Issn 1212-8848 563 21. 2003 expresní astronomické informace




Дата канвертавання24.04.2016
Памер50.29 Kb.

ISSN 1212-8848 * 563 * 21. 1. 2003

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 : 541129294 (Dalibor Hanžl)

507-348 668 nebo 603-527 727 ( Petr Hájek)

Fax : 541211214 (prosím uvádějte: Astronomický ústav, Ing. Dalibor Hanžl)

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

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

E-mail : hanzl@sci.muni.cz, hajek.hvezdarna@worldonline.cz



ASTRONOMOVÉ POUŽÍVAJÍ X-RAY K PRŮZKUMU GRAVITAČNÍHO POLE NEUTRONOVÉ HVĚZDY

Steve Roy, Marshall Space Flight Center, Huntsville, AL

Megan Watzke, Chandra X-ray Observatory Center, CFA, Cambridge, MA


Astronomové pomocí NASA Candra X-ray Observatory detekovali známky, které svědčí o prvním přímém svědectví efektu gravitace prostřednictvím záření z neutronové hvězdy. Jestliže tento objev bude potvrzen, může vědcům umožnit měřit gravitační pole neutronových hvězd a určovat, zda tyto hvězdy obsahují exotické formy hmoty ze Země nepozorovatelné.

T
ým, který vede George Pavlov z Penn State University, University Park pozoroval neutronovou hvězdu 1E 1207.4-5209 v centru zbytku po výbuchu supernovy vzdáleném asi 7000 sv. let od Země. Výsledky byly prezentovány 6. června 2002 na American Astronomical Society v Albuquerque, NM.

Pavlovova skupina objevila od této hvězdy dvě prohlubně v absorpčních čarách x-ray spektra. Pokud tyto prohlubně náleží absorpci x-ray záření v blízkosti hvězdy héliovými ionty v silném magnetickém poli, potom naznačují, že gravitační pole snižuje energie x-ray záření unikajícíjho z blízkého povrchu neutronové hvězdy.

“Toto vysvětlení je v souladu s daty,“ říká Pavlov, „ale tato spektrální charakteristika může být také blend mnoha jiných prvků. Ještě jsou potřeba přesnější měření, zejména z mřížkového spektrometru na Chandře.“



“Tyto absorpční charakteristiky mohou být prvním svědectvím gravitačního efektu v záření v blízkosti povrchu isolované neutronové hvězdy,“ říká Pavlov. „ Zjištění má zásadní důležitost, protože nám dovolí nastavit meze ohledně typu hmoty tvořící tuto hvězdu.“

Neutronové hvězdy vznikají, když hmotná hvězda vyčerpá své palivo a její jádro začne kolabovat. Dojde k explozi supernovy a kolabované jádro je stlačeno do jednoho horkého objektu o rozměru asi 8 km. Tento horký objekt má tenkou atmosféru tvořenou vodíkem a možná i težšími ionty a vytváří gravitační pole 100 miliardkrát silnější než Země.

Tyto objekty s hustotou více než 1 miliardu tun na jednu kávovou lžičku nazýváme neutronové hvězdy, protože jsou tvořeny zejména z neutronů. I když neutronové hvězdy byly velmi studovány po více než třicet let, jejich přesný původ je dosud neznámý.

„Dokonce se nejsme jistí ani tím, jestli jsou neutronové hvězdy složeny z neutronů.“ Říká Divas Sanwal, také z Penn State, který je vedoucím autorem článku popisující výsledky vědeckého bádání týmu. „Mohou být z větší části tvořeny subatomárními částicemi nazývanými piony nebo kaony, či dokonce volnými kvarky.“

Jeden z klíčů k rozluštění této hádanky v úzkém rozsahu možností je měření síly gravitace na povrchu neutronové hvězdy pozorováním jejího efektu x-ray z oblastí velmi blízkých povrchu. Podle Einsteinovy obecné teorie relativity přitahování fotonů gravitačním polem vede k nižší energii fotonu (vyzáření na delší vlnové délce), kterou pozoruje vzdálený pozorovatel. Měření tohoto gravitačního rudého posuvu odpovídající hmoty vůči poloměru neutronové hvězdy může otestovat teorie týkající se různých možných forem husté hmoty.

