Issn 1212-8848 450 22. 11. 2000 expresní astronomické informace




Дата канвертавання24.04.2016
Памер32.33 Kb.

ISSN 1212-8848 * 450 * 22.11.2000

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 : hanzl@sci.muni.cz, hajek.hvezdarna@worldonline.cz


SUPERNOVA 1987A VE VELKÉM MAGELLANOVĚ MRAČNĚ


B. Sugerman, S. Lawrence a A. Crotts, Columbia University, oznamují vývoj nové struktury v pozůstatku po výbuchu SN 1987A ve výtrysku, který interaguje s vnitřním prstencem (ER): "Přístroj na Hubble Space Telescope STIS F28X50LP snímkoval a přístroj G750M prováděl spektroskopii (štěrbina 52" x 2") 29. října a 3. listopadu zbytek po výbuchu SN 1987A. Znovu byly potvrzena existence existence prvních sedmi horkých skvrn, jak zmiňuje Lawrence a kol. (2000, Ap.J. 537, 123), byly pořízeny světelné křivky skvrn HS 2-104, HS 3-126, HS 4-091 a HS 5-139 (všechny poprvé detekovány mezi listopadem 1988 a lednem 1999). Fotometrie ukazuje, že ne všechny skvrny se vyvíjí jednotně. HS 2-104 byla do října 1999 dvakrát slabší než HS 3-126 do října 1999, ale v listopadu 2000 je dvakrát jasnější. Skvrna HS 5-139 mezi květnem a listopadem 2000 šestkrát zeslábla, zatímco HS 4-091 je pouze 1.4 krát jasnější.

Oznamujeme detekci dvou nových skvrn v H- spektru s následujícím označením, p.a., poloměru a STIS tokem (pulsů/s) pro ER: HS 10-040, 40°, 0".64, 7.8±1.0; HS 11-355, 355°, 0".52, 2.0±0.4. HS 10-040 je detekovatelná již od počátku října 1999 a 'slabé asymetrické protažení' u HS 1-029 oznámené v IAUC 7419 lze pravděpodobně nejlépe vysvětlit touto zřetelnou interakcí s oblastí východně od HS 1-029. Radiální pozice a pomalý vývoj skvrn HS 8-064 a HS 9-075 (detekována na nízké úrovni - Lawrence a kol. 2000) naznačuje na větší souvislost se emisí zpětné rázové vlny. Další zjasnění (na nízkých hladinách v souladu se známými skvrnami) jsou detekována v p.a. 49°, 174°, 248° a 314° ."



(podle IAUC 7520 z 17. 11. 2000 přeložil DH)

GRB 001109


L. Amati, F. Frontera a E. Pian, Istituto Tecnologie e Studio Radiazioni Extraterrestri, CNR, Bologna; P. Giommi a M. Capalbi, BeppoSAX Science Data Center, Rome; E. Costa a G. Gandolfi, Istituto di Astrofisica Spaziale, CNR, Řím; J. J. M. in 't Zand, Space Research Organization Netherlands; C. Guidorzi, Universita di Ferrara; S. Granata a A. Paolino, BeppoSAX Science Operation Center, Rome, oznamují: "Přístroj BeppoSAX Narrow Field Instruments pozoroval 10.0762 UT listopadu do 10.9847 UT listopadu (16.5 hod. po vzplanutí gama) chybovou oblast o velikosti 2'.5 objektu GRB 001109, kterou poskytly kamery BeppoSAX Wide Field Cameras (GCN 879; cf. http://gcn.gsfc.nasa.gov/gcn/gcn3_archive .html). Zařízením Medium Energy Concentrator Spectrometer byl detekován dříve neznámý zdroj, nacházející se uvnitř chybové oblasti. Zdroj byl označen 1SAX J1830.1+5517, a má souřadnice  = 18h30m07s.8,  = +55°17'56" (E = 2000.0; chybový poloměr 50") a má průměrný počet 0.00914±0.0007 pulsů/s (detekováno ve dvou MECS jednotkách a odpovídá to toku na 2-10-keV (7.1±0.5) x 10-13 erg cm-2 s-1.

