* 392 19. 10. 1999 expresní astronomické informace




Дата канвертавання24.04.2016
Памер45.04 Kb.

* 392 * 19.10.1999

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, phajek@sci.muni.cz



SUPERNOVA 1999ef V GALAXII UGC 607


Jean Mueller oznamuje objev supernovy (hv. vel. kolem 17.5 mag), kterou objevil na desce, citlivé v červené oblasti spektra, kterou exponoval spolu s K. Rykoskim 9. UT října pomocí 1.2-m Oschin Schmidt Telescope v rámci projektu Palomar Outer Solar System Ecliptic (POSSE) Survey. SN 1999ef se nachází na souřadnicích  = 0h58m46s.2,  = +12°44'45" (2000.0), což je 20" východně a 10" jižně od jádra galaxie UGC 607. Na této pozici není v Digitized Sky Survey ani deskách druhé Palomar Sky Survey žádný objekt. SN 1999ef se již nachází na POSSE desce exponované 10. října.

M. J. Kuchner, Astronomy Department, California Institute of Technology, oznamuje, že spolu s A. Bouchezem získal 10 UT října na 5-m Hale teleskopu (+ dvojitý spektrograf) na Palomaru spektrum. D. Branch objekt podle spektra identifikoval jako běžnou supernovu typu Ia ve fázi po maximu.



(podle IAUC 7275 z 12. 10. 1999 přeložil DH)

SUPERNOVA 1999eg V GALAXII IC 1861


G. M. Hurst, Basingstoke, England, oznamuje, že Mark Armstrong, Rolvenden, objevil supernovu (hv. vel. kolem 17.5 mag). SN se zachytila na CCD snímku (bez filtru), který byl exponován 4.078 UT října pomocí 0.30-m reflektoru v rámci projektu U.K. Nova/Supernova Patrol.

Na výzvu zaznamenal N. James, Chelmsford, velmi slabý obraz supernovy 10.87 UT října (0.3-m reflektor). Další snímky získali S. Foulkes, Ashperton Village a Armstrong 11. října a ty přítomnost objektu potvrzují. Armstrong na svém posledním snímku t 11.875 UT října změřil následující přesnou pozici:  = 2h53m08s.39,  = +25°29'24".2 (2000.0); Objevový snímek dává pozici  = 2h53m08s.45,  = +25°29'23".7. Hurst poznamenává, že objekt není v Palomar Sky Surveys a není ani v USNO A2.0 katalogu.

S. Jha, P. Garnavich, P. Challis a R. Kirshner, Harvard- Smithsonian Center for Astrophysics, oznamují, že spektrum SN 1999eg (cf. IAUC 7275), které získal P. Berlind 13.4 UT října na Whipple Observatory 1.5-m teleskopu (+ FAST spektrograf). Spektrum ukazuje, že se jedná o supernovu typu II v období kolem maxima. Spektrum ukazuje modré kontinuum s P-Cyg Balmerovými čarami. Křížová korelace spektra mateřské galaxie s etalonovými absorpčními čarami dává rychlost vzdalování galaxie IC 1861 6570 ± 50 km/s.

Expanzní rychlost supernovy měřená pomocí profilu čáry H- vychází 7200 km/s.



(podle IAUC 7275 a 7280 z 12. a 14. 10. 1999 přeložil DH)

SUPERNOVA 1999eh V GALAXII NGC 2770


G. M. Hurst, Basingstoke, England, oznamuje objev další supernovy Marka Armstronga, Rolvenden (hv. vel. kolem 17.5 mag). Supernova byla objevena na CCD snímku (bez filtru) exponovaném 12.1375 UT října pomocí 0.30-m teleskopu v rámci U.K. Nova/Supernova Patrol.

Na výzvu získal 14. UT října potvrzující snímek T. Boles, Wellingborough. Další snímek získal 14.157 UT října také Armstrong. Podle snímků bylo možné odhadnout, že se hv. vel. supernovy příliš nezměnila. Podle svých snímků z 12. a 14. října měřil Armstrong přesnou pozici, která vyšla jako  = 9h09m32s.67,  = +33°07'16".9 (2000.0), což je 20" západně a 5" jižně od centra galaxie NGC 2770.

