* 376 29 1999 expresní astronomické informace




Дата канвертавання24.04.2016
Памер69.08 Kb.

* 376 * 29.6.1999

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 1999co V BEZEJMENNÉ GALAXII


S. Jha, P. Garnavich, P. Challis a R. Kirshner, Harvard- Smithsonian Center for Astrophysics, oznamuje, že M. Calkins získal pomocí F.L. Whipple Observatory 1.5-m teleskopu (+ FAST spektrograf) 20.5 UT června spektrum supernovy SN 1999co (cf. IAUC 7205). Analýza spektrogramu ukazuje, že se jedná o supernovu typu II v ranné fázi vývoje. Spektrum ukazuje modré kontinuum s P-Cyg Balmerovými čarami a He I absorpcí. Úzké emisní čáry H- a [O III] dávají ústupovou rychlost pro mateřskou galaxii 9260 km/s. Fotosférická expanzní rychlost supernovy je 9000 km/s, hodnota byla určena podle měření absorpčních minim čar H- a H-. A. V. Filippenko, University of California at Berkeley, oznamuje, že CCD spektrum SN 1999co získané D. Sternem 20 UT června pomocí 3-m reflektoru na Lick Observatory ukazuje výrazné emise H-, charakteristické pro typ supernovy II; také profily P-Cyg jsou dobře vyvinuté.

(podle IAUC 7206 z 21. 6. 1999 přeložil DH)

SUPERNOVA 1999cp V GALAXII NGC 5468


Jha a kol. píší: "M. Calkins získal 19.2 UT června na F. L. Whipple Obs. 1.5-m teleskopu (+ FAST spektrograf) spektrum SN 1999cp. Spektrum ukazuje, že se jedná o supernovu typu Ia ve fázi před maximem. Úzká emisní čára H- od mateřské galaxie dává rychlost vzdalování galaxie NGC 5468 (2870±20) km/s. Fotosférická expanzní rychlosti supernovy určené podle čar Ca II H+K a Si II (rest 635.5 nm) jsou 19 700 km/s a 14 100 km/s. Z toho vyplývá, že SN 1999cp je asi 10 dnů před maximem."

Filippenko dodává (ke spektru, které pořídil stejným přístrojem Stern): "SN 1999cp je typu Ia, nejméně týden před maximem se silnou Si II absorpční čarou kolem 610 nm. Doporučujeme kontinuální monitorování SN 1999cp během její nadcházející jasné fáze, neboť se dá očekávat, že zjasnění dosáhne až na 14 mag."



(podle IAUC 7206 z 21. 6. 1999 přeložil DH)

SUPERNOVY 1999cj A 1999ck V BEZEJMENNÝCH GALAXIÍCH


Jako dodatek k informaci publikované v IAUC 7182 D. Hardin oznamuje následující hvězdné velikosti a rudé posuvy určené podle spektra z 19. dubna pořízeného na William Herschel Telescope: SN 1999cj, R = 22.0, z = 0.360; SN 1999ck, 21.9, 0.432. Hvězdná velikost SN 1999cj při objevu byla R = 22.0 a ne 19.2, jak bylo uvedeno v IAUC 7182.

(podle IAUC 7207 z 23. 6. 1999 přeložil DH)

SUPERNOVA 1999cl V GALAXII NGC 4501


CCD odhady (není-li uvedeno jinak, jedná se o pozorování bez filtru): Červen 10.576 UT, 13.6 (S. Yoshida a K. Kadota, Ageo, Saitama, Japonsko); 12.492, 13.7 (Yoshida a Kadota); 13.16, Bessel V = 13.95±0.02 (D. Caton, S. Davis, K. Kluttz a M. McFadden, Appalachian State University).

(podle IAUC 7207 z 23. 6. 1999 přeložil DH)

SUPERNOVA 1999cq V GALAXII UGC 11268


M. Modjaz a W. D. Li, University of California at Berkeley, oznamují za tým Lick Observatory Supernova Search (cf. IAUC 6627, 7126) používající 0.8-m Katzman Automatic Imaging Telescope, objev supernovy v galaxii UGC 11268. Supernova byla objevena na CCD snímcích (bez filtru) exponovaných 25.4 UT června (hv. vel. asi 15.8 mag). Její existence byla potvrzena na předchozích pozorováních z 22.4 UT června (15.8 mag) a 19.4 UT června (15.9 mag). Nový objekt se nachází na souřadnicích  = 18h32m07s.10,  = +37°36'44".3 (2000.0), což je 1".5 východně a 4".1 jižně od jádra galaxie UGC 11268. KAIT snímek stejného pole z 15.4 UT června (limitní dosah asi 19.0 mag) neukazuje na pozici supernovy žádný objekt.

