* 346 12. 1998 expresní astronomické informace




Дата канвертавання24.04.2016
Памер43.28 Kb.

* 346 * 1.12.1998

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 1998S V GALAXII NGC 3877

P. Garnavich, S. Jha a R. Kirshner, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics a C. Gerardy a R. Fesen, Dartmouth College, píší: "Spektra pořízená pomocí MDM 2.4-m teleskopu 27. října a z 14. listopadu na 1.5-m Mt. Hopkins teleskopu M. Calkinsem ukazují výraznou emisi H- s tokem 3.6 x 10-13 erg cm-2 s-1. Emise H- má na základně šířku odpovídající 14 400 km/s a je velmi odlišné struktury na rozdíl od ultrafialové emise (cf. IAUC 7047). H- profil ovšem můžeme nalézt v He I 587.6 a 1083.0 nm, a čarách série Paschen-. Může to indikovat silnou interakci s mezihvězdným prstencem nebo diskem. Fotometrie získaná na 1.2-m teleskopu Mt. Hopkins A. Szentgyorgyiim dává následující hvězdné velikosti: listopad 10.6 UT, J = 16.25, H = 14.85, K = 13.44; lis. 14.5, U = 18.67, B = 19.09, V = 18.65, R = 17.18, I = 17.59 (nejistoty 0.05 mag).

Hodnota bar. indexu V-K > 5 mag. naznačuje, že zde existuje velký infračervený exces, který naznačuje na formaci prachu z výtrysku a odpovídá to pozorovaným zmodralým čarám kovů. Spektrum z teleskopu Tillinghast pořízené 21.5 UT lis. ukazuje ve srovnání se spektrem z 14. lis. 15% pokles toku na zčervenalé strany emise H- relativně vůči modré straně, což opět potvrzuje pokračující vytváření prachové clony."

(podle IAUC 7058 z 24. 11. 1998 přeložil DH)

SUPERNOVY 1997ab, 1998S, 1998et

B. E. Schaefer a B. Roscherr, Yale University, oznamuje fotometrii tří supernov typu IIn pořízenou pomocí 3.5-m WIYN teleskopu 21.4 UT listopadu: "SN 1997ab má B = 20.02, V = 19.92 a R = 18.74. Objekt byl v okolí maxima 11. dubna 1996 s hodnotou B = 14.7 mag (Hagen a kol. 1997, A.Ap. 324, L29), takže podle našeho pozorování vykonaného o 954 dní později vychází průměrný pokles 0.56 mag za 100 dní. SN 1997ab poskytuje téměř jedinečnou příležitost pozorovat supernovu rozumně jasnou v takové době od výbuchu. SN 1998S má U = 19.42, B = 19.06, V = 18.68, R = 17.23 a I = 17.73, přičemž R hvězdné velikosti pravděpodobně předznačují existenci jasné čáry H-. SN 1998et je právě v maximu s U = 18.91, B = 20.25, V = 20.19, R = 19.22 a I = 19.38. Nejistoty galaktického pozadí jsou řádově 0.1 mag."

(podle IAUC 7058 z 24. 11. 1998 přeložil DH)

SUPERNOVA 1998es V GALAXII NGC 632

K. Ayani, Bisei Astronomical Observatory (BAO); a H. Yamaoka, Kyushu University, hlásí: "Pomocí 1.01-m BAO teleskopu jsme 19.6 UT listopadu získali spektrum SN 1998es (cf. IAUC 7050, 7054). Ve srovnání se spektrem oznámeným v IAUC 7054 (viz http://cfa-www.harvard.edu/cfa/oir/Research/supernova/spectra/sn98es.gif), se prohloubila Si II absorpce kolem 612 nm (na zůstatkovém snímku mateřské galaxie), ale stále je slabší než bývá typické pro supernovu typu Ia. Spektrální vývoj je velmi podobný neobvykle jasné supernově 1991T typu Ia a naše spektrum ukazuje, že SN 1998es je asi ve fázi kolem maxima. Úzký Na I D absorpčních čar naznačuje, že ústupová rychlost mateřské galaxie je asi 3200 km/s a sama SN 1998es je nepatrně zčervenalá. Expanzní rychlost určená z posuvu Si II absorpčního minima vychází kolem 11 000 km/s, což je menší hodnota než oznámil Jha a kol. (IAUC 7054). Naše spektrum naleznete na ftp://ftp.kusastro.kyoto-u.ac.jp/pub/vsnet/SNe/sn1998es/sn98es550.gif."

