* 337 29 1998 expresní astronomické informace



Дата24.04.2016
Памер42.43 Kb.
#25648

* 337 * 29.9.1998

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




V1333 AQUILAE


S. A. Ilovaisky a C. Chevalier, Observatoire de Haute- Provence (OHP), píší: "Pomocí 1.2-m OHP teleskopu jsme během 8.-18. září získali CCD pozorování optického protějšku x-ray rekurentního transientu Aquila X-1. Snímek v oboru V pořízený 10.86 UT září ukazuje objekt stále v klidovém stavu. Ale snímky, které pořídil R. Mujica (Observatoire de Strasbourg) z 16.8 UT a 18.8 UT září je objekt o 30 a 90 procent nad klidovou úrovní. Ke zjasnění dochází 200 dní po březnové epizodě (IAUC 6828, 6832) a pravděpodobně předznačuje začátek nového cyklu aktivity. Monitorování na OHP pokračuje. Potřebná jsou i pozorování na ostatních vlnových délkách."

(podle IAUC 7017 z 21. 9. 1998 přeložil DH)


SUPERNOVA 1998ec V GALAXII UGC 3576


Y. L. Qiu, Q. Y. Qiao a J. Y. Hu, Beijing Astronomical Observatory (BAO), oznamují jejich objev supernovy, který se podařil v rámci projektu BAO Supernova Survey využívající 0.6-m teleskop na Xinglong Station. Nová hvězda má souřadnice  = 6h53m06s.11,  = +5002'22".1 (2000.0), což je 8".7 západně a 19".5 severně od centra galaxie UGC 3576. Objekt byl objeven a potvrzen na CCD snímcích (bez filtru) z 26.82 UT a 27.83 UT září. V obou datech vykazoval téměř stejnou jasnost 16.9 mag. CCD snímky z 22 března neukazují na pozici supernovy (limitní dosah asi 18.5 mag) žádnou hvězdu.

(podle IAUC 7022 z 28. 9. 1998 přeložil DH)


SUPERNOVA 1998bw V GALAXII ESO 184-G82


F. Patat, European Southern Observatory (ESO); a A. Piemonte, Pontificia Universidad Catolica, z týmu ESO (Lidman a kol., cf. IAUC 6895, plus J. Brewer), oznamují: "Pomocí ESO 3.6-m teleskopu (+EFOSC2) bylo 12.13 UT září získáno spektrum SN 1998bw s nízkým rozlišením (obor 350-1000 nm, rozlišení 2.0 nm). Spektrum bylo pořízeno v době 125 dní po maximu v oboru B. Objekt ji zcela vstoupil do své nebulární fáze. Spektrum ukazuje silné emisní čáry Na I D 589- nm, [O I] 630-nm, [Ca II] 728-nm a Ca II infračervený triplet. Nicméně stále tato supernova vykazuje určité výjimečné rysy pro typ Ic. Oproti očekávanému spektrálnímu vývoji v modré oblasti SN 1998bw ukazuje silné emise se středy na 400, 460 a 527 nm. Zatímco emise na 400nm je snadno identifikovaná jako Ca II H a K, ostatní čáry jsou záhadné; jsou to přitom nejintenzívnější čáry po emisi [O I] 630-nm a jejich FWHM dosahuje kolem 16nm. Pokud je ztotožníme s Fe II (455.5, 521.5 nm), protože se jim velmi podobají, které pozorujeme u supernov typu Ia, mohli bychom na tuto supernovu pohlížet jako velmi vzácný typ Iac, která vykazuje spektrální známky společné typům Ia a Ib/c. Takové podivné chování vykazovaly v historii pouze dvě supernovy: SN 1990aj (viz Piemonte 1997, "Observational properties of SNe Ib/c", http://athena.pd.astro.it/~supern/preprints.html) a SN 1993R (Filippenko 1997, v Thermonuclear Supernovae, Canal et al., eds., Dordrecht: Kluwer, p. 795). Citelně chybí fotometrická data. Tímto dáváme podnět k hledání možné koincidence SN 1990aj či SN 1993R se známými typy gama-ray bursterů. Další výzkum by mohl ukázat určitá spojení supernov typu Ib/c s touto třídou objektů."

