* 299 1998 expresní astronomické informace




Дата канвертавання24.04.2016
Памер54.65 Kb.

* 299 * 6.1.1998

EXPRESNÍ ASTRONOMICKÉ INFORMACE


(EAI jsou zpravodajem sdružení EAI a vycházejí za podpory Hvězdárny Brno a ČAS)
Adresa : Expresní Astronomické Informace, Úvoz 118, 602 00 BRNO

nebo Hvězdárna Vyškov, pošt. přihrádka 43, 682 00 VYŠKOV

Telefon : (05) - 41129294, 41321287 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) - 41129515 (baud rate 2400, parity NONE, data bits 1)

(05) - 41129433 (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, qhajek@fee.vutbr.cz



SUPERNOVA 1997ei V GALAXII NGC 3963


P. Garnavich, S. Jha, R. Kirshner a P. Challis, Harvard- Smithsonian Center for Astrophysics, oznamuje, že L. Macri získal na 1.5-m Tillinghast teleskopu 27.5 UT prosince spektrum objektu, které ukazuje, že SN 1997ei je typu Ia, přibližně 1 týden po maximu. Podle úzkých emisních čar mateřské galaxie vychází rudý posuv z = 0.011.

K. Ayani, Bisei Astronomical Observatory (BAO); a H. Yamaoka, Kyushu University, hlásí: "Pomocí 1.01-m dalekohledu BAO bylo 28.8 UT pro. pořízeno spektrum SN 1997ei. Spektrum potvrzuje, že se jedná o klasifikaci (typ Ia) oznámenou v IAUC 6796 i když čára Si II kolem 615 nm by spíše naznačovala na typickou (jasnou) SN typu Ia. Kolem 580 nm je patrná čára Si II. Tyto spektrální čáry naznačují, že SN 1997ei je poněkud pekuliární objekt typu Ia, pravděpodobně rychle klesající a sub-svítivá (Nugent a kol. 1995, Ap.J. 455, L147) supernova."

L. Wang, D. A. Howell a J. C. Wheeler, University of Texas, hlásí: "Pomocí 2.1-m dalekohledu (+ IGP) na McDonald Observatory bylo 29. 12. 1997 získáno spektrum (obor 420-813 nm; rozlišení asi 1 nm). Předběžná analýza ukazuje, že spektrum se podobá spektru SN 1987M přibližně týden po maximu (Filippenko a kol. 1990, A.J. 100, 1575) a SN 1994I těsně u maxima. To znamená, že SN 1997ai může být spíše typ Ic než Ia (IAUC 6796, 6800). Absorpční čáry na 625 a 760 nm můžeme zidentifikovat s Si II 635.5 nm a O I 777.4 nm. Čára O I 777.4-nm je ve spektru SN 1997ei silnější než Si II 635.5-nm. Tato čára je také silnější něž ve spektrech SNe 1994I a 1987M. K potvrzení klasifikace jsou potřebné další pozorování. Spektrum, které vidíte vlevo je přístupné přes Internet na http://tycho.as.utexas.edu/~lifan/Images/sn97ei.gif."

(podle IAUC 6796, 6800 a 6802 z 29. a 30. 12. 1997 a 2.1. 1998 přeložil DH)


SUPERNOVA 1997ef V GALAXII UGC 4107


J. Y. Wei, J. Y. Hu, Y. L. Qiu a Q. Y. Qiao, Beijing Astronomical Observatory; a J. S. Deng a J. H. You, Shanghai Jiao Tong University, oznamují následující R hvězdné velikosti SN 1997ef: pro. 4.8 UT, 16.4; 11.7, 16.1; 12.7, 16.1; 13.8, 16.2; 16.8, 16.3; 22.8, 16.3; 24.7, 16.2; 26.8, 16.2.

