* 302 27 1998 expresní astronomické informace



Дата24.04.2016
Памер47.33 Kb.
#26029

* 302 * 27.1.1998

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



SUPERNOVY 1997ef, 1997ei, 1997fb, 1997fc, 1998A


A. V. Filippenko a E. C. Moran, University of California, Berkeley, oznamují výsledky spektroskopie prováděné 17. ledna na dalekohledu Keck-2: "SN 1997fb a SN 1997fc (cf. IAUC 6807) jsou typu Ia a přibližně 2 týdny po maximu. Podle novějších spekter se zdá, že jde o pekuliární typy (může to být v důsledku kontaminace světla hvězdy). Jejich rudé posuvy odpovídají tomu, jaký má kupa galaxií Abell 3301 (0.054). SN 1997ei je typu Ic (cf. IAUC 6802) a ne Ia (jak bylo uvedeno v IAUC 6796 a 6800). Spektrum v blízké infračervené oblasti SN 1997ef (cf. IAUC 6786, 6798) ukazuje silnou emisní čáru Ca II 860-nm, ale je to charakteristický znak mnoha subtypů supernov; přesná klasifikace SN 1997ef je stále nejistá."

(podle IAUC 6809 z 17. 1. 1998 přeložil DH)


SUPERNOVA 1998B V BEZEJMENNÉ GALAXII


J. Mueller oznamuje objev supernovy (asi 18.5 mag), která se zaznamenala na 1. a 2. ledna na fotografické desce exponované na 1.2-m Oschin Schmidt Teleskopu v rámci druhé Palomarské přehlídky oblohy. SN 1998B se nachází 7" východně a 1".5 jižně od centra galaxie na souřadnicích a = 7h46m02s.1, d = +1843'02" (2000.0). Na Digitální přehlídce oblohy není na této pozici zachycen žádný objekt. Filippenko a Moran oznamují, že spektrum z Keckova dalekohledu pořízené ve stejných dnech ukazuje, že supernova je typu Ia, přibližně 3-4 týdny po maximu. Rudý posuv galaxie je 0.045.

(podle IAUC 6809 z 17. 1. 1998 přeložil DH)


SUPERNOVY 1997ff AND 1997fg


R. L. Gilliland, Space Telescope Science Institute a M. M. Phillips, Cerro Tololo Interamerican Observatory, oznamují, že na známém snímku Hubble Deep Field (HDF) objevili dvě supernovy. Objekty byly zaznamenány až na snímcích z druhé epochy HDF, která byla prováděna mezi 23.6 a27.0 UT prosincem 1997 přístrojem WFPC2 na HST (+ F814W filtr); na snímcích z první epochy zachyceny nejsou (exponován 25. 12. 1995). SN 1997ff se nachází 0".11 západně a 0".11 jižně od centra galaxie, kterou Williams a kol. (1996 A.J. 112, 1335) označili jako 4-403.0, a její pozice je a = 12h36m44s.11, d = +6212'44".8 (2000.0). SN 1997fg je 0".31 východně a 0".31 jižně od centra 3-221.0, která má souřadnice a = 12h36m57s.67, d = +6212'13'15".3 (a rudý posuv 0.952). Hvězdné velikosti byly získány tak, že nové série HDF snímky byly rozděleny do tří sad (každá o celkové expoziční době 21000 s). Dále byly určeny vůči referenčním hvězdám se známými I magnitudami, které se na HDF nacházely (viz Flynn a kol. 1996, Ap.J. 466, L55): SN 1997ff, pro. 23.83 UT, I = 26.77  0.14; 25.78, 27.20  0.21; 26.74, 26.85  0.15. SN 1997fg, pro. 23.83, I = 25.93  0.07; 25.78, 26.04  0.07; 26.74, 26.02  0.07. SN 1997ff je detekována na hladině významnosti 9-sigma zatímco SN 1997fg je > 20 s.