(podle IAUC 7017 z 21. 9. 1998 přeložil DH)


SUPERNOVA 1998eb V GALAXII NGC 1961


S. Jha, P. Garnavich, P. Challis a R. Kirshner, Harvard- Smithsonian Center for Astrophysics, oznamují, že spektrum SN 1998eb, které získal P. Berlind 19.5 UT září pomocí F. L. Whipple Observatory 1.5-m teleskopu (+ FAST spektrograf), ukazuje, že se jedná o supernovu Ia čtyři týdny po maximu. Ústupová rychlost mateřské galaxie je 3900 km/s. Hodnota vychází z měření úzké emisní čáry H-.

V. Filippenko a D. C. Leonard, University of California, Berkeley, oznamují, že 20. září bylo na 3-m Shane reflektoru (Lick Observatory) pořízeno CCD spektrum (obor 340-1000 nm). Spektrum ukazuje, že SN 1998eb (cf. IAUC 7016) je typu Ia, několik týdnů po maximu.

S. Pesci, Milan, Itálie, oznamuje, že se snažil 26.9 UT srpna vizuálně nalézt objekt v galaxii NGC 1961. Používal 0.5-m teleskop a do limitní hvězdné velikosti 15.8 mag nespatřil na místě supernovy žádný objekt.

(podle IAUC 7018 a 7019 z 21. a 23. 9. 1998 přeložil DH)


SUPERNOVA 1998dw V BEZEJMENNÉ GALAXII


Filippenko a Leonard také oznamují CCD spektrum pořízené 21. září na 3-m Shane reflektoru. Spektrum ukazuje, že SN 1998dw (cf. IAUC 7007) je typu Ia, několik týdnů po maximu.

(podle IAUC 7018 z 21. 9. 1998 přeložil DH)


NOVY V GALAXIÍCH NGC 221 A M31


Filippenko a Leonard potvrzují existenci dvou nedávno objevených nov v galaxiích NGC 221 (cf. IAUC 7004) a M31 (cf. IAUC 7015). Ve spektru (obor 430-690 nm) jsou význačné emisní čáry a pozdější spektrum dobré kvality ukazuje také emisi Fe II.

(podle IAUC 7018 z 21. 9. 1998 přeložil DH)


KATAKLYSMICKÉ PROMĚNNÉ V PEGASU


M. Modjaz, E. Halderson, T. Shefler, J. Y. King, M. Papenkova, W. D. Li, R. R. Treffers a A. V. Filippenko, University of California, Berkeley, oznamují jejich objev proměnné hvězdy (pravděpodobně kataklysmické proměnné) nacházející se v naší vlastní Galaxii. K objevu došlo v rámci projektu Lick Observatory Supernova Search (cf. IAUC 6627) využívající 0.8-m Katzman Automatic Imaging Telescope (KAIT). Proměnná hvězda byla objevena a potvrzena na CCD snímcích (bez filtru) exponovaných 24.3 UT září (hv. vel. kolem 18.4 mag) a 25.3 UT září (hv. vel. kolem 16.3 mag). Souřadnice objektu jsou:  = 23h54m39s.19,  = +2822'49".7 (2000.0). KAIT stejné oblasti z 21.3 UT září neukazuje na pozici žádnou proměnnou hvězdu (limitní hvězdná velikost kolem 19.2 mag). Žádná hvězda není ani na snímcích Digitized Sky Survey. Žádoucí je též spektroskopická klasifikace objektu. Hledací mapku získáte na http://astron.berkeley.edu/~bait/cv.gif.

