových patrolových snímcích z 12. května 1994 až 11. dubna 2000 (limitní hv. vel. 13.5 - 15.0 mag) není na pozici novy žádný objekt.





T. Kato, Kyoto University, oznamuje, nezávislý objev novy, který oznámil Minoru Yamamoto, Aichi (9.8 mag) na základě T-Max 400 expozic z 28.694 UT dubna.

Vizuální odhady hvězdné velikosti, které přeposlal Kato: dub. 29.654, 9.8 (S. Takahashi, Shiga); 29.708, 10.0 (H. Hirosawa, Aichi); 29.731, 9.3 (H. Maehara, Saitama). Je nejisté, jestli tato hvězda je identická s novou z r. 1917 (max. mpg asi 11 mag) a nebo zákrytovou dvojhvězdou (IBVS 4232, 4338) CI Aql, jejíž souřadnice jsou  = 18h52m03s.66,  = -1 28'38".7 (Reinmuth 1925, A.N. 225, 385) a zdá se identická s červenou hvězdou o R mag asi 15.7 mag, nacházející se v USNO-A2.0 katalogu (poloha  = 18h52m03s.56,  = -1 28'38".9).

M


CCD snímek CI Aql, který získal D. Hanžl 1. 5. 2000. Použit 0.4-m reflektor HaP MK v Brně + CCD ST7 + I filtr. Expozice 10s.

. Uemura a T. Kato, Kyoto University, oznamují že získali 29.6 UT dubna nízko disperzní spektra (obor 430-730 nm) nové hvězdy pomocí Okayama Astrophysical Observatory 1.88-m teleskopu. Ve spektru dominují emise H-, jejíž FWHM je kolem 2300 km/s a také H-. Spektrum je podobné na spektra rychlých nov, několik týdnů po maximu. Balmerovy čáry nemají P-Cyg profily. Tyto spektrální rysy naznačují, že tento objekt je rychlá nova v ranném vývojovém stádiu.

H. Yamaoka, Kyushu University, oznamuje přesnou pozici objektu. Měřeno podle CCD snímků v oboru V, které byly pořízeny na Bisei Astronomical Observatory 1.01-m teleskopu. Snímky získali K. Ayani a K. Shirakami. Pozice novy:    = 18h52m03s.55,       =    -128'38".9 (2000.0; nejistota 0".2). Tato pozice je téměř identická s CI Aql. W. Liller, Vina del Mar, Chile, oznamuje, že předobjevový hypersensitivovaný Technical Pan film exponovaný 28.260 UT dubna (85-mm f/2.0 kamera, oranžový filtr) jasně ukazuje CI Aql jako objekt 9.8 mag. Dále dodává: "CCD spektroskopie pomocí objektivního hranolu ukazuje H- o intenzitě 4.3 krát vyšší než sousední kontinuum.

Silné jsou i [O I] čáry na 630 a 636 nm a je zde i He II na 587 nm. Ve spektru je i H- ale slabé, pravděpodobně následkem interstelárního zčervenání. Ve spektru (ještě) chybí čáry Fe II.

CCD snímkování pomocí 0.20-m Schidtovy kamery a širokopásmového V filtru (který zahrnuje silnou emisi H-) dává následující hvězdné velikosti: Dub. 30.360, 8.87; 30.398, 8.95." CCD fotometrie CI Aql, kterou získal D. Hanžl, Brno, pomocí 0.40-m reflektoru: Kvě. 1.044 UT, V = 8.830.03, B-V = +0.670.03, V-I = +1.680.05 (srovnávací hvězda z Hipparcos Calalogue HIP 92546).

Vizuální odhady hvězdné velikosti: Dub. 30.063 UT, 9.4 (M. Reszelski, Szamotuly, Polsko); 30.980, 9.1 (K. Hornoch, Lelekovice); kv. 1.083, 8.9 (M. Lehký, Hradec Králové).


(podle IAUC 7409 a 7411 z 29. 4. a 1. 5. 2000 přeložil DH)

XTE J1118+480


C. A. Haswell, Open University; R. I. Hynes, Southampton University; a A. R. King, Leicester University, a obsáhlý tým spolupracovníků, oznamují, že Hubble Space Telescope pozoroval objekt XTE J1118+480 během intervalu 8.52-8.81 UT dubna: "Předběžná redukce dává na 150 nm hustotu toku 3 x 10-13 erg cm-2 s-1 A-1 se sklonem kontinua směrem od 115 do 800 nm poněkud pložším než mocninná závislost nu1/3, která je u horkého akrečního disku očekávána. To by mohlo naznačovat na to, že x-ray tok je relativně nízký a rušit platnost domněnky, že se na objekt díváme téměř z boku (IAUC 7392). Balmerův skok se zdá být v absorpci. Nejvýraznější je N V emise (124.0, 124.3 nm) s FWHM 1.4 nm a ekvivalentní šířkou 0.6 nm. Dále jsme pozorovali Si IV (139.4, 140.3 nm) a He II (164.0 nm) s ekvivalentními šířkami 0.15 a 0.25 nm. Absorpce Lyman- má pravděpodobně plnou šířku > 10 000 km/s, což naznačuje na nesmírnou akreci. Detekovány nebyly žádné C IV ani O V emise, což svědčí o tom, že akreovaný materiál prošel CNO procesem.