(podle IAUC 7209 z 26. 6. 1999 přeložil DH)


NOVA V GALAXII NGC 6822


J. Y. King a W. D. Li, University of California, Berkeley, informuje za projekt Lick Observatory Supernova Search (cf. IAUC 6627, 7126) využívající 0.8-m Katzman Automatic Imaging Telescope (KAIT), objev novy v galaxii NGC 6822 (trpasličí nepravidelná galaxie, která je pravděpodobně v lokální kupě). Nova byla objevena na CCD snímcích (bez filtru) exponovaných 23.40 UT a 23.44 UT června (hv. vel. asi 17.3) a byla potvrzena pozorováním z 24.38 UT června (hv. vel. asi 17.0 mag). Nový objekt má souřadnice  = 19h45m00s.31,  = -14°50'10".3 (2000.0). KAIT snímek stejného pole z 19.4 UT června (limitní hvězdná velikost asi 18.5 mag) neukazuje na pozici novy žádný objekt. Hledací mapka pro novu je k dispozici na URL http://astron.berkeley.edu/~bait/n6822.gif."

J. Y. Wei, D. W. Xu, Q. Y. Qiao, Y. L. Qiu a J. Y. Hu, Beijing Astronomical Observatory (BAO), oznamují nezávislý objev této novy v rámci BAO Supernova Survey (objekt byl oznámen v IAUC 7208). Pozorování pomocí 0.6-m teleskopu na stanici Xinglong ukázalo existenci novy na snímcích z 23.69 UT a 24.72 UT června (hv. vel. na CCD bez filtru asi 18 mag).



(podle IAUC 7208 a 7209 z 25. a 26. 6. 1999 přeložil DH)

V382 VELORUM


K. Mukai a J. Swank, Goddard Space Flight Center, píší: "Přístroj Rossi X-ray Timing Explorer prováděl všeobecné TOO pozorování novy V382 Val. Pozorování probíhalo v intervalu 26.22 UT - 26.26 UT května, přibližně 3 dny po optickém maximu. V oboru 2.5 - 10 keV dosahoval nominální excess přes odhadnuté pozadí 0.58±0.11 pulsů/s (získáno ve čtyřech jednotkách proporcionálních čítačů (PCU). I přes fluktuace dané kosmickým x-ray pozadím, lze tuto hodnotu označit za spolehlivou detekci novy. Přibližný horní limit 0.8 pulsů/s ve čtyřech PCU odpovídá 2.5 x 10-12 erg cm-2 s-1 (pro obor 2.5-10 keV). Je to hodnota významně pod detekčními limity BeppoSAX a ASCA."

Další fotometrie, kterou získal A. C. Gilmore pomocí 0.6-m f/16 reflektoru na Mt. John University Observatory (stejné referenční hvězdy jako v IAUC 7196): červen 9.488 UT, V = 6.41, U-B = -0.92, B-V = -0.07, V-R = +1.34, V-I = +0.94, vzd. hmota = 1.63; 10.368, 6.46, -0.93, -0.09, +1.34, +0.93, 1.12; 18.366, 6.97, -0.95, -0.17, +1.42, +0.92, 1.17; 19.457, 7.09, -0.86, -0.18, +1.46, +0.95, 1.60. Standardní deviace jsou obecně < 0.01 mag, mimo U-B, kde jsou obvykle 0.05 mag.

Vizuální odhady hvězdné velikosti, které získal W. C. de Souza, Sao Paulo, Brazílie: červen 21.90 UT, 7.3; 23.01, 7.3; 24.91, 7.3; 25.90, 7.3.


(podle IAUC 7206 a 7209 z 26. a 21. 6. 1999 přeložil DH)

KOMETA P/1999 DN_3 (KORLEVIC-JURIC)


Orbitální elementy podle MPC 34734:

Epocha = 1998 září 24.0 TT T = 1998 září 30.8693 TT

 = 161.3096 e = 0.135104  = 5.9552 2000.0

q = 3.908471 AU i = 18.7223 a = 4.519008 AU n = 0.1025981 P = 9.606 roku

(podle IAUC 7207 z 23. 6. 1999)

KOMETA C/1999 F2 (DALCANTON)


Orbitální elementy podle MPC 34734:

Epocha = 1998 srp. 15.0 TT T = 1998 srp. 23.9905 TT

 = 352.3937 e = 0.998586  = 210.2961 2000.0

q = 4.718792 AU i = 56.4214

Pokračování efemeridy z IAUC 7194:

1999 TT  (2000)   r Elong. Fáze m1

čvnc. 11 14 59.87 +13 08.8 4.955 5.346 107.3 10.5 15.8

21 15 00.61 +13 07.4 5.126 5.382 99.2 10.7 15.9

31 15 02.43 +12 58.8 5.301 5.420 91.3 10.8 16.0

srp. 10 15 05.29 +12 44.8 5.476 5.457 83.7 10.6 16.1

20 15 09.11 +12 27.0 5.648 5.496 76.3 10.3 16.2

(podle IAUC 7207 z 23. 6. 1999 přeložil DH)


KOMETY C/1999 L5 (SOHO) A C/1999 M1 (SOHO)


D. A. Biesecker, SM&A Corporation a Goddard Space Flight Center, oznamuje detekci a měření dalších dvou komet náležících do Kreutzovy skupiny křížičů Slunce. Komety se zachytily na snímcích exponovaných přes dva koronografy (C2 a C3) na palubě sondy SOHO. U žádné z komet nebyl patrný ohon. Další detaily o těchto objektech naleznete v MPEC 1999-M23 a 1999-M24.