X.-y. Dong, J.-y. Wei, Y.-l. Qiu, Q.-y. Qiao a J.-y. Hu, Beijing Astronomical Observatory (BAO), oznamují jejich objev dalšího vzplanutí (v rámci BAO supernova přehlídky), kataklysmické proměnné citované v IAUC 6982. CCD hvězdné velikosti (bez filtru) jsou 15.4 mag (22.4 UT září) a 17.4 mag (24.5 UT září). Na CCD snímku z 20. září se hvězda ještě nenacházela.

(podle IAUC 7021 z 26. 9. 1998 přeložil DH)

POHLED SONDY GALILEO NA JUPITERŮV PRSTENEC


V příloze dnešních EAI (EAI 337) je na několika snímcích zachyceno "těsné" okolí planety Jupiter sondou Galileo. Jednotlivé snímky jsou označeny písmeny a následující text se k těmto obrázkům vztahuje.

  1. Jupiterův tenký prstenec

Jupiterův prstenec se skládá ze tří částí: hlavní prstenec, toroidální vnitřní světlé halo na hlavním prstenci a tenký (pavučinový) prstenec, který se zvnějšku se poutá ke hlavnímu prstenu. Tenký (pavučinový) prstenec je neobyčejně difúzní a rovnoměrný pás, který se táhne napříč centrem této mozaiky, vycházející z hlavního prstence a hala na pravé straně. Tenký (pavučinový) prstenec byl předtím viděn pouze na jednom obrázku z Voyageru, na kterém byl objeven s velmi nízkou úrovní jasu; bylo to něco jako kapka vycházející z hlavního prstenu, která mizela po třech poloměrech planety Jupiter. Tenký (pavučinový) prstenec je z pohledu Galilea jasně viditelný; levá strana obrázku odpovídá vzdálenosti 2.2 poloměry planety Jupiter. Vnější hrana tenkého (pavučinového) prstence je za hranou snímků této mozaiky. Aby byl zdůrazněn tento slabý prstenec byl obrázek přeexponován vzhledem k hlavnímu prstenci a halu (možno vidět na pravém okraji snímku). Při těchto dlouhých expozicích jsou tam vidět i nějaké hvězdy; další skvrnky na mozaice byly způsobeny kosmickým zářením dopadajícím na CCD snímač. Všechny části prstenců planety Jupiter rozptylují velmi dobře sluneční světlo, což nám dává informaci o tom, že částečky v prstenci mají rozměry řádově mikrometr a menší (menší než je tloušťka hedvábného papíru). Takové malé částice existují ve srovnání se sluneční soustavou velmi krátce.

Snímky byly získány skrze čirý filtr (610 nm) na citlivé CCD matici 9. listopadu 1996 na palubě sondy Galileo. Rozlišení je přibližně 46 km na obrazový element zprava do leva; nicméně kosmická loď byla pouze o 0.5 stupně nad rovinou prstence. Obrazy byly získány, když byla sonda Galileo ve stínu planety Jupiter směrem ke Slunci; prstenec byl přibližně vzdálen 2.3 miliónu kilometrů od sondy. Jupiter neleží plně na snímku, je na pravém okraji.

B) Galileo ve stínu planety Jupiter

Snímek zachycuje pohled na mozaiku prstence planety Jupiter ve chvíli, kdy byla sonda Galileo ve stínu planety. Stalo se tak v listopadu 1996, kdy vznikl tento snímek. Zdůrazňuje velmi drobný prach, z kterého se skládá prstenec i nejmenší částečky ve vrchní atmosféře planety Jupiter. Takové malé prachové částečky mají velmi krátkou životnost ve srovnání s věkem sluneční soustavy. Jupiterův prstenec se skládá ze tří částí. Pouze hlavní prstenec a okolní halo může být vidět na této mozaice. Snímek byl pořízen sondou Galileo 9. listopadu 1996 během třetího oběhu kolem planety. Svislý jasný oblouk uprostřed prstence ukazuje hranu planety Jupiter a je složen ze snímků, které získala sonda Voyager v roce 1979. JPL, Pasadena vede misi Galileo. Snímky z Galilea jsou na domovské stránce na adrese: http://www.jpl.nasa.gov/galileo.

