* 367 27 1999 expresní astronomické informace




Дата канвертавання24.04.2016
Памер48.58 Kb.

* 367 * 27.4.1999

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 : (05) - 41129294 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) - 41129433 (baud rate 2400, parity NONE, data bits 1)

(05) - 41129515 (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 1999bv V GALAXII MCG +10-25-14


M. Schwartz, Cottage Grove, OR, oznamuje objev supernovy (hv. vel. asi 18.1 mag), která se zachytila na CCD snímku (bez filtru) exponovaném 19.446 UT dubna na Tenegra I 0.35-m automatizovaném patrolovém teleskopu na stanici Sonoita, AZ. SN 1999bv se nachází na souřadnicích  = 17h22m40s.73,  = +6000'12".9 (E = 2000.0), což je asi 2".6 západně a 24".3 jižně od jádra galaxie MGC +10-25-14. Nový objekt byl potvrzen na snímku pořízeném stejným zařízením 20.234 UT dubna. Objekt se nenachází na první ani druhé Palomarské přehlídce oblohy a není ani na archivních snímcích z 13. UT a 16. UT července 1998 pořízených stejným teleskopem. Limitní hvězdná velikost všech Tenagra I snímků této galaxie je asi 19. mag.

S. Jha, P. Garnavich, P. Challis a R. Kirshner, Center for Astrophysics, oznamují spektrum supernovy SN 1999bv, které získal M. Calkins 21.5 UT dubna pomocí F. L. Whipple Observatory (FLWO) 1.5-m teleskopu (+ FAST spektrograf). Výsledky ukazují, že se pravděpodobně jedná o supernovu typu Ib/c. Spektrum ukazuje ploché kontinuum s širokými (FWHM 10 000 km/s) emisními čarami pozorovanými na 667, 600, 475 a 402 nm. Obecně je spektrum podobné na spektrum SN typu Ib/c SN 1988L v době, kdy se předpokládalo její stáří několik týdnů po maximu (Filippenko 1988, A.J. 96, 1941). Úzká emisní čára H- od mateřské galaxie dává ústupovou rychlost 5510 km/s. Aktuální snímek, který získal W. Brown na FLWO 1.2-m teleskopu (+ 4 shooter) dává hv. vel. supernovy V = 18.6 mag. SN 1999bv se nachází v rámci 2.5- chybového boxu objektu GRB 990302 (BATSE Trigger 7440).



(podle IAUC 7148 a 7150 z 20. a 22. 4. 1999 přeložil DH)

SUPERNOVA 1999bw V GALAXII NGC 3198


W. D. Li, University of California, Berkeley, oznamuje za tým projektu Lick Observatory Supernova Search (cf. IAUC 6627, 7126), objev supernovy. SN se zaznamenala na CCD snímcích (bez filtru) 20.2 UT dubna pořízených přes 0.8-m Katzman Automatic Imaging Telescope (KAIT). Proměnná hvězda (hv. vel. asi 17.8 mag) se nachází v blízkosti galaxie NGC 3198. Prohlídka předchozích snímků získaných také přístrojem KAIT ukázala, že objekt se zřetelně zachytil i na snímku z 15.2 UT dubna (asi 18.4 mag) a 19.2 UT dubna (asi 18.0 mag). Souřadnice nového objektu jsou  = 10h19m46s.81,  = +4531'35".0 (E = 2000.0), což je kolem 85".8 západně a 83".8 jižně od jádra galaxie NGC 3198. KAIT snímky stejné oblasti z 3.2 UT dubna (limitní hvězdná velikost 17.5 mag), 29.2 UT března (limitní hvězdná velikost asi 17.5 mag), a 24.2 UT března (limit asi 19.0 mag) neukazují na pozici nového objektu žádnou hvězdu. V galaxii SGC 3198 vzplanula také SN 1966J, zástupce třídy Ib supernov, která dosáhla maxima v oboru B = 11.2 mag.