Tým, jehož členy jsou také Slava Zavlin of Max Plank Institute for Extraterrestrial Physics, Germany, a Marcus Teter of Penn State, navrhuje několik možných vysvětlení absorpčních rysů ve spektru pozorovaného objetu 1E 1207. Síla a x-ray energie spektrální charakteristiky činí nepravděpodobné to, že příčinou je interstelární materiál nebo absorpce vlivem elektronů nebo iontů obíhajících v silném magnetickém poli. Nejpravděpodobnější hypotézy uvažují, že tato charakteristika vznikla absorpcí héliových iontů v magnetickém poli o síle sto trilionkrát větším než je magnetické pole Země. V tomto případě gravitační rudý posuv snižuje energii x-ray o 17 procent.

Pavlov a jeho kolegové pozorovali objekt 1E 1027 pomocí přístroje Chandra Advanced CCD Imaging Spectrometer 6. ledna 2000 a potom ještě jednou 5. ledna 2002. Každé z pozorování trvalo přibližně 30,000 sekund.

Přístroj ACIS byl vyroben pro NASA na Penn State a Massachusetts Institute of Technology, Cambridge, Mass. Pod vedením Gordon Garmire, Penn State. NASA's Marshall Space Flight Center, Huntsville, Ala., program Chandra řídí pro Office of Space Science, Washington, DC. TRW, Inc., Redondo Beach, Calif., je přímým finančníkem sondy. The Smithsonian's Chandra X-ray Center vědecké a letové operace řídí z Cambridge, Mass.



(podle informací 02-06 z 6. 6. 2002 přeložil DH)

SUPERNOVY 2003J, 2003K, 2003L, 2003M


Byl oznámen objev čtyř supernov z nefiltrovaných CCD snímků: SN 2003J v NGC 4157 nalezl R. Kushida (cf. IAUC 7890; ohlásil S. Nakano) a T. Puckett a J. Newton (cf.IAUC 8043); SN 2003K v IC 1129 nalezl Puckett a A. Langoussis (0.50-m reflektor); SN 2003L v NGC 3506 nalezl T. Boles (cf. IAUC 8030) a

M. Schwartz, B. Swift a W. Li za LOTOSS (cf. IAUC 7906); SN 2003M v UGC 7224 nalezl také B. Swift a W. Li. Data pro supernovy 2003J a 2003L, v níže uvedené tabulce, pocházejí od Pucketta, respektive od Bolese.


SN 2003 UT  (2000.0)  Mag. Rel. Vzdál.

2003J led. 11.32 12 10 57.72 +50 28 31.8 16.7 65".5 W, 32".1 S

2003K led. 11.32 15 32 01.91 +68 14 35.9 15.4 6".1 E, 10".1 S

2003L led. 12.15 11 03 12.33 +11 04 38.3 16.9 9".0 W, 1".5 N

2003M led. 13.5 12 13 21.00 +21 38 48.4 17.3: 38".2 E, 44".1 N



Odhady jasnosti, nefiltrované CCD kromě přehlídky Sky Survey [B = Boles; K = Kushida; L = KAIT/LOTOSS; O = T. Kobayashi, Oizumi, Gunma, Japan, 0.41-m reflektor (také ohlásil Nakano); P = Puckett; S = Palomar Sky Survey; a T = Tenagra II/LOTOSS]: SN 2003J, 1995 duben 4, [21.0: (S, P); 2001 červen 24, [20.5: (P); 2002 květen 25, [18: (K); 2003 leden 11.857 UT, 16.3 (K); 12.66, 16.3 (K). SN 2003K, 1991 květen 17, [21.0: (S, P); 2002 srpen 4, [20.2: (P).