1999 UT  (2000)  Kometa

čvn. 10.613 5 10.1 +20 13 C/1999 L5

16.138 5 32.8 +20 49 C/1999 M1

(podle IAUC 7208 z 25. 6. 1999 přeložil DH)

KOMETA C/1999 H1 (LEE)


Vizuální odhady hvězdné velikosti: červen: 10.28 UT, 6.7 (S. T. Rae, Palmerston North, New Zealand, binokulár 10 x 50); 14.29, 6.7 (N. Biver, Oahu, HI, binokulár 7 x 50); 17.35, 6.5 (D. A. J. Seargent, Cowra, N.S.W., Australie, binokulár 25 x 100); 19.36, 6.5 (C. E. Drescher, Warrill View, Qld., Australie, binokulár 20 x 80; 21.89, 6.9 (W. C. de Souza, Sao Paulo, Brazílie, binokulár 11 x 80). (podle IAUC 7209 z 26. 6. 1999)


ASTEROIDY 1999 LD31 A 1999 LE31


Cirkuláře MPEC 1999-M28 a 1999-M29 poskytují detailní informace o dvou asteroidálních objektech, 1999 LD31 a LE31, které objevil projekt LINEAR 8. a 12. června (s předobjevovými pozorováními 17. května). Informace byly umístěny na NEO Conformation Page a tělesa rozsáhle sledovali další pozorovatelé. V obou případech vychází retrográdní dráha těles: 1999 LD31 má a = 21.9 AU, e = 0.89, i = 160°, H = 13.9; 1999 LE31 má a = 8.0 AU, e = 0.46, i = 152°, H = 12.3. Všichni pozorovatelé souhlasně hlásí, že 1999 LD31 je asteroidálního vzhledu, pouze jeden pozorovatel se domnívá, že 1999 LE31 má kometární vzhled (i když toto není potvrzeno). Zejména A. Fitzsimmons, Queen's University, Belfast, oznamuje, že 250-s expozice při 1" seeingu, kterou prováděli S. Collander-Brown a S. Lowry pomocí 1-m Kapteyn teleskopu na La Palma 15. června ukázala, že oba objekty jsou zřetelně bodové zdroje.

(podle IAUC 7208 z 25. 6. 1999 přeložil DH)

MLHOVINA "PAPILLON" VE TVARU MOTÝLA POSKYTUJE TAJEMSTVÍ ZROZENÍ HMOTNÉ HVĚZDY


Dalekohled HST sledoval objekt N 159, "bouřlivý kotel" zrození hvězdy, který se nachází 170000 světelných let od nás ve Velkém Magellanově oblaku (LMC). Vířící hvězdné větry z rodící se hmotné hvězdy v mlhovině vytvářejí vláknovou strukturu ohromného oblaku, který má v průměru kolem 150 světelných let.

Neobvyklý typ kompaktní ionizované "skvrnky" připomíná v prvním přiblížení podobu motýla "Papillon" mlhovina (francouzsky "burtterfly"), jejíž střed je ve víru žhavého plynu a prachu. Zajímavé detaily ve struktuře Papillonu jsou o velikosti 2 světelné roky (okolo 2 obloukových sekund na obloze) vidět uvnitř tohoto útvaru.

Možný výklad tohoto bipolárního útvaru je ten, že proudící plyn z hmotné hvězdy (asi desetkrát hmotnější než Slunce) je způsoben převládajícím tlakem záření od hmotné hvězdy nad vlivem kontrakce způsobeným velmi hmotnou hvězdou. Výsledkem je tento bipolární tvar. Je pravděpodobné, že hustý rovníkový disk, který by měl snahu "padat" do centra útvaru je působením hvězdy rozšiřován do bipolárního vzhledu.

Toto pozorování je součástí pátrací akce po mladých hvězdách v LMC. Případy, kdy můžeme vidět hmotnou hvězdu hned po "narození" jsou poměrně vzácné. V naší dnešní příloze je snímek objektu N159 s detailem Papillon mlhoviny zachycen v horní části. Na původním snímku je červenou barvou znázorněna emise vodíku a žlutá barva odpovídá ionizovanému kyslíku. Snímek byl pořízen 5. září 1998 za pomoci WFPC 2 kamery. HST pozorování Papillon mlhoviny vede astronom Mohammad Heydari - Malayeri (Paris Observatory), který je i vedoucím evropského pozorovacího týmu. Jejich práce je navržena k vydání v European Astronomy and Astrophysics.

