Issn 1212-8848 483 10. 2001 expresní astronomické informace




Дата канвертавання24.04.2016
Памер28.73 Kb.

ISSN 1212-8848 * 483 * 10. 7. 2001

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 2001cy V GALAXII UGC 11927


M. Ganeshalingam, M. Modjaz a W. D. Li, University of California, Berkeley, oznamují objev týmu LOTOSS (cf. IAUC 7514) nové supernovy, která se zachytila na CCD snímcích bez filtru exponovaných přes Katzman Automatic Imaging Telescope (KAIT) 30.5 UT června (hv. vel. asi 16.3 mag) a 1.4 UT července (asi 16.2 mag). Nový objekt se nachází na souřadnicích  = 22h09m27s.76,  = +40o59'16".5 (E = 2000.0), což je 3".6 východně a 6".1 jižně od jádra galaxie UGC 11927. KAIT snímek z 19.5 UT června neukazuje na pozici SN žádný objekt (limitní hv. vel. asi 19.5 mag).

(podle IAUC 7655 z 2. 7. 2001 přeložil DH)

SUPERNOVA 2001cz V GALAXII NGC 4679


R. Chassagne, Ste. Clotilde, Ile de Reunion, oznamuje objev supernovy (hv. vel. asi 14.7 mag), která se zachytila na CCD snímcích bez filtru exponovaných 4.64 UT a 5.61 UT července pomocí 0.30-m reflektoru.

SN 2001cz se nachází na souřadnicích  = 12h47m30s.17,  = -39o34'48".1 (E = 2000.0), což je 0".6 západně a 31".4 jižně od jádra galaxie NGC 4679. Snímky exponované 10.9 UT března 2000, 21.9 UT března 2001 a 21.7 UT května neukazují na této pozici (limitní hv. vel. asi 19.0 mag) žádný objekt. Stejně tak žádný objekt není na místě SN 2001cz ani na Digital Sky Survey (U.K. Schmidt) snímku z 16.47 UT května 1982 (limitní hv. vel. asi 21.0 mag).



(podle IAUC 7657 z 5. 7. 2001 přeložil DH)

SUPERNOVY 1993J AND 1979C


P. Chandra, Tata Institute of Fundamental Research (TIFR), Mumbai; S. Bhatnagar, National Centre for Radio Astrophysics, TIFR, Pune; a A. Ray, TIFR, Mumbai, oznamují detekci SN 1993J v galaxii NGC 3031 poprvé na frekvenci 610 MHz použitím přístroje Giant Meter Radio Telescope (GMRT) 24. UT března 2001. Hustota toku na 609.37 MHz byla (40.9 ± 1.2) mJy. Centrum mateřské galaxie mělo hustotu toku 70.3 mJy. SN 1993J byla také detekována na 1420 MHz pomocí GMRT 2. června 2001 (32.2 ± 0.3) mJy a 16. prosince 2000 (47.7 ± 0.6) mJy. Také oznamujeme první detekci SN 1979C v galaxii NGC 4321 pomocí GMRT na 610 MHz 24. UT března 2001 s hustotou toku (13.1 ± 1.4) mJy. Střed mateřské galaxie měl hustotu toku 58.4 mJy. SN 1979C byla také detekovány na 1420 MHz GMRT 9. listopadu 2000 (36.6 ± 0.6) mJy.

(podle IAUC 7657 z 5. 7. 2001 přeložil DH)

V1178 SCORPII


Další širokopásmová V fotometrie podle W. Lillera (cf. IAUC 7650): Červen 24.006 UT, 11.35; 24.101, 11.36; 24.145, 11.35; 24.215, 11.36; 25.979, 12.27; 26.010, 12.33; 26.109, 12.23; 26.192, 12.22; 26.978, 11.70; 27.007, 11.70; 27.106, 11.85; 27.184, 11.74.

(podle IAUC 7655 z 2. 7. 2001)


2001 KX76


R. L. Millis, Lowell Observatory, informuje za Deep Ecliptic Survey tým, následující fotometrické jasnosti 2001 KX76 (cf. MPEC 2001-N01), které získali J. L. Elliot, S. D. Kern a D. J. Osip na 6.5-m Magellan Telescope 9 UT června: R = 19.6 ± 0.1, B-V = +0.95 ± 0.15, V-R = +0.5 ± 0.1, V-I = +1.0 ± 0.1. Nejlepší fit orbitálních elementů podle L. Wassermana umísťuje 2001 KX_76 do r = 43.5 ± 0.2 AU a  = 42.5 ± 0.2 AU; pokud jsou tyto vzdálenosti správné, potom se zdá být 2001 KX76 výrazně jasnější než (20000) Varuna = 2000 WR_106 (IAUC 7554). Radiometrická, astrometrická a spektroskopická pozorování 2001 KX_76 jsou velmi žádoucí.

