Issn 1212-8848 409 2000 expresní astronomické informace



Дата24.04.2016
Памер68.45 Kb.
#26428

ISSN 1212-8848 * 409 * 7.2.2000

EXPRESNÍ ASTRONOMICKÉ INFORMACE


(EAI jsou zpravodajem sdružení EAI, hvězdárny v Brně 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 2000E V GALAXII NGC 6951


V. F. Polcaro, CNR-IAS, Řím; a A. de Blasi, R. Gualandi, a S. Galleti, Bologna Astronomical Observatory (BAO), oznamují: "Pomocí 1.52-m teleskopu (+BF0SC), obs. Loiano jsme 28. a 30. ledna pořídili spektra SN 2000E (cf. IAUC 7351) s nízkým a středním rozlišením. Tyto spektra jasně ukazují úzkou absorpční čáru na (627.80.3) nm. V rámci instrumentálních nejistot tato čára odpovídá absorpci H- posunuté o rudý posuv mateřské galaxie. Jestliže je tato hypotéza správná, potom SN 2000E bude SN typu Ia, jako byla SN 1990M a spektrální čára během několika dnů zmizí. Velmi nutná jsou další pozorování."

Další podrobnosti k oznámení o SN 2000E v IAUC 7351, poskytuje E. Brocato. Upřesňujeme  = 20h37m13s.8 na  = 20h37m13s.77. CCD odhad hvězdné velikosti z 25.737 UT ledna: J = 14.50.1. Limitní hvězdné velikosti snímků, na níž ještě není SN 2000E zachycena jsou: Digital Sky Survey, asi 21 mag; 1999 pro. 18.78, V = 18.0; 2000 led. 6.74, J = 19.16, H = 19.38.



(podle IAUC 7353 z 31. 1. 2000 přeložil DH)

SUPERNOVA 1987A VE VELKÉM MAGELLANOVĚ MRAČNĚ


P. Bouchet, Cerro Tololo Interamerican Observatory (CTIO); S. Lawrence, A. Crotts, B. Sugerman a R. Uglesich, Columbia University; a S. Heathcote, CTIO, oznamují zjasnění "horké skvrny" (IAUC 6665, 6710, 6761, 7056) a pravděpodobný objev nové struktury ve vnitřní oblasti prstence kolem SN 1987A: "CCD snímky v blízké infračervené oblasti pořízené 25. prosince 1999 pomocí CTIO 4-m teleskopu (+ Tip-Tilt systém a OSIRIS) v úzké spektrální oblasti kolem He I 1083.0-nm ukazují, že horká skvrna od 6. října 1998 asi 1.4x zjasněla (cf. IAUC 7056; upozorňujeme, že pro aperturní fotometrii byla nyní použita odlišná metoda). Nyní jsme pozorovali pravděpodobně nový zdroj, který je snad protažen až k horké skvrně, ale odpovídá novému zdroji na poloměru 0".6 a p.a. 104 vůči supernově, což je v blízkosti vnitřního okraje prstence, na straně vzdálenější od Země a odpovídající silnému, dříve neznámému vnitřnímu výčnělku prstence. Původní horká skvrna nyní vyzařuje asi 21 procent celého toku na He I 1083.0 nm v rámci prstence (včetně horké skvrny). Nový zdroj vyzařuje asi 1 procento celkového toku prstence. Zatímco západní polovina prstence (bez horké skvrny) pohasla o 4 procenta, objevila se na druhé polovině nová aktivita mimo již dříve známou horkou skvrnu. Útvary v prstenci pozorujeme v rámci našeho monitorovacího programu a lze předpokládat, že nová struktura je vlivem interakce prstenec/materiál výtrysku pozorovatelná také na jiných vlnových délkách."