Během prvních přibližně 20000s pozorování zdroj asi dvakrát zeslábl. Díky tomuto zeslabení se domníváme, že 1SAX J1830.1+5517 je pravděpodobně pozůstatek po GRB 001109. Dále poznamenáváme, že pozice zdroje odpovídá dříve neznámému rádiovému zdroji, který byl detekován v chybovém boxu GRB 001109 Taylorem a kol. (GCN 880). Druhé BeppoSAX NFI pozorování tohoto pole je plánováno."



(podle IAUC 7519 z 15. 11. 2000 přeložil DH)

S/2000 S 5 A S/2000 S 6


Tým pod vedením B. Gladmana (cf. IAUC 7512) oznamuje objev dalších dvou satelitů Saturnu (vybraná CCD astrometrie níže). Nezávislé výpočty níže uvedených autorů a W. J. Graye (Bowdoinham, ME) naznačují, že nový pár satelitů má parametry i = 49°, e = 0.14, a = 0.074 AU a 47°, 0.38, 0.085 AU. S/2000 S 2 (cf. MPC 41527) má i = 48°, e = 0.46, a = 0.098 AU), zatímco S/2000 S 1 a Saturn IX (Phoebe) mají retrográdní dráhy (i = 173°).Dráhy S/2000 S 3 a S 4 jsou velmi obtížně určitelné a nutně jsou potřeba další pozorování (cf. IAUC 7513).

2000 UT  (2000)  R Pozorovatel

Srp. 7.39963 3 52 08.02 +18 20 03.0 22.6 Gladman

Září 24.44657 3 57 48.21 +18 27 23.0 Kavelaars

Lis. 2.27282 3 50 26.67 +17 50 21.9 Hergenrother

3.29969 3 50 08.33 +17 49 01.7 "

4.22350 3 49 51.61 +17 47 50.0 UT1 Team

Září 23.44526 3 57 45.16 +17 42 52.4 22.8 Kavelaars

24.46410 3 57 41.36 +17 42 34.8 22.6 "

Lis. 2.29914 3 50 17.20 +17 21 08.1 Hergenrother

3.30891 3 49 59.47 +17 20 24.2 "

4.23929 3 49 42.93 +17 19 44.5 22.9 UT1 Team


B. Gladman (European Southern Obs.). 2.2-m refl. Měřič J.-M. Petit.

J. Kavelaars a B. Gladman (Mauna Kea). 3.6-m Canada-France-Hawaii Teleskop. Měřič Gladman.

C. W. Hergenrother, R. J. Whiteley a D. Means (Steward Observatory, Kitt Peak). 2.3-m reflektor. Měřič Hergenrother.

UT1 Science Team (Paranal). ESO VLT-UT1 8-m refl. Měřič Gladman.


2000 TT  (2000)   rS Elong.  

Lis. 12 3 47.42 +17 37.4 8.120 0.072 171.0 1638+ 546+

22 3 44.11 +17 23.6 8.104 0.073 176.8 1659+ 341+

Pro. 2 3 40.80 +17 10.1 8.121 0.075 166.6 1634+ 127+

12 3 37.68 +16 57.6 8.169 0.076 155.8 1569+ 91-

22 3 34.91 +16 46.9 8.246 0.078 145.0 1469+ 304-

Lis. 12 3 47.33 +17 14.0 8.180 0.080 171.0 1562+ 855-

22 3 44.09 +17 06.9 8.164 0.076 176.5 1642+ 663-

Pro. 2 3 40.85 +17 00.4 8.179 0.072 166.6 1678+ 456-

12 3 37.78 +16 55.1 8.224 0.068 155.8 1660+ 240-

22 3 35.05 +16 51.6 8.297 0.064 145.0 1585+ 23-

(podle IAUC 7521 z 18. 11. 2000 přeložil DH)


KOMETY PROCHÁZEJÍCÍ V TĚSNÉ BLÍZKOSTI SLUNCE


Další informace k IAUC 7514 a 7485. D. Hammer poskytuje své měření několika dalších komet Kreutzovy rodiny, které objevil M. Oates na SOHO web stránce na snímcích z SOHO C2 koronografu. Redukovaná pozorování a orbitální elementy od B. G. Marsdena jsou publikovány v níže uvedených MPEC.