Podle pozorování vychází vývojové scénáře, založené na orbitální periodě 0.17 dne nebo jejím dvojnádobku (IAUC 7397) podle nichž je nepravděpodobné, že by primární těleso mělo > 3 hmoty Slunce.

J. Stull, Z. Ioannou a N. A. Webb získali fotometrii v oboru V. Pozorování bylo pořízeno na 0.8-m Stull Observatory telescope na Alfred University v intervalu 13.05-13.35 UT dubna. Zdá se, že tyto data odpovídají periodě 0.17 dne a ne dvojnásobné. V takovém případě 0.17 denní modulace může naznačovat na precesi, kolísání, naklánějícího se disku s periodou přibližně poloviční než orbitální. (http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/?0004159). Uvažováním periody 0.34-dne se potom můžeme oprostit i od omezení nízko hmotné primární složky (viz výše). Další satelitní pozorování tohoto objektu jsou plánovány na 26. dubna - 1. května a 4. května. Přesný časový rozpis je uveden na http://phys-ftp.open.ac.uk/pub/1118/satobs." O. Taranova and V. Shenavrin, Sternberg Astronomical Institute, oznamují následující infračervené magnitudy pro objekt XTE J1118+480 získané během 12.-15. UT dubna pomocí 1.25-m teleskopu (+ InSb fotometr) na stanici Crimean Station of the Sternberg Astronomical Institute: J = 12.4  0.2; H = 11.9  0.1; K = 10.9  0.1; L = 9.2  0.1.

CCD fotometrie (bez filtru) od K. Hornocha, Lelekovice (0.35-m reflektor + CCD ST6-V):

Dub. 8.8389 UT, 12.89; 8.8409, 12.91; 8.8421, 12.89; 8.8448, 12.91; 8.8484, 12.88; 8.8502, 12.91; 8.8542, 12.92; 8.8574, 12.92; 8.8587, 12.90; 8.8881, 12.92; 8.8893, 12.89; 8.8905, 12.88; 14.826, 12.8.

Použita srovnávací hvězda GSC 03451.00777, V=9.46 mag, B-V=0.432+-0.037 mag (hv. Vel. Z Tycho cat.) Check hvězda GSC 03451.01612, V=10.92 mag, B-V=0.405+-0.123 mag (hv. vel. Z Tycho cat.).



(podle IAUC 7407 z 26. 4. 2000 přeložil DH)

KOMETA C/2000 G2 (LINEAR)


Další asteroidální objekt s neobvyklým pohybem oznámil projekt LINEAR (objevové pozorování níže). Umístění informace na NEO Confirmation Page a pozorování jiných pozorovatelů ukázalo jeho kometární povahu.

G. Hug, Eskridge, KS, oznamuje difúzní vzhled podle několika CCD snímků exponovaných přes 0.3-m reflektor během 21.-29. dubna. Také CCD pozorování z Kletě, které prováděli J. Tichá, M. Tichy a Z. Moravec (0.57-m reflektor) ukazuje kómu o průměru asi 6" (22.9 UT dubna). CCD R expozice o délce 300-s od C. Hergenrothera přes Steward Observatory 2.3-m teleskop z 30. dubna potvrzuje, že objekt má 6" kómu a 20" ohon v p.a. 117. Kompletní astrometrie a orbitální elementy (T = 2000 únor 6.1 TT, q = 2.72 AU, i = 170.5, P = 53.6 roku) jsou v MPEC 2000-J02.

2000 UT  (2000)  m2

Dub. 4.38585 14 36 04.21 - 1 57 13.1 18.4


(podle IAUC 7411 z 1. 5. 2000 přeložil DH)

KOMETA P/2000 G1 (LINEAR)


Následující zpřesněné orbitální elementy z MPC 39792 potvrzují, že tato kometa (cf. IAUC 7396) je krátkoperiodická: T = 2000 Bře. 9.796 TT  = 343.278 e = 0.67397  = 191.048 2000.0 q = 1.00293 AU i = 10.401 a = 3.07620 AU n = 0.182676 P = 5.40 roku

(podle IAUC 7408 z 26. 4. 2000)


KOMETA C/2000 H1 (LINEAR)


Objekt oznámený projektem LINEAR (objevové pozorování níže) a následně umístěný na NEO Confirmation Page byl na Kleti (27.0 UT dubna), Ondřejově (27.1 UT dubna), Modře (29.0 UT dubna) a M. Hicksem (Table Mountain Observatory) detekován jako difúzní. Pozorovatelé hlásí 7" centrální kondenzaci a 20" ohon v p.a. kolem 120 (29.4 UT dubna). Kompletní astrometrie a předběžné parabolické elementy jsou publikovány v MPEC 2000-H40.