Bolesův snímek dává pozici (měřil Armstrong)  = 9h09m32s.55,  =+33°07'16".3. Hurst zkoumal přítomnost SN 1999eh v Vickersově Deep Space CCD Atlase: North (1993, p. 96; limitní mag. asi 19) a tiscích Palomar Sky Surveys (limitní mag asi 20). V žádné z materiálů se na pozici SN 1999eh nenachází žádný objekt.

S. Jha, P. Garnavich, P. Challis a R. Kirshner, Harvard- Smithsonian Center for Astrophysics, oznamuje, že M. Calkins získal 15.5 UT října spektrum SN 1999eh, pomocí F. L. Whipple Observatory 1.5-m teleskopu (+ FAST spektrograf). Spektrum ukazuje, že se jedná o supernovu typu Ib. Spektrum ukazuje ploché kontinuum a široké absorpční čáry s He I (587.6, 706.5 a 492.2 nm). Ve spektru je také náznak slabé [O I] emise, naznačující, že stáří SN je asi 2 měsíce po maximu.



(podle IAUC 7282 z 15. 10. 1999 přeložil DH)

XTE J1859+226


A. Wood a D. A. Smith, Massachusetts Institute of Technology (MIT); a F. E. Marshall a J. Swank, Goddard Space Flight Center (GSFC), oznamují za tým RXTE All-Sky Monitor (ASM) objev nového x-ray transientu: "Od 9.658 UT října byla měřena stále vzrůstající intenzita zdroje. Objev byl potvrzen měřením přístroje PCA (pozici zdroje níže uvádí Markwardt a kol.). Intenzita vzrůstala lineárně, rychlostí asi 6 mCrab/hod. Extrapolace dává čas vzplanutí jako 8.55 UT října. V ASM katalogu ani databázi SIMBAD není na této pozici uveden žádný x-ray zdroj."

Další pozorování tohoto zdroje prováděli C. B. Markwardt, University of Maryland a GSFC; a F. E. Marshall a J. H. Swank, GSFC. V intervalu 10.56-10.60 UT října určili intenzitu zdroje 1.7 x 10-8 erg s-1 cm-2 (2-60 keV = 250 mCrab v pásmu 2-10 keV). Poloha zdroje byla určena jako  = 18h58m35s,  = +22°39'.3 (2000.0) s 95 % chybovým poloměrem 1'. Zdroj vykazuje kveziperiodické oscilace. Pro energiové spektrum lze uplatnit mocninný model s fotonovým indexem 1.7 a neutrální absorpcí vodíku asi 3 x 1021 cm-2.

P. M. Garnavich a K. Z. Stanek, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics; a P. Berlind, Fred L. Whipple Observatory (FLWO), oznamují detekci optického protějšku k novému x-ray transientu XTE J1859+226. CCD snímky pořízené 12.07 UT října pomocí FLWO 1.2-m teleskopu ukazují jasný stelární objekt, který chybí na Palomar Sky Survey. Přesná pozice podle HST Guide Star Catalogu je  = 18h58m41s.58,  = +22°39'29".4 (E = 2000.0; odhadovaná nejistota 0".5). Objekt leží ve východní části chybové kružnice uvedené v IAUC 7274, přibližně 80" severně od hvězdy 10 mag. Hvězdná velikost optického transientu je asi R = 15.1 mag. Zdá se, že vůči okolním hvězdám je modřejší. Snímky v rámci 3.3 hod. intervalu ukazují proměnnost < 0.05 mag. Na přehlídce oblohy je u této pozice l" slabý objekt (hv. vel. kolem 21 mag). Podle vzhledu spektra potvrzujeme, že se jedná o x-ray novu ve vzplanutí. Hledací mapka je k dispozici na http://cfa-www.harvard.edu/~peterg/gosox/j1859.jpg.