(podle IAUC 7657 z 5. 7. 2001 přeložil DH)

KOMETY C/2001 M7, C/2001 M8, C/2001 M9 (SOHO)


Další informace k IAUC 7650. D. Biesecker a D. Hammer oznamují měření dalších tří komet Kreutzovy rodiny. Komety objevili K. Cernis, X. Leprette a M. Oates na SOHO Web stránce. C/2001 M7 a C/2001 M8 byly pozorovatelné v obou koronografech C2 i C3, zatímco kometa C/2001 M9 byla pozorovatelná pouze na C2 snímcích. Redukovaná astrometrie a orbitální elementy podle B. G. Marsdena jsou publikovány v MPEC citovaných níže.
Kometa 2001 UT  (2000)  MPEC

C/2001 M7 Červen 25.613 6 09.6& +21 19 2001-M44

C/2001 M8 26.576 6 15.1& +20 21 2001-M46

C/2001 M9 26.663 6 16.8& +21 44 2001-M55

(podle IAUC 7655 z 2. 7. 2001 přeložil DH)

KOMETA C/2001 M10 (NEAT)


M. D. Hicks, Jet Propulsion Laboratory, oznamuje, že tato kometa má difúzní kómu o průměru asi 5" a slabý ohon o délce asi 7" v p.a. 240o. To vše na 10-min CCD expozici v oboru R, pořízené 30.3 UT června pomocí 0.61-m reflektoru na observatoři Table Mountain (pozorovatelé D. Esqueda, Hicks a T. Ha). Hicksovo jméno si prosím přidejte také do seznamu týmu NEAT, který byl uveden v IAUC 7654.

(podle IAUC 7655 z 2. 7. 2001 přeložil DH)


KOMETA C/2001 A2 (LINEAR)


O. Schuetz, E. Jehin, X. Bonfils, H. Boehnhardt, K. Brooks, A. Delsanti, O. Hainaut, E. Jourdeuil, P. Leisy, M. Sterzik, a E. Wenderoth, European Southern Observatory (ESO); J. Helbert, DLR, Berlin; G. Garradd, Loomberah, N.S.W.; F. Marchis, University of California, Berkeley; B. Stecklum, TLS-Tautenburg; a G. Tozzi, Osservatorio Astrofisico di Arcetri, oznamují, že intenzívní monitorování s vysokým rozlišením vnitřní kómy, které probíhalo 16. UT - 21. UT června, ukázalo, že kometa obsahuje fragmenty.

Snímky pořízené na ESO (La Silla) v termálním infračerveném pásmu pomocí 3.6-m teleskopu (+ TIMMI2, N obor) a optické oblasti pomocí 3.5-m New Technology Telescope (+ EMMI, R filtr) a ESO/MPG 2.2-m teleskopu (+ WFI, R filtr), ukazují slabou složku, pohybující se od hlavního jádra (B). Složka se pohybuje přibližně v antisolárním směru. Analázy Z. Sekaniny, Jet Propulsion Laboratory, ukazuje, že všechny pozorování vyhovují třem fragmentům, D, E a F. Dále uvádíme pozorované relativní vzdálenosti (vzdálenost od složky B a poziční úhly), identifikace složky a použitý přístroj: Červen 16.422 UT, 2".8, 212°, D+E+F (TIMMI2); 17.447, 4".6, 215°, E+F (TIMMI2); 18.409, 6".7, 222°, F (WFI); 18.449, 6".5, 219°, F (TIMMI2); 18.456, 6".6, 222°, F (EMMI); 19.433, 4".7, 222°, D (WFI); 19.433, 7".2, 222°, E a nebo F (WFI); 19.449, 5".0, 223°, D (EMMI); 19.449, 8".5, 223°, E a nebo F (EMMI); 20.433, 6".1, 231° , D (WFI); 20.433, 8".3, 222°, E (WFI); 21.437, 11".0, 223°, E (TIMMI2); 21.442, 7".2, 231°, D (EMMI); a 21.442, 10".6, 222°, E (EMMI).