C) Jupiterův hlavní prstenec, světelné halo a jejich vývoj

Horní a dolní obrázek ukazují mozaiku obrázků prstenců planety Jupiter získaných sondou Galileo. Jupiter se nachází vpravo vně této mozaiky, rozdílný jas charakterizuje různé části systému prstence. Prstenec planety má tři části - hlavní prsten, halo uvnitř hlavního prstence profilované jako dvojitá vypouklá čočka a tenký (pavučinový) prstenec vně hlavního prstenu. Na horním pohledu je vidět slabý mlhavý závoj částeček nad a pod hlavním prstencem. Toto svisle rozšířené halo je neobvyklé v planetárních prstencích a vzniká jako důsledek elektromagnetické síly jejímiž nositeli jsou elektrické náboje vznikající vně roviny prstence.

Jupiterův hlavní prstenec je tenká vrstva materiálu obklopující planetu. Blízké a vzdálené části tohoto prstence se rozšiřují vodorovně napříč mozaikou a spojující se v jednu část viditelnou na stranách kolem planety Jupiter, na obrázku vzdálená část na levé straně. Na pohledu spodním je vidět radiální struktura prstence. Difúzní nejvnitřnější hranice začíná přibližně na 122 500 kilometrech. Hlavní prstenec má vnější poloměr asi kolem 128 940 kilometrů, končící až u dráhy měsíce Adrastea (128 980 kilometrů). Jas hlavního prstence zjevně sahá do vzdálenosti 127 850 kilometrů, velmi blízko dráze jiného měsíce planety Jupiter, který nese jméno Metis, obíhajícího ve vzdálenosti 127 978 kilometrů. Čtyři malé satelity Jupiteru, Metis, Adrastea, Amalthea a Thebe působí na strukturu jemných prstenců gigantické planety.

Snímky byly získány skrze čirý filtr CCD kamerou na palubě sondy Galileo 9. listopadu 1996. Rozlišovací schopnost je asi 24 km na obrazový element podél prstenců planety. Sonda byla ve stínu planety při snímkování přibližně 2.3 miliónu kilometrů od prstence.

D) Tvar malých vnitřních měsíců planety Jupiter

Horní řada obrázků představuje nejlepší snímky čtyř malých vnitřních satelitů planety Jupiter, které byly získány kamerou kosmické sondy Galileo. Z leva do prava, v řádě klesající vzdálenosti od Jupiteru jsou měsíce Thebe, Amalthea (největší měsíc z této skupiny), Adrastea (nejmenší měsíc) a Metis. Snímky představují poprvé tvar měsíců Adrastea a Metis, které pořídila kamera kosmické sondy.

Pohledy jsou prezentovány ve společné stupnici, ale byly získány v trochu rozdílných rozlišeních, v rozsahu od 5.4 km na obrazový element pro Amaltheu až po 7.5 km na obrazový element pro Thebe a Metis. Jednotlivé krátery 35 až 90 km v průměru jsou vidět na měsíčku Thebe a Amalthea. Zatímco na snímcích měsíčků Adrastea a Metis nejsou vidět žádné krátery, nepravidelný tvar Metis naznačuje, že utrpěl větší srážky. Jupiter je vpravo.

Pohledy jsou nepatrně odlišné od modelů, které můžeme vidět v dolní části obrázku, který popisuje tvar malých satelitů z pohledu ve směru pohybu družic. Tyto modely byly vypočteny z hlavních obrysů družic a rozložení stínů na jednotlivých snímcích ze stereoskopických obrázků, které pořídila sonda Galileo v průběhu rozdílných drah. Modely zdůrazňují velmi nepravidelné tvary způsobené historickými údery malými asteriody a kometami. Jupiterovo gravitační pole přitahuje tyto předměty a zvyšuje jejich rychlost, takže srážky s měsíčky byly dosti rázné.