P. Garnavich, S. Jha a R. Kirshner, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, oznamují, že získali spektra možné supernovy v galaxii MGC 3198 (cf. IAUC 7149). Spektra byla pořízena pomocí 1.5-m Tillinghast teleskopu M. Calkinsem 21.2 UT. dubna. Spektrum se zcela 100% nepodobá na spektrum supernovy. Kontinuum má maximum kolem 500 nm a v modré oblasti klesá strměji než v červené. Ve spektru jsou patrny spektrální čáry Balmerovy série H-, H- a H-. Čára H- má úzkou složku položenou na širší základně s plnou šířkou na kontinuu odpovídající 2000 km/s. CCD snímky, které získal W. Brown na Fred L. Whipple Observatory 1.2-m teleskopu (ve stejné době, kdy bylo pořízeno spektrum) dávají V = 18.5 mag. Během sedmi dnů od objevu objekt významně nezvětšil svoji jasnost (IAUC 7149), jak by se u supernovy zachycené v ranné fázi očekávalo.

A. V. Filippenko a T. Matheson, University of California, Berkeley, oznamují: "Prohlídka CCD spektra (obor 400-860 nm) možné supernovy v galaxii NGC 3189, které bylo získáno 21. dubna P. Guhathakurtaem a A. Szomoruem (University of California, Santa Cruz) pomocí 3-m Shane reflektoru na Lick Observatory, ukázala emisní čáry Balmerovy série s rudým posuvem téměř totožným s rudým posuvem galaxie (630 km/s). Čáry jsou nerozlišitelné nebo spíše sotva rozlišitelné (FWHM = 1000 km/s). Pokud se jedná o supernovu je velmi podsvítivá: vychází absolutní hv. velikost -12 mag pro předpokládanou vzdálenost 9 Mpc. Je ale mnohem více svítivější než obyčejná nova, ale v rámci určité třídy svítivostí modrých proměnných hvězd. Přesná povaha tohoto objektu tedy stále zůstává nejasná."

A. V. Filippenko, W. D. Li a M. Modjaz, University of California, Berkeley, píší: "Pomocí 3-m Shane reflektoru na Lickově observatoři bylo 24. dubna pořízeno CCD spektrum (obor 450-710 nm, rozlišení 0.7 nm) pravděpodobné supernovy v galaxii NGC 3198 (cf. IAUC 7149, 5150). Spektrum se velmi podobá na spektrum SN typu IIn jakou byla SN 1997bs v galaxii NGC 3627 /cf. IAUC 6627). Úzké čáry emisní Balmerovy série (FWHM asi 600 km/s) mají široké základny s FWZI přibližně 3000 km/s a také je zde náznak slabé emise Fe II kolem 520 nm. Tak jako SN 1999bw, SN 1997bs byla docela podsvítivá (hodnota M kolem -13). Dalším příkladem objektu, který má podobné spektrum je SN 1999Z (cf. IAUC 7107), ale tato byla mnohem svítivější. Třída supernov IIn má velké variace vlastností, tak jak již o tom bylo dříve psáno (např. Filippenko 1997, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 35, 309). Zůstává pouze otázkou, zda mechanismem exploze v jádře je ve všech těchto případech kolaps jádra; v některých případech možná hvězda není zcela zničena (např. SN 1961V; Filippenko a kol. 1995, A.J. 110, 2261)."



(podle IAUC 7149, 7150 a 7152 z 20., 22. a 25. 4. 1999 přeložil DH)

SUPERNOVA 1999bu V GALAXII NGC 3786


S. Jha, P. Garnavich, P. Challis a R. Kirshner, Harvard- Smithsonian Center for Astrophysics, oznamuje spektrum SN 1999bu, které 18.2 UT dubna získali P. Berlind pomocí F. L. Whipple Observatory 1.5-m teleskopu (+ FAST spektrograf). Spektrum ukazuje, že se jedná o SN typu Ic, několik týdnů po maximu. Vzhled spektra, červené kontinuum s mnoha absorpčními čarami, včetně výrazného Na I D je nejvíce podobný spektru supernovy typu Ic SN 1987M pořízeném 29 dnů po maximu (Filippenko a kol. 1990, A.J. 100, 1575). Emisní čáry od mateřské galaxie dávají rychlost 2750 km/s.