Z analýzy vyplývá, že složka D se od B oddělila 3.5 UT června ± 1.8 s diferenciálním negravitačním zpomalením 17 jednotek (v 10-5 přítažlivosti Slunce) a s počáteční rychlostí (1.0 ± 0.1) m/s (přibližně normála vůči rovině dráhy); složka E 9.5 UT června ± 0.7 se zpomalením 53 jednotek a rychlostí (0.3 ± 0.1) m/s; a složka F 11.3 UT června ± 0.5 se zpomalením 102 jednotek a rychlostí (0.8 ± 0.2) m/s. Toto rozlomení komety pravděpodobně spustilo další větší zjasnění komety (cf. IAUC 7630), a podle vizuálních pozorovatelů nastalo maximum 12. UT června.

Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti a průměru kómy: červenec 1.05 UT, 4.4, 20' (R. Haver, Frasso Sabino, Itálie, binokulár 10x50); 1.71, 4.5, 16' (S. Yoshida, Ibaraki, Japonsko, binokulár 10x24); 2.69, 4.7, 10' (M. Mattiazzo, Wallaroo, S. Austrálie, binokulár 7x50 ; ruší Měsíc); 3.08, 5.0, 18' (A. Giambersio, Potenza, Itálie, binokulár 16x70); 3.95, 4.5, 12' (D. V. Fedotov, Kharkov, Ukrajina, binokulár 7x50); 4.75, 4.8, 20' (Y. Nagai, Yamanashi, Japan, binokulár 12x50; ruší Měsíc).



(podle IAUC 7656 z 5. 7. 2001 přeložil DH)

CASSINI MISE K SATURNU A PROBLÉMY


LOS ANGELES,Kalifornie (AP) -- Vědci 19.6.2001 rozhodli, že mise Cassini bude rekonstruována, aby se zamezilo ztrátě dat, když se sonda ponoří do měsíce Titan v roce 2005.

Poslání průzkumného pouzdra Huygens bude odloženo až na únor 2005, během třetího oběhu planety Saturn. Sondážní pouzdro mělo být původně uvolněno v listopadu 2004 během prvního oběhu sondy kolem gigantické planety.

Cassini mine Titan ve vzdálenosti asi 65000 km během 3 hodinové mise pouzdra Huygens. Původně měla sonda Cassini proletět kolem měsíce Titan ve vzdálenosti asi 1200 km, zatímco pouzdro Huygens mělo na padáku se spustit do dusíkové atmosféry. Změna v původním plánu těsného průletu kolem Titanu se vysvětluje chybou v konstrukci sondy a možnosti komunikace s ní. Oficiálně ESA, která přispívala ke konstrukci Huygens odhalila loni chybu. Konstrukce pouzdra by mohla při komunikaci selhat vlivem Dopplerova efektu, když se bude měnit frekvence přenosu dat mezi Huygens a přenosovou stanicí Cassini, jak se pouzdro bude nořit do atmosféry měsíce Titan. Tento úkaz je každému důvěrně znám, když poslouchá zvuk projíždějící sirény sanitního vozu. Očekává se, že se pouzdro bude hnát k měsíci Titan rychlostí 18000 km/h v době, kdy se budou přenášet data. Je zcela možné, že měnič kmitočtů na Cassini nebude schopen přijmout většinu vědeckých dat z pouzdra Huygens.

Sonda Cassini byla vypuštěna v roce 1997 a měla by dorazit na oběžnou dráhu kolem Saturnu 1. června 2004. Kosmická sonda vypustí pouzdro Huygens 22 dní před dosažením měsíce Titan. pouzdro by mělo sestupovat asi 22 hodin na povrch Titanu a studovat mraky a atmosféru na své cestě. A pak možná na povrchu přežije od tří do třiceti minut.



(podle agentury AP z 20.6.2001 připravil PH)

VELA PULSAR - ŠIROKOÚHLÝ POHLED

Širokoúhlý pohled na Vela pulsar zachycuje mlhovinu kolem pulsaru na pozadí mraků, nebo filamentů více než milion stupňu Celsia horkého plynu. Tyto mraky jsou částí ohromné sféry horkého expandujícího plynu vytvořeného výbuchem supernovy, která je spojena s vytvořením Vela pulsaru asi před 10000 roky.

Ejektovaný plyn při explozi expanduje do okolního prostoru a koliduje s okolním mezihvězdným plynem, rázové vlny, které se vytváří ohřívají plyn až k hodnotám milionů stupňů. Sféra horkého plynu má průměr kolem 100 světelných let, je zhruba 15 krát větší než oblast zachycená na tomto snímku a expanduje s rychlostí kolem 400000 km/h.