Kredit: M. Heydari - Malayeri (Paris Observatory) a NASA/ ESA


(podle STScI-PRC99-23 z 10.6.1999 připravil PH)

VÝRAZ LÁSKY NA MARSU


V dnešní příloze na dolním snímku je zachycen snímek, který pořídil Mars Global Surveyor a nese označení MOC2-135a. Svým tvarem připomíná tvar srdce, jež může být výrazem štěstí. Jako kdyby planeta Mars tímto nejposlednějším snímkem nám posílala pozdrav vyjadřující lásku a sounáležitost Marsu a Země.

Tento valentinský pohled z Marsu je ve skutečnosti jáma vytvořená zřícením přímé stěny koryta. Tento geologický útvar se vytvořil podél trhliny roztažené ve skalním podloží. Tato jáma může být součástí více podobných útvarů, které jsou označeny šipkami na snímku, který zachycuje větší okolí tohoto útvaru.

Srdcovitá jáma má v nejširší části průměr 2.3 kilometru. Jáma společně s menšími útvary se nachází ve východním křídle vulkánu Alba Patera v severní oblasti Tharsis. Útvary na snímku jsou osvětleny zleva. Malin Space Science Systems and the California Institute of Technology sestavil hardware pro misi Mars Orbiter. JPL řídí činnost sondy Mars Global Surveyor.


(podle informace CNN z 17.6.1999 připravil PH)

TELESKOP NASA NA HLEDÁNÍ "FOSILIÍ" NA OBĚŽNÉ DRÁZE


Robin Lloyd, CNN Interactive Senior Writer


(CNN) -- Pod oblačnou oblohou nad Floridou mohli diváci spatřit úspěšný start nejnovějšího vesmírného teleskopu, určeného k hledání chemických zbytků po Velkém třesku, o kterých se vědci domnívají, že byly ve vesmíru vytvořeny před 12 miliardami let.

Raketa Delta II vynesla družici Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) přesně ve 11h43m východoamerického času (EDT) z misu Canaveral po krátkém zdržení, které způsobila loď, která vplula do nebezpečné oblasti pod vypočítanou dráhou rakety.

Kosmická sonda se od rakety oddělila po hodině a šestnácti minutách po startu, poté, co dosáhla plánovanou dráhu ve výšce 768 km na Zemí.

Pokud vypustíme další sondu raketou Delta, vždy budeme prohlašovat, že start s touto nosnou raketou je "radostná jízda," řekl Dennis McCarthy astronom z Johns Hopkins University, který řídí projekt FUSE.

"Delta je nejlepší způsob, jak se tam nahoru dostat," dále řekl. "Podíváme-li se na dráhové parametry, jsou perfektní." NASA TV přenášela start v přímém přenosu z pohledu kamery umístěném na druhém stupni nosné rakety.

Během tříleté mise se bude FUSE natáčet cíl za cílem, identifikovat hvězdná pole a ustřeďovat objekty do palubního spektrografu. Tento přístroj je navržen k rozložení ultrafialového světla do jednotlivých barev, tak aby bylo možné odhalit základní tvář vesmíru těsně po jeho začátku.

Jaké byly podmínky Velkého třesku, jak jsme se zde vzali, kde se vzalo všechno kolem nás - FUSE má odpovědět přesně na jádro těchto otázek," řekl Harley Thronson, ředitel programu NASA Origins odkud projekt FUSE vzešel. Thronson a další subjekty, které na misi FUSE participují toto prohlásili na konferenci, která se konala ve středu v Kennedy Space Center na Floridě.

Na oběžné dráze kolem Země bude FUSE sbírat informace, které by nebylo možné získat žádným pozemským teleskopem ani daleko za hranicí naší sluneční soustavy, prohlásil vědecký pracovník projektu FUSE George Sonneborn z NASA Goddard Space Flight Center.

Spektroskopická analýza světla může také odhalit proces vzniku galaxií objevením detailů o molekulách, které je tvoří a dávají nám základní identifikaci složek galaxií.

Astronomové budou hledat jednu z konkrétních stop - deuterium, formu vodíku o kterém se vědci domnívají, že v obrovském množství vznikl během Velkého třesku a dále již nevznikal. Vědci z Johns Hopkins deuterium popsali jako druh "kosmické fosílie".


Další kosmické otázky, které bude projekt FUSE během tříleté mise sledovat:

  • Jaká je interakce mezi interstelárním plynem a formací hvězdy?

  • Bude studovat "fosilní zbytek", deuterium, které může ovlivnit současné teorie Velkého třesku.

  • Jak jsou prvky v galaxiích rozloženy a jak ovlivňují jejich vývoj?

  • Má naše galaxie obrovskou galaktickou fontánu, která dává zrození hvězdám, tryská plyn, vrhá do oběhu prvky a víří kosmický materiál?

Mise, která stála $214 milionů vznikla na Johns Hopkins University a ta také nese odpovědnost za všechny stránky projektu, zatímco NASA je zodpovědná za start. Inženýři z Johns Hopkins také 1400 kg těžkou kosmickou sondu postavili.

Spektrograf umístěný na palubě FUSE bude v provozu po 10 dnech po tom, co rozevřou sluneční panely. Na počátku budou přístroje na palubě sondy kalibrovány a od srpna začne shromaždování vědeckých dat.