P. Garnavich, S. Jha, R. Kirshner a P. Challis, Harvard- Smithsonian Center for Astrophysics; a D. Balam, University of Victoria, oznamují: "Nedávné CCD snímky SN 1997ef získané na 1.2-m Whipple Observatory P. Berlindem, na MDM 2.4-m dalekohledu J. Thorstensenem a na Dominion Astrophysical Observatory 1.8-m Plaskett teleskopu ukazují, že začal pokles jasnosti. Vizuální odhady hvězdné velikosti vůči hvězdě (V = 17.05 mag), která se nachází 1' jihozápadně od galaxie UGC 4107: prosinec 16.3 UT, 16.56; 27.3, 16.84; 28.3, 16.94. Spektra, která získali Berlind a L. Macri na Tillinghast teleskopu a Thorstensen na MDM 2.4-m mezi 17. a 27. prosincem ukazují, prudký posun rychlostí v hlavních spektrálních čarách je pomalejší. Po korekci o rudý posuv galaxie UGC 4107 můžeme identifikovat velké množství píků, které lze zidentifikovat na 397 nm (Ca II), 457 nm (?), 486 nm (H-), 547 nm (?), 587 nm (He I), 614 nm (?), a 655 nm (H-). Emisní pík H- je zakulacen, zatímco nedefinovaná maxima mají trojúhelníkový profil. Nyní se spektrum podobá pekuliárním supernovám typu Ib 1998L (Filippenko 1988, A.J. 96, 1941) a 1983I (Wheeler a kol. 1987, Ap.J. 313, L69), což také vysvětluje široká maxima v blízkosti vlnové délky H-. Tyto objekty a SN 1997ef jsou pravděpodobně extrémní případy hmotných hvězd, které již ztratily všechnu hmotu, ale zbylo jim malé množství vodíku."

(podle IAUC 6797 a 6798 z 29. A 30. 12. 1997 přeložil DH)

SUPERNOVA 1997ej V GALAXII IC 2060


J. Maza, Department of Astronomy, University of Chile, oznamuje objev supernovy (B hvězdná velikost kolem 16.5 mag), kterou objevil Marina Wischnjewsky na T-Max 400 filmu exponovaným L. Gonzalezem pomocí Maksutovova teleskopu na Cerro El Roble Observatory 29.145 UT prosince. SN 1997ej má souřadnice  = 4h17m53s.49,  = -5636'58".2 (2000.0), což je 13".5 východně a 17".5 jižně od jádra čočkovité galaxie IC 2060 (ESO 157-19). Objekt není zachycen na IIa-O deskách, které byly exponovány stejným přístrojem 25.21 UT listopadu. Není ani na T-Max filmu pořízeném 27.22 listopadu (limitní mag kolem 19.5).

A. Clocchiatti, P. Universidad Catolica de Chile; a M. M. Phillips, Cerro Tololo Interamerican Observatory (CTIO), píší: "31.1 UT prosince byl na CTIO 1.5-m dalekohledu pořízen spektrogram (obor 350-700 nm; rozlišení 0.6 nm) SN 1997ej. Spektrogram ukazuje, že SN je typu Ia, pravděpodobně více než týden před maximem. Spektru dominuje široká a silná čára Si II 635.5-nm s plochou spodní absorpcí posunutou k modré, jejíž střed naznačuje expanzní rychlost 15000 km/s. Střed absorpčních čár Ca II H a K dává posuv k modré asi 19000 km/s. Spektrum je velmi podobné SN 1990N, přibližně 2 týdny před maximem (zejména šířkou spektrálních čar), ale stejně dobře je srovnatelné se spektrem SN 1992bc získaným asi 10 dní před maximem. Takto ranné fázi odpovídají i vysoké expanzní rychlosti čar Si II a Ca II."

(podle IAUC 6801 z 31. 12. 1997 přeložil DH)

ZÁKRYT KLASICKÉ CEFEIDY V LMC


D. Welch, Department of Physics and Astronomy, McMaster University, oznamují: "Spolupracovníci týmu MACHO (cf. IAUC 6312) objevili ve Velkém Magellanově mračně klasickou cefeidu s periodou 4.97 dne nacházející se v zákrytovém dvojhvězdném systému. Další primární minimum nastane 25.0 února ( 3) UT. Systém má souřadnice  = 05h20m25s.1,  = -7011'08" (2000.0). Orbitální perioda je 400 dní a hvězdná velikost a barvený index mimo zákryt je V = 14.55, V-R = +0.07. Variace hvězdné velikosti v oboru V mimo zákryt dosahují kolem 0.05 mag. Radiální rychlost semiamplitudy 0.05 mag cefeidy nebo jejího souputníka je pravděpodobně kolem 30 km/s. Tato hodnota systém činí vhodným pro určení dynamických hmot. Primární zákryt trvá jeden až dva týdny. Po tuto dobu je soustava slabší než V = 15.2 mag a R = 15.1 mag. Ještě bychom chtěli poznamenat, že v nastávajících pěti letech bude pro pozorování primárního zákrytu LMC na obloze postupně stále hůře položeno." Potenciální zájemci o pozorování prosím kontaktujte Dr. Welcha přes e-mail welch@physics.mcmaster.ca nebo telefonicky na číslech +1-905-525-9140 (nebo +1-905-525-23186), který koordinuje pozorování.