E) Schematické znázornění vnitřních satelitů a prstence

Schematický obrázek ukazuje systém vnitřních měsíců a strukturu prstence. Vnitřní satelity jsou zdroji prachu, z kterého se formovaly prstence. Nejvnitřnější a zesílený prstenec je uveden šedivým tónem, jedná se o halo, které končí u hlavního prstence. Slabý, úzký hlavní prstenec je na obrázku znázorněn tmavším tónem šedi (na originále má červené zbarvení). Tento prstenec je ohraničen 16 kilometrovým satelitem Adrastea a ukazuje úbytek jasu blízko nejvnitřnějšího měsíce Metis. Prstenec se skládá z jemných částeček, které mohly vzniknout při srážce satelitů Adrastea a Metis. Ačkoli dráhy měsíčků Adrastea a Metis jsou 1000 kilometrů stranou, toto odloučení není zobrazené na tomto nákresu. Impakty malých meteoroidů na tyto malé satelity způsobí to, že prstence jsou doslova krmeny drobným úlomkovým materiálem. Thebe a Amalthea, další dva satelity v rostoucí vzdálenosti od planety Jupiter opatřují prach, který formuje tenký (pavučinový) prstenec. Tenký (pavučinový) prstenec je na originálním snímku tónován zeleně a žlutě. Malé satelity Thebe, Amalthea, Adrastea a Metis jsou blíže k planetě než čtyři Galileovské měsíce Io, Europa, Ganymede a Callisto, které byly objeveny před více než 400 léty. Orbitální vzdálenosti těchto měsíců jsou relativně stejně velké jako je velikost Jupiteru. Obrázek planety Jupiter byl vytvořen na základě jeho mapy založené na datech z HST.

(podle materiálu Cornell University z 15.9.1998 připravil PH)

AG DRACONIS


AG Dra je nejstudovanější jasná symbiotická hvězda. V databázi SIMBAD je seznam 173 prací v období mezi roky 1983 a 1997. Orbitální perioda 552 dní je dobře stanovena pomocí měření radiálních rychlostí. Systém náleží do staré halové populace v Galaxii, což bylo zjištěno z vysoké radiální rychlosti (až -140 km s-1), nízkého obsahu kovů (Fe/H = 1,5) a slabých čar sloučeniny CNO ve spektrech družice IUE

Chladná složka je obr spektrálního typu K, který vyplňuje Rocheovu mez. Je obohacen o těžké prvky vznikající při s-procesech. Horkou složkou je bílý trpaslík o povrchové teplotě 120 000 K.

Optické změny AG Dra bývají charakteristické malými nepravidelnými změnami a fázemi vzplanutí. Tato vzplanutí se opakují v intervalu okolo 15-ti let (1936, 1951, 1966, 1980-82, 1994-98) s jedním malým vetřelcem v roce 1985.

Hvězdná velikost se pohybuje v rozmezí 8,0 až 10,3 mag (V), je tedy v dosahu malých dalekohledů. Také její poloha na obloze umožňuje sledovat všechny změny během celého roku. Perioda světelných změn je podle nejnovějších prací 380 dní. Odhady MEDÚZY tento výsledek mohou jen potvrdit (světelná křivka viz. EAI 328). I Vy si můžete vypočítat kdy nastane další maximum z rovnice JD (max) = 2448010,2 + 378,5 * E. Hvězda se tedy zjasňuje přibližně jednou za rok.

Také družice HIPPARCOS sledovala AG Dra fotometricky v letech 1989 až 1993 a zjistila, že se proměnná mění i v (symbiotickém) minimu.