(podle informací CNN z 24. 6. 1999 připravil DH)

POSLEDNÍ ÚPLNÉ ZATMĚNÍ SLUNCE VE 20. STOLETÍ (6)


7. Aktuální situace v Maďarsku 45 dní před zatměním


SIOFOK, Hungary (AP) -- Maďarsko se připravuje na cestovní horečku, která ji jako primární zemi, co se týče výhodnosti pro spatření posledního úplného zatmění v tomto tisíciletí, zachvátí.

Podnikaví Maďaři ku příležitosti zatmění 11. srpna společně s místními úřady a soukromými podnikateli již připravují suvenýry jako např. speciální trička pro zatmění, pamětní známky nebo speciální brýle.

Přestože zatmění bude pozorovatelné i v několika sousedních zemích v Evropě a Asii, Maďaři předpokládají, že pozorovatelé si zvolí zejména jejich zemi jako pozorovací stanoviště - částečně také pro známé jezero Balaton, které celé leží v pásu totality.

"Pravděpodobně, v tento den vyhlásíme svátek, " říká Karoly Herenyi, člen parlamentu z Balatonské oblasti. "Nikdo nebude dělat nic jiného než pozorovat zatmění."

I když jediné hlavní město v Evropě, které stín úplného zatmění zasáhne je Rumunská Bukurešť, předpokládá se že do Rumunska přijede pouze asi několik desítek tisíc pozorovatelů. Maďarsko očekává mnohem větší příliv pozorovatelů.

Jsou v Maďarsku připraveni na zataženo? Žádný problém. Maďarská státní televize bude zajišťovat přenos z kamery připevněné na tryskovém letadle MiG-29, které bude stín sledovat od Rakouské hranice až po hranici s Rumunskem. Nadzvukové letadlo je pro tento účel nutné, protože stín se pohybuje rychlostí kolem 2500 km/h.

Nikde se neočekává větší turistika za zatměním než v Siofoku, městu o 23000 obyvatelích nacházejícím se na jižním pobřeží Balatonu, největšího jezera centrální Evropy. Zatmění zde bude trvat 2m22s, jen o sekundu méně než v sousedním Rumunsku.

Předpokládá se, že těchto 142s bude velmi lukrativních. Všechny ubytovací kapacity v oblasti jsou již nyní vyprodány a místní představitelé optimisticky předpovídají že přijede až 200000 návštěvníků, mnozí z nich budou zatmění sledovat z pronajatých loděk na jezeře.

Pro turisty bude připravena spousta atrakcí; zodiakální večeře - každé jídlo bude pojmenované po astrologickém znamení, degustace vína, hudební festivaly, stále bude přehráván song skupiny U2 "Staring at the Sun". Pošta již vydala emisi 200000 upomínkových známek s vyobrazením mapy země a cesty pásu totality.

Středověké město Szombathely na hranici s Rakouskem připraví na hlavním náměstí gigantický model sluneční soustavy a uspořádá mezinárodní astronomickou konferenci. Diváci si budou moci poslechnout Japonský orchestr, který bude hrát Verdiho a Saint-Saens.

Poslední Maďarské zatmění v r. 1842 utkvělo v paměti mnoha Maďarů, protože v jejich zemi velmi známý poet Sandor Petoefi, od přímého pohledu na Slunce během zatmění zůstal téměř slepý.

Společnosti, Sun Hunters (Lovci Slunce) jsou připraveny pomoci v každém nebezpečí. Budou se prodávat americké brýle s filtry určenými pro bezpečné sledování zatmění. Tyto společnosti také vydaly příručku, nezbytná trička, šálky a dvoj CD vytvořené společně s Maďarskou astronomickou společností, které obsahuje instrumentální hudbu a vědecké informace o zatmění v Maďarštině, Angličtině a Němčině.

Během zatmění nebude jen legrace a hry. Gabor Goesi, ředitel chráněné přírodní oblasti poblíž Szegedu na jihu Maďarska bude se svým kolektivem studovat reakce divoké přírody na zatmění.

"Takové úplné zatmění je zřídkavý jev a mnoho zvířat nemá na něj v rámci jejich přirozeného vývoje vybudovány podmíněné reflexy," dodává.

Příští úplné zatmění v Maďarsku nastane až 7. října 2135. Američané tak dlouho čekat nemusí, úplné zatmění jejich zemi zasáhne už 21. srpna 2017 a částečné 20. května 2012.