(podle IAUC 6802 z 2. 1. 1997 přeložil DH)

NSV 1665 (=Q1997/092)

Mike Collins, Everton, Beds, UK, oznamuje detekci proměnné hvězdy v souhvězdí Persea, kterou našel fotograficky v rámci UK Nova/Supernova přehlídky pomocí 135mm objektivu. Hvězda byla ztotožněna s předpokládanou proměnnou NSV 1665 [(O. Morgenroth, Astron. Nach.,vol.268, col. 273-6 (1939)]. Identifikace s GSC katalogem ukázala, že se jedná o: GSC 3354.0049, V=11.53 souřadnice:  = 04h37m29s  = +51 45'30"(2000). Podle Collinsových snímků z 28.9 UT října 1997 lze odhadnout její hvězdnou velikost na 11.6 mag, zatímco na snímku z 29.9 UT listopadu 1989 má 12.2 mag. Hvězda byla nalezena i v RealSky přehlídce jako objekt 11.2 mag, což je údaj vycházející z "červené" desky Palomarské přehlídky, která byla exponována 8. 10. 1953. Také snímek J. Grillse na patrol snímku z 27. 1. 1982 zachycuje objekt na 12.2 mag (135mm Tri-X). Slabý je objekt v Atlas Stellarum (8. 3. 1969), kde se jeho jasnost pohybuje kolem 14.0B.

(podle The Astronomer EC No. 1261 přeložil DH)

NOVA CASSIOPEIAE 1993

Vizuální odhad od M. Lehkého, Hradec Králové: pro. 31.802 UT, 14.4 (0.42-m RL).
NOVA CASSIOPEIAE 1995

Vizuální odhad od M. Lehkého, Hradec Králové: pro. 31.795 UT, 11.8 (0.42-m RL).
AKTIVNÍ GALAXIE NGC 7469 Peg

Vizuální odhady od M. Lehkého, Hradec Králové (0.42-m RL): prosinec 21.779 UT, 12.8; 30.739, 12.8; 31.792, 12.8.

KOMETA 55P/TEMPEL-TUTTLE


Vizuální odhady celkové jasnosti a průměru komy: pro. 26.81 UT, [12.0, -- (A. Pearce, Cadoux, W. Austrálie, 0.41-m reflektor); 27.48, 11.0, 4' (A. Hale, Cloudcroft, NM, 0.41-m reflektor); 27.79, 12.2, 3'.0 (S. Yoshida, Ibaraki, Japan, 0.46-m reflektor); 27.81, 12.1, 3' (Pearce); 28.81, 11.9, 3'.6 (Pearce).

(podle IAUC 6796 z 29. 12. 1997)

KOMETA C/1995 O1 (HALE-BOPP)

Vizuální m1 odhady: lis. 2.74 UT, 5.9 (T. Karhula, Yerecoin, W. Austrálie, oko); 18.52, 6.6 (D. Seargent, The Entrance, N.S.W., binokulár 10x50); pro. 4.25, 7.0 (J. de S. Aguiar, Campinas, Brazílie, binokulár 11x80); 29.53, 7.6 (A. Pearce, Nedlands, W. Australia, binokulár 20x80).

(podle IAUC 6797 z 29. 12. 1997)

KOMETA C/1997 D1 (MUELLER)

Vizuální m1 odhady: lis. 1.00 UT, 11.7 (M. Lehký, Hradec Kralové, 0.42-m reflektor); pro. 21.83, 12.1 (Lehký); 28.66, 13.4 (A. Pearce, Cadoux, W. Australia, 0.41-m reflektor).

(podle IAUC 6798 z 30. 12. 1997)


KOMETA 69P/TAYLOR

CCD odhady hvězdné velikosti: 1997 říj. 8.79 UT, 17.8 (A. Sugie, Dynic Observatory, 0.60-m reflektor); 12.84, 18.3 (M. Yamanishi a kol., Saji Observatory, 1.0-m reflektor); lis. 1.79, 17.9 (Sugie); 7.76, 17.6 (Yamanishi a kol.); 9.78, 18.3 (A. Nakamura, Kuma, Ehime, Japonsko, 0.60-m reflector); pro. 4.77, 16.4 (Nakamura); 24.71, 15.1 (Nakamura).