Vela pulsar je lokalizovaný ve středu snímku (žlutý) a je považován za jeden z nejnadějnějších snímků družice Chandra. Snímek odhaluje překvapující, skoro neuvěřitelnou strukturu, která se skládá z jasných kruhů a jetů hmoty. Takové struktury napovídají tomu, že se zde odehrávají bouřlivé procesy uprostřed"chaosu" po výbuchu supernovy.

Síly, které vládnou energií tisíce Sluncí jsou schopny tuto energii přetvořit do "tornáda" vysokoenergetických částic, který se astronomům představuje jako "větrná mlhovina kolem pulsaru".Supernova, která vytvořila Vela pulsar by byla vidět na pozemské obloze jako objekt, který by byl 50 krát jasnější než Venuše.

O tomto úkazu však neexistují žádné záznamy a je těžké si představit, co si o tom mohl Neolitický člověk myslet.


(podle informace NASA z 8.7.2001 připravil PH)

OBLOUKOVITÁ KUPA: HVĚZDNÁ TOVÁRNA BLÍZKO GALAKTICKÁHO CENTRA


Složený snímek z observatoře Chandra zachycuje rtg záření přicházející z plynné "obálky" 60 mil. stupňů Celsia žhavého plynu kolem mladé hvězdokupy,známé také jako "obloukovitá" hvězdokupa.

Chandra data ukazují rozptýlenou modrou emisi ve vloženém boxu, který pokrývá HST infračervený snímek téže oblasti, v kterém jsou vidět jednotlivé hvězdy jako bodové zdroje.

Oba snímky, jak rtg, tak infračervený obrázek ukazují souvislost s nápadnou vláknitou strukturou, která se objevila v radiovém oboru zobrazené v červené barvě. Rádiová pozorování byla pořízena pomocí VLA (Very Large Array) teleskopu.

Obloukovitá kupa obsahuje asi 150 horkých mladých hvězd, které jsou koncentrovány v oblasti o poloměru okolo jednoho světelného roku. Mnoho těchto hvězd je až 20 krát hmotnějších než je naše Slunce a žije krátce a bouřlivě pouze několik milionů let.

Během této doby se doslova plyn"odpařuje" z těchto hvězd vlivem intenzivního hvězdného větru. "Obálka"horkého plynu pozorovaná družicí Chandra je myšlená oblast kde dochází ke srážkám větrů od četných hvězd. Studovaná kupa se nachází asi 25000 světelných let od Země.

(podle informace NASA z 8.7.2001 připravil PH)


KOMETA C/2001 A2 (LINEAR)


Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti a průměru kómy od K. Hornocha (H), Lelekovice a M. Lehkého (L), Hradec Králové: Červen 28.04 UT, 4.8:, 8' (L, binokulár 25x100,nízko); 28.05, 4.3:, 13' (H, binokulár 10x80, nízko); 30.04, 4.2, 17' (H, binokulár 10x80,nízko); Červenec 5.01, 4.8, 19' (H, binokulár 10x80, ruší měsíc); 6.01, 4.8, 20' (H, binokulár 10x80, ruší měsíc).

KOMETA C/1999 T1 (MCNAUGHT-HARTLEY)


Vizuální (neuvedeno-li jinak) a CCD odhady celkové hvězdné velikosti a průměru kómy od K. Hornocha (H), Lelekovice a M. Lehkého (L), Hradec Králové: Červen 13.89 UT, 12.4, 1'.5 (L, 0.42-m reflektor); 15.90, 12.0, 1'.6 (L, 0.42-m reflektor); 16.02, 13.4, + 1'.6 (H, 0.35-m reflektor + CCD ST-6V + R filtr, ohon >12' v p.a. od 181° to 258°); 20.90, 12.4, 1'.5 (L, 0.42-m reflektor); 21.02, 13.5, + 1'.6 (H, 0.35-m reflektor + CCD ST-6V + R filtr, ohon 14' v p.a. od 214° do 252°); 24.90, 12.1, 1'.4 (L, 0.42-m reflektor); 25.02, 12.7, 1'.7 (H, 0.35-m reflektor); 25.93, 12.1, 1'.5 (L, 0.42-m reflektor); 26.01, 12.8, 1'.6 (H, 0.35-m reflektor); 26.89, 12.1, 1'.4 (L, 0.42-m reflektor); 27.99, 12.1, 1'.3 (L, 0.42-m reflektor); 29.90, 12.1, 1'.4 (L, 0.42-m reflektor).

(D. Hanžl a P. Hájek)





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

    Галоўная старонка