Kometa 1997 UT  (2000)  MPEC

C/1997 T8 Říj. 8.741 12 48.6 - 6 44 2000-V35

C/1997 U2 Říj. 17.181 13 19.9 -10 07 2000-V36

C/1997 U3 Říj. 20.232 13 31.0 -11 09 2000-V36

C/1997 U4 Říj. 21.953 13 38.9 -11 50 2000-V36

C/1997 U5 Říj. 26.862 13 58.0 -13 41 2000-V36

C/1997 U6 Říj. 26.862 13 57.9 -13 42 2000-V36

C/1997 U7 Říj. 27.673 14 00.8 -13 54 2000-V36

(podle IAUC 7519 z 15. 11. 2000 přeložil DH)


KOMETY C/2000 V1 a C/2000 V2 (SOHO)


Další informace k IAUC 7514 a 7485. D. Hammer poskytuje svá měření dalších dvou komet Kreutzovy rodiny, které snímkovala sonda SOHO; C/2000 V1 objevil M. Boschat a C/2000 V2 D. Biesecker. Obě komety byly pozorovatelné v C2 koronografu, jen kometa C/2000 V1 byla také detekována v C3 koronografu. Redukované pozorování a orbitální elementy od B. G. Marsdena jsou uvedeny v MPEC 2000-V35.

Kometa 2000 UT  (2000) 

C/2000 V1 Lis. 4.471 14 30.2 -17 29

C/2000 V2 5.643 14 42.1 -17 24

(podle IAUC 7520 z 17. 11. 2000 přeložil DH)

POHLED Z PTAČÍ PERSPEKTIVY NA GALAKTICKOU KOLIZI


(dokončení z EAI 449)

Když galaxie kolidují, hvězdy tvoří majoritní část zářící hmoty každé ze dvou galaxií, které se skoro nikdy nesrazí navzájem, ale minou se s téměř minimálními škodami. To je proto, že fyzická velikost jednotlivých hvězd je malinká oproti jejich vzdálenostem mezi sebou. V naší Mléčné dráze je prostor mezi Sluncem a naší nejbližší hvězdou Proxima Centauri (části trojitého systému Alpha Centauri) o rozměru 4.3 světelného roku.

Nicméně, jiná je situace ohledně mezihvězdného materiálu nad dvěmi galaxiemi, materiál je tvořen převážně z mraků atomárního a molekulárního plynu a z malinkých částeček hmoty a prachu.

Všude, kde mezihvězdné mraky dvou kolidujících galaxií jsou, tak to pro ně znamená spíše škodlivou srážku. Relativně vysoká rychlost při srážce je důvodem k zvýšení tlaku na styčném povrchu mezi navzájem interagujícími mraky. Tento tlak střídavě může produkovat objekty materiálové hustoty, která může stačit na to, aby mohla vzniknout hvězda prostřednictvím gravitačního hroucení. Horké modré hvězdy na tomto snímku jsou důkazem možnosti takového formování hvězd.

Tento snímek získal Hubble Heritage Team pomocí HST a WFPC2 kamery v březnu 1996. Členové vědeckého týmu Roger Lynds (KPNO/NOAO) a Earl J. O'Neil, Jr. (Steward Obs.) použili infračervený, červený, vizuální a ultrafialový filtr k vytvoření tohoto obrázku. Data získaná z HST jsou použita pro pozemní radiové observatoře, které rovněž zkoumají vzájemnou interakci NGC 6745.