(podle IAUC 7059 z 25. 11. 1998 přeložil DH)

SUPERNOVA 1998en V GALAXII UGC 3645

V. Filippenko a T. Matheson, University of California, Berkeley, oznamují, že 25. 11. byl pomocí 3-m Shane reflektoru na Lickově observatoři pořízen CCD spektrogram (340 - 1000 nm), který ukazuje, že SN 1998en (cf. IAUC 7045) je supernova typu II. Spektrogram ukazuje široké emisní čáry H- s méně výraznými P-Cyg absorpcemi. Rudý posuv objektu, určený z úzkých emisních čar oblasti H II vychází 0.021.

(podle IAUC 7060 z 25. 11. 1998 přeložil DH)

SUPERNOVA 1998ew V GALAXII NGC 6943

J. Maza, Department of Astronomy, University of Chile, oznamuje, že R. Antezana, objevil na T-Max 400 filmu, který exponoval L. E. Gonzalez (Maksutovův teleskop, Cerro El Roble, 23.02 UT listopad) novou supernovu (hv. velikost v oboru B asi 14 mag). Supernova se nachází na souřadnicích  = 20h44m32s.1,  = -6843'37" (2000.0), což je 5" západně a 73" severně od jádra galaxie NGC 6943. Existence objektu byla potvrzena R. Gonzalezem 24.07 UT listopadu pozorováním stejným teleskopem na stanici Cerro El Roble. SN 1998ew není zachycena na filmu pořízením na Cerro El Roble 11.06 UT listopadu (B > 19.5 mag).

F. Patat, European Southern Observatory (ESO); N. Christlieb, Hamburger Sternwarte; a J. Sollerman, Stockholm Observatory, oznamuje, že plně redukovaný CCD spektrogram (obor 400 - 900 nm, rozlišení 2.0 nm) získaný pomocí ESO-Dánského 1.54-m teleskopu (+ DFOSC) 27.05 UT listopadu ukazuje, že několik čar doprovázených velmi slabými P-Cyg profily, je přeloženo na modrém, jinak plochém kontinuu. Tyto čáry jsou identifikovány jako H-, H-, H- a He I na 587.6 nm. Spektrální čáry a modré kontinuum odpovídají supernově typu II, přibližně ve fázi kolem maxima. Expanzní rychlosti určené z minima čáry H-, H- a He 587.6-nm jsou 8200, 8500 a 7900 km/s. Hvězdné velikosti v oboru V SN 1998ew byly asi 15.2 mag a R kolem 14.9 mag. Pomocí ústupové rychlosti 3085 km/s známé pro galaxii NGC 6943 (Da Costa a kol. 1991, Ap.J. Suppl. 75, 935) a H_0 = 65 km s-1 Mpc-1, vychází absolutní hvězdná velikost -18.2, což je poněkud jasnější, než pozorujeme u normálních supernov typu II. Podobnost se supernovami typu II tady ovšem je, např. se SN 1979C (Branch a kol. 1981, Ap.J. 224, 780).

(podle IAUC 7061 z 27. 11. 1998 přeložil DH)

SUPERNOVA 1998ex V GALAXII MCG +11-10-16

J. Mueller oznamuje objev supernovy (hv. velikost kolem 18.5 mag), kterou zachytil na fotografické desce v červené oblasti spektra v ohnisku 1.2-m Oschin Schmidt Teleskopu 25 UT listopadu v rámci projektu druhé Palomarské prohlídky oblohy. SN 1998ex se nachází na  = 7h41m42s.28,  = +6444'02".3 (2000.0), což je 5".1 západně a 10".1 severně od jádra galaxie MCG +11-10-16. 26. listopadu získal R. Gal CCD snímky SN 1998ex pomocí 1.5-m Palomarského teleskopu a poskytl přesnou pozici objektu. Na Digitální přehlídce oblohy ani na fotografické desce podobného typu z 23. 12. 1989 není na pozici SN zachycen žádný objekt. Spektrum, které 26. lis. získali I. Smail a A. Dressler na 5-m Haleově teleskopu potvrzuje, že se jedná o supernovu typu Ia. Předběžné měření rudého posuvu supernovy vychází kolem 11200 km/s.