(podle informací CNN z 23. 6. 1999 připravil DH)

8. Fotografování zatmění




Pro zachycení tohoto zřídkavého úkazu může být použita téměř jakákoli kamera s manuálním ovládáním. Doporučuje se přístroj s dosti dlouhou ohniskovou vzdáleností, který na filmu zobrazí dostatečně velký obraz Slunce. Běžný 50mm objektiv zobrazí Slunce jen miniaturní velikostí 0.5mm, zatímco teleobjektiv o f=200mm již dá obraz o velikosti 1.9mm. Ještě výhodnější je objektiv s delším ohniskem, např. zrcadlový, které v posledních deseti letech byly i na našem trhu. Zrcadlový objektiv o ohniskové vzdálenosti 500mm už dá průměr Slunce na negativu 4.6mm. Během úplného slunečního zatmění je tento malý kotouček obklopen korónou po obou stranách, což celkově na políčku negativu zabírá 9.2mm. Pokud k takovému objektivu přidáme konvertor 2x, získáme ohniskovou vzdálenost 1000mm, čímž se také zdvojnásobí průměr slunečního kotoučku na negativu (na 9.2 mm). Ale ohnisková vzdálenost 1000mm je již dost velká a obvykle to odpovídá ohniskové vzdálenosti, jakou mají běžné amatérské dalekohledy. Plánujeme-li Slunce fotografovat na 35mm kinofilm, neměla by ohnisková vzdálenost teleskopu přesáhnout 2600mm. Protože většina kamer neukazuje v hledáčku celý snímek až ke kraji, pro jistotu bychom měli použít teleobjektiv s ohniskem maximálně 2000m. Delší ohniskové vzdálenosti jsou použitelné jen pro snímkování detailů částí Slunce. Pro fotografování koróny během fáze totality by ohnisková vzdálenost neměla být delší než 1500mm - 1800mm (pro 35mm kameru). Ohnisková vzdálenost kolem 1000m také nevyžaduje ještě tak masivní stojan a zachytí případné nějaké delší koronální proudy.

Ohnisko Zorné pole Velikost Slunce

28mm 49° x 74° 0.2mm

35mm 39° x 59° 0.3mm

50mm 27° x 40° 0.5mm

105mm 13° x 19° 1.0mm

200mm 7° x 10° 1.8mm

400mm 3°.4x 5°.1 3.7mm

500mm 2°.7x 4°.1 4.6mm

1000mm 1°.4x 2°.1 9.2mm

1500mm 0°.9x 1°.4 13.8mm

2000mm 0°.7x 1°.0 18.4mm

2500mm 0°.6x 0°.8 22.9mm

Pro jakoukoli ohniskovou vzdálenost můžeme průměr Slunce přibližně určit tak, že ohniskovou vzdálenost objektivu dělíme 109.


Velikost Slunce na 35mm kinofilmu je též nakreslena na obrázku v příloze EAI 373 a také můžeme použít tabulku.

Stejně jako pro vizuální pozorování je nutné i pro fotografování používat mylarový nebo skleněný filtr. Nejsnadněji takový filtr získáte jako tovární výrobek prostřednictvím distributorů - jejich seznam byl např. v časopisech Sky & Telescope a Astronomy. Obvykle tyto filtry viditelné sluneční světlo zeslabují 100000 krát. Podle skutečného zeslabovacího faktoru a zvolené citlivosti filmu určujeme správnou expozici. Pokud máme k dispozici přebytek světla, doporučujeme film s nízkou citlivostí (ISO 50-100). Nejlepší metoda jak určit správnou expozici je udělat praktické kalibrační testy fotografováním Slunce sadou expozic v době mimo zatmění. Po vyvolání filmu vybereme nejlepší expozice a tyto pak použijeme na celou částečnou fázi. Povrchová jasnost Slunce zůstává během zatmění konstantní , tudíž není nutná žádná korekce expozice až do chvíle, kdy zbývá jen srpek, na který dáme dvojnásobnou expozici z důvodu okrajového ztemnění Slunce. Zvýšení expozice je také nutné v případě, že v den zatmění je mlha, opar, vysoká oblačnost.

Samozřejmě nejefektnější jsou záběry fáze úplného zatmění. Nejdříve se kolem Slunce na několik minut či sekund objeví bílé perly koróny, červené výběžky a chromosféra. Zde je velkým problémem získat sadu fotografií, které zachycují některé stránky tohoto proměnlivého jevu. Nejdůležitější je si zapamatovat, že během totální fáze je nutné odstranit z objektivu filtry! Povrchová jasnost koróny je miliónkrát slabší než fotosféry, tudíž korónu fotografujeme bez filtru. Dokonce v tomto okamžiku i pohled na Slunce pouhým okem je zcela bezpečný. Průměrná jasnost koróny je proměnlivá a klesá se vzdáleností od okraje Slunce. Vnitřní koróna je mnohem jasnější než vnější. Proto pouze jediný snímek tento dynamický rozsah nezachytí. Nejlepší strategií je zvolit jednu clonu a vyzkoušet expozice v celém rozsahu, jaký kamera dovoluje (tj. 1/1000 - 1s). Takovou sekvenci doporučujeme, protože podle zkušenosti tuto fázi doprovází velké vzrušení a na přemýšlení je jen málo času.