(podle IAUC 6802 z 2. 1. 1998)


KOMETA 103P/HARTLEY 2

Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti: pro. 26.86, 7.5, 9'.5 (M. Lehký, Hradec Králove, binokulár 25x100); 27.73, 8.0, 8'.5 (M. Lehký, Hradec Králove, binokulár 25x100); 30.70, 8.0, 9' (M. Plšek, Lelekovice, binokulár 10x80); 31.72, 8.7, 5'.8 (Lehký, binokulár 25x100).

KOMETA C/1997T1 (UTSUNOMIYA)

Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti: pro. 30.70, 10.1, 3'.0 (M. Lehký, Hradec Králové, binokulár 25x100); 31.69, 10.1, 3'.0 (Lehký, binokulár 25x100); 1998 led. 01.70, 10.2, 2'.0 (Lehký, binokulár 25x100).

KOMETA C/1997J2 (MEUNIER-DUPOUY)

Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti: pro. 30.71, 11.0, > 2'.5 (K. Hornoch, Lelekovice, 0.13-m reflektor); 30.71, 11.0, 2'.1 (M. Lehký, Hradec Králové, binokulár 25x100); 30.72, 10.9, 2'.2 (M. Plšek, Lelekovice, 0.13-m reflektor); 31.70, 10.8, 2'.1 (Lehký, binokulár 25x100); 1998 led. 01.71, 10.6, 2'.1 (Lehký, binokulár 25x100).

(podle IAUC 6801 z 31. 12. 1997)


KOMETA 103P/HARTLEY 2

Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti: pro. 30.72, 7.7, 10' (K. Hornoch, Lelekovice, binokulár 10x80); 30.72, 8.7, 7'.0 (M. Lehký, Hradec Králové, binokulár 25x100); 1998 led. 01.72, 8.8, 4'.0 (Lehký, binokulár 25x100).
KOMETA 104P/KOWAL 2

Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti: pro. 30.75, 13.6, 1'.6 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); 31.73, 13.7, 1'.6 (Lehký, 0.42-m reflektor); 1998 led. 01.74, 13.5, 1'.3 (Lehký, 0.42-m reflektor).
KOMETA 65P/GUNN

Vizuální odhad celkové hvězdné velikosti: pro. 30.77, [15.5, -- (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor)
KOMETA 132P/HELIN-ROMAN-ALU 2

Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti: pro. 30.79, 15.0, 0'.8 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); 31.74, 15.0, 0'.8 (M. Lehký, 0.42-m reflektor); 1998 led. 01.75, 14.9, 0'.7 (Lehký, 0.42-m reflektor).

KOMETA C/1997D1 (MUELLER)

Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti: pro. 30.75, 12.5, 1'.6 (K. Hornoch, Lelekovice, 0.35-m reflektor); 30.76, 12.5, 1'.2 (M. Plšek, Lelekovice, 0.35-m reflektor); 30.82, 13.4, 1'.5 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); 31.76, 13.8, 1'.3 (Lehký, 0.42-m reflektor); 1998 led. 01.77, 13.8, 1'.6 (Lehký, 0.42-m reflektor).

KOMETA 78P/GEHRELS 2

Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti: pro. 30.78, 11.9, 2'.2 (K. Hornoch, Lelekovice, 0.35-m reflektor); 30.79, 11.6, 2' (M. Plšek, Lelekovice, 0.35-m reflektor); 30.83, 11.9, 1'.9 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); 31.79, 12.5, 1'.7 (Lehký, 0.42-m reflektor).
KOMETA 128P/SHOEMAKER-HOLT 1

Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti: pro. 30.84, 14.9, 0'.8 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); 31.77, 14.9, 0'.8 (Lehký, 0.42-m reflektor); 1998 led. 01.78, 14.9, 0'.8 (Lehký, 0.42-m reflektor).

OKÁZALÝ KONEC ŽIVOTA HVĚZDY


Hvězdy podobné našemu Slunci žijí v sousedství galaxií nevýznamným životem. Po miliardy let vyzařují teplo a světlo. Když tyto hvězdy dosáhnou věku "odchodu do důchodu" stanou se z nich jedinečná a barevně vyvedená umělecká díla.