(podle IAUC 6810 z 22. 1. 1998 přeložil DH)


SUPERNOVA 1998C V GALAXII UGC 3825


Q. Y. Qiao, Y. L. Qiu, W. D. Li a J. Y. Hu, Beijing Astronomical Observatory (BAO) oznamují jejich objev supernovy v galaxii UGC 3825 na CCD snímcích bez filtru. Snímky byly exponovány pomocí 0.6-m dalekohledu 21 UT ledna. SN 1998C má souřadnice a = 7h23m34s.63, d = +4126'04".2 (2000.0), což je 15".5 východně a 0".5 jižně od centra galaxie UGC 3825. CCD hvězdné velikosti: led. 21.57, 18.1; 22.59, 17.9. CCD snímky bez filtru stejné oblasti exponované 8. ledna neukazují na pozici supernovy žádnou hvězdu (limitní dosah asi 18.5 mag). 22.70 získali Qiao, X.Y. Dong (BAO) a X. Zhang (Yunnan Astronomical Observatory) pomocí BAO 2.16-m dalekohledu Xinglong Station nízkodisperzní spektra, která ukazují že jde o supernovu typu II před maximem. Spektrum ukazuje modré kontinuum s širokými emisními čarami H-a a H-b. FWHM čáry H-a naznačuje expanzní rychlost 8500 km/s. Ústupová rychlost galaxie UGC 3825 určená podle úzké emisní čáry H-a je 8600 km/s.

(podle IAUC 6812 z 23. 1. 1998 přeložil DH)


NGC 2060


F. E. Marshall, Goddard Space Flight Center (GSFC); J. Middleditch, Los Alamos National Laboratory; W. Zhang, GSFC; a E. V. Gotthelf, GSFC a Universities Space Research Association, oznamují objev pulsací, které zaznamenali od objektu NGC 2060 = N157B, zbytku po výbuchu supernovy (podobně jako např. je Krabí mlhovina) nacházející se ve Velkém Magellanově mračně (cf. Henize 1956, Ap.J. Suppl. 2, 331; Mathewson a kol. 1983, tamtéž. 51, 345): "Pozorování pomocí Rossi X-ray Timing Exploreru z 16. října 1996 ukázalo, že v pásmu 2-10 keV dochází k pulsacím s periodou (16.114712  0.000003) ms. Pulsace také byly detekovány v pásmu 10-25 keV. Analýza archivních dat, které získala létající kosmická observatoř ASCA X-ray detekci RXTE potvrdila, stejně jako identifikaci s N157B. Pomocí následné detekce RXTE pulsaru 22. prosince 1996 a detekcí satelitem ASCA 13. června 1993, 29. srpna, 23. září a 6. listopadu 1995 jsme určili derivaci periody (5.124  0.003) x 10-14 s/s. Zdá se, že jde o nejrychleji rotující pulsar, který kdy byl pozorován. Od svého zrození nebyl s takovou rotací pozorován. Pulsar pravděpodobně souvisí s kompaktním x-ray zdrojem v N157B (Wang a Gotthelf 1998, Ap.J., v tisku; preprint dostupný na http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/?9708087). Pozorování na jiných vlnových délkách jsou žádoucí."

(podle IAUC 6810 z 22. 1. 1998 přeložil DH)


POLÁRNÍ ZÁŘE NA SATURNU
Snímek v dnešní příloze je první snímek Saturnovy polární záře získaný přístrojem STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) na Hubbleově kosmickém dalekohledu (HST). Byl pořízen v říjnu 1997, kdy byl Saturn vzdálen 1,3 miliardy kilometrů od Země. Tento nový přístroj - STIS - použit jako kamera, poskytuje více než 10x větší citlivost než staré přístroje na HST pracující v ultrafialovém záření. Obrázky ze STIS odhalují skvělé detaily, doposud nespatřené nápadné polární záře, které obklopují Saturnův severní i jižní pól a zvedají se více než tisíc kilometrů nad vrcholky mraků.

Saturnovy polární záře jsou způsobeny energetickým Slunečním větrem, který vane okolo planet, stejně jako je tomu na Zemi, kde můžeme příležitostně spatřit polární záři na noční obloze. Polární záře mají podobnou příčinu, jako jev, kdy svítí fluorescenční lampy. Na rozdíl od Země, Saturnovy polární záře jsou pozorovatelné pouze v ultrafialovém záření, které nelze zachytit ze Země a z toho důvodu je "viditelná" pouze z vesmíru. Nové snímky z HST odhalují vlny a celkový charakter polární záře, která se pomalu vyvíjí, a je stále stejně orientována vůči Slunci a nezávisí na rotaci planety. V době, kdy polární záře ukazuje lokální zjasnění, které většinou závisí na rotaci planety, můžeme sledovat rychlé změny na časové škále jen několika minut. Tyto změny a pravidelnosti naznačují, že polární záře je v první řadě formovaná a zesilovaná nepřetržitou "tahanicí" mezi Saturnovým magnetickým polem a tokem nabitých částic ze Slunce.