(podle IAUC 7061 z 27. 11. 1998 přeložil DH)

RX PUPPIS

R. J. Ivison, University College, Londýn, píše: "Spektroskopie objektu z 4.2-m William Herschel Teleskopu získaná 24. listopadu UT ukazuje, že mírné optické zjasnění symbiotické proměnné hvězdy typu Mira, RX Pup bylo doprovázeno jejím návratem do stavu vysoké excitace a objevením se obrovského množství emisních čar. Balmerova emisní čára H- může být protažena - což lze předběžně připsat na vrub ejekci hmoty. Velmi žádoucí jsou rádiová a x-ray pozorování, stejně jako vícebarevná fotometrie a spektroskopie s dlouhou štěrbinou."

(podle IAUC 7060 z 25. 11. 1998 přeložil DH)
KOMETA C/1998 W2 (HERGENROTHER)

Kometa byla objevena 22. 11. C.W. Hergenrotherem na CCD snímcích získaných T.B. Spahrem v rámci projektu Catalina Sky Survey.

Parabolické orbitální elementy. Kometa je pravděpodobně krátkoperiodická.

T = 1998 lis. 26.131 TT = 6.512  = 352.280 2000.0

q = 1.56059 AU i = 23.364
1998/99  (2000)   r Elong.Fáze m1

lis. 23 21 19.58 -13 40.9 1.441 1.561 77.5 38.1 17.2

28 21 31.52 -11 11.4 1.471 1.561 76.0 37.8 17.3

pro. 3 21 43.58 - 8 42.2 1.503 1.563 74.6 37.4 17.3

8 21 55.74 - 6 13.7 1.537 1.569 73.3 37.0 17.4

13 22 07.97 - 3 46.5 1.574 1.578 72.0 36.4 17.5

18 22 20.28 - 1 21.0 1.614 1.589 70.8 35.8 17.6

23 22 32.65 + 1 02.2 1.656 1.604 69.5 35.1 17.6

28 22 45.08 + 3 22.6 1.701 1.621 68.4 34.3 17.8

(podle IAUC 7057 z 23. 11. 1998 připravil DH)


KOMETA C/1998 P1 (WILLIAMS)

Vizuální m_1 odhady, které získal A. Hale, Cloudcroft, NM: lis. 15.51 UT, 10.1: (0.2-m reflektor; kometa nízko); 22.51, 9.4 (Hale, 10x70 binokulár 10x70).

(podle IAUC 7058 z 24. 11. 1998)

KOMETA P/1998 W1 (SPAHR)

Vylepšené orbitální elementy podle MPEC 1998-W35:
T = 1999 led. 18.858 TT  = 347.281 e = 0.51510

 = 101.819 q = 1.72642 AU i = 22.077

a = 3.56033 AU n = 0.146713 P = 6.72 roků
1998/99 (2000)   r Elong. Fáze m1
pro. 3 4 19.44 - 7 16.7 0.856 1.781 150.4 15.9 15.7

13 4 10.73 - 3 59.4 0.846 1.761 148.1 17.2 15.6

23 4 03.93 + 0 03.5 0.858 1.745 142.6 20.0 15.6

led. 2 4 00.44 + 4 33.1 0.890 1.734 135.5 23.4 15.6

12 4 01.01 + 9 09.6 0.940 1.728 127.8 26.7 15.7

22 4 05.82 +13 37.4 1.006 1.727 120.3 29.5 15.9

CCD odhady celkové jasnosti a průměru kómy: lis. 20.25 UT, 15.8, 0'.34 (P. E. Roques, Williams, AZ, 0.25-m reflektor + Kron-Cousins V filtr); 23.16, 14.3, 0'.5 (T. Johnston, Boulder, CO, 0.45-m reflektor).