Hvězdy slunečního typu obvykle začínají svou 30000 let dlouhou životní pouť v "šerých letech", nafukují se a září, nakonec odhodí své plynové obálky a zůstane jen horké jádro. Odvržené plynové obálky se nazývají planetární mlhoviny. Název pochází z 18. století, kdy astronomům, kteří je pozorovali v malých dalekohledech svým tvarem připomínali planety jako Uran nebo Neptun.

Zbytky plynu potom září jako fluorescenční fragmenty a vznikají objekty spletitých tvarů s různými pojmenováními jako např. "Kočičí oko" a "Přesýpací hodiny". Astronomové v naší galaxii objevili více než 1000 planetárních mlhovin.

Plyn uvolněný těmito umírajícími hvězdami pomáhá vytvářet nový život. Obsahuje totiž chemické prvky, včetně uhlíku, které nakonec utvoří hvězdy a planety. Vědci se domnívají, že pozemský uhlík je částí miliardy let staré planetární mlhoviny (který se sem dostal ve zbytcích supernovy).

Exploze supernov mohou být mohutné ale světelné efekty od umírajících obyčejných hvězd jsou hezčí. Konec života hmotné hvězdy (o hmotnosti asi 8 hmot Slunce) pak pozorujeme jako výbuch, který je tak jasný jako 1 miliarda Sluncí. V galaxiích podobné naší, nastávají takto mohutné výbuchy pouze jednou za 30 let. Naproti tomu zánik obyčejné hvězdy nastává každý rok. Abychom porozuměli jak tyto hvězdy žijí a umírají vědci vytváří stále jasnější obraz zániku našeho Slunce ("Šedá léta" našeho Slunce začnou za 5 miliard roků).

Hvězdy podobné Slunci se stejně jako lidé rodí, žijí svůj život a umírají. Život takové hvězdy trvá přibližně 10 miliard let. Většinu času hvězda stráví jako "dospělý jedinec" nebo jinak řečeno ve fázi "hlavní posloupnosti". Svůj "blažený" život prožívá v sousedství blízké galaxie. Navenek hvězda žije poklidně, v jejím jádře, které je "motorem" a centrem produkce energie, probíhají mohutné, samoregulovatelné procesy. Neustále zde probíhá přeměna vodíku na helium (takzvané jaderné reakce). Tento "motor" pohánějící naše Slunce produkuje potřebné teplo činící Zemi obyvatelnou. Energie generovaná v jádru je také gravitačně držena.

Všechny hvězdy neustále bojují s gravitací, přesněji, vnitřní hladiny čelí drtícímu tlaku vnějších vrstev. Po většinu života hvězdy panuje vratká rovnováha mezi tlakem a gravitací. Dalo by se to přirovnat ke dvěma bojovníkům, kteří se přetahují lanem. Váha vnějších hladin hvězdy tlačí na vnitřní hladiny. Ve stejném okamžiku v bouřlivém jádře hvězdy je vyvíjeno teplo (přeměnou vodíku na helium) a vzniká tlak. Tento tlak se projevuje vnější silou, podobně jako tlak plynu v horkovzdušném balonu a bojuje s vnitřní silou gravitace.

Jak hvězda stárne, vyčerpává se zásoba vodíku. V okamžiku, kdy vodík dojde, neexistuje již ve hvězdě dostatečný vnitřní tlak plynu a boj s gravitací je prohrán. Pro zachování rotace, se musí hvězda přizpůsobit. A tím jsou odstartována "šedá léta" hvězdy.

Když lidé dosáhnou svého zlatého věku odchází do poklidného důchodu. Ale hvězdy podobné Slunci prožívají v seniorských letech úplné drama. Je to poslední epizoda jejich klidného života. Po vypotřebování vodíku vítězí gravitace. Jádro se začne smršťovat a stává se hustší a žhavější. V tomto bodu se hvězda nachází celých 90 - 95 % životní doby. Potom začne přeměna do stavu rudého obra (v tomto stádiu se průměr hvězdy zvětší asi na 200 násobek jejího normálního průměru) a vývoj končí jako pomalu chladnoucí bílý trpaslík (horký objekt, průměrem se podobající Zemi). Jedna hrst materiálu bílého trpaslíka váží tolik co letadlo B 747. Fáze, při které probíhá ztráta vnějších obálek až do úplného obnažení, trvá u hvězdy slunečního typu jen zlomek života (asi 10000 let).