SN 2003L, 2002 duben 4, [19.0 (B); listopad 4, [18.5 (B); 14.5, [19.5: (T); 2003 leden 6.700, 17.3 (O); 13.49, 16.0: (T); 13.55, 16.0: (L). SN 2003M, 2002 květen 14.3, [19.0: (L); prosinec 23.5, 18.5:(L). Koncová čísla pozice supernovy 2003J ze snímků, které pořídil Kushida (proměřil Y. Koshida): 57s.52, 32".7. Puckett dodává, že obě supernovy, 2003J a SN 2003K, byly potvrzeny CCD snímky z 12.15 ledna 2003. Koncová čísla pozice supernovy 2003L z LOTOSS snímku: 12s.32, 38".0.

K. Ayani, Bisei Astronomical Observatory (BAO); a T. Hashimoto a H. Yamaoka, Kyushu University, píší, že předběžná redukce spektra s nízkým rozlišením (rozsah 400-800 nm) supernovy SN 2003J, získaného pomocí BAO 1.01-m teleskopu dne 12.8 UT ledna 2003, ukazuje nápadnou H- emisi (FWHM okolo 10000 km/s) s profilem P-Cyg, naznačující, že se jedná o normální supernovu II. typu.

Ayani a Yamaoka dodávají, že spektrum s nízkým rozlišením (získané stejně jak předešlé) supernovy 2003K ukazuje na typ Ia několik dní před maximem jasnosti; započítáním rychlosti vzdalování 6540 km/s z NASA/IPAC Extragalactic Database, vychází odhad expanzní rychlosti na 12100 km/s (z čáry Si II na 635.5 nm).



(podle IAUC 8048 z 15. 1. 2003 přeložil ML)

SUPERNOVA 2003I V GALAXII IC 2481


T. Matheson, P. Challis a R. Kirshner, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, oznamují, že spektrum (rozsah 370-750 nm) supernovy 2003I (cf. IAUC 8046), které pořídil M. Calkins dne 12.41 UT ledna 2003 pomocí F. L. Whipple Observatory 1.5-m teleskopu (+ FAST spektrograf), ukazuje na supernovu typu Ib, podobnou supernově 1998dt asi 8 dní po maximu jasnosti (Matheson et al. 2001, A.J. 121, 1648).

T. Kobayashi, Oizumi, Gunma-ken, Japonsko, oznamuje (via S. Nakano, Sumoto, Japonsko), že supernova 2003I má 17.8 mag. na nefiltrovaných předobjevových CCD snímcích pořízených 8.604 UT ledna 2003 přes 0.41-m f/4.3 reflektorem.



(podle IAUC 8049 a 8050 z 15. 1. 2003 přeložil ML)

SUPERNOVA 2002kg V GALAXII NGC 2403


Dále k IAUC 8048, M. Schwartz a W. Li oznamují za projekt LOTOSS objev supernovy na nefiltrovaných snímcích pořízených Tenagra II teleskopem a KAITem.

Objekt měl jasnost 19  0.3 mag. A měl zjasňující trend, od 26. října 2002 do 1. ledna 2003; SN 2002kg je přítomna na Tenagra II snímcích z 30. října, 14., 22., 24., 25. listopadu, 8. prosince 2002 a 1. ledna 2003, a na KAIT snímcích z 26. října, 1. listopadu a 2. prosince 2002. Objekt se nachází na souřadnicích  = 7h37m01s.83,  = +65o34'29".3 (ekvinokcium 2000.0), což je 71".7 východně a 96".0 jižně od středu galaxie NGC 2403. KAIT snímek stejného pole z 13. listopadu 1998 nic neukazuje na uvedené pozici (dosah asi 19.5 mag.).

A. V. Filippenko a R. Chornock, University of California, Berkeley, píší: "CCD spektrum (rozsah 310-1000 nm), které bylo získáno 6 UT ledna pomocí Keck I 10-m teleskopu (+ LRIS), ukazuje na supernovu typu IIn, podobné SN 1997bs (Van Dyk a kol. 2000, PASP 112, 1532).