2000 UT  (2000)  m2

dub.26.38774 18 28 39.85 +47 18 35.9 18.7


(podle IAUC 7410 z 29. 4. 2000 přeložil DH)

VULKANICKÝ MĚSÍC IO


Sopečné kaldery, lávové toky a srázy jsou vidět na tomto snímku ve falešných barvách jižní polární oblasti měsíce Io, který se nachází pod označením obr. a) v naší dnešní příloze EAI-421. Obrázek byl vytvořen kombinací černobílého snímku pořízeného sondou Galileo 22. února 2000 s barevným snímkem s nižším rozlišením, který byl pořízen rovněž sondou Galileo 3. července 1999. Tři černé skvrny (nahoře od středu a vlevo od středu) jsou malé vulkanické kaldery okolo 10-20 kilometrů v průměru, které jsou tmavé, protože jejich dno je pokryto nedávným lávovým tokem. Dvě z těchto tří kalder jsou obklopeny rozptýleným tmavým materiálem, který může být vyvržen ven z kalder při explozivních erupcích.

Jasný, bílý materiál je pravděpodobně ze zmrznutého dioxidu síry a je koncentrován v blízkosti srázů na tomto snímku. Vytvořilo se to tak, že asi tekutý dioxid síry prosakoval ven na základně horských srázů, vypařoval se v plynné podobě, ve formě tekuté a pevné a pak zkondenzoval znovu na povrchu.

Část těchto procesů probíhá v suchých prostředích na Zemi, kdy podzemní voda prosakuje ven u základny stěn. Vypařování a vytváření "vějířů" materiálu je mnohem více dramatické na Io při nízkém gravitačním zrychlení a nízkém atmosférickém tlaku. Toto může být jeden z převládajících erozivních procesů na Io.

Hora od centra vlevo se jmenuje Telegonus Mensae, je ukázkou řady hřbetů rovnoběžných s touto oblastí. Tento hřbet byl pozorován v řadě jiných iónských hor, zdá se, že to jsou útvary věkovité a vznikají zhroucením útvarů na povrchu vlivem gravitace.

Žlutý lávový tok na jižním okraji snímku se zdá, že souvisí s temným kanálem, který se připojuje k tmavé kaldeře. Je to pravděpodobně kandidát pro lávový tok skládající se ze síry (spíše než z křemičitanových materiálů). Snímek je centrovaný na 53.8 stupně jižní šířky a 117.1 stupně západní délky, sever je na horním okraji. Nejvyšší rozlišení snímku je 350 metrů na element a je osvětlen z levé horní části. Byl pořízen ze vzdálenosti 34000 kilometrů.

Barevný snímek má rozlišení 1.3 kilometru na element. Byl pořízen ze vzdálenosti 130000 kilometrů sondou Galileo.



(podle CNN připravil PH)

KALDERA NA MĚSÍCI IO


Snímek v naší dnešní příloze EAI-421 obr. b) zachycuje lávové toky podobné, které můžeme nalézt na Havaji. Náš snímek však zachytila sonda Galileo a jedná se o jeden ze snímků s největším rozlišením (7 metrů na element snímku) Jupiterova měsíce Io. Dva vodorovné černé proužky ohraničují oblast, kde byla data ztracena během přenosu na Zemi.

Obrázek zachycuje strukturu lávového toku na dně kaldery Chaac, která je zobrazena ve falešných barvách s nižším rozlišením (185 metrů na element), snímek se uveden pod snímkem s černými pruhy. Kaldery jsou jamky způsobené zřícením během sopečných výbuchů. Oblast má zhruba rozměry 100 km x 30 km.

Podle použití délky stínů a za použití rozlišení snímku se dá odhadnout, že útesy jsou vysoké až 2.8 km. Lávové toky jsou podobné lávovým tokům v kaldeře Havajské sopky Kilauea. Předpokládá se, že dno Chaac bylo pokryto kombinací lávových toků a lávového jezera.

Světle zbarvený materiál kolem kaldery může být složen ze zmrzlého dioxidu síry nebo z nějakého materiálu bohatého na síru, kterého je na povrchu Io bohatě. Vědci projektu Galileo se domnívají, že nazelenalá barva na dně kaldery je forma síry, která je kontaminována jiným materiálem, který chemicky reaguje s teplými lávovými proudy. Pohled s vysokým rozlišením ukazuje velké množství lávových toků. Temné toky svědčí o tom, že proběhly nedávno.