Ze zoufalství, dochází k tomu, že je opět zažehnuta termonukleární pec a zbytek po předcházejících termonukleárních reakcích - helium – je přeměňováno na uhlík. Tento proces již není příliš výnosný a vydá pouze na několik stovek milionů let života hvězdy.

Teplo z jádra je absorbováno ve vnějších hladinách hvězdy a objekt se stává 3000 krát svítivějším. Poté se rozpíná, obohacuje o železo až zchladne. Vzniká hvězda nazývaná rudý obr. Tato fáze trvá asi 1 miliardu let.

Po vyčerpání helia se jádro stává opět neaktivní. Rudý obr umírá, ale neaktivní uhlíkové jádro je stále velmi horké. Kolem jádra existují dvě obálky. Jedna je bohatá na nepřeměněný vodík, druhá na hélium.

Povrch hvězdy pulsuje a doslova se otřásá od seismické energie od spodních obálek. S každým pulsem, který trvá asi rok se povrchové hladiny rozpínají a chladnou. Pokaždé, když uvnitř hvězdy k tomu dojde, je část materiálu vyvržena do prostoru a "pomalým větrem" unášena rychlostí 16 km/s. Tento proces pokračuje po tisíce let až do chvíle kdy zbude jen asi dvě třetiny původní hmoty hvězdy: zbude uhlíko-kyslíkové jádro.

Po několika tisících letech, když jsou odfouknuty poslední vnější hladiny zůstávají žhavější vnitřní hladiny obnažené. A krátce na to zbude jen holé uhlíko-kyslíkové jádro. Jeho teplota prudce roste. Za 20000 let dosáhne povrchová teplota jádra asi 250000 F (pokud je hvězda na hlavní posloupnosti teplota jejího povrchu je asi 11000 F). Hustá uhlíko-kyslíková hvězda není o moc větší než Země.

Ultrafialové paprsky pocházející ze žhavého povrchu ozařují odvržené a stále se pohybující vnější hladiny hvězdy.

Toto záření je natolik energetické, že způsobuje fluorescenci plynu - jakou známe např. ze svítidel (zářivky) - vzniká jasná planetární mlhovina obklopující umírající hvězdy.

Nový vítr, který nese velmi málo hmoty, ale hodně energie vane od hvězdy rychlostí 1600 km/s. Řídký vítr dohání dříve odvržený plyn a proniká jím. Tento vítr je nazýván "rychlý" a pomáhá dotvářet planetární mlhovinu, v místech střetu vznikají roztodivné tvary.

Záření od hvězdy začíná ohřívat planetární mlhovinu, proniká do různých plynů. Nejprve se mlhovina stává červenou, protože je zahříván vodík. Když je odhalen povrch hvězdy, teplota vzroste a barvy se posunou do zelené (kyslík) a modré (hélium). Pro vzdáleného pozorovatele se dřívější hladiny hvězdy jeví jako žhnoucí planetární mlhovina. Svým rozměrem překračuje 1000 násobek rozlohy naší sluneční soustavy. Fluorescenčním světlem planetární mlhoviny září pouze cca 10000 let.

Nakonec jádro plyn do prostoru přestane vyvrhovat. Dosud vypuzený plyn se smíchá s mezihvězdným médiem, jako když se kouř od lokomotivy smíchá s naší atmosférou. Plyn nese stopy nově vzniknutého uhlíku a dusíku z atmosféry umírající hvězdy. Tento materiál putuje prostorem až do chvíle, kdy je přitažen do nově vznikající hvězdy.

GALERIE PLANETÁRNÍCH MLHOVIN Z HST

V naší dnešní příloze je vyobrazena skupina planetárních mlhovin, kterou zkoumal HST.

IC 3568

Tato planetární mlhovina se nachází v souhvězdí Camelopardalis ve vzdálenosti 9000 světelných let. Tato planetární mlhovina má průměr okolo 0.4 světelného roku (má asi 800 krát větší průměr než naše sluneční soustava). Jedná se o příklad kruhové planetární mlhoviny. Má jasné vnitřní jádro a slabší kruhové okolí tvořené obálkou.