Úzké Balmerovy emisní čáry (nerozložené; FWHM < 500 km/s) mají širší základnu s FWHM zhruba 2500 km/s (měřeno z H-), přítomna je také slabá Fe II emise na 450-460 a 515-535 nm. Viditelné jsou také nápadné nerozložené emisní čáry [N II] 654.8 a 658.4-nm, ostatní zakázané čáry jsou slabé nebo zcela chybí, což ukazuje na možný přebytek dusíku ve hvězdném plynu. Podobnými objekty ze současnosti (ale bez přítomnosti emise N II) jsou SN 1999bw (IAUC 7152), SN 2000ch (IAUC 7421) a SN 2001ac (IAUC 7597).

Předběžně se však domníváme, že tyto zajímavé objekty nejsou skutečné ryzí supernovy, ale silné superoutbursty jasných proměnných hvězd (např. Filippenko a kol. 1995, A.J. 110, 2261; Van Dyk a kol. 2000, PASP 112, 1532). SN 2002kg poskytla silný důkaz pro tuto hypotézu; při modulu vzdálenosti 27.6 mag. (Freedman a Madore 1988, Ap.J. 332, L63) je její jasnost pouze okolo -9 mag. Nicméně přesto jsou tyto objekty stále klasifikovány jako supernovy."


(podle IAUC 8051 z 15. 1. 2003 přeložil ML)

SUPERNOVA 2002hz V GALAXII UGC 12044


Filippenko a Chornock dodávají, že prohlídka CCD spektra supernovy 2002hz (IAUC 8017), získaného 7. ledna 2003, ukazuje na supernovu typu Ib zhruba 2 měsíce po maximu jasnosti, která je v počátku nebulární fáze. Přítomny jsou zřetelné čáry He I. Jejich síla je v mnoha případech na obtíž vzhledem ke splývání s ostatními čarami.

(podle IAUC 8051 z 15. 1. 2003 přeložil ML)



SUPERNOVY 2002kh, 2002ki a 2003N


S. Casertano, Space Telescope Science Institute, oznamuje za GOODS Treasury Team (cf. IAUC 7981, 8012 a 8038, plus V. Laidler, P.Capak a L. Cowie) a Hubble Higher-z Supernova Team (+ M. Hicken), objev tří supernov na snímcích okolo Hubble Deep Field Regionu. Každá byla detekována odečtením ACS snímků pořízených 21-22 listopadu 2002 a 2-4 ledna 2003. SN 2003N nebyla zaznamenána na snímcích z listopadu, ale byla perfektně viditelná na snímcích z ledna; SN 2002ki byla podstatně jasnější v listopadu, ale zůstala viditelná i v lednu; SN 2002kh nebyla v lednu, ale dříve byla zřetelně vidět. Každá ze supernov byla detekována nezávisle na čtyřech oddělených z-band (F850lp) expozicích v každém pozorovacím období, stejně tak jako na dvou v i-band (F775W) a na dvou ve v-band (F606W) expozicích.

Níže uvedené offsety jsou vztaženy k centru nejbližší galaxie viditelné na ACS snímcích. Citovaná jasnost SN 2003N počítá s chybějící supernovou na prvních snímcích. Další z-band jasnosti: SN 2003N, 2002 Lis. 21.53 UT, [27.5; SN 2002ki, 2003 Led. 4.61 UT, > 25.1 (nejistá vzhledem k neznámému rozložení světla v hostitelské galaxii); SN 2002kh, 2003 Led. 4.31, [27.0.



SN 2002/03  (2000.0)  z  rel. Vzál.