(podle IAUC 7149 z 20. 4. 1999 přeložil DH)

NEEXISTUJÍCÍ SUPERNOVA V GALAXII UGC 11093


Další informace ke zprávě publikované v IAUC 7146 dodává Y. L. Qiu, Beijing Astronomical Observatory (BAO). Nízkodisperzní spektrum objektu pořízené 15.79 UT dubna pomocí BAO 2.16-m teleskopu na stanici Xinglong (získali jej D. W. Xu, Qiu, C. Leung a S. Ko) ukazuje, že nový objekt oznámený v IUAC 7141 jako SN 1999bs supernovou není. Jedná se o kataklysmickou proměnnou hvězdu ve fázi vzplanutí. Spektrum ukazuje modré kontinuum s absorpcemi H-, H-, H- a čarami Na I D. Minima těchto absorpcí jsou na 486.0, 434.4, 411.3 a 589.0 nm a jejich ekvivaletní šířky jsou 0.73, 0.48, 0.77, a 0.27 nm. Čára H-není výrazná. Spektrum je podobné trpasličí nově CY Lyr v době maxima.

(podle IAUC 7149 z 20. 4. 1999 přeložil DH)

KOMETA C/1999 F1 (CATALINA)


Sedmnáctého dubna oznámil T. B. Spahr, Lunar and Planetary Laboratory, objev tělesa s neobvyklým pohybem a stelárního vzhledu. Těleso bylo objeveno automatizovaně v rámci projektu Catalina Sky Survey (0.41-m Schmidt + CCD):

1999 UT  (2000)  m2

bře. 23.31633 13 22 09.56 - 8 27 59.9 18.3

Spahr získal další data 16. a 17. dubna. Výpočty B.G. Marsdena naznačovaly, že se jedná o dlouhoperiodickou kometu na vysoce skloněné dráze. Těleso bylo identifikováno také v Spacewatch datech z 13. března. Další pozorování (uvedená v MPEC 1999-H09) daly níže uvedené orbitální elementy. CCD snímky (celková expoziční doba 660 s) získané na 1.5-m reflektoru stanice Catalina (J. Bialozynski, D. Dietrich, C. Greenberg, E. Hooper, D. McBee, D. McCarthy, J. Pici, G. Rudnick a C. Vedelerú, a složené C. W. Hergenrotherem ukazují slabou kómu o průměru 8"-10".


T = 2002 únor 13.883 TT  = 254.994  = 20.036 2000.0

q = 5.80301 AU i = 92.160 1999 TT

 (2000)   r Elong. Fáze m2

dub. 12 13 12.07 - 8 24.1 8.140 9.142 178.0 0.2 18.9

22 13 06.80 - 8 21.4 8.111 9.093 167.1 1.4 19.0

kvě. 2 13 01.71 - 8 19.1 8.114 9.045 156.2 2.6 19.1

12 12 56.94 - 8 18.3 8.147 8.996 145.4 3.7 19.2

(podle IAUC 7148 z 20. 4. 1999 přeložil DH)

KOMETA C/1999 H3 (LINEAR)


Objekt asteroidálního vzhledu objevili pracovníci projektu LINEAR. Následně byl vystaven na NEO Confirmation Page. Pozorovatelé z observatoří Kleť a Ondřejov oznamují, že těleso je kometárního vzhledu. První pozorování získali: F. Shelly, M. Blythe, M. Bezpalko a M. Elowitz (LINEAR). Měřiči J. Stuart, H. Viggh a R. Sayer. 1.0-m f/2.15 reflektor + CCD; J. Tichá a M. Tichý (Kleť). 0.57-m f/5.2 reflektor + CCD. Průměr kómy >/= 15", široký ohon >/= 13" v p.a. 166; L. Šarounová (Ondřejov). 0.65-m f/3.6 reflektor + CCD. Průměr kómy > 20"; špatné pozorovací podmínky.