(podle STScI-PRC00-34 z 2.11.2000 připravil PH)

LEONIDY 2000


M. Gyssens, International Meteor Organization, oznamuje, že mezi 17. a 18. listopadem bylo zaznamenáno několik maxim intenzity meteorického roje Leonid. Tyto předběžné závěry vychází z dat od velkého množství pozorovatelů z celého světa, kteří své výsledky dosud do IMO poslali. Je možné, že ještě před tím, než kolem 18.0 UT listopadu začala aktivita meteorického roje výrazně narůstat, byla detekována také menší maxima (ZHR asi 100) a to v časech 17.25 UT listopadu a 17.33 UT listopadu.

V noci ze 17. na 18.listopad bylo pozorováno maximum mezi 1h30 UT a 5h UT s četností okolo 200/h (ZHRS), kulminace nastala přibližně v předpovězenou dobu 1h44m UT s četností přibližně 300/h.

Dvě výrazná maxima byla pozorována během času 18.1-18.2 UT listopadu (ZHR asi 200-300) a kolem 18.30 UT  0.1 listopadu (ZHR kolem 400).

Výsledky pozorování jsou pozoruhodné neobyčejně velkým rozptylem individuálně zjištěných četností. Bylo to patrně zaviněno rušivým svitem Měsíce, který způsobil, že mnoho záblesků nebylo vůbec zaznamenáno.V důsledku toho musí být veškeré výsledky interpretovány velice opatrně, přestože průměrné hodnoty spočítané ze zaslaných pozorování jasně ukazují, že vše začalo 17.listopadu okolo 22h UT, v 1h30m 18.listopadu dosáhlo četnosti 200/h, která ještě dále narůstala a dosáhla maxima asi 300/h ve 3h45m15m. Poté četnost začala klesat. Pozorovací okno pro Evropu nedovolilo další sledování, ale zdálo se, že četnost bude opět narůstat. Na tuto dobu však navazovalo americké pozorovací okno, které sledovalo další vzestup s četností okolo 300/h (v 5h30m), přičemž maxima bylo dosaženo v 7h15m s četností okolo 450/h. Poté četnost začala rapidně klesat a 18.listopadu v 10h už byla aktivita srovnatelná s úrovní před prvním maximem.

První maximum může souviset se návratem rodičovské komety 55P/Tempel-Tuttle v roce 1733, jejíž prachovou stopou měla Země podle předpovědi projít 18.listopadu ve 3h44m (Asher, McNaught 1999, WGN 27, 85), druhé maximum může souviset s prachovou stopou komety 55P/Tempel-Tuttle po jejím návratu v roce 1866 pro které Asher a McNaught předpověděli zvýšení četnosti meteorů kolem 18.listopadu v 7h51m UT, ačkoli současné výsledky ukazují, že toto druhé maximum nastalo asi o půl hodiny dříve.

Radarová pozorování z Ondřejova (Pavel Koten) a z Leibnizova Institutu Atmosférické Fyziky (Ulf von Zahn) potvrdila výsledky vizuálních pozorovatelů. Nicméně v současné době nejsme schopni stanovit přesné údaje o maximech, hlavně proto, že nebyla ostře ohraničena. Také se musíme zmínit o tom, že někteří severoameričtí pozorovatelé z navzájem velmi odlehlých míst uvádějí, že druhé maximum nastalo dříve, než bylo předpovězeno. Konečně také musíme uvést, že mnoho pozorovatelů uvádí, že maxima byla doprovázena množstvím velmi jasných meteorů.

Zda se jedná pouze o subjektivní dojem nebo o objektivní fakt by mohla ukázat až pečlivá analýza rozložení magnitud, což je mimo obsah těchto prvních výsledků.

V České republice bylo v čase maxima pravděpodobně všude zataženo a deštivo. Vyjasnilo se až následující noc, kdy pozoroval K. Hornoch, Lelekovice: "Bohužel se vyjasnilo až noc po maximu, ale zato bylo krásně čisto, takže ani Měsíc tolik nevadil. Pozoroval jsem z Lelekovic mezi 18.92-19.20 UT listopadem. Během 5.77 hodiny čistého pozorovacího času jsem viděl 75 meteorů, z toho 38 Leonid při průměrné mhv 5.9 mag. Nejjasnější meteory byly Leonidy a sporadické s jasnosti -1 mag. ZHR pro Leonidy po celý výše uvedený interval se pohybovala okolo 20 met/h. Frekvence tedy již byla dost nízká."