Jako příčina vzplanutí bývají často udávány děje spojené s akrecí hmoty v symbiotickém systému. Materiál je na bílého trpaslíka vrhán se stejnou periodou s jakou pulsuje červený obr. Ve skutečnosti mají na symbiotické změny ještě vliv hvězdný vítr obra a naplňování Rocheova laloku. Zdá se, že odchylky okamžiků maxim jasnosti od předpovědi jsou v souladu s nepravidelnostmi pulsování obra.

Je také možné pozorovat nestabilní oscilace vyvolané zpětným zasažením obra materiálem ze vzplanuvšího bílého trpaslíka. Nahodilý nárůst těchto zásahů může vyvolat expanzi atmosféry obra, čímž se zvýší množství hmoty, která z něho uniká. To vede zpětně k větší aktivitě.

Další možností jsou nezávislé oscilace obálky v níž hoří vodík na bílém trpaslíku nesouvisející s aktivitami obra jako je tomu u nov těsně po začátku vzplanutí.

AG Dra je lákavým terčem vizuálních pozorovatelů i profesionálních astronomů. Pokud se k nám chcete připojit i Vy, stačí vzít mapku, z přílohy EAI 338 a jít pozorovat. Formu v jaké MEDÚZE zasílat plody své práce naleznete na http://astro.sci.muni.cz/variables. Kdo nemá přístup na Internet, může o informace požádat přímo EAI na adrese hvězdárny Vyškov.

(podle informací z materiálů BAV, AFOEV, GCVS a MEDÚZY připravil PS)

KOMETA C/1998 M5 (LINEAR)

Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti a průměru kómy: září 19.77, 10.5, 2'.3 (K. Hornoch, Lelekovice, 0.35-m reflektor); 21.80, 10.8, 2' (Hornoch); 22.78, 10.8, 2'.0 (Hornoch); 23.85, 10.3, 2'.4 (M. Lehký, Hradec Králové, 25x100 binokulár); 24.80, 10.6, 2'.2 (Hornoch); 24.82, 10.5, 2'.1 (M. Lehký, Hradec Králové, 25x100 binokulár); 26.79, 10.7:, 2'.0 (Hornoch).

Vizuální m_1 odhady publikované v IAUC 7020: srp. 26.85 UT, 10.8 (V. Znojil, Brno, binokulár 25x100); září 1.00, 11.1 (R. J. Bouma, Groningen, Holandsko, 0.25-m reflektor); 8.85, 10.6 (M. Reszelski, Szamotuly, Polsko, 0.25-m reflektor); 15.92, 11.1 (J. Carvajal, Madrid, Španělsko, 0.32-m reflektor); 19.04, 11.5 (J. Bortle, Stormville, NY, 0.41-m reflektor).

KOMETA C/1995 O1 (HALE-BOPP)

Vizuální m_1 odhady: červenec 29.77 UT, 9.1 (D. A. J. Seargent, The Entrance, N.S.W., binokulár 10x50); září 1.72, 9.4 (Seargent); 16.62, 10.2 (M. Mattiazzo, Wallaroo, Jižní Austrálie, 0.20-m reflektor). (podle IAUC 7018 z 21. 9. 1998)

KOMETA C/1997 J2 (MEUNIER-DUPOUY)

Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti a průměru kómy: září 19.79, 11.2:, 2' (K. Hornoch, Lelekovice, 0.35-m reflektor); 21.81, 11.1, 2'.1 (Hornoch); 22.81, 11.4, 2'.1 (Hornoch); 23.80, 11.5, 1'.9 (Hornoch); 23.83, 12.0, 2'.0 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); 24.78, 11.4, 2'.1 (Hornoch); 24.81, 12.1, 1'.9 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); 26.79, 11.4, 1'.8 (Hornoch).