Studium polárních září na Saturnu začalo již před 17ti lety. V roce 1979 pozorovala kosmická loď Pioneer 11 zjasnění na Saturnových pólech ve vzdálené ultrafialové oblasti. Kosmické sondy Voyager 1 a 2 poskytly v první polovině 80. let hrubý popis polárních září a poprvé mapovali ohromné magnetické pole, které usměrňuje energetické elektrony do atmosféry blízko severního a jižního Saturnova pólu. První snímky Saturnových polárních září poskytl na přelomu let 1994/1995 Hubbleův kosmický dalekohled s pomocí širokoúhlé a planetární kamery (Wide Field and Planetary Camera 2, respektive WFPC2). Mnohem větší citlivost nového přístroje STIS dovolila studovat děje v magnetosféře a vysoké atmosféře Saturna s mnohem většími detaily. Tento Hubbleův výzkum polární záře poskytuje základ výzkumu, který bude dovršen měřením Saturnova magnetického pole a nabitých částic kosmickou sondou NASA/ESA Cassini, která je nyní na cestě k setkání se Saturnem v první polovině příštího desetiletí.

Dva režimy získávání obrázků pomocí STIS byly použity k rozlišení mezi ultrafialovými emisemi především atomů vodíku (červená barva) a emisemi způsobenými molekulami vodíku (modrá barva). Jasný červený charakter polárních září je způsoben převládajícím atomovým vodíkem, zatímco bílé stopy mapují přilehlé oblasti molekulárního vodíku. Jižní polární zář je vpravo dole, severní je vlevo nahoře.

(podle informací ze STScI ze 7.1.1998 připravil LB)

IFRAČERVENÝ POHLED DRUŽICE COBE DO VESMÍRU

Série tří obrázků oblohy v dnešní příloze je pořízena v infračerveném oboru spektra. Horní dva snímky byly pořízeny na vlnových délkách 60 ,100 a 240 mikrometrů. Spodní snímek ukazuje jen vlnovou délku 240 m po eliminování záření sluneční soustavy a Mléčné dráhy. Na originálních snímcích jsou jednotlivé vlnové délky označeny následujícími barvami: 60 m modře, 100 m zeleně a 240 m červeně.

Snímky byly sestaveny z dat získaných mezi prosincem 1989 a zářím 1990 týmem DIRBE - Diffuse Infrared Background Experiment pracujícího s kosmickou družicí COBE - Cosmic Background Explorer. Obrázky ilustrují kroky, které vědci museli udělat, aby našli záření kosmického pozadí, které obsahuje světlo objektů vzniklých v počátcích vesmíru. Toto světlo je pohlcováno a znovu vyzářeno prachovými částicemi, ale už jako tepelné infračervené. Vzhledem k velkému stáří tohoto záření, které bloudí vesmírem, projevuje se u něj značným způsobem dopplerův červený posuv způsobený rozpínáním vesmíru od okamžiku zvaného velký třesk.

Horní obrázek představuje záření celé oblohy v infračerveném oboru. Tmavý pruh (v originále žluto-oranžový) vedoucí středem snímku je světlo mezihvězdného prachu v disku Mléčné dráhy. Střed Galaxie je shodný se středem snímku. Šedá (červená) místa okolo disku ukazují oblaka tvořená hvězdným prachem. Šedá (modrá) plocha ve tvaru ležícího písmene "S" je záření meziplanetárního prachu v sluneční soustavě.

Prostřední snímek ukazuje pohled na oblohu po eliminaci záření prachu v sluneční soustavě. Na tomto obrázku dominuje záření prachu v mezihvězdném prostoru. Dvě tmavé (světlé) skvrny v pravém dolním kvadrantu jsou naši nejbližší galaktičtí sousedi Velké a Malé Magellanovo mračno.