2002kh lis. 22.31 12 36 16.78 +62 14 37.7 25.1 1".2 W, 0".3 N

2002ki lis. 22.69 12 37 28.35 +62 20 40.0 24.2 0".1 W, 0".0 N

2003N Led. 2.83 12 37 09.06 +62 11 00.7 25.9 0".0 W, 0".2 N

(podle IAUC 8052 z 15. 1. 2003 přeložil ML)

SUPERNOVA 2002kj


Dále k IAUC 8027, W. M. Wood-Vasey, G. Aldering, P. Nugent a K. Li oznamují objev supernovy (18.5 mag.) na nefiltrovaných NEAT snímcích (cf. IAUC 8029), které byly pořízeny pomocí Haleakala 1.2-m teleskopu dne 1.35, 1.36 a 1.37 UT prosince 2002. Potvrzující snímek byl získán stejným přístrojem dne 17. prosince a ukazuje nový objekt s jasností 18.9 mag. SN 2002kj se nachází na souřadnicích  = 0h35m24s.73,  = +3o59'11".4 (ekvinokcium 2000.0), což je 1".6 západně od středu galaxie. Na předešlých NEAT snímcích ze 14. srpna, 17. září, 6. října, 9. listopadu 2002 a 28., 29. října, 2. listopadu 2002, se nenachází žádný bodový objekt, dosah 21.0 mag. S/N = 3).

(podle IAUC 8053 z 16. 1. 2003 přeložil ML)

NOVA V GALAXII M31


Nova v galaxii M31 (= NGC 224) byla nezávisle ohlášena skupinou LOTOSS (M. Papenkova, J. Graham a W. Li, University of California v Berkeley; cf. IAUC 7906) a skupinou Padua (M. Fiaschi, F. Di Mille, R. Cariolato a A. Frassati; cf. IAUC 7709).

Skupina LOTOSS oznámila přesnou polohu  = 0h42m15s.75,  = +41o13'24".6 (ekvinokcium 2000.0), což je 323" západně a 164" jižně od středu M31. Fiaschi a kol. oznámili pozici s koncovými čísly 15s.77, 24".7. Dostupné jasnosti (K = nefiltrované KAIT CCD snímky; H = H- jasnosti, Fiaschi a kol.): 2002 Lis. 10, [18 (H); 2003 Led. 5 UT, [19.0 (K); 8.1, 16.5 (K); 11.73, 15.8 (H); 14.73, 16.4 (H).



(podle IAUC 8052 z 15. 1. 2003 přeložil ML)

XTE J1720-318


R. A. Remillard, A. M. Levine a E. H. Morgan, Massachusetts Institute of Technology (MIT); E. Smith a J. Swank, Goddard Space Flight Center (GSFC), za RXTE All Sky Monitor Team na MIT a NASA's GSFC, oznamují objev přechodného zdroje x-ray záření na souřadnicích  = 17h19m58s,  = -31o46'.8 (ekvinokcium 2000.0; odhad nejistoty je na 90 procent 3'): "Zdroj byl poprvé detekován 9. ledna 2003, kdy byl průměrný tok (2-12 keV) 130  20 mCrab.

Jeho intenzita stoupala na 430  40 mCrab 10. ledna a na 400  20 mCrab dne 13.ledna 2003. Krátké pozorování ASM pozice pomocí RXTE PCA dne 14. ledna potvrdilo přítomnost jasného přechodného zdroje. Rozšířenější pozorování pomocí PCA a HEXTE, obsahující i rastrové skenování pro zpřesnění polohy zdroje, jsou plánovány od 15. ledna. V rámci chybového kruhového boxu se podle katalogů Simbad nenachází žádný pozoruhodný objekt.

Tvrdost poměrů ASM naznačuje, že spektrum bylo mírně tvrdé během 9. až 10. ledna a relativně měkčí 13. ledna. Tyto výsledky se podobají časnému vývoji spektra přechodných x-ray zdrojů obsahujících akreční černou díru. Žádoucí jsou optická a rádiová pozorování tohoto nového zdroje."