Vrchní obrázek byl získán sondou Galileo 22. února 2000. Snímek byl pořízen ze vzdálenosti 600 km od povrchu a je vycentrován na polohu 11.9 stupně severní šířky a 157.6 stupně délky. Sever je nahoře a Slunce osvětluje povrch zprava.

Barevný snímek byl vytvořen kombinací černobílého snímku pořízeného 22. února 2000 ze vzdálenosti 18800 kilometrů od měsíce Io s nižším rozlišením (1.3 kilometru na element) a barevného snímku pořízeného 3. července 1999 ze vzdálenosti 130000 kilometrů. Snímek byl centrován na 11.6 stupně severní šířky a 157.7 stupně východní délky. Sever je na vrchní straně a Slunce osvětluje povrch zleva.



(podle CNN připravil PH)

SNÍMEK MĚSÍCE EUROPA


V příloze dnešních EAI-421 obr. c) je složený snímek čelní polokoule otočené k Jupiteru měsíce Europy, který byl získán dvěmi zařízeními sondy Galileo 25. listopadu 1999. Globální černobílý pohled zachycuje tuto část měsíce Europy s největším rozlišením. Složený snímek ve falešných barvách, získaný sondou Galileo byl pořízen při infračerveném mapování spektrometrem, který má odhalit přítomnost různých minerálů na povrchu měsíce.

Na tomto snímku modré oblasti představují nejčistější naleštěné ledové plochy, zatímco červenavé oblasti by měly mít největší soustředění temného materiálu, který není složen z ledu. Směs barev je výsledkem nejspíše střídání různorodého materiálu, různorodého stáří. Temný materiál s přibývajícím stářím se zesvětluje.

Oblast zachycená na snímku je odlišná oproti jiným místům na povrchu Europy, protože se zde nachází velká koncentrace nově se objevujících jasných brázd a zlomů. Na jiných částech měsíce jsou tmavší oblasti většinou vytvořené nedávno, ale zde jsou brázdy a zlomy, které vypadají, že vznikly "přetlačením" podložním tmavě mramorovaným materiálem.

Vědci se neshodují v chemickém složení tmavého materiálu; jeden z návrhů je, že se jedná o minerální soli a kyselinu sírovou pravděpodobně z podpovrchového oceánu. Analýza snímků pomůže vyřešit polemiku o chemickém složení. Kupodivu jeden ze dvou materiálů může být produktem podmínek pod povrchem, které mohou být příznivé k vytváření živých organismů.

Barevná oblast je centrována blízko průsečíku rovníku a "hlavního poledníku" na měsíci Europa, který má přidělen hodnotu nula stupňů. Toto je bod, kde se Jupiter zdá být vždy na obloze. Tento jev souvisí s tím, že Europa se otočí kolem své osy za stejnou dobu, za kterou oběhne kolem planety Jupiter (3.55 dne). Oblast vyobrazená v barvách má rozměry okolo 400 x 400 kilometrů, čili 160000 čtverečních kilometrů.

(podle informace CNN připravil PH)


VĚDCI ZÍSKALI DETAILNÍ SNÍMKY RANNÉHO VESMÍRU


PASADENA, California (AP) -- Dalekohled vznášející se v balónu nad Antarktidou získal nejdetailnější momentku ranného vesmíru která kdy byla pořízena. Momentka ukazuje zdůrazněnou kosmickou geometrii a struktury, které předcházely nejstarším hvězdám a galaxiím.

První pozorování bylo zveřejněno v úterý a rozpoutalo souboje teoretických předpovědí a domněnek vědců, kteří obhajovali své správné teorie týkající se pochopení nejranějších okamžiků vesmíru, jeho složení a konečné podoby.

Citlivý teleskop, který byl vynesen koncem roku 1998 na téměř 11 dnů do atmosféry měřil minutové změny v radiaci kosmického pozadí, slabého záření, které vyplňuje oblohu ve všech směrech. Vědci se o něm domnívají, že je zbytkovým zářením po Velkém třesku v době před 12 až 15 miliardami let.

Na obrázku d) v příloze je snímek, který získal Boomerang teleskop a zachycuje silné záření pocházejícího z plochého vesmíru z období těsně po Velkém třesku s rozlišením 35 krát větším než dřívější data ze sondy COBE (obr. v horním levém rohu).



Plochý vesmír

"Hledáme ve vesmíru, kdy byl v embryonickém stádiu a podstatně se lišil od dnešní podoby. Bylo to v dobách ještě před tím, než se objevily první hvězdy nebo galaxie," řekl Andrew Lange, California Institute of Technology a vedoucí U.S. týmu mezinárodního projektu Boomerang.