(podle IAUC 7060 z 25. 11. 1998 připravil DH)

KOMETA C/1998 W3 (LINEAR)

Mezi několika nově objevenými objekty našel tým projektu LINEAR těleso s neobvyklým pohybem a informaci o něm umístil na NEO Confirmation Page. Při následných astrometrických pozorováních G. Hug, Farpoint Observatory, Eskridge, KS, poznamenal, že objekt jeví kometární vzhled. Tento předpoklad byl potvrzen na žádost Centrálního Bureau jinými pozorovateli. Dráha vychází téměř parabolická, retrográdní.

T = 1999 únor 9.201 TT  = 23.226  = 124.163 2000.0

q = 4.86339 AU i = 130.222


1998 UT  (2000)   r Elong. Fáze m1

lis. 28 8 44.24 +30 22.0 4.335 4.897 119.5 10.1 16.1

pro. 3 8 40.29 +31 24.1 4.255 4.892 125.4 9.5 16.0

8 8 35.69 +32 28.5 4.182 4.888 131.3 8.7 16.0

13 8 30.45 +33 34.6 4.116 4.885 137.2 7.9 16.0

(podle IAUC 7063 z 28. 11. 1998 přeložil DH)


KVASAR PG1115+080 A GRAVITAČNÍ ČOČKA
Nové výsledky, které berou v úvahu vzdálenosti ve vesmíru určené podle gravitačních čoček jsou dobrou zprávou pro astronomy, ale špatnou zvěstí pro kosmology.

Astronomové, kteří pracují z kosmickým dalekohledem HST, tento přístroj použili ke sledování gravitační čočkou zvětšeného obrazu vzdáleného kvasaru a zjistili nová svědectví o rychlosti jakou vesmír expanduje.

Studie gravitační čočky ukázala, že vesmír expanduje rychlostí nepatrně menší (ale dosti podobnou) než vypočítal tým Key Project, který se zaměřuje k určování velikosti a stáří vesmíru podle pozorování z HST. Určení škály vzdálenosti bylo jedním z primárních vědeckých problémů HST. Určení škály vzdálenosti ze studia gravitačních čoček a týmu HST Key Project jsou v dobré zprávy a celkově v souladu.

Dobrá zpráva je také: nový výzkum ukázal že rozpínání vesmíru je dostatečně pomalé k vysvětlení stáří i nejstarších kulových hvězdokup a to podle různých způsobů určování stáří. Až do nedávné doby byli astronomové zmateni objevy některých kulových hvězdokup, které se zdály starší než výpočtem určené stáří vesmíru.

Špatnou zprávou je, že pomalu expandující vesmír, přináší nejistotu do upřednostňované verze scénáře velkého třesku. Teorie big bangu popisuje historii vesmíru až do exploze nepředstavitelné prudkosti a síly. Tato teorie však poskytuje záplatu jen ve třech směrech a to ještě za určitých podmínek, říkají astronomové, kteří oznamují nové výsledky.

Teoretici mohou vysvětlit starý, nízkohustotní vesmír uplatněním speciálních podmínek v prvních zlomcích sekund velkého třesku.

Mohou postulovat nové a nespatřené formy hmoty. Nebo mohou revidovat kosmologickou konstantu, kterou zavedl Einstein pro vysvětlení proč vesmír nezkolaboval sílou své vlastní gravitace.

Bohužel pro existenci kosmologické konstanty neexistují fyzikální základy, takže její použití je pouze umělý způsob jak zařídit aby model big bangu vycházel.

Astronómové z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics a The University of Arizona, Tucson, použili infračervené a optické kamery umístěné na HST aby snímkovali dva tucty systémů gravitačních čoček. Jejich projekt nese označení CfA-Arizona Space Telescope Lens Survey (CASTLES) a má za cíl získat různá kosmologická měření. První výsledky - přímé měření škály vzdálenosti vesmíru - se již objevily v prosinci 1998 v Astrophysical Journalu.