Odpovídá: Howard Bond (Space Telescope Science Institute), Robin Ciardullo (Pennsylvania State University) a NASA

NGC 6826

Tato planetární mlhovina podobná oku je "sňatkem" dvou červených "letců", kteří leží vodorovně přes obrázek. Slabě zelené okolí "bílého" oka je asi tvořeno plynem, který tvoří téměř polovinu hmotnosti hvězdy, z které "žije". Horký zbytek hvězdy (v centru zeleného oválu) žene rychlý vítr do staršího materiálu, formuje horkou vnitřní bublinu, která tlačí starší plyn dopředu a vytváří jasný okraj. (Hvězda je jednou z nejjasnějších hvězd v planetárních mlhovinách.) NGC 6826 je vzdálena 2200 světelných let a nachází se v souhvězdí Labutě. Snímek byl pořízen kosmickým dalekohledem HSA pomocí WFPC 2 kamery 27. ledna 1996.

Odpovídá: Bruce Balick (University of Washington), Jason Alexander (University of Washington), Arsen Hajian (U.S. Naval Observatory), Yervant Terzian (Cornell University), Mario Perinotto (University of Florence, Italy), Patrizio Patriarchi (Arcetri Observatory, Italy) a NASA

NGC 3918

Se nachází v souhvězdí Kentaura asi 3000 světelných let od nás. Její průměr je asi 0.3 světelného roku. Snímek ukazuje její tvar, který je skoro sférický s vnější obálkou, která se prodlužuje z vnitřního balónového tvaru nafouknutého rychlým větrem z horké centrální hvězdy. Takto se obálka protahuje v protilehlých směrech, na obrázku je to nahoru a dolů.

Odpovídá: Howard Bond (Space Telescope Science Institute), Robin Ciardullo (Pennsylvania State University) a NASA



HUBBLE 5

Je překvapivým příkladem "motýla" nebo bipolární (dvou-lalokové) mlhoviny. Žár, který generuje rychlé větry, je příčinou každého expandujícího laloku. Tento žár vzniká uvnitř diskovitého centra planetární mlhoviny a způsobuje expanzi materiálu v protilehlých směrech vně vnitřního disku. Obrázek byl pořízen kosmickým dalekohledem HST za pomocí WFPC 2 kamery 9. září 1997. Planetární mlhovina Hubble 5 se nachází v souhvězdí Střelce ve vzdálenosti 2200 světelných let od nás.

Odpovídá: Bruce Balick (University of Washington), Vincent Icke (Leiden University, The Netherlands), Garrelt Mellema (Stockholm University), a NASA

NGC 7009

Planetární mlhoviny NGC 6826 a NGC 7009 jsou velmi podobné. NGC 7009 má jasnou centrální hvězdu v centru tmavé dutiny jejíž hranicí v podobě fotbalového hřiště je okraj modrého a červeného plynu. Dutina a její okraj se liší hladkým rozložením zeleného materiálu ve tvaru sudu, který obsahuje dřívější formu hvězdy. Ve větší vzdálenosti podél dlouhé osy mlhoviny leží pár červených útvarů, které se podobají "držadlům". Každé držadlo je spojeno se špičkou dutiny dlouhým nazelenalým jetem materiálu. Držadla jsou oblaky nízkohustotního plynu. NGC 7009 je 1400 světelných let vzdálena v souhvězdí Vodnáře. HST pořídil tento snímek 28. Dubna 1996 za pomocí kamery WFPC 2.

Odpovídá: Bruce Balick (University of Washington), Jason Alexander (University of Washington), Arsen Hajian (U.S. Naval Observatory), Yervant Terzian, (Cornell University), Mario Perinotto (University of Florence, Italy), Patrizio Patriarchi (Arcetri Observatory, Italy), NASA


NGC 5307

Tato planetární mlhovina také leží v souhvězdí Kentaura, ale je od nás vzdálena 10000 světelných let. Její průměr je přibližně 0.6 světelného roku. Je to příklad planetární mlhoviny s loukoťovitým kolem nebo spirální strukturou. Každá "kapka" plynu uvolněná z centrální hvězdy má protějšek na opačné straně hvězdy.

Odpovídá: Howard Bond (Space Telescope Science Institute), Robin Ciardullo (Pennsylvania State University) a NASA

(podle zprávy na Internetu připravil PH)

AR ANDROMEDAE

Tato trpasličí nova typu SS Cyg se nacházela ve vzplanutí. Dokumentují to následující odhady:1997 prosinec 27.0 UT, <14.9 (G. Chaple, USA); 27.2951, <14.5 (G. Hanson, USA); 27.4681, <14.5 (S. Sakuma, Japonsko); 27.838, <15.2 (G. Poyner, Anglie); 28.1083, <14.9 (G. Hanson); 28.75, 12.9 (M. Verdenet, Francie); 28.98, 11.8 (G. Dyck, USA); 29.004, 11.8 (G. Chaple, USA); 29.0063, 12.4 (J. Bortle, USA); 29.2563, 12.0 (G. Hanson, USA); 29.4472, 12.0 (S. Sakuma, Japonsko).