Přístroj Boomerang odstartoval z Antarktidy v r. 1998. Měření malých vlnek naznačuje na velko-škálovou geometrii vesmíru, o níž obecná teorie relativity říká, že je určena celkovým počtem hmoty a energie ve vesmíru.

V prvních výsledcích publikovaných v úterý v časopise Nature vědci uvádí, že vlnovitá struktura přesně zapadá do scénáře "plochého" vesmíru ve kterém se rovnoběžky nikdy neprotnou.

Nový objev vylučuje možnost že kosmický stroj času se sám do sebe zakřiví do sféry nebo bude konvergovat k sedlové ploše. To také znamená, že vesmír nikdy nezkolabuje do sebe v tzv. Velkém krachu.

"Skutečně jsme dokázali, že vesmír je plochý a dále jsme ukázali, že vesmír se bude stále rozpínat," dodává vedoucí Italského týmu Paolo deBernardis, University of Rome, La Sapienza.



Sčítání vesmíru

Plochý vesmír také popisuje tzv. inflační teorie vesmíru, založená na rychlé expanzi, která nastala ve zlomku sekundy po jeho zrození.

"Toto je potvrzení předpovědi naší nejlepší teorie, která popisuje strukturu vesmíru," řekl Alan Guth, a Massachusetts Institute of Technology, fyzik, který poprvé navrhl tuto teorii v r. 1980. "To znamená, že nyní máme velmi dobrou indicii, že jsme na správné stopě".

Vědci také doufají, že v budoucnu ještě zpřesní data, které by popisovaly množství hmoty ve vesmíru a vytváří kosmos.

Krátce po Velkém třesku byl vesmír tvořen mlhou subatomických částic a zářením, žhavějším než povrch Slunce. Byl nesmírně hustý.

Postupně jak expandoval a chladnul, vznikala normální hmota a dále již nerozptylované fotony, ale pohybující se prostorem volně. Analýza variací přístrojem Boomerang ukazuje, že rozptyl fotonů se ukončil přibližně 300000 let po Velkém třesku.

Záření pozadí, které na Zemi přispívá např. ke "sněžení televize" bylo poprvé detekováno v r. 1965. Jeho jemné zvlnění či variabilita nebyly známy do r. 1991, kdy pracoval NASA Cosmic Background Explorer satellite.

Satelit pokrýval celou oblohu, ale měl velmi hrubý pohled, velmi hrubý k tomu, aby vědci mohli sledovat dostatečné detaily k rozlišení komplexních struktur. Experiment Boomerang, pokrývá jen 2.5 procenta oblohy, ale s rozlišením 35 krát vyšším.

Vědci z Boomerang project (je to zkratka pro Balloon Observations of Millimetric Extragalactic Radiation and Geophysics) plánují další let, který by měl získat ještě větší detaily. V nadcházejících letech by měly startovat dva satelity, které by měly analyzovat celou oblohu s vysokou přesností a v detailech.


(podle informací CNN z 26.04.2000 přeložil DH)

OSTRÉ OKRAJE ASTEROIDU EROS


Dlouhodobě bombardovaný povrch Erosu ukazuje úžasnou rozmanitost povrchových útvarů, na kterých vidíme jeden kráter přes druhý. Tento snímek (obr. e) získala kosmické sonda NEAR Shoemaker 5. dubna 2000 z oběžné dráhy kolem asteroidu ve výšce 106 km. Na záběru vidíme jednu ze silně kráterovaných oblastí, která vznikla po mohutném bombardování povrchu planetky. Kousek vlevo od středu vidíme, že několik kráterů se nachází jeden na druhém a tvoří zajímavou lalokovitou depresi. Dva krátery v horním pravém rohu snímku depresi o rozměru 1.7 km u okraje překrývají a zplošťují.

(podle JHUAPL z 27. 4. 2000 přeložil DH)

MĚSÍCE AMALTHEA, THEBE A METIS


Snímek v příloze EAI-421 pod označením f) zachycuje tři vnitřní měsíce planety Jupiter - Thehe, Amalthea a Metis (od leva do prava). Tento snímek byl pořízen v lednu 2000 pomocí kamery na palubě sondy Galileo. Jedná se o snímky získané s velkým rozlišením, které u těchto malých družic nejsou běžné.