Výsledky ukazují, že vesmír expanduje rychlostí nižší než 77000 km/h. na každý milion sv. let vzrůstu vzdálenosti od Země. Tým studoval kvasar PG 1115+080, jeden ze vzácných případů, kdy kvasar je téměř v perfektní přímce s galaxií.

Pouze jeden z každých 500 kvasarů má světlo ovlivněno gravitační čočkou, říká C. D. Impey z UA Steward Observatory. Gravitace k nám bližší galaxie (nacházející se v přímce před kvasarem) ohýbá světlo od vzdáleného kvasaru a astronomové na Zemi pozorují dva, tři, čtyři nebo až pět identických obrazů téhož kvasaru. Protože světlo od zdroje, kvasaru se kolem galaxie tvořící gravitační čočku štěpí nepatrně rozdílně a přichází k nám po rozdílných drahách, přichází k teleskopu světlo každého z vícenásobných snímků v rozdílném čase.

Impey říká, "Se znalostí rozdílnosti cest světelného paprsku a rychlosti světla pak můžeme počítat přímou škálu vzdálenosti."

Časové zpoždění u systému kvasaru PG 1115+080 bylo již dříve měřeno pozemskými přístroji, ale tým CASTLES využil jejich ostrého infračerveného snímku z HST, aby vytvořil přesný model rozložení hmoty v gravitační čočce.

Členové týmu jsou Joseph Lehar, Emilio Falco, Chris Kochanek, Brian McLeod a Jose Munoz z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics , Impey, Hans-Walter Rix, Chuck Keeton a Chien Peng z UA Steward Observatory.

Infračervené snímky, které tým dal k dispozici ukazují čtyři obrazy kvasaru, původně pocházejícího ze samostatného objektu, kvasaru PG 1115+080, prstenec gravitačního světla, který je spojuje a eliptickou galaxii uprostřed prstence, která efekt gravitační čočky způsobuje.

Prstenec je natažený a zvětšený obraz galaxie, ve které je kvasar a leží ve vzdálenosti několika desítek miliard světelných let. Již Einstein předpovídal, že pokud dojde k perfektnímu postavení objektů do jedné přímky, bude světlo vzdáleného protaženo do dokonalého prstence.

Kombinace přístroje NICMOS a HST dává vynikající rozlišení, dodává Impey. Můžeme spatřit detaily až dvacetkrát menší než bychom mohli vidět v typickém teleskopu na Zemi.

Kredit: Christopher D. Impey (University of Arizona)


Snímky v dnešní příloze:
Vlevo: na tomto infračerveném snímku vidíme, že světlo z kvasaru PG 1115+080 je rozštěpeno a zakřiveno. Kvasar PG 1115+080 nacházející se ve vzdálenosti 8 miliard světelných let v souhvězdí Lva pozorujeme přes eliptickou galaxii nacházející se ve vzdálenosti 3 miliard světelných let. Snímek přístroje NICMOS byl pořízen na vlnové délce 1.6 mikrometrů a ukazuje čtyři obrazy kvasaru (dva jsou vlevo téměř u okraje). Okolní galaxie zapříčiňuje, že obraz kvasaru je zvětšený. Kvasar je proměnným zdrojem světla a světlo každého obrazu cestuje směrem k Zemi po rozdílné dráze. Toto časové zpoždění umožňuje měřit vzdálenost přímo. Rovné čáry na snímku jsou difrakční artefakty v přístroji NICMOS (NASA/Space Telescope Science Institute).

Vpravo: Zde je opět snímek z přístroje NICMOS. Ukazuje čtyři obrazy kvasaru a okolní galaxie, která zapříčiňuje efekt čočky je odečtena. Ukazuje se téměř úplný prstenec infračerveného světla. Tento prstenec je natáhnuté a zesílené světlo galaxie, ve které se kvasar nachází, ležící ve vzdálenosti asi 8 miliard sv. let.