Všechna poziční pozorování této komety naleznete v MPEC 1999-H29. Podle nich byly určeny následující předběžné orbitální elemnety:



T = 1999 srp. 17.907 TT  = 101.801  = 332.669 2000.0

q = 3.50186 AU i = 115.832

1999 TT  (2000)   r Elong.Fáze m1

dub. 22 19 17.68 +44 02.9 3.548 3.665 88.6 15.9 15.4

27 19 11.41 +45 54.0 3.491 3.651 91.1 16.0 15.3

kvě. 2 19 03.83 +47 44.4 3.439 3.639 93.3 16.0 15.3

7 18 54.81 +49 32.5 3.392 3.627 95.3 16.1 15.2

12 18 44.22 +51 16.3 3.351 3.615 96.9 16.1 15.2

17 18 31.94 +52 53.5 3.317 3.604 98.3 16.1 15.2

22 18 17.96 +54 21.5 3.290 3.594 99.2 16.1 15.1

27 18 02.30 +55 37.9 3.270 3.584 99.8 16.2 15.1

(podle IAUC 7151 a 7152 z 23. a 25. 4. 1999 přeložil DH)


KOMETA C/1999 H1 (LEE)


Vizuální m1 odhady: dub. 20.50 UT, 8.3 (S. T. Rae, Palmerston North, N.Z., 10x50 binokulár); 21.58, 9.0 (M. Mattiazzo, Wallaroo, S. Australia, 0.20-m reflektor); 22.54, 8.7 (A. Pearce, Nedlands, W. Australia, 0.20-m refl.); 22.96, 8.7 (J. G. de S. Aguiar, Campinas, Brazil, 0.23-m refl.).

(podle IAUC 7151 z 23. 4. 1999)

1999 CV3


M. Kidger, Instituto de Astrofiscia de Canarias (IAC), oznamuje: "J. Altozano, J. Marti, I. Ugarte a D. Hernandez, Astrophysics Department, La Laguna University, oznamují, že analýza fotometrických pozorování objektu 1999 CV_3 prováděná pomocí 0.82-m IAC-80 teleskopu na observatoři Teide v nocích 5./6. a 6./7. března společně s pozorováními D. Buczinského (22. února, 0.33-m reflektor, Condor Brow) a N. Jamese (13. února, 0.30-m reflektor, Chelmsford), dává světelnou křivku s periodou (5.780.06) hod. a dvojitým maximem s amplitudami 0.4 a 0.25 mag."

(podle IAUC 7151 z 23. 4. 1999 přeložil DH)

HLAVNÍ ANTÉNA NA SONDĚ MGS MÁ PROBLÉMY


LOS ANGELES (AP) -- Vědci jsou zmateni a hledají příčinu proč hlavní anténa na sondě Mars Global Surveyor přestala fungovat. Anténa byla navržena tak, že na konci svého držáku je otočná a tím mělo být zajištěno její stálé nasměrování k Zemi. Pokud nebude problém s anténou vyřešen, bude muset dojít k silné redukci množství dat, které nám sonda pošle během mapovací mise.

Kosmická sonda k Marsu dorazila již v roce 1997, ale svoji primární misi začala teprve před měsícem. Dosud byla v naprostém pořádku, prohlásil Joseph Beerer, Mars Global Surveyor, pracovník z řídícího střediska NASA z Jet Propulsion Laboratory.

Přístroje pro mapovací misi zůstávají vypnuty a inženýři z JPL a Lockheed Martin Astronautics, Denver se pokouší určit co zapříčinilo, že otočný mechanismus antény se ve čtvrtek v noci zablokoval.

Komunikace probíhá přes malou anténu a v pondělí kolem poledne pracovníci řídícího střediska hlavní anténu natočili k Zemi, tak že pootočili celou sondou. Ve čtvrtek v noci bylo před velkou anténu přehráno asi 50 minut dat uložených na palubním rekordéru sondy.

V pátek byla provedena kontrola teploty úchytů hlavní antény. Cílem mělo být ověření možnosti, zda pohyb antény není zablokován teplotní deformací. Možnou příčinou poruchy natáčení antény mohou být také nečistoty v převodovce nebo nedostatek maziva.

Zatímco inženýři budou studovat příčinu zablokování antény, vědci plánují, že mapovací mise bude pokračovat koncem dubna. Vědecké přístroje budou zapnuty 28. 4. a příští den začne sonda první týden mapování se záložní anténou v zafixované poloze. Šestého května, kdy Mars a Země budou ve vhodném úhlovém rozložení začne MGS posílat proud vědeckých dat přes hlavní anténu.