Snímky zachycují nejmenší útvary o velikosti 2 km na měsíci Thebe, 2.4 km útvary na měsíci Amalthea a 3 kilometrové na měsíci Metis. Na konci roku 1999 a na začátku 2000, blízko konce dvouleté prodloužené mise známé jako Galileo Europa Mission je Galileo v pracovním nasazení, které trvá již od roku 1995. Gravitační manévry u Jupiteru dovolily sondě Galileo udělat tři nízké přelety nad měsícem Io a také vytvořit vysoce kvalitní snímky měsíce Thebe, měsíce Amalthea a měsíce Metis. Tyto měsíce leží ve vnitřní oblasti ohraničené dráhou měsíce Io. Díváme se na stranu každého měsíce , který je stále natočen k Jupiteru a sever je přibližně nahoře. Výrazný kráter vzniklý dopadem meteoritu na měsíci Thebe má asi 40 km v průměru a nazývá se Zethus.

Velká bílá oblast blízko jižního pólu měsíce Amalthea je nejjasnější oblastí na povrchu všech těchto tří měsíců. Tento neobvyklý materiál, který je umístěn uvnitř velkého kráteru zvaného Gaea byl velmi přeexponován. Podle toho je tato bílá oblast poněkud větší než je skutečná jasná oblast na měsíci Amalthea.

Snímky jsou zleva do prava: Thebe pořízen 4. ledna 2000 ze vzdálenosti 193000 kilometrů, Amalthea byla pořízena 4. ledna 2000 ze vzdálenosti 238000 km a Metis byl pořízen 4. ledna 2000 ze vzdálenosti 293000 kilometrů.



(podle CNN připravil PH)

MĚSÍC AMALTHEA


Na snímku v příloze EAI-421 označeném jako g) je vyobrazen měsíc Amalthea. Jedná se o snímky pořízené v srpnu 1999 (levý) a v listopadu 1999 (pravý). Rozlišení je kolem 3.8 km na element. Velký impaktní kráter je vidět na obou snímcích blízko pravého okraje měsíce, má průměr asi 40 km, dále jsou tu vidět dva hřbety vrhající stín. Vlevo od tohoto hřbetu nahoře od středu je druhý velký kráter vzniklý dopadem meteoritu. Vlevo od tohoto druhého kráteru je dlouhý útvar o délce 50 km. Na obou snímcích sluneční světlo dopadá zleva a sever je přibližně nahoře. Snímek vlevo byl pořízen 12. srpna 1999 ze vzdálenosti 446000 kilometrů a v listopadu 1999 ze vzdálenosti 374000 kilometrů.

(podle CNN připravil PH)

MNOHOTVÁRNOST POVRCHOVÝCH ÚTVARŮ EROSU


Další snímky Erosu, které poslala sonda NEAR Shoemaker ukazují překvapivou rozmanitost zajímavých útvarů. Mnoho lidí předpojato speciálními kinematografickými efekty, které jsme mohli v poslední době spatřit také v našich kinech, líčí asteroidy jako malé kusy skal, jež na Zemi nasměruje nějaké cizí těleso a které nejsou pokryty nějakými zvláštními povrchovými útvary.

Tento snímek (obr. h) pořízený 17. dubna 2000 ze vzdálenosti 101 km ukazuje jak takový svět ve skutečnosti vypadá: kameny, pohoří, kruhové útvary. Daleko vlevo od středu snímku se nachází velký kámen o rozměru více než 70 metrů. Ve spodní části záběru se nachází část útvaru, který svou podstatnou částí pokračuje kolem středních oblastí planetky. I když se některé z malých kráterů zdají jako čerstvé a ostré, byla v minulosti většina z jejích okrajů zaoblena nemilosrdným bombardováním malými impaktními meteory.



(podle JHUAPL z 20. 4. 2000 přeložil DH)

V1494 Aql = NOVA AQUILAE 1999 No.2


Vizuální (neuvedeno-li jinak) a CCD odhady hvězdné velikosti: Dub. 7.067 UT, 9.6, (K. Hornoch, Lelekovice, binokulár 10x80; srovnávací hvězdy podle Tycho katalogu); 8.103, 9.6, (Hornoch, binokulár 10x80); 15.096, 9.9, (Hornoch, binokulár 10x80); 21.062, 10.0 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.20-m reflektor); 22.010, 10.1 (Lehký, binokulár 25x100); 23.034, 10.0 (Lehký, binokulár 25x100); 23.042, 10.0 (J. Kujal, Hradec Králové, binokulár 25x100); 24.083, 10.0 (Lehký, 0.20-m reflektor); 27.083, 10.0 (Lehký, 0.20-m reflektor); 28.083, 10.1 (Lehký, 0.20-m reflektor); 29.083, 10.1 (Lehký, 0.20-m reflektor); kvě. 01.003 UT, 10.4 (D. Hanžl, Brno, 0.40-m reflektor + CCD + V filtr; srovnávací hvězdy podle GSC); 01.072, 10.1 (Lehký, 0.42-m reflektor).