(podle IAUC 8050 z 15. 1. 2003 přeložil ML)

KOMETA C/2003 A2


Arianna E. Gleason, Lunar and Planetary Laboratory, oznamuje objev pomalu se pohybující komety na snímcích pořízených 10.4 UT ledna 2003 (poloha při objevu je uvedena níže) pomocí teleskopu Spacewatch II na observatoři Kitt Peak; J. V. Scotti dodává, že má více méně symetrickou komu o průměru asi 20".

Při follow-up pozorování (uskutečněných po umístění objektu na NEO Confirmation Page) ze dne 11.3 ledna 2003 D. T. Durig a H. H. Fry (Sewanee, TN, 0.3-m f/5.75 Schmidt-Cassegrain reflektor) potvrdili existenci komy a určili její průměr na 15"-18", F. B. Zoltowski (Edgewood, NM, 0.3-m f/3.3 Schmidt-Cassegrain reflektor) poznamenává, že struktura komy či chvostu má podobu širokého vějíře od PA 20 stupňů přes sever až do PA 200 stupňů. Dne 12.0 ledna, J. Tichá a M. Tichý (Klet Observatory, 1.06-m KLENOT teleskop) zachytili komu o průměru 8"-10", a jasnost m1 = 20.2 a m2 = 21.0. Kometární vzhled objektu oznámil také T. Gehrels (Spacewatch II) na snímcích z 11-13 ledna a J. G. Ries (McDonald Observatory, 0.76-m reflektor) na snímcích ze 14.3 ledna.



2003 UT  (2000)  m1

Led. 10.39264 8 55 59.44 +13 36 48.5 20.0

MPEC 2003-A78 obsahuje všechna astrometrická měření a velmi předběžnou parabolickou dráhu (předpokládající T = 2003 Led. 10; q = 11.5 AU, i = 8o). Je možné, že objekt je Kentaurem s kometární aktivitou, jakou mívá (2060) = 95P/Chiron v blízkosti perihelia.

(podle IAUC 8049 z 15. 1. 2003 přeložil ML)

KOMETA C/2002 V1 (NEAT)


M. L. Sitko, University of Cincinnati; D. K. Lynch, R. W. Russell a D. Kim, The Aerospace Corporation, oznamují, že 3-14-mikronová spektroskopie komety C/2002 V1 (NEAT), získaná 9.2 UT ledna 2003 pomocí Aerospace Broadband Array Spectrograph System na NASA Infrared Telescope Facility 3-m reflektoru, zobrazuje tepelně-emisní spektrum obsahující silikátovou emisi lichoběžníkovitého tvaru s rameny na 9.0 a 11.2 mikronech. Pod tím ležící kontinuum dobře odpovídá 290-K černému tělesu, což je přibližně 14 % nad rovnovážnou teplotou záření černého tělesa 254 K. Úzkopásmové jasnosti ( 0.1) v 3".5 clonce byly M [4.5 mikronů] = 8.5 a N [10.2 mikronů] = 3.1. Následující noc byla kometa asi o 10 procent jasnější, ale jinak beze změn.

(podle IAUC 8050 z 15. 1. 2003 přeložil ML)

KOMETY C/2001 RX14 (LINEAR) A C/2002 V1 (NEAT)


M. Honda, University of Tokyo, a kol. (T. Yamashita, H. Kataza, T. Miyata, T. Fujiyoshi, S. Sako, Y. K. Okamoto, T. Onaka, T. Sekiguchi, D. Kinoshita, and J. Watanabe) oznamují výsledky infračerveného pozorování dvojice komet, které bylo uskutečněno pomocí 8.2-m Subaru Telescope (+ COMICS).