Letový inženýři prohlásili, že normální mapovací misi mohou provádět až do února 2000. Od té doby se geometrie mezi Marsem a Zemí stane opět komunikaci nepříznivá. Pokud do té doby nebude problém s natáčením antény vyřešen, bude nutné opět přejít na mapování s pevnou anténou. Vědci dávají přednost mapování s hlavní anténou, protože během daného období je možné přenést dvakrát více dat.

Mars Global Surveyor od svého příletu k Marsu v roce 1997 poslal velké množství detailních snímků z Marsu, ale hlavní mapovací mise byla odložena o rok z důvodu oslabení spoje na jednom z jejich slunečních panelů během aerobakingu.



(podle informací CNN a JPL z 20. a 23. 4. 1999 přeložil DH)

KOSMICKÁ SONDA GALILEO OBJEVILA NA EUROPĚ "ODBARVOVAČ"


Jane Platt

Peroxid vodíku - chemikálie, která může okamžitě proměnit brunetu v blonýnku - byla objevena v ledovém povrchu jupiterova měsíce Europa. Tento výsledek byl publikován ve vydání časopisu Science z 26. března.

Peroxid vodíku je opravdu zvláštní chemikálie, která silně reaguje téměř se vším, říká Dr. Robert Carlson, hlavní výzkumník z týmu Galileo obsluhující přístroj near-infrared mapping spectrometer. Právě toto zařízení detekovalo tuto chemikálii na Europě.

Peroxid vodíku se na Europě neustále tvoří jak energetické částice od Jupitera rozbíjí na povrchu molekuly, říká Carlson. Tento proces se nazývá radiolýza.

Očekáváme, že na Europě objevíme i exotičtější materiály, protože jupiterovy intenzívní radiační pásy neustále bombardují povrch tohoto měsíce, říká Carlson.

Peroxid vodíku se na zemském povrchu v přírodě neobjevuje, částečně také proto, že povrch není dostatečně bičován radiací, která iniciuje proces tvorby chemikálií. Pokud chceme na Zemi peroxid vodíku, musíme ho vyrobit v továrně, říká Carlson.

Téměř hned jak peroxid vodíku vznikne, tak se rozpadne, vysvětluje Carlson. Jednak může být rozrušen ultrafialovým zářením nebo přijde do kontaktu s jinými chemikáliemi. Tím pádem je jeho životnost na Europě pouze několik týdnů až měsíců. Peroxid vodíku přechází na jinou reaktivní chemikálii, zvanou hydroxyl, která se v konečné fázi může rozložit na kyslík a plynný vodík, dodává Carlson.

Protože na povrchu měsíce Europa chemikálie stále vznikají a rozkládají se, je jejich studium v dlouhodobé chemické historii velmi těžké. Na druhé straně nás velmi zajímají změny v chemickém složení v rámci krátkých časových úseků. Studiem chemických procesů na Europě a na ostatních měsících Jupitera se můžeme více dozvědět o tom, jak měsíce s Jupiterem interagují a jak podobné procesy probíhají jinde v naší sluneční soustavě.

Přístroj sondy Galileo, Near-infrared mapping spectrometer, pracuje na principu hranolu, který rozkládá infračervené světlo, které již lidské oko nevidí. Protože různé chemické molekuly absorbují infračervené světlo různě, mohou vědci studovat vzorky světla a určovat přítomnost různých chemikálií. V tomto případě byl přístroj použit ke studiu infračerveného světla přicházejícího z povrchu Europy a v temných oblastech byl objeven peroxid vodíku. Lidské oko by za normálních podmínek peroxid vodíku na povrchu Europy nespatřilo, protože je obsažen v povrchovém ledu a je bezbarvý.

Přístroje na Galileu již dříve detekovaly několik jiných chemikálií nacházejících se na povrchu měsíce Europa. Jednalo se o oxid siřičitý, vodní led, oxid uhličitý a snad i molekuly soli obsažené ve vodě. Carlson a další specialisté budou mít další šanci studovat chemické složení povrchu Europy 25. listopadu, kdy sonda Galileo nad povrchem tohoto měsíce prolétne.