SUPERNOVA 2000bs V GALAXII UGC 10710


CCD odhady hvězdné velikosti od K. Hornocha, Lelekovice (0.35-m reflektor + CCD ST6-V, R filtr): Dub. 23.960 UT, 17.20.2; 29.009, 17.30.2; 29.889, 17.20.2; kvě. 1.000, 17.30.2.

SUPERNOVA 1999gi V GALAXII NGC 3184


CCD odhady hvězdné velikosti (bez filtru, neuvedeno-li jinak): Dub. 2.908 UT, 15.0, (K. Hornoch, Lelekovice, 0.35-m reflektor + CCD ST6-V); 6.881, 15.0, (Hornoch, 0.35-m reflektor, vizuální); 8.815, 15.3, (Hornoch, 0.35-m reflektor + CCD ST6-V); 9.816, 15.3, (Hornoch, 0.35-m reflektor + CCD ST6-V); 17.822, 15.70.1, (Hornoch, 0.35-m reflektor + CCD ST6-V); 20.835, 15.9+-0.1, (Hornoch, 0.35-m reflektor + CCD ST6-V); 21.801, 15.50.1, (Hornoch, 0.35-m reflektor + CCD ST6-V, R filtr); 22.799, 15.6+-0.1, (Hornoch, 0.35-m reflektor + CCD ST6-V, R filtr); 23.801, 15.7+-0.1, (Hornoch, 0.35-m reflektor + CCD ST6-V, R filtr); 24.826, 15.60.1, (Hornoch, 0.35-m reflektor + CCD ST6-V, R filtr); 28.818, 15.5+-0.1, (Hornoch, 0.35-m reflektor + CCD ST6-V, R filtr); 29.826, 15.60.1, (Hornoch, 0.35-m reflektor + CCD ST6-V, R filtr); 30.873 UT, 15.60.1 (D. Hanžl, Brno, 0.40-m reflektor + CCD ST-7). Srovnávací hvězdy podle GSC. 30.910, 15.70.1, (Hornoch, 0.35-m reflektor + CCD ST-6V, R filtr).


SUPERNOVA 2000E V GALAXII NGC 6951


CCD odhady hvězdné velikosti (bez filtru, neuvedeno-li jinak): Dub. 3.028 UT, 16.0, (K. Hornoch, Lelekovice, 0.35-m reflektor + CCD ST6-V); 8.939, 16.4, (Hornoch, 0.35-m reflektor + CCD ST6-V); 18.012, 16.30.1, (Hornoch, 0.35-m reflektor + CCD ST6-V); 21.007, 16.10.1, (Hornoch, 0.35-m reflektor + CCD ST6-V, R filtr); 21.85, 16.00.1, (Hornoch, 0.35-m reflektor + CCD ST6-V, R filtr); 22.862, 16.1+-0.1, (Hornoch, 0.35-m reflektor + CCD ST6-V, R filtr); 23.866, 16.0+-0.1, (Hornoch, 0.35-m reflektor + CCD ST6-V, R filtr); 24.074 UT, 16.00.1 (D. Hanžl, Brno, 0.40-m reflektor + CCD + R filter); 24.838, 15.9+-0.2, (Hornoch, 0.35-m reflektor + CCD ST6-V, R filtr); 28.991, 16.0+-0.1, (Hornoch, 0.35-m reflektor + CCD ST6-V, R filtr); 30.946, 16.00.1, (Hornoch, 0.35-m reflektor + CCD ST-6V, R filtr); kvě. 01.087 UT, 16.20.1 (D. Hanžl, Brno, 0.40-m reflektor + CCD + R filtr); Srovnávací hvězdy podle USNO Catalogue.



KOMETA C/1999 Y1 (LINEAR)


Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti a průměru kómy: Dub. 06.80 UT, 13.7, 1'.1 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); 6.86, 13.8, 0'.8 (K. Hornoch, Lelekovice, 0.35-m reflektor).

KOMETA C/1999 H3 (LINEAR)


Vizuální (neuvedeno-li jinak) a CCD odhady celkové hvězdné velikosti a průměru kómy: Bře. 6.87 UT, 13.8, 1'.3 (K. Hornoch, Lelekovice, 0.35-m reflektor); dub. 2.95, 14.7, 0'.8 (Hornoch, 0.35-m reflektor + CCD ST6-V); 6.85, 14.1, 1' (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); 8.87, 14.1, 1' (Lehký, 0.42-m reflektor); 8.79, 13.7, 1'.3 (Hornoch, 0.35-m reflektor); 21.84, 14.3, 0'.9 (Lehký, 0.42-m reflektor); 22.81, 14.2, 0'.8 (Lehký, 0.42-m reflektor); 25.89, 13.7, 1'.2 (Lehký, 0.42-m reflektor); 26.82, 14.3, 1'.0 (Lehký, 0.42-m reflektor).