Ze Slovenska máme k dispozici pozorování P. Rapavého, Rimavská Sobota, který v e-mailu uvádí: "Povodne sme s Jarom Gerbosom planovali mozny vyjazd podla pocasia, boli sme ochotni ist do vzdialenosti cca 1000 km (zapadne Cechy, Nemecko, Taliansko, Ukrajinu a Balkan sme vylucili !). Po prestudovani map z internetu (dufam, ze prezijeme ucet) a konzultacii s Martinom Setvakom sme sa rozhodli ostat doma, kde bola sanca prakticky najvacsia. Ako sa ukazalo, bolo to rozhodnutie spravne. Pocasie bolo na november a situaciu niekolko dni pred maximom takmer idealne. Nebyt toho Mesiaca, tak to bola parada. Trosku rusili sem-tam mracky, no nic podstatne. Jaro, Katka Kerekesova a niekolki kruzkari pozorovali na terase, ja som bol pred budovou tak, aby mi Mesiac nevadil. Bolo to vsak asi trosku obmedzene pole, rovnako ako moje nestastne okuliare, preto je moja frekvencia ja nizsia, Jaro mal v intervale 8 min prepocitane ZHR vyse 700 ! Ti na terase sli najprv spolocne na diktafon, neskor, pri naraste frekvencie kazdy samostatne. U tychto pozorovani je, ako samozrejme viete, velmi citliva otazka mhv a oblacnosti. Meteory boli jasnejsie ako sme zvyknuti a nebyt presvetlenej oblohy, bolo by to este o inom... Priemernu magnitudu som poslal v tabulke, pripajam subor s magnitudovym rozdelenim (moj a Jarov-len z okolia maxima, ked siel sam na diktafon, ostatne este nie je spracovane) a IMO protokol, z ktoreho vam bude mnohe zrejme. Skutocny bolid bol len jeden, no ten stal za to, mal stopu minimalne 25 sekund a mal by som to mat aj na fotaku, takze spolu s hviezdami z Oriona by mal byt fajn. Ved uvidime. Z poslane ho ze jasne, ze tych jasnych bola prevaha, ak by chybali, tak by to bolo o nicom. Nebolo to sice ako v 1998, no o hodne lepsie ako v 1999."

Další informaci o pozorování poslal v rámci SMPH diskuse e-mailem P. Habuda: "Pozorovali sme v Marikovej (to je asi 30 km od Povazskej Bystrice a 30 km od Vsetina). Bolo nas 5, z toho jeden zapisovatel. Zacali sme pozorovat okolo stvrt na jedenast SEC, a uz o chvilku preletela oblohou poriadne dlha Leonida. Postupom casu zacalo Leonid pribudat, oblakov taktiez. Medzi jednou a druhou hodinou SEC sme spolu videli viac ako 40 meteorov pri MHv 5.5-5.8. Po tom sa zatiahlo, a o hodinku neskor sa urobila na desat minut posledna diera. Do chalupy nas vyhnali taktiez meteory (ale hydro meteory :-((( ). Do rana sa uz potom nevyjasnilo. Vzhladom na to ze tu v Cechach bolo uplne zamracene, nestazujem si. Rad by som konecne videl dajaky poriadny dazd, zavidim pozorovatelom z Rimavskej Soboty ich jasnu oblohu ;-(

Miso Sefara povedal ze aj ta hodina Leonid stala za to, a ja s nim plne suhlasim. Jasnych meteorov bol dostatok, bolo sa na co pozerat. Ostava dufat, ze za dva roky sa pocasie umudri a predpovedany meteoricky dazd sa dostavi."


(podle IAUC 7522 z 20. 11. 2000, IMO č. 3 z 19. 11. 2000 a zpráv od pozorovatelů přeložili DH a PZ)

(D. Hanžl a P. Zdražílek)





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

    Галоўная старонка