Galileo již studuje Jupitera, jeho měsíce a magnetické prostředí již déle než tři roky. Primární mise skončila v prosinci 1997 a nyní je projekt uprostřed prodlouženého dvouletého období nazývaného Galileo Europa Mission.

Projekt Galileo je řízen JPL pro NASA Office of Space Science, Washington, DC. JPL je oddělení California Institute of Technology.


(podle informací JPL z 25. 4. 1999 přeložil DH)

HST POŘÍDIL PŘECHOD MĚSÍCE IO PŘES JUPITER


Během programu výzkumu vulkanické činnosti měsíce Io, pořídil Kosmický dalekohled tyto snímky přechodů malých měsíců přes disk obří planety. Jen před několika týdny než tyto snímky pořídil, vyfotografoval portrét měsíce Io, na kterém probíhá silná vulkanická činnost.

Tyto obdivuhodné snímky dvojice těles byly představeny ku příležitosti devátého výročí vypuštění Hubbleho kosmického teleskopu. HST byl vypuštěn 24. dubna 1990. Všechny snímky pořídil přístroj Wide Field and Planetary Camera 2.

Tři po sobě jdoucí momentky ukazují měsíc Io přecházející před turbulentními mraky Jupitera. Detailní záběr měsíce Io (vpravo dole) ukazuje 200 km vějíř oxidu siřičitého "sněhu", který produkuje Pillan, jedna z aktivních sopek na měsíci Io.

"Další pozorování zahrnuje pozorování "sněhu" oxidu siřičitého v infračerveném oboru a poskytuje přímé svědectví existence "sněhu" ve vějíři na Io," vysvětluje John R. Spencer of Lowell Observatory in Flagstaff, Ariz.



Výlet kolem Jupitera

Tři snímky zachycující vulkanický měsíc obíhající kolem Jupitera byly pořízeny v časovém rozpětí 1.8 hodiny. Io je přibližně stejně velký jako Země, ale je 2000 krát dál. Na dvou záběrech vidíme, jak Io rychle přechází na pozadí Jupiterovy oblačné vrstvy, ale ve skutečnosti je nad ní 500000 km. Měsíc Io oběhne Jupitera za 1.8 dne, zatímco náš Měsíc oběhne kolem Zeně za 28 dní.

Nápadná černá skvrna na Jupiteru je stín měsíce Io o rozměru přibližně stejném jako je měsíc sám (průměr 3640 km). Stín se pohybuje přes kotouč Jupitera rychlostí 17 km za sekundu. Nejmenší detaily pozorovatelné na Io a Jupiteru měří 150 km.

Tyto snímky byly v dalším zpracováním obrazu doostřeny. Obraz je tak ostrý, že na Jupiteru vidíme takové podrobnosti, jaké bychom spatřili volným okem, kdybychom stáli přímo na Io.

Jasné skvrny na Io jsou oblasti zmrzlého oxidu siřičitého. Na Jupiteru bílé a hnědé oblasti představují oblasti ve velkých výškách, kde se nachází mlha a mraky. Modré oblasti představují ve velkých výškách relativně jasnou oblohu.

Tyto snímky byly pořízeny 22. července 1998 na dvou vlnových délkách: 340 nm (ultrafialová) a 410 nm (fialová). Barvy neodpovídají úplně přesně těm, které by spatřilo lidské oko, protože ultrafialová část je již pro naše oči neviditelná. Barevné snímky můžete nalézt také na http://astro.sci.muni.cz.



Io: Jupiterův vulkanický měsíc

Na detailním záběru Io (vpravo dole) lépe vidíme stále aktivní vulkán Pillan. Měření na dvou vlnových délkách naznačují, že do výše je vyvrhován "sníh" největším podílem sestávající z oxidu siřičitého. Tím pádem se vějíř vyvrženého materiálu na tomto snímku ve falešných barvách zdá zelený. Aby slabý vějíř vulkány byl dobře viditelný, astronomové barevný kontrast snímků zvětšili a přidali sytost barev.