Expoziční časy pro různé kombinace citlivostí filmů (ISO), clony a zachycení útvarů (chromosféra, výběžky, vnitřní, střední a vnější koróna) jsou uvedeny v následující tabulce:



Citlivost (ISO) clona

25 1.4 2 2.8 4 5.6 8 11 16 22

50 2 2. 8 4 5. 6 8 11 16 22 32

100 2.8 4 5.6 8 11 16 22 32 44

200 4 5. 6 8 11 16 22 32 44 64

400 5.6 8 11 16 22 32 44 64 88

800 8 11 16 22 32 44 64 88 128

1600 11 16 22 32 44 64 88 128 176



Jev Q expoziční doba

Částečné1- 4.0 ND 11 - - - 1/40001/20001/10001/500 1/250 1/125

Částečné1- 5.0 ND 8 1/40001/20001/10001/500 1/250 1/125 1/60 1/30 1/15

Bailyho perly2 11 - - - 1/40001/20001/10001/500 1/250 1/125

Chromosféra 10 - - 1/40001/20001/10001/500 1/250 1/125 1/60

Výběžky 9 - 1/40001/20001/10001/500 1/250 1/125 1/60 1/30

Koróna -0.1Rs 7 1/20001/10001/500 1/250 1/125 1/60 1/30 1/15 1/8

Koróna -0.2Rs3 5 1/500 1/250 1/125 1/60 1/30 1/15 1/8 1/4 1/2

Koróna -0.5Rs 3 1/125 1/60 1/30 1/15 1/8 1/4 1/2 1s 2s

Koróna -1.0Rs 1 1/30 1/15 1/8 1/4 1/2 1s 2s 4s 8s

Koróna -2.0Rs 0 1/15 1/8 1/4 1/2 1s 2s 4s 8s 15s

Koróna -4.0Rs -1 1/8 1/4 1/2 1s 2s 4s 8s 15s 30s

Koróna -8.0Rs -3 1/2 1s 2s 4s 8s 15s 30s 1min 2min

(pokračování v EAI 377)


SONDA CASSINI PO PRŮLETU KOLEM VENUŠE NABRALA RYCHLOST


PASADENA, California (CNN) -- Kosmická sonda NASA, Cassini, v pátek dokončila svůj druhý průlet kolem Venuše a od toho okamžiku zvýšila rychlost. Stalo se tak v 618 den její sedmileté mise k planetě Saturn.

Sonda prolétla kolem planety ve čtvrtek v 16h30m východoamerického času (EST) ve vzdálenosti 600 km. Gravitační síla Venuše sondě udělila vyšší rychlost, která jí pomůže dosáhnout cíl, planetu Saturn ve vzdálenosti 1 miliardu km.

Během průletu sondy kolem Venuše byly přístroje na palubě zapnuty a prováděli pozorování této planety. V nadcházejících dnech tyto data budou odvysílány na Zemi.

Čtyři průlety kolem planet - dva kolem Venuše, jeden kolem Země a jeden kolem Jupiteru sondu Cassini pomohou "vystřelit" k Saturnu. Poprvé sonda prolétla kolem Venuše 26. dubna 1998 ve vzdálenosti 284 km.

Kosmická sonda byla vypuštěna 15. října 1997 a její průlet kolem Země je naplánován na 17. srpna 1999. Cassini proletí kolem naší planety ve vzdálenosti 1166 km. Dále 30. prosince 2000 prolétne kolem Jupiteru. Gravitace obří planety dráhu Cassini ohne směrem k planetě Saturn, na jejíž oběžnou dráhu vstoupí 1. července 2004.

Mise Cassini je zaměřena na studium Saturna, jeho magnetického pole a radiačního prostředí, měsíců a prstenců. Výzkum potrvá čtyři roky. Je to poslední mise NASA náležící do skupiny projektů s velkým rozpočtem. Cassini také vypustí pouzdro náležící Evropské vesmírné agentuře (ESA) určené k prozkoumání povrchu Saturnova měsíce Titan.

Vědci předpokládají, že tento měsíc se některými charakteristikami podobá Zemi, včetně atmosféry s hojnou přítomností dusíku, podobně jako je tomu u Země či přítomností organických molekul v atmosféře a povrchu. Jeho pevný povrch pravděpodobně omývají jezera nebo oceány etanu a metanu.

Sonda Cassini je společným projektem NASA, ESA a Italian Space Agency. Mise je řízena z NASA, Jet Propulsion Laboratory, kde byla sonda postavena.



(podle informací CNN z 25. 6. 1999 přeložil DH)

VĚDCI 'SLEDUJÍ' ZADNÍ STRANU SLUNCE


PARIS (Reuters) -- V úterý Evropská vesmírná agentura oznámila, že vědci objevili způsob, jak pomocí satelitu studovat skrytou stranu Slunce, což umožní předpovídat potenciálně nebezpečné sluneční bouře.

O zvláštním objevu ESA uvedla, že její družice na sledování Slunce SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) již také odhalila největší stín ve sluneční soustavě, který vrhla prolétavající kometa

Sonda SOHO byla vypuštěna v roce 1995 a do dnešního dne detekovala mohutné exploze na viditelné straně Slunce jež do tří dnů vyřadily z činnosti americký komunikační satelit.