KOMETA C/1998 K5 (LINEAR)

Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti a průměru kómy: září 19.89, 12.5, 0'.25 (K. Hornoch, Lelekovice, 0.35-m reflektor; 0'.4 ohon v PA 245); 22.08, 12.3, 0'.2 (Hornoch, 0'.6 ohon v PA 260); 23.09, 12.5, 0'.2 (Hornoch, 0'.5 ohon v PA 260); 23.90, 13.1, 0'.3 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); 24.90, 13.1, 0'.2 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); 25.05, 12.4, 0'.3 (Hornoch, 0'.6 ohon v PA 255).

KOMETA 21P/GIACOBINI-ZINNER

Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti a průměru kómy: září 19.79, 10.6, 2'.5 (K. Hornoch, Lelekovice, 0.35-m reflektor); 20.76, 10.3, 2'.8 (M. Lehký, Hradec Králové, 25x100 binokular); 21.77, 10.4, 2'.9 (Hornoch); 22.77, 10.4, 2'.7 (Hornoch); 23.76, 10.1, 2'.7 (Lehký); 23.80, 10.4, 3'.0 (Hornoch); 24.79, 10.4, 2'.8 (Hornoch); 24.84, 10.2, 2'.7 (M. Lehký, Hradec Králové, 25x100 binokulár); 26.78, 10.2, 2'.9 (Hornoch).
KOMETA 52P/HARRINGTON-ABELL

Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti a průměru kómy: září 19.93, 13.0, 1'.1 (K. Hornoch, Lelekovice, 0.35-m reflektor); 22.07, 12.6, 2'.0 (Hornoch); 23.07, 12.2, 2'.1 (Hornoch); 23.92, 12.7, 2'.0 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); 24.93, 12.5, 2'.1 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); 25.08, 12.4, 1'.7 (Hornoch).

KOMETA C/1998 M2 (LINEAR)

Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti a průměru kómy: září 19.80, 13.9, 0'.7 (K. Hornoch, Lelekovice, 0.35-m reflektor); 20.78, 14.1, 0'.6 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); 21.78, 14.1, 0'.7 (Hornoch); 22.79, 14.1, 0'.8 (Hornoch); 23.78, 14.1, 0'.6 (Lehký); 23.81, 14.2, 0'.7 (Hornoch); 24.77, 13.9, 0'.6 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); 24.80, 14.2, 0'.7 (Hornoch).

KOMETA P/1998 QP54

Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti a průměru kómy: září 19.89, [15.2, !0'.2 (K. Hornoch, Lelekovice, 0.35-m reflektor); 24.88, 14.9, 0'.4 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor).
NOVA 1998 SAGITTARII

Vizuální odhady hvězdné velikosti září 9.783 UT, 11.6, (K. Hornoch, Lelekovice, 0.35-m reflektor); 19.766, 11.6, (Hornoch); 21.774, 11.6, (Hornoch).
KOMETA 4P/FAYE

Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti a průměru kómy: 23.81, 15.2, 0'.5 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); září 24.79, 15.1, 0'.4 (Lehký).

KOMETA C/1998Q1 (LINEAR)

Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti a průměru kómy: září 23.87 UT, 15.6, 0'.4 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); 24.86, 15.6, 0'.4 (Lehký).

KOMETA 93P/LOVAS 1

Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti a průměru kómy: září 22.06 UT, 13.8, 1'.0 (Hornoch); 23.08, 13.6, 1'.1 (Hornoch); 23.95, 13.3, 1'.4 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); 24.92, 13.1, 1'.5 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); 25.07, 13.4, 1'.2 (Hornoch, Lelekovice, 0.35-m reflektor).
KOMETA 68P/KLEMOLA

Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti a průměru kómy: září 23.97 UT, 15.4, 0'.4 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); 24.95, [15.4, -- (Lehký).
AKTIVNÍ GALAXIE NGC 7469 Peg

Vizuální odhady hvězdné velikosti: září 23.979 UT, 13.0 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); 24.954, 12.9 (Lehký).

(D. Hanžl a P. Hájek)






Поделитесь с Вашими друзьями:




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

    Галоўная старонка