Spodní snímek představuje záření kosmického pozadí po odečtení všech rušivých zdrojů, jakými jsou prach ve sluneční soustavě a v mezihvězdném prostoru. Prázdná místa uprostřed snímku vznikla vymazáním světla Galaxie. DIRBE tým snímal záření kosmického pozadí také na vlnových délkách 140 m a určil hodnoty záření na osmi různých vlnových délkách od 1,25 do 100 m.

(Podle NASA z 9.1.1998 připravil PS)

KOMETY C/1997 L1 a P/1997 T3


Mezinárodní komise IAU pro pojmenovávání malých těles po více než 15 týdnech rozhodování rozhodla, že kometa, která byla oznámena jako třetí v IAUC 6754 a dále diskutována v IAUC 6759 bude pojmenována P/1997 T3 (Lagerkvist-Carsenty). Komise dále souhlasila, že kometa oznámená v IAUC 6677 (a její označení bylo navrženo v IAUC 6681) bude přejmenována na C/1997 L1 (Zhu-Balam).

I když existuje mnoho příkladů komet, kdy při objevu se jedná spíše o asteroid a následná pozorování prokážou kometární rysy není důvod se podle dostupných pozičních dat a pohybů domnívat, že C/1997 L1 se od hlavního pásu planetek nějak odlišovala (tak jak to bylo hlášeno v některých datových souborech) nebo že P/1997 T3 nepatřila v době objevu k typu Trojanů. Proto je rozumné tyto dvě komety pojmenovat ne jenom podle objevitele, ale označení upravit tak, aby jméno obsahovalo i pozorovatele, který odhalil fyzikální charakteristiky komet a tyto fakta obvyklým způsobem včasně publikoval. Je jasné, že moderní CCD technika a počítačové technologie nastolí podobnou situaci i v budoucnu. Proto v případě, že počáteční informace o poloze bude vykazovat známky asteroidálního objektu a pozorovatel u tělesa odhalí kometární známky bude tento uveden společně s objevitelem ve jménu komety.

(podle IAUC 6811 z 23. 1. 1998 přeložil DH)

KOMETY C/1997 H3, C/1997 P3 a C/1998 A1


C. St. Cyr, Naval Research Laboratory, oznamuje za SOHO-LASCO Consortium (cf. IAUC 6685) objev tří komet, které pravděpodobně náleží do Kreutzovy skupiny križičů. Komety se objevily v koronografických datech C3 koronografu. Dvě z nich byly nalezeny D.A. Bieseckerem v režimu automatického vyhledávání a třetí objevil v nedávných datech St. Cyr. Žádná z komet neměla ohon a jejich maximální hvězdné velikosti byly 6.6, 7.5 a 6.1 mag. Měření prováděli Biesecker a St. Cyr, redukoval G. V. Williams a výsledky jsou publikovány v MPEC 1997-B11, -B12 a -B13 spolu s orbitálním řešením B.G. Marsdena.

1997/98 UT  (2000) 

dub. 25.536 2 25.4 +10 10 C/1997 H3

srp. 7.640 8 52.6 +14 16 C/1997 P3

led. 12.286 19 53.5 -24 30 C/1998 A1

(podle IAUC 6811 z 23. 1. 1998 přeložil DH)


KOMETA C/1995 O1 (HALE-BOPP)

G. Garradd, Loomberah, N.S.W., oznamuje, že jeho snímky pořízené v druhé polovině prosince 1997 až 17.46 UT ledna 1998 ukazují protichvost. Prosincové snímky navíc ukazují normální prachový ohon delší než ty, které byly pořízeny dříve; snímek z 4. ledna můžete vidět na http://usrwww.mpx.com.au/~gjg/halebop.htm. 6.70 UT ledna byl antichvost o délce 1.5 pozorovatelný také vizuálně v 0.25-m reflektoru. Byl mnohem slabší než hlavní prachový ohon (ten měl délku 4.5o). Pozorováno binokulárem 10x50.