Vědec ESA Jean Loup Bertaux spolu se svým týmem expertů nyní objevil způsob jak pomocí sondy SOHO získat snímek aktivity na druhé straně Slunce, který poskytne časné varování o neočekávaných bouřích.

"Silné ultrafialové emise z aktivních oblastí na zadní straně Slunce se chovají jako paprsky vycházející z majáku nad mořem," citoval Bertaux prohlášení ESA.

Rotující svazky paprsků ozařují oblohu se Sluncem, což družici SOHO dovoluje monitorovat záření a podle něj vidět co se děje na protilehlé straně.

"Tuto metodu je možné použít i v budoucnu pro studium vesmírného počasí, které je schopné zničit satelity na oběžné dráze a jejich elektrické prvky," řekl Bertaux.


(podle informací CNN z 22. 6. 1999 připravil DH)

VĚDCI ZAHÁJILI PROVOZ NOVÉHO VELKÉHO DALEKOHLEDU NA HAWAII


HONOLULU (Reuters) -- V pátek byl slavnostně spuštěn velký nový dalekohled umístěný na Hawaii. Podle plánu by měl pořizovat dosud nejostřejší infračervené snímky a vědci budou schopni nahlédnout k počátku času do vzdálenosti 8 miliard let.

Nový teleskop, Gemini North je 8.1-m přístroj umístěný na hoře Mauna Kea na ostrově Hawai (nejvyšší bod ostrova). V pátek jej navštívilo 150 hodnostářů a vědců, jako např. britský princ Andrew, ředitelka National Science Foundation Rita Colwell.

Vědci z projektu Gemini, kteří také již staví stejný 8.1-m teleskop na Cerro Pachone v Chile veřejnosti ukázali infračervené snímky získané přístrojem Gemini North.

"Nová optika a termální řízení činí z Gemini dalekohledy, které výraznou měrou zasáhnou do studia vesmíru v infračerveném světle," prohlásil ředitel projektu Matt Mountain.

"Dalekohled nám umožní nahlédnout zpět v čase do nejvzdálenějších galaxií a dokonce detekovat chvějící se jednotlivé molekuly kolem nově vznikajících stelárních systémů," dodává Mountain.

Další vědecký pracovník projektu Pater Michaud, vedoucí vědeckého vzdělávání prohlásil, že Gemini bude schopen rutinně hledět až 8 miliard roků nazpět.

Na projektu stavby dalekohledu, který začal v roce 1987, se podílelo sedm národů pod vedením USA a náklady na vybudování dosáhly $193 milionů. Jedná se o Velkou Británii, Kanadu, Chile, Austrálii, Argentinu a Brazílii. Téměř polovinu projektu financovala U.S. National Science Foundation.

"Gemini je modelovým příkladem mezinárodní spolupráce, která vědcům a inženýrům ze sedmi zemí umožní získat snímky vesmíru, který dokonce ještě před několika lety nebylo možné vůbec fotografovat," řekl Colwell.

Gemini North používá technologii 'state-of-the-art', která dovoluje velké, ale relativně tenké zrcadlo přesně fokusovat do obrazu hvězdy. Dalekohled může minimalizovat neklid zemské atmosféry, problém, který po 400 roků ovlivňoval rozmazanost snímků, řekli organizátoři projektu.

Tato technologie se nazývá "adaptivní optika". Produkuje tak jasný obraz, že dvě světla u automobilu rozliší na vzdálenost 3000 km, říká Michaud. Systém adaptivní optiky již byl použit v minulých letech na jiných, menších dalekohledech.

V provozu je zrcadlo dalekohledu 100 krát za sekundu adjustováno tak, aby odpovídalo větrem roztřepanému obrazu, který je všudypřítomný na 4400 vysokém neaktivním vulkánu.

"Technologie umožňuje ze Země simulovat pohled na vesmír mimo atmosféru," prohlásil dále Michaud. "Můžeme vyloučit veškeré rozmazání a zkreslení vlivem atmosféry a budeme dostávat stejné snímky jako pořizuje Hubbleho kosmický teleskop na oběžné dráze. My ale máme větší dalekohled, takže můžeme soustředit mnohem více světla."

Inženýři projektu Gemini odraznou plochu zrcadla pokovili vrstvou stříbra, místo běžněji používaného hliníku. "Stříbro má v infračervené oblasti mnohem lepší výkon než hliník," říká Michaud. "Budeme schopni studovat systémy včetně planetárních soustav v mnohem větších detailech než dosud."

Vědecký výzkum s Gemini North ještě do příštího léta nezačne. Do té doby budou astronomové spolu s inženýry systém zdokonalovat a testovat jeho parametry.

V roce 2001 bude v Chile dokončen Gemini South, čímž tato dvojice teleskopů astronomům zpřístupní pohled na severní i jižní část oblohy.


(podle informací CNN z 25. 6. 1999 připravil DH)

(D. Hanžl a P. Hájek)





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

    Галоўная старонка