Vějíř vulkánu Pillan je velmi horký a tryskající materiál se pohybuje extrémně rychle. Podle informací ze sondy Galileo je teplota vyvrhovaného materiálu 1500 K. Horký plynný oxid siřičitý tryskající z vulkánu se během své expanze do prostoru rychle ochlazuje a tuhne do sněhových vloček.

Měsíc Io je dobře znám svými aktivními vulkány, mnoho z nich má velké vějíře vulkanických zplodin rozpínajících se do prostoru. Aktivitu sopky Pillan astronomové objevili v době, kdy pozorovali podobnou aktivitu u známého vulkánu Pele, který se nachází asi 500 km od Pillanu. Pele ale utichnul a nyní je neaktivní. Na Io jsou stovky aktivních vulkánů, ale jen několik, typicky osm či devět má stále pozorovatelné vějíře.

Koncem letošního roku vědci dostanou detailní pohled na Io. Kosmická sonda Galileo totiž provede dvojici těsných přiblížení k tomuto tělesu. Galileo již kolem Jupitera a jeho měsíců obíhá téměř 3-1/2 roku.

První přelet Galilea je plánován na 10. října a to ve výšce 610 km. Ke druhému dojde 25. listopadu, kde sonda prolétne jen 300 km nad ohnivým povrchem měsíce Io. Pokud sonda tyto odvážné průlety přežije, dostanou vědci na Zemi záběry s maximálně vysokým rozlišením, jaké dosud nikdo nespatřil.

Snímek vulkanického vějíře Io byl pořízen dalekohledem HST 5. července 1997 ve třech barvách: 260 nm (ultrafialová), 340 nm (ultrafialová) a 410 (fialová).

Kredit: John Spencer (Lowell Observatory) a NASA Snímky a dokumentační soubory jsou k sipozici na Internetu na: http://oposite.stsci.edu/pubinfo/pr/1999/13 nebo: http://oposite.stsci.edu/pubinfo/latest.html http://oposite.stsci.edu/pubinfo/ pictures.html



(podle STScI PRC99-13 z 20. 4. 1999 přeložil DH)

HUBBLE VYFOTOGRAFOVAL MĚSÍC



Kosmický dalekohled se odsměroval ze vzdáleného vesmíru a zaměřil se na Zemi nejbližší těleso, Měsíc. Dalekohled se zaměřil na jeden z nejzajímavějších a nejfotogeničtějších cílů, 93 km velký impaktní kráter Koperník. Snímek byl pořízen v době, kdy přístroj Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) byl zamířen na jinou část Měsíce a měřil barvy odraženého slunečního světla. Kosmický dalekohled nemůže pozorovat Slunce přímo a proto k měření slunečního spektra musí využívat odraženého světla. Poté, co byl přístroj na slunečním spektru okalibrován, byl použit ke studiu planet, k měření kolik světla absorbují a odráží.

(nahoře vlevo) Měsíc je Zemi tak blízko, že HST by musel udělat mozaiku 130 snímků, aby pokryl celý disk. Proto snímek zachycující celý disk byl pořízen na Lickově observatoři a orámováním je na něm zaznamenána oblast , která pokrývá fotomozaiku z přístroje Wide Field Planetary Camera 2..

(uprostřed) Jasný pohled z ptačí perspektivy pořízený HST jasně ukazuje, výraznou paprskovitou strukturu v okolí více než miliardu let starého kráteru, která vznikla při dopadu většího asteroidu (o průměru asi kilometr) na Měsíc. Kosmický dalekohled může v terasovitých valech kráteru rozlišit útvary o velikosti až 192m.

(pravý spodní) Detailní pohled na terasovité valy. V tomto případě rozlišíme na snímku útvary o velikosti 90m. Kredit: John Caldwell (York University, Ontario), Alex Storrs (STScI), and NASA.



Snímky a jejich komentáře jsou k dispozici na Internetu na: http://oposite.stsci.edu/pubinfo/pr/1999/14 nebo http://oposite.stsci.edu/pubinfo/latest.html a http://oposite.stsci.edu/pubinfo/pictures.html

(podle STSci z PRC99-14 z 16. 4. 1999 přeložil DH)
(D. Hanžl a P. Hájek)


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

    Галоўная старонка