G. G. Pooley, Mullard Radio Astronomy Observatory; a R. M. Hjellming, National Radio Astronomy Observatory, prováděli pomocí Ryle Telescope (RT) a Very Large Array (VLA) pozorování x-ray transientu XTE J1859+226 (IAUC 7274) na rádiových vlnách. V datu 11.88 UT října byl RT detekován asi 10-mJy rádiový zdroj na 15 GHz, jehož poloha byla  = 18h58m42s.0,  = +22°39'10" (2000; nejistoty 0s.5 v  a 30" v ). Další RT pozorování z 12.86 října dalo 12.5 mJy (nejistota 1.5 mJy). VLA pozorování z 13.06 UT října přítomnost rádiového zdroje potvrdilo na pozici odpovídající optickému protějšku. V NVSS přehlídce z února 1995 není na této pozici katalogizován žádný zdroj (limit 3 mJy).

R. M. Wagner, Ohio State University; P. S. Smith, National Optical Astronomy Observatory; G. D. Schmidt, University of Arizona; a C. R. Shrader, Goddard Space Flight Center, NASA, oznamují: "Pomocí 2.3-m dalekohledu Steward Observatory, Kitt Peak (+ CCD spektropolarimetr) se nám podařilo získat spektrum (obor 440-800 nm) navrhovaného optického protějšku XTE J1859+226 (IAUC 7276). Spektrum ukazuje slabé emisní čáry pocházející z Balmerovy vodíkové série, He II 468.6-nm a C III/N III blend na 464-465 nm. Vzhled spektra je typický pro nízko hmotné x-ray dvojhvězdy a x-ray transienty, tudíž se potvrzuje správná identifikace s protějškem XTE J1859+226.

A. J. Norton, C. A. Haswell a S. Chaty, Open University; R. I. Hynes, Southampton University; A. Henden, U.S. Naval Observatory, Flagstaff; R. van Boekel, Groningen; P. M. Garnavich a K. Z. Stanek, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics; a T. R. Greve a J. Fynbo, Copenhagen University, oznamují následující fotometrii optického protěšku x-ray transientu XTE J1859+226 (IAUC 7274, 7276, 7278): Říj. 12.20 UT (Fred L. Whipple Observatory 1.2-m teleskop + sada filtrů Kitt Peak Harris), U = 15.00, B = 15.75, V = 15.50, R = 15.15. říj. 13.85 (1.0-m Jacobus Kapteyn Telescope, La Palma), Kitt Peak B = 16.03, Johnson V = 15.47, Gunn R = 15.04 (nejistoty < 0.1 mag). říj. 13.90 (2.5-m Nordic Optical Telescope, La Palma), V = 15.31, R = 15.02, I = 14.88 (nejistoty asi 0.1 mag). říj. 14.18 (USNO Flagstaff Station 1.0-m teleskop), V = 15.527, B-V = +0.337, U-B = -0.647, V-R = +0.272, R-I = +0.297 (nejistoty kolem 0.015 mag). Astrometrie podle USNO pozorování dává  = 18h58m41s.51,  = +22°39'30".2 (E = J2000.0, reference k USNO-A2.0).



(podle IAUC 7274, 7276, 7278 a 7279 z 11., 12., 13. a 14. 10. 1999 připravil DH)

V4641 SAGITTARII A GM SAGITTARII


Citing Goranskij (1990, IBVS 3464) v IAUC 7253 uvedl, že hvězda, kterou přisuzujeme k GM Sgr je asi 1' severně od pozice, kterou uvádí Luyten (1927, HCO Bull. No. 852). Nyní se zavedlo, že poslední gama vzplanutí přisuzované GM Sgr (např. Downes a kol. 1995, A.J. 110, 1824; IAUC 7119, 7120, 7254, 7256, 7257, 7263, 7265, 7267, 7271, 7276) bylo k tomuto objektu přisuzováno chybně. Nastalo to v důsledku chybné identifikace Kholopovem (Goranskij 1978, Astron. Tsirk. No. 1024).