KOMETA C/1999 J2 (SKIFF)


Vizuální (neuvedeno-li jinak) a CCD odhady celkové hvězdné velikosti a průměru kómy: Bře. 28.99 UT, 15.5, 0'.5 (K. Hornoch, Lelekovice, 0.35-m reflektor + CCD ST6-V); dub. 2.97, 15.3, 0'.5 (Hornoch, 0.35-m reflektor + CCD ST6-V); 6.91, 14.1, 1'.1 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); 6.91, 14.1, 0'.9 (Hornoch, 0.35-m reflektor); 8.89, 14.0, 1' (Lehký, 0.42-m reflektor); 21.88, 14.2, 0'.9 (Lehký, 0.42-m reflektor); 22.86, 14.2, 0'.9 (Lehký, 0.42-m reflektor); 26.83, 14.2, 1' (Lehký, 0.42-m reflektor).

KOMETA C/1999 L3 (LINEAR)


Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti a průměru kómy: Bře. 25.87 UT, 13.5, 1'.1 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); dub. 6.81, 13.8, 1'.2 (Lehký, 0.42-m reflektor); 6.85, 13.3, 1'.5 (K. Hornoch, Lelekovice, 0.35-m reflektor); 8.80, 13.3, 1'.5 (Hornoch, 0.35-m reflektor).

KOMETA 74P/SMIRNOVA-CHERNYKH


Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti a průměru kómy: Bře. 25.88 UT, 14.3, 0'.7 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); dub. 06.82, 14.3, 0'.8 (Lehký, 0.42-m reflektor).

AKTIVNÍ GALAXIE NGC 4151 CVn


Vizuální odhady hvězdné velikosti: Bře. 25.906, 11.9 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); dub. 6.899, 12.0 (Lehký, 0.42-m reflektor); 8.895, 12.0 (Lehký, 0.42-m reflektor); 21.069, 12.0 (Lehký, 0.20-m reflektor); 21.854, 12.1 (Lehký, 0.42-m reflektor); 22.825, 12.1 (Lehký, 0.42-m reflektor); 22.829, 11.9 (J. Kujal, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); 22.833, 11.8 (M. Kyncl, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); 22.843, 12.0 (M. Nekola, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); 26.812, 11.9 (Lehký, 0.42-m reflektor); 28.840, 12.0 (Lehký, 0.42-m reflektor); kvě. 01.024, 12.0 (Lehký, 0.42-m reflektor).

AKTIVNÍ GALAXIE MARKARIAN 421 UMa


Vizuální odhady hvězdné velikosti: Bře. 25.902, 13.2 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); dub. 6.892, 13.2 (Lehký, 0.42-m reflektor); 8.892, 13.1 (Lehký, 0.42-m reflektor); 21.859, 13.2 (Lehký, 0.42-m reflektor); 22.819, 13.1 (Lehký, 0.42-m reflektor); 26.809, 13.2 (Lehký, 0.42-m reflektor); 28.836, 13.1 (Lehký, 0.42-m reflektor); kvě. 1.020, 13.1 (Lehký, 0.42-m reflektor).

ZÁKRYT HVĚZDY GSC 0889.00795 PLANETKOU (146) LUCINA


Na noc z 30.dubna na 01. května 2000 byl v intervalu od 01h15m do 01h45m UT předpovězen zákryt hvězdy GSC 0889.00795 (11.91 mag) planetkou 146 LUCINA (12.16 mag), při kterém měla hvězda poklesnout o 1.5 mag. na dobu 16 sekund.

V Hradci Králové hvězdu sledoval reflektorem L 420/2100 (x81) od 01h22m00s do 01h36m50s UT Martin Lehký. Během tohoto intervalu nezaznamenal žádnou výraznou změnu v jasnosti. Zákryt byl tedy opět negativní.

Pozorovací podmínky byly průměrné, průzračnost bezvadná a obraz hvězdy neklidný, Mhv se pohybovala kolem 6.0 mag, rtuť teploměru ukazovala +8 stupňů C.


(M. Lehký, Hradec Králové, makalaki@astro.sci.muni.cz)

Oprava:


SUPERNOVA 1999gv V BEZEJMENNÉ GALAXII: V IAUC 7405, řádek 5, místo 'široký B' opravujeme na 'široký R'

NÁDHERNÁ POLÁRNÍ ZÁŘE PO 11 LETECH OPĚT TADY: V EAI 418, str. 3 opravujeme „Nejtenčí pruhy měly při pohledu triedrem 10x50 šířku 20“ na „Nejtenčí pruhy měly při pohledu triedrem 10x50 šířku 20’.”



(D. Hanžl a P. Hájek)



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

    Галоўная старонка