(podle AAVSO NEWS FLASH 241 z 29.12.1997 upravil PH)


SY CANCRI

Tato trpasličí nova typu Z Cam se nacházela ve vzplanutí. Dokumentují to následující odhady:1997 prosinec 24.6250 UT, 12.9 (R. Stubbings, Austrálie); 26.6069, 12.8 (R. Stubbings, Austrálie); 27.3056, 12.7 (G. Hanson, USA); 28.3257, 12.3 (G. Hanson, USA); 28.6361, 12.0 (R. Stubbings, Austrálie); 29.110, 12.2 (G. Poyner, Anglie); 29.5007, 11.6 (G. Hanson, USA); 29.5764, 11.8 (R. Stubbings, Austrálie).

(podle AAVSO NEWS FLASH 241 z 29.12.1997 upravil PH)


AT CANCRI

Tato trpasličí nova typu Z Cam se nacházela ve vzplanutí. Dokumentují to následující odhady:1997 prosinec 22.1611 UT, <13.4 (R. Stewart, USA); 24.2347, <14.0 (R. Stewart, USA); 26.1042, 12.9 (G. Dyck, USA); 29.113, 13.5 (G. Poyner, Anglie).

(podle AAVSO NEWS FLASH 241 z 29.12.1997 upravil PH)


SV CANIS MINORIS

Tato trpasličí nova typu Z Cam se nacházela ve vzplanutí. Dokumentují to následující odhady:1997 prosinec 22.1632 UT, <13.0 (R. Stewart, USA); 24.5417, <14.5 (R. Stubbings, Austrálie); 26.5535, 13.2 (R. Stubbings, Austrálie); 28.5021, 13.7 (R. Stubbings, Austrálie); 29.5243, 14.1 (R. Stubbings, Austrálie).

(podle AAVSO NEWS FLASH 241 z 29.12.1997 upravil PH)


KU CASSIOPEIAE

Tato trpasličí nova typu SS Cyg se nacházela ve vzplanutí. Dokumentují to následující odhady:1997 prosinec 22.0990 UT, 20.12 (R. Zissell, USA, CCD s V filtrem); 24.2083, <13.8 (R. Stewart, USA); 25.1986, <13.9 (T. Burrows, USA); 26.1042, 13.8 (G. Dyck, USA); 26.986, 13.2 (G. Chaple, USA); 27.2896, 13.3 (G. Hanson, USA); 27.826, 13.2 (G. Poyner, Anglie); 28.1861, 13.4 (T. Burrows, USA); 29.0097, 13.7 (J. Bortle, USA); 29.024, 13.3 (G. Poyner, Anglie); 29.2722, 13.7 (G. Hanson, USA).

(podle AAVSO NEWS FLASH 241 z 29.12.1997 upravil PH)


IR GEMINORUM

Tato trpasličí nova typu SU UMa se nacházela ve vzplanutí. Dokumentují to následující odhady:1997 prosinec 27.3028 UT, <14.9 (G. Hanson, USA); 28.3215, <16.0 (G. Hanson, USA); 28.5035, <13.6 (R. Stubbings, Austrálie); 29.0326, 13.7 (J. Bortle, USA); 29.104, 13.6 (G. Poyner, Anglie); 29.2130, 13.30 (R. Zissell, USA, CCD s V filtrem); 29.5431, 13.0 (R. Stubbings, Austrálie).

(podle AAVSO NEWS FLASH 241 z 29.12.1997 upravil PH)


AH HERCULIS

Tato trpasličí nova typu Z Cam se nacházela ve vzplanutí. Dokumentují to následující odhady:1997 prosinec 27.5403 UT, 12.3 (G. Hanson, USA); 28.5438, 11.9 (G. Hanson, USA); 29.5097, 11.7 (G. Hanson, USA).

(podle AAVSO NEWS FLASH 241 z 29.12.1997 upravil PH)



(D. Hanžl a P. Hájek)



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

    Галоўная старонка