N. N. Samus, Sternberg Astronomical Institute, Moskva, nás informoval, že pro nedávno identifikované zdroje SAX J1819.3-2525 = XTE J1819-254 je nyní přisuzováno označení V4641 Sgr (ranný typ kataklysmické proměnné hvězdy). M. Hazen, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) a D. Williams, AAVSO, se na hvězdu zaměřil ve své práci v roce 1959 spolu s B. Weltherem (CfA) ji lokalizovali na jedné z Harvardské přehlídky fotogr. desek, která byla exponována 3. 8. 1897 pomocí Bruce 0.61-m teleskopu. Tento zdroj použil také Luyten. Na této fotogr. desce jsou zachyceny obě hvězdy GM Sgr i V4641 Sgr a G. V. Williams (CfA) poskytuje následující měření GM Sgr podle Siding Spring (digitalizované) přehlídkové desky z 8. dubna 1987. Měření ukazuje, že původní Luytenova pozice dobře souhlasí v rámci 10":  = 18h19m21s.48,  = -25°25'36".0 (2000.0; 13 USNO-A2.0 referenční hvězdy; nejistota ± 0".7).

Odhady hvězdné velikosti GM Sgr z (modrých) Harvardských přehlídkových desek (fotogr. desky pokrývají několik týdnů roku 1897). Fotogr. desky exponoval Welther a hvězda se podle nich mění od 15.2 mag (maximum, které zmiňuje Luyten) až pod 17 mag. Toto naznačuje, že GM Sgr není krátkoperiodická proměnná. Přispěvovatele a vydavatele časopisů a jiných periodik upozorňujeme, že nedávno diskutovaná GM Sgr (zejména v Cirkulářích IAU v posledních týdnech) je ve skutečnosti V4641 Sgr. Hazen ve zkoumání starých Harvardských desek pokračuje ve spolupráci s D. Hoffleitem, Yale University Observatory.


(podle IAUC 7277 z 13. 10. 1999 přeložil DH)

V382 VELORUM


Fotometrie V382 Vel, kterou získal P. M. Kilmartin na Mt. John Observatory, Lake Tekapo (cf. IAUC 7238; standardní deviace

(podle IAUC 7277 z 13. 10. 1999)


GRB 991014


G. Tassone, BeppoSAX Science Operations Center, Telespazio, Řím; J. in 't Zand, Space Research Organization Netherlands, Utrecht; F. Frontera, Istituto Tecnologie e Studio Radiazioni Extraterrestri, Bologna; a G. Gandolfi, Istituto di Astrofisica Spaziale, CNR, Rome, září: "Při monitorování přístroji BeppoSAX Gamma-Ray Burst Monitor (GRBM) 14.91148 UT října bylo detekováno krátké vzplanutí záření gama. Vzplanutí detekovala kamera Wide Field Camera unit 2. Vzplanutí trvalo asi 3s (na 40-700 keV) a 10s (2-26 keV). Maximální hodnota toku je 2.5 Crab (2-26 keV) a maximální fotonový počet pulsů, které měřil GRBM na (40-700 keV) byl 600 counts/s. Pozice, kterou určil přístroj WFC jako  = 6h51m07s,  = +11°35'.6 ( 2000.0) s poloměrem 6' (konfidenční interval 99-procent). Plánovány jsou i další pozorování přístrojem Narrow Field Instruments."

(podle IAUC 7281 z 15. 10. 1999 přeložil DH)

KOMETA C/1999 T2 (LINEAR)


F. Shelly oznamuje objev komety projektem LINEAR. První astrometrická pozorování získal projekt LINEAR (Lincoln Laboratory ETS, Socorro). Observers M. Bezpalko, M. Blythe, F. Shelly, M. Elowitz, and R. Huber. Measurers J. Stuart, H. Viggh a R. Sayer. 1.0-m f/2.15 reflektor + CCD, dále J. Tichá a M. Tichý (Kleť). 0.57-m f/5.2 reflektor + CCD. Ohon > 20" v p.a. 98° a M. Busch, S. Kluegl, a E. Schwab (Heppenheim). 0.45-m f/4.4 reflektor + CCD. Ohon 10" v p.a. 120°.