H. Boehnhardt, O. Hainaut, G. Pizarro a R. West, European Southern Observatory, píší: "Snímky komety pořízené Schmidtovou komorou v intervalu 29. 12. 1997 a 6. 1. 1998 na observatoři La Silla ukazují přímý ohon o délce 25', jehož šířka je 10" (p.a. 8 od jádra) a nejméně 4 dlouhý antichvost v p.a. 188. Severně od jádra tento ohon, který vypadá jako jehla, částečně překrývá normální difuzní prachový ohon. Příčinou existence ohonu/anti-ohonu je uvolnění velkých a starých prachových zrn z jádra do normálního prachového ohonu, ke kterému došlo nejméně 100 dní před pozorováním (nebo mnohem dříve)."

Vizuální m_1 odhady (B = binokulár): led. 6.76 UT, 7.8 (A. Pearce, Nedlands, W. Australie, 20x80 B); 17.06, 8.0 (R. Lourencon, Jundiai, Brazilie, 20x80 B); 21.4, 7.7 (S. O'Meara, Volcano, HI, 10x50 B).

(podle IAUC 6812 z 23. 1. 1998 přeložil DH)
KOMETA C/1997 T1 (UTSUNOMIYA)

Efemerida podle orbitálních elementů z MPC 31069:

1998 TT  (2000)   r Elong. Fáze m1

led. 17 18 49.71 + 0 54.8 2.275 1.468 27.0 17.7 10.5

27 18 49.88 - 0 48.1 2.275 1.528 31.7 19.8 10.7

únor 6 18 49.07 - 2 22.3 2.239 1.598 39.0 22.8 10.8

16 18 46.79 - 3 52.2 2.170 1.676 47.9 25.9 10.9

26 18 42.39 - 5 22.5 2.074 1.761 57.9 28.5 10.9

bře. 8 18 35.02 - 6 57.9 1.956 1.851 69.1 30.1 11.0

18 18 23.58 - 8 43.5 1.824 1.945 81.5 30.4 11.0

28 18 06.69 -10 43.7 1.691 2.042 95.3 29.1 11.0

dub. 7 17 42.82 -12 59.9 1.569 2.141 110.9 25.9 11.0

17 17 10.95 -15 26.3 1.477 2.242 128.3 20.6 11.0

(podle IAUC 6809 z 17. 1. 1998)



KOMETA 55P/TEMPEL-TUTTLE

Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti od M. Lehkého, Hradec Králové (L), J. Kujala (K), Hradec Králové, K. Hornocha (H) a M. Plška (P), Lelekovice: led. 15.71, 7.4, 15' (H, binokulár 10x80); 17.72, 7.5, 19' (L, binokulár 10x80);17.72, 8.7, 9' (K, binokulár 10x80); 17.77, 7.8, 18' (P, binokulár 10x80); 15.75, 8.0, 22' (P, binokulár 10x80); 17.78, 7.8, 16' (H, binokulár 10x80); 18.74, 7.9, 12' (H, binokulár 10x80); 18.76, 8.0, 20' (P, binokulár 10x80); 25.77, 8.1, 13' (H, binokulár 10x80); 25.77, 7.7, 10'.7 (L, binokulár 25x100); 25.78, 7.7, 18' (P, binokulár 10x80); 25.78, 8.4, 10'(K, binokulár 25x100); 26.74, 8.5, 7'.1 (L, binokulár 25x100).
KOMETA 103P/HARTLEY 2

Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti od M. Lehkého (L), Hradec Králové, J. Kujala (K), Hradec Králové, K. Hornocha (H) a M. Plška (P), Lelekovice: led. 15.72, 7.8, 11' (H, binokulár 10x80); 17.75, 7.9, 12' (H, binokulár 10x80); 17.75, 8.3, 5'.5 (P, binokulár 10x80); 17.75, 8.9, 5'.9 (L, binokulár 25x100); 17.76, 8.6, 1.5' (K, binokulár 25x100); 18.71, 8.0, 10' (H, binokulár 10x80); 18.73, 7.7, 12' (P, binokulár 10x80); 25.72, 9.4, 6'.7 (L, binokulár 25x100); 25.75, 8.3, 9' (H, binokulár 10x80); 25.76, 9.7, 5' (K,, binokulár 25x100); 26.72, 9.3, 5'.8 (L, binokulár 25x100).
KOMETA 69P/TAYLOR

Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti od K. Hornocha (H) a M. Plška (P), Lelekovice: led. 17.77, 11.9, 2'.1 (H, 0.35-m reflektor, vzplanutí 17.79, 11.9, 2'.3 (P, 0.35-m reflektor); komety); 18.77, 11.8, 2'.0 (H, 0.35-m reflektor); 18.74, 11.9, 2'.5 (P, 0.35-m reflektor); 25.80, 12.3, 1'.8 (H, 0.35-m reflektor); 25.83, 13.6, 1'.8 (L, 0.42-m reflektor); 26.81, 13.4, 1'.9 (L, 0.42-m reflektor).
KOMETA 78P/GEHRELS 2

Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti od M. Lehkého (L), Hradec Králové, K. Hornocha (H) a M. Plška (P), Lelekovice: led. 17.81, 12.2, 1'.2 (H, 0.35-m reflektor); 17.82, 11.6, 1'.3 (P, 0.35-m reflektor); 17.85, 13.0, 1'.7 (L, 0.42-m reflektor);18.72, 12.2, 1'.1 (H, 0.35-m reflektor); 25.76, 12.1, 1'.7 (H, 0.35-m reflektor); 25.77, 11.9, 2' (P, 0.35-m reflektor); 25.81, 12.9, 1'.7 (L, 0.42-m reflektor); 26.78, 13.1, 1'.4 (L, 0.42-m reflektor).
KOMETA 104P/KOWAL 2

Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti od M. Lehkého (L), Hradec Králové a K. Hornocha (H), Lelekovice: led. 17.78 UT, 13.1, 1'.4 (L, 0.42-m reflektor); 17.79, 12.9, 1'.3 (H, 0.35-m reflektor); 25.76, 13.7, 1'.7 (L, 0.42-m reflektor); 26.75, 13.4, 1'.7 (L, 0.42-m reflektor).

KOMETA C/1997 D1 (MUELLER)

Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti od M. Lehkého (L), Hradec Králové a K. Hornocha (H), Lelekovice: led. 17.82, 14.2, 1'.1 (L, 0.42-m reflektor); 17.83, 13.3, 1'.1 (H, 0.35-m reflektor); 25.79, 14.1, 1'.3 (L, 0.42-m reflektor); 26.76, 13.8, 1'.2 (L, 0.42-m reflektor).

KOMETA C/1997J2 (MEUNIER-DUPOUY)

Vizuální odhady od M. Lehkého (L), Hradec Králové: 17.74, 10.6, 2'.2 (L, binokulár 25x100); 25.74, 11.0, 2'.1 (L, binokulár 25x100); 26.71, 10.7, 2'.3 (L, binokulár 25x100).

KOMETA 132P/HELIN-ROMAN-ALU 2

Vizuální odhad hvězdné velikosti od M. Lehkého, Hradec Králové: led. 17.81, [15.4, -- (0.42-m reflektor).
KOMETA 128P/SHOEMAKER-HOLT 1

Vizuální odhad hvězdné velikosti od M. Lehkého, Hradec Králové: led. 17.88, [15.3, -- (0.42-m reflektor).
KOMETA 62P/TSUCHINSHAN 1

Vizuální odhad od M. Lehkého, Hradec Králové: led. 26.77 UT, [14.6, -- (0.42-m reflektor).
KOMETA 129P/SHOEMAKER-LEVY 3

Vizuální odhad od M. Lehkého, Hradec Králové: led. 26.81 UT, 14.9, 0'.4 (0.42-m reflektor).
NOVA CASSIOPEIAE 1993

Vizuální odhady hvězdné velikosti od M. Lehkého, Hradec Králové (0.42-m RL): leden 17.888 UT, 14.5; 25.839, 14.5.

NOVA CASSIOPEIAE 1995

Vizuální odhady hvězdné velikosti od M. Lehkého, Hradec Králové (0.42-m RL): leden 01.788 UT, 11.8; 17.887, 11.8; 25.836, 11.8.
KV ANDROMEDAE

Tato trpasličí nova typu SU UMa se nacházela ve vzplanutí. Dokumentují to následující odhady:1998 leden 10.844 UT, <14.5 (G. Poyner, Anglie); 14.824, 14.1 (G. Poyner, Anglie); 14.870, 14.2 (G. Poyner, Anglie); 15.1292, 14.3 (G. Hanson, USA). Podle mezinárodní databáze AAVSO se tato hvězda v období klidu pohybuje ve vizuálním oboru kolem hranice 16.0 mag.