Snímání komety C/2002 V1 v pásmu N/Q z 11.2 UT ledna 2003 dává následující toky v clonce 2".73: 8.8 mikronů, 0.83  0.01 Jy; 11.7 mikronů, 1.55  0.02 Jy; 12.4 mikronů, 1.95  0.04 Jy; 18.8 mikronů, 2.79  0.06 Jy. Spektroskopické pozorování s nízkým rozlišením (250) N-pásmo (rozsah 8-13 mikronů) ukazuje široké beztvaré silikátové rysy s místním maximem na 11.2 mikronů, indikující přítomnost krystalického olivínu. Celkový tok pro kometu C/2001 RX14 z 11.6 ledna (měřeno stejně jako u předchozí komety) je: 8.8 mikronů, 0.066  0.004 Jy; 12.4 mikronů, 0.279  0.016 Jy; 18.8 mikronů, 0.356  0.022 Jy. Spektroskopie v N-pásmu s nízkým rozlišením ukazuje slabé silikátové rysy, ale místní maximum na 11.2-mikronů nebylo nalezeno v rámci chyby měření.



(podle IAUC 8053 z 16. 1. 2003 přeložil ML)

KOMETA P/2003 A1


Eliptické dráhové elementy z MPEC 2003-A86:

T = 2003 únor 1.990 TT  = 357.421

e = 0.48182  = 55.224 2000.0

q = 1.91415 AU i = 46.213

a = 3.69402 AU n = 0.138821 P = 7.10 roků

(podle IAUC 8053 z 16. 1. 2003 přeložil ML)


POVRCH JÁDRA KOMETY 19P/BORRELLY


Venuše má své vulkány, Mars kaňony větší než jaké známe u nás na Zemi a asteroid Eros je zbrázděný impaktními krátery a posetý balvany. Mnoho objektů Sluneční soustavy má podobné geologické útvary, s kterými se setkáváme na Zemi. Nový výzkum naznačuje, že i komety, špinavé sněhové koule z okraje Sluneční soustavy, mohou připomínat náš domov.

V září 2001, při závěrečné fázi letu, se sonda Deep Space 1 (DS1) přiblížila ke kometě 19P/Borrelly a pořídila velké množství detailních snímků povrchu jádra. Po podrobném prozkoumání byly na nich identifikovány nám tolik známé útvary, jako stolové hory, hřebeny a kopce. Na Zemi jsou z větší části modelovány erozivní činností větru a deště, ale zde, na kouli složené z prachu, kamení a ledu, je hlavním činitelem sublimace, přeměna hmoty z pevného skupenství přímo na plynné.

S
tolové hory na kometě 19P/Borrelly jsou více než 100 metrů vysoké a až 2 km široké. Silně se podobají stolovým horám na americkém jihozápadu, které mají čepičku z tvrdé skály překrývající měkčí materiál, jež eroduje rychleji, říká Dan Britt, geolog University of Tennessee a člen vědeckého týmu DS1. Čepička se přitom chová jako druh ochranného štítu.

Na Borrelly jsou čepičky z prachu a kamení, které zůstávají po odpaření vodního a metanového ledu na povrchu. Sublimace pokračuje ze strany stolové hory a při podemletí se odolná čepička láme. Během jednoho sedmiletého oběhu okolo Slunce se stolové hory zmenšují až o 10 metrů. Na Borrelly jsou však i oblasti kde je sublimační eroze pomalejší a jsou odpovědné za vznik kopců a lineárních útvarů. Celková ztráta materiálu za oběh činí asi 1 metr. „Z geologického hlediska je to skutečně velmi aktivní eroze.“ říká Britt. "Kdyby Vám každých sedm let ubýval pozemek o jeden metr asi by jste byli naštvaní.“

Britt a jeho kolegové také studovali hřebeny. Podle nich byly formovány tak, že se část komety odlomila a byla odstrčena. „Když máte dva pohyblivé objekty tlačící se proti sobě, vytvoří se hřeben“ říká. "Stejně tak vznikají i pohoří na Zemi."

„Komety byly dosud známé jako astronomické objekty, jevící se jako tečky nebo skvrnky na fotografických deskách“ říká Britt. „Skutečně jsem si nikdy nemyslel, že špinavá sněhová koule může mít tak roztodivný povrch, na kterém probíhají tak zajímavé procesy a který nám poskytly tak úžasné záběry.“

Britt a jeho kolegové složili DS1 snímky komety 19P/Borrelly a vytvořili 3-D kompozici. Poté pečlivě prozkoumali a proměřili všechny význačné útvary na povrchu jádra. Takto získané poznatky poté představili počátkem října 2002 na mítinku Division of Planetary Sciences v Birminghamu ve státě Alabama.