Další astrometrická pozorování komety (včetně předobjevových pozorování z 25. září a 5. října) jsou publikovány v MPEC 1999-T64. Podle těchto dat vychází následující parabolické orbitální elementy:


T = 2000 lis. 24.6865 TT  = 104.9646  = 14.8207 2000.0

q = 3.022536 AU i = 110.9028
1999 TT (2000)   r Elong. Fáze m1

říj. 9 23 05.65 +29 41.7 4.062 4.912 144.8 6.7 16.0

19 22 52.55 +29 00.7 4.060 4.844 137.8 7.9 15.9

29 22 40.93 +28 10.5 4.088 4.776 129.0 9.3 15.8

lis. 8 22 31.15 +27 16.2 4.143 4.709 119.4 10.6 15.8

18 22 23.39 +26 23.0 4.216 4.642 109.6 11.6 15.8

28 22 17.66 +25 35.5 4.302 4.576 99.9 12.3 15.8

pro. 8 22 13.83 +24 56.7 4.394 4.510 90.4 12.6 15.8

18 22 11.72 +24 29.0 4.486 4.444 81.2 12.6 15.7

(podle IAUC 7280 a 7281 z 14. a 15. 10. 1999 přeložil DH)


HVĚZDNÁ VÝDUŤ POSKYTUJE TAJEMSTVÍ GALAKTICKÉHO VÝVOJE


Nancy Neal Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD

Ray Villard Space Telescope, Science Institute, Baltimore, MD

Lars Lindberg Christensen, Space Telescope-European Coordinating Faciliti, Garching, Německo


NASA HST dalekohled odkrývá nové důležité zjištění vztahující se k zrození, růstu a vývoji galaxie prostřednictvím pohledu do jejího srdce -- vybouleniny miliónů hvězd, které vytváří něco jako žloudek uprostřed diskového bílku vajíčka.

HST astronomové zkoušejí rozřešit záhadu, se kterou přišli jako první: stelární disk nebo centrální vyboulenina rozhoduje o vývoji, byla cesta vývoje těchto útvarů společná? Data z HST posilují tu myšlenku, že evoluční cesta vyboulenin a disku je spojená. Centrální výduť stabilizuje galaktický vývoj vznik hvězd v jádrě. Centrální vyboulení v sobě drží tajemství pokud se týče toho, jak a kdy se galaxie vytvořily. Před HST astronomové podrobně informovali pouze o složitém jádru naší galaxie, které má malou vybouleninu.

HST dovoluje astronomům se podívat na jasné hvězdokupy a jiné struktury hluboko uvnitř jiných galaxií.

Skupina vedená Reynierem Peletierem z University of Nottingham ve Velké Brutánii potvrdila, že centrální výduť u většiny spirál byla vytvořena ve více nebo méně podobném období raného vesmíru.

Druhý tým vedený C. Marcellem Carollem z Columbia University v New Yorku prohlížel galaxie, které mají malou výduť a příčku takovou, že půlí jádro napříč, jako označení "kouření zakázáno". Zjistili, že vybouleniny v těchto galaxiích se vyvíjely v poslední době, během nepatrných procesů, které probíhaly v galaktickém disku.

Oba týmy prohlédli více než 200 galaxií ve vzdálenosti 100 miliónů světelných let od nás. Za pomocí HST teleskopu a použití kamery pro vizuální a infračervený obor pronikli astronomové hluboko do jader galaxií.

Peletierův tým použil HST teleskop k pohledu do centra 20 spirálních galaxií, které mají velké středové výdutě. Tým zjistil, že eliptické výdutě hvězd se formovaly v poměrně krátkém časovém období na začátku mladého vesmíru. Tyto výdutě mohly vznikat pouze z mraku vodíku nebo sloučením prehistorických hvězdokup. Vybouleniny raných spirálních galaxií jsou staré a vnější části disků jsou značně mladší.