(podle AAVSO NEWS FLASH 249 z 15.1.1998 upravil PH)


FS AURIGAE

Tato trpasličí nova se nacházela ve vzplanutí. Dokumentují to následující odhady:1997 prosinec 31.986 UT, 15.9 (G. Poyner, Anglie);1998 leden 2.026, <15.0 (G. Poyner, Anglie); 6.029, <15.0 (G. Poyner, Anglie); 14.787, 14.8 (G. Poyner, Anglie); 14.872, 14.7 (G. Poyner, Anglie).

(podle AAVSO NEWS FLASH 249 z 15.1.1998 upravil PH)


ER URSAE MAJORIS

Tato trpasličí nova typu SU UMa se nacházela ve vzplanutí. Dokumentují to následující odhady:1998 leden 9.5347 UT, 15.3: (G. Hanson, USA);10.901, <14.1 (G. Poyner, Anglie); 14.863, 12.5 (G. Poyner, Anglie).

(podle AAVSO NEWS FLASH 249 z 15.1.1998 upravil PH)


YZ CANCRI

Tato trpasličí novou typu SU UMa se nacházela ve vzplanutí. Dokumentují to následující odhady:1998 leden 11.1710 UT, 14.80 (R. Zissell, USA, CCD s V filtrem); 14.1181, 11.5 (R. Stewart, USA).

(podle AAVSO NEWS FLASH 248 z 14.1.1998 upravil PH)


AM CASSIOPEIAE

Tato trpasličí nova typu Z Cam se nacházela ve vzplanutí. Dokumentují to následující odhady:1998 leden 8.4167 UT, 15.5: (G. Hanson, USA); 12.011, 13.7 (G. Chaple, USA); 12.990, 12.5 (G. Chaple, USA); 14.0097, 13.2 (J. Bortle, USA); 14.0507, 12.7 (R. Stewart, USA).

(podle AAVSO NEWS FLASH 248 z 14.1.1998 upravil PH)


V516 CYGNI

Tato trpasličí nova typu SS Cyg se nacházela ve vzplanutí. Dokumentují to následující odhady:1998 leden 3.0882 UT, <15.5 (G. Hanson, USA); 11.963, 13.8 (G. Chaple, USA); 13.9861, 13.3 (J. Bortle, USA).

(podle AAVSO NEWS FLASH 248 z 14.1.1998 upravil PH)


AB DRACONIS

Tato trpasličí nova typu Z Cam se nacházela ve vzplanutí. Dokumentují to následující odhady:1998 leden 10.807 UT, 13.9 (G. Poyner, Anglie); 12.008, 13.4 (G. Chaple, USA); 12.983, 12.8 (G. Chaple, USA); 13.9896, 12.7 (J. Bortle, USA).

(podle AAVSO NEWS FLASH 248 z 14.1.1998 upravil PH)


TZ PERSEI

Tato trpasličí nova typu Z Cam se nacházela ve vzplanutí. Dokumentují to následující odhady:1998 leden 10.881 UT, 14.4: (G. Poyner, Anglie); 12.0, <13.3 (G. Chaple, USA); 13.023, 13.3 (G. Chaple, USA); 14.0125, 12.7 (J. Bortle, USA); 14.0549, 12.7 (R. Stewart, USA); 14.103, 12.8 (J. McKenna, USA).

(podle AAVSO NEWS FLASH 248 z 14.1.1998 upravil PH)


FO PERSEI

Tato trpasličí nova se nacházela ve vzplanutí. Dokumentují to následující odhady:1998 leden 8.4292 UT, <15.0 (G. Hanson, USA); 14.0139, 13.3 (J. Bortle, USA); 14.0604, 13.5 (R. Stewart, USA).

(podle AAVSO NEWS FLASH 248 z 14.1.1998 upravil PH)



(D. Hanžl a P. Hájek)




Поделитесь с Вашими друзьями:




База данных защищена авторским правом ©shkola.of.by 2022
звярнуцца да адміністрацыі

    Галоўная старонка