(NASA/Space Telescope Science Institute). Kredit: Christopher D. Impey (University of Arizona)

(podle STScI-PRC98-37 z 26. 10. 1998 přeložil DH)


VELIKÉ OHNIVÉ KOULE

Yves Grosdidier, Universitie de Montreal, Montreal, Canada


HST zaznamenal snímek, který připomíná ohňostroj. Jedná se o snímek hvězdy WR124, která je obklopena horkým chomáčem plynu, který je vypuzen do prostoru rychlostí vyšší než 120000 km za hodinu. Velmi nevšední je obrovský útvar žhavého plynu kolem hvězdy, který má vláknitou a chaotickou strukturu a připomíná navenek skořápkovou stavbu. V dané struktuře se vyskytují různě žhavé proudy plynu ze žhavé hvězdy, které byly detekovány prostřednictvím spektroskopických pozorování. HST rozlišil přímo mlhovinu M1-67 kolem výše zmíněné hvězdy WR124 (na obrázku v naší příloze EAI 346 je uvedeno označení hvězdy WR224, otázkou je, co je správně). Mlhovina má skvrnkovitou strukturu. Každá ze skvrnek má hmotnost asi 30 hmotností Země. Centrální horká hvězda je zařazena do skupiny Wolf-Rayetových hvězd. Tato poměrně vzácná přechodná skupina velmi žhavých hvězd (teplota kolem 50 000 Kelvinů) je charakteristická prudkou ejekcí materiálu. Skvrnky mohou být výsledkem divokého hvězdného větru a vytváří nestabilní chomáče. Okolní mlhovina má pravděpodobně stáří kolem 10000 let, což znamená že se jedná o mladý objekt, který můžeme zařadit do mezihvězdného prostředí. Hvězda je od nás vzdálena 15000 světelných let v souhvězdí Sagittarius. Snímek byl pořízen kamerou WFPC2 v březnu 1997. Obrázek je proveden ve falešných barvách, aby se odhalila detailní struktura mlhoviny.

Kredit: Yves Grosdidier (University of Montreal and Observatoire de Strasbourg, Anthony Moffat (Universitie de Montreal), Gilles Joncas (Universite Laval), Agnes Acker (Observatoire de Strasbourg ) a NASA

(podle PRC98-38 z 3.11.1998 připravil PH)

SATELIT LANDSAT - 7 BY MĚL STARTOVAT 15. DUBNA 1999

David E. Steitz Headquarters, Washington, DC

Lynn CHANDLER Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD


NASA vybrala nové datum k vypuštění satelitu LANSAT 7 na 15. dubna 1999, pro výzkum Země. Původně tento satelit měl startovat v prosinci 1998 ze základny Vandenberg Air Force Base, CA raketou Delta II.

Landsat - 7 by měl pokračovat ve vědeckém sledování Země s vysokým rozlišením, které bylo započato v roce 1982 satelitem Landsat- 4. Tento satelit tematicky začal mapovat Zemi. Vědci na základě tohoto vědeckého pozorování Země budou moci zjišťovat změny na jejím povrchu jak díky přírodním vlivům, tak díky člověku. Tyto změny se mohou archivovat a přispějí tak k pochopení chování celosvětového prostředí. Obrázky ze satelitu Landsat slouží různým oblastem lidské činnosti od vědy až po výchovu mladých lidí, rozhodnutím vlád, či národní bezpečnosti.

Aplikace pro Landsat - 7 budou zahrnovat snímky zachycující zemědělskou úrodu, informace o změnách zalidnění, o jakosti vody a o stavu lesů. Landsat - 7 bude připojen do celosvětové archívní sítě, která získává Sluncem ozářené obrázky povrchu Země. Satelit obsahuje několik technologických zlepšení oproti předchozím satelitům stejného typu. Tato zlepšení se týkají lepší kalibrace trojrozměrných snímků. Tato schopnost umožní novému satelitu pohled na sezónní povrchy Země a jejich porovnání. Landsat 7 bude pokračovat v dědictví započatém vypuštěním družice Earth Resouces Technology Satellite (ERTS-1) v roce 1972.

(podle relace NASA 98-209 z 19.11.1998 připravil PH)


(D. Hanžl a P. Hájek)



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

    Галоўная старонка