Carollův tým zjistil, že v rozdílných třídách spirálních galaxií je malá středová výduť pravděpodobně vytvořená v rané fázi, ale později plyn proudil do galaktického jádra podél příčky a toto proudění bylo způsobeno nestabilitou okolního disku hvězd. Plyn se stal palivem pro zrození nových hvězd ve vyboulenině.

Výsledky Carollova týmu byly publikovány v Astrophysical Journal, ukazují mladé a staré hvězdy ve vyboulenině. Odborníci hovoří o tom, že tyto vybouleniny se mohou stále vyvíjet v současném vesmíru, ale je nepravděpodobné, že v současné době mají pro galaxii takový vliv, jako když byl vesmír mladý.


(podle zprávy CNN z 6.10.1999 připravil PH)
DOSAŽENÍ "SRDCE" GALAXIE

Koláž snímků ve viditelném a infračerveném (příloha EAI 392 vlevo nahoře) světle odhaluje jak spirální galaxie NGC 1365 krmí materiálem uvnitř své centrální oblasti zrození hmotné hvězdy. Materiálem je také krmena černá díra v galaktickém jádře. Galaktická výduť v centru ve tvaru kopacího míče je složena z hvězd plynu a prachu.

Černobílý snímek centrální oblasti pořízený pozemským dalekohledem ze Země zobrazuje tuto oblast bez jakýchkoli podrobností. Rozlišovací schopnost dalekohledu není tak velká, aby zde odhalila galaktickou aktivitu. Oblast ohraničená modrým orámováním v centru galaxie zachycuje region pozorovaný kosmickým dalekohledem HST ve viditelném světle pomocí WFPC2 kamery.

Červeně orámovaná oblast je užší pohled pořízený HST infračervenou kamerou zařízením NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer).

Spirální struktura je charakterizována pruhem hvězd, plynu a prachu, který se táhne napříč centrální oblastí galaxie. Tento pruh má malé vyboulení, které je dominantní materiálu v disku. Spirálová struktura začíná a končí na obou koncích příčky. Příčka je "nálevkou" materiálu, kterým se "krmí" vyboulenina.

Vlevo nahoře u obrázku pořízeného ve vizuálním oboru je detailní pohled galaktické osy. Jasná žlutá koule je jádro. Tmavý materiál kolem koule jádra je plyn a prach, který se přesouvá do centrální oblasti příčky. Modrá oblast znázorňuje mladou hvězdokupu. Jasné modré tečky představují mladé hvězdokupy, jasné červené tečky jsou mladé hvězdokupy zahalené prachem a viditelné pouze na infračerveném snímku. Slabší červené tečky jsou starší hvězdokupy.

WFPC2 obrázek je složen ze tří snímků ve filtrech: blízká ultrafialová oblast (332.7 nm), vizuální oblast (555.2 nm) a blízká infračervená oblast (826.9 nm). NICMOS snímek je pořízen na vlnové délce 1600 nm a byl kombinován se snímkem ve vizuálním oboru a blízké infračervené oblasti, které pořídila kamera WFPC2. Snímek WFPC2 byl pořízen v lednu 1996, NICMOS data byla získána v dubnu 1998.

Kredit: Allan Sandage a John Bedke (pozemní snímky) NASA a John Trauger (snímky WFPC2) NASA, ESA a C. Marcella (data NICMOS).


ZVEDNUTÍM ZÁVOJE PRACHU SE ODHALÍ TAJEMSTVÍ SPIRÁLNÍ GALAXIE

Astronomové sloučili informace z NASA HST teleskopu z vizuálního a infračerveného pohledu na srdce čtyř spirálních galaxií, které jsou spojovány se starou populací hvězd. Vrchní řada obrázků (příloha EAI 392 vpravo nahoře) je pořízena pomocí pozemských dalekohledů a ukazuje celkový pohled na každou galaxii. Modře orámované oblasti zachycují regiony pozorované HST.

Spodní řada obrázků představuje složené snímky z HST ve vizuálním a infračerveném oboru pořízené WFPC2 kamerou a ze zařízení NICMOS. Astronomové složili pohledy z obou kamer, aby získali informaci o hvězdách kolem galaktických center. HST teleskop dovoluje astronomům studovat složitou strukturu galaktického jádra. Galaxie jsou charakterizovány velikostí svých středových "vyboulenin".