Astronomové fotografují komety již mnoho desetiletí, ale nikdy nepořídily tak detailní záběry jako u Borrelly, získané sondou DS1 při těsném průletu kolem komety ze vzdálenosti 2 000 km.

DS1 byla vypuštěna v roce 1998, původně navržená k testování nových technologií, včetně iontového motoru. Vědecká část mise byla druhotná.

Originální pramen naleznete na http://www.space.com/scienceastronomy/solarsystem/borrelly_geology_021021.html.)



(Podle zprávy Comet's Features Look a Lot Like Some on Earth by Diana Jong z 21.10.2002 sepsal ML)

HRA KOČKY S MYŠÍ


První asteroid objevený na téměř stejné oběžné dráze kolem Slunce jako Země, se nejtěsněji přiblížil k naší planetě začátkem tohoto měsíce a znovu se přiblíží až za 95 let .Kosmické těleso, mající průměr asi 60 metrů, se chová jako myš škádlící kočku.

Asteroid, pojmenovaný 2002 AA29, zanechává stopu připomínající tvar podkovy a střídavě vede nebo následuje Zemi okolo Slunce. „Do jisté míry, Země a tento asteroid jsou jako dvě závodní auta na kruhové trati“, říká Dr. Paul Chodas, který objevil neobvyklý pohyb objektu. „Asteroid byl na nepatrně pomalejší dráze vně Země, a naše planeta jím byla doháněna,“ dodává.

8. ledna 2003, malinké těleso dosáhlo minimální vzdálenosti (přibližně 5,9 kilometrů) od Země. Když se tato dvě tělesa, k sobě přiblížila, spojením účinků gravitace Země a Slunce byl asteroid vystrčen do rychlejší vnitřní dráhy Země, a dostal se dopředu.

Podle mezinárodního týmu astronomů, včetně výzkumníků z NASA JPL v Pasadeně, se za 95 let asteroid znovu přiblíží k Zemi z druhé strany. Vzájemné působení  gravitace Země a Slunce bude potom posunovat asteroid zpátky do pomalejší vnější stopy, a vzor se bude opakovat. Pozorovateli, pohybujícímu se se Zemí, se asteroid jeví tak, jakoby vykresloval stopu podkovy.

Není možné, aby tento asteroid zasáhl Zemi, protože zemská přitažlivost zadržuje jeho periodické posuvy, drží ho v odstupu a nikdy se nedostanou k sobě příliš blízko.

Výpočty ukazují, že za asi 600 let může asteroid začít kroužit kolem Země jako malinký, vzdálený kvazi-měsíc. Bude se jevit tak, že obíhá Zemi, ale ve skutečnosti bude příliš daleko na to, aby byl považován za pravý satelit naší planety. Výpočty rovněž naznačují, že kosmické těleso bude obíhat Zemi jako kvazi-satelit po dobu asi 40-ti let předtím než znovu začne svou zvláštní oběžnou dráhu ve tvaru podkovy.



(podle informací NASA 03-001 z 2. 1. 2003 přeložil FV)

SUPERNOVA 2003H V GALAXII NGC 2207


Oprava. Poslední větu uvedenou v IAUC 8047 zaměňte za následující text: "Mezihvězdné čáry Na I D jsou zastoupeny v absorpci s ekvivalentní šířkou 0.6 nm, což ukazuje na významné zčervenání v hostitelské galaxii. To je také důvodem, proč je spektrum 2003H tak červené v porovnání se spektrem supernovy 1984L typu Ib."

(podle IAUC 8049 z 15. 1. 2003 přeložil ML)


(D. Hanžl, M. Lehký, F. Vašíček, G. Opletalová a P. Hájek)



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

    Галоўная старонка