NGC 5838, jako S0 typ, je dominantní velkou výdutí v centru a nemá žádná spirální ramena; NGC 7537, jako typ Sbc, má malou vyboulenou část kolem středu a uvolněná spirální ramena. Astronomové se domnívají, že struktura NGC 7537 je velmi podobná naší Mléčné dráze.

Obrázky galaxií jsou složeninou vytvořenou ze snímků vytvořených WFPC2 kamerou skrze modrý filtr (444.5 nm), červený filtr (826.9 nm) a ze snímků pořízených zařízením NICMOS v infračervené oblasti (1600 nm). Snímky byly pořízeny v červnu až srpnu 1997.

Kredit: Allan Sandage a John Bedke (pozemní snímky) NASA, ESA a Reynier Peletier (složení WFPC2 a NICMOS snímků)


(podle STScI-PRC99-34a, b z 6.10.1999 připravil PH)

SNÍMKY K PRVNÍMU VÝROČÍ PROJEKTU HUBBLE HERITAGE


Ku příležitosti prvního výročí 'Hubble Heritage Project', byly zveřejněny čtyři snímky (ve spodní části přílohy dnešních EAI), které pořídil NASA Hubble Space Telescope. Jedná se o snímky hvězd v naší Galaxii, které obklopují mlhoviny. Na dvou snímcích, které pořídila Wide Field Planetary Camera 2 vidíme interstelární plyn a prach, jak obklopuje mladé hvězdy, nacházející se ve stádiu počátku jejich života a na dalších dvou vidíme jak staré hvězdy (nacházející v konečném stádiu života) vyvrhují plyn.

Navzdory tomu, že hvězdy se nachází v naprosto rozdílných vývojových stádiích, mlhoviny mají určité rysy stejné, včetně výtrysků plynu do protilehlých směrů u mladé i staré hvězdy.



(podle informací StSci PRC9935-38 z 7. 10. 1999 přeložil DH)

SUPERNOVY 1999by, 1999dk, 1999dq


CCD hvězdné velikosti (bez filtru), které získali L. Kiss, K. Sarneczky a G. Szabo, Piszkesteto, Konkoly Observatory: SN 1999by v galaxii NGC 2841, září 24.07 UT, 18.6±0.3; SN 1999dk v galaxii UGC 1087, 23.88, 15.7±0.3; SN 1999dq v galaxii NGC 976, 23.87, 14.7±0.2.

(podle IAUC 7275 z 12. 10. 1999)


SUPERNOVA 1999ec V GALAXII NGC 2207


Oprava: V IAUC 7268, poslední řádek, prosím IC 2613 čtěte jako IC 2163.

KOMETA C/1997 BA6 (SPACEWATCH)


Vizuální m1 odhady, které získal A. Pearce, Nedlands, W. Australia (0.41-m reflektor): září 4.88 UT, 12.8; 18.85, 12.8; říj. 1.86, 12.9; 10.85, 12.7.

KOMETA C/1999 H1 (LEE)


Vizuální m1 odhady: září 12.17 UT, 7.7 (J. Bortle, Stormville, NY, binokulár 20x80); 20.78, 7.9 (Y. Nagai, Yamanashi, Japan, binokulár 11x80); říj. 5.16, 7.8 (R. Keen, Mt. Thorodin, CO, binokulár 7x50); 7.17, 8.4 (A. Pereira, Cabo da Roca, Portugalsko, binokulár 9x34); 8.94, 9.2 (K. Sarneczky, Raktanya, Maďarsko, binokulár 20x60); 11.22, 8.5 (Keen, 0.15-m refl.); 11.80, 8.6 (B. H. Granslo, Fjellhamar, Norsko, 0.07-m refraktor).

(podle IAUC 7278 z 13. 10. 1999)


(D. Hanžl a P. Hájek)



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

    Галоўная старонка