(podle IAUC 7354 z 1. 2. 2000 přeložil DH)

SUPERNOVA 1999em V GALAXII NGC 1637


L. Wang, University of Texas; D. Baade, European Southern Observatory (ESO); F. Ma, P. Hoeflich a J. C. Wheeler, University of Texas; a C. Fransson, Stockholm Observatory, hlásí: "Pomocí ESO Very Large Telescope (VLT) byla 3. listopadu 1999 a 9. UT ledna 2000 (obory 360-880 a 416-950 nm) získána spektropolarimetrie SN 1999em. Data z 3. listopadu ukazují slabou polarizaci kontinua asi 0.25 procenta a náznak depolarizace přes P-Cyg profil H-. Data z 9. ledna ukazují zřetelně vysoce polarizované kontinuum asi 0.5 procenta a silnou modulaci skrz většinu silných absorpčních i emisních čar. Je pozoruhodné, že na emisních maximech čar H- a He/Na I 587.6-nm je téměř úplná depolarizace. Spektropolarimetrie (obor 415-780 nm) byla také získána pomocí 2.1-m teleskopu na McDonald Observatory během 7-10 ledna; její výsledky jsou v souladu s VLT daty získanými 9. ledna. Data VLT z 3. listopadu s dříve oznámenými (IAUC 7305) také kvalitativně souhlasí. Časová proměnnost polarizace a změny přes emisní čary naznačují, že polarizace je způsobena rozptylem asférického výtrysku supernovy a ne interstelárním prachem. Zvyšování polarizace s časem naznačuje na vysokou asféricitu hluboko v jádře supernovy. Pokračující monitorování v pozdějších epochách nám dá cennou informaci o mechanismu exploze supernov typu II."

(podle IAUC 7355 z 1. 2. 2000 přeložil DH)

SUPERNOVA 2000C V GALAXII NGC 2415


CCD hvězdné velikosti (bez filtru): led. 21.198 UT, 15.00 (M. Suarez, Las Palmas, Kanárské ostrovy); 25.697, 14.8 (S. Yoshida a K. Kadota, Ageo, Saitama, Japonsko).

(podle IAUC 7356 z 2. 2. 2000)


SUPERNOVY 1999ct A ODVOLÁNÍ EXISTENCE SUPERNOVY 1999cv


A. Gal-Yam a D. Maoz, Tel Aviv University; a P. Guhathakurta, University of California at Santa Cruz, hlásí: "Pomocí Keck-II teleskopu (+ LRIS spektrograf, obor 380-880 nm) bylo 6.-7. srpna 1999 získáno spektrum SN 1999ct (cf. IAUC 7210). Spektrum pořídil Guhathakurta a ukazuje, že SN 1999ct je typu Ia, přibližně 2 měsíce po maximu. Rudý posuv byl určen 0.18 a odpovídá hodnotě pro kupu Abell 1697 (0.183). Spektrum SN 1999cv (pořízené stejným přístrojem i pozorovatelem a ve stejném čase) ukazuje, že se jedná o typické aktivní galaktické jádro s rudým posuvem 0.797. Ve spektru nalezneme široké emisní čáry C IV (190.9 nm), Mg II (279.8 nm) a H- (486.1 nm) a úzké čáry O III (495.9 a 500.7 nm). Na základě tohoto pozorování vyvozujeme, že tento objekt není supernova."

(podle IAUC 7356 z 2. 2. 2000 přeložil DH)

SAX J2103.5+4545


A. Baykal, Middle East Technical University; M. Stark, Marietta College; a J. H. Swank, Goddard Space Flight Center, hlásí: "Časová analýza pozorování RXTE PCA transientu x-ray pulsaru SAX J2103.5+4545 (Hulleman a kol. 1998, A.Ap. 337, L25), od fáze vzplanutí, které nastalo 25. října 1999 ukázala ekcentrickou dráhu s P = (12.680.25) dnů, e = 0.40.2 a projekcí dané a = 726 s. Pulsní perioda 358.62171(88) odpovídá periodě v roce 1997 ale spinová rychlost během 19.-27. list. 1999 byla 2.50(15) asi 10-13 Hz s-1, s tokem 15-20 mCrab. To odpovídá (pro 1012 Gaussovo pole) svítivosti 8 x 1035 erg s-1 ve vzdálenosti 4 kpc -- pravděpodobně za hvězdou HD 200709, která se nacházela právě na okraji chybové kružnice přístroje BeppoSAX. Záznam RXTE ASM ukazuje, že x-ray tok je někdy modulován na časové škále 13 dnů o více jak 20 procent (měřeno během vzplanutí v r. 1997). Velmi žádoucí je iniciativa, vedoucí k vyhledávání optického protějšku na hlubších snímcích."

(podle IAUC 7355 z 1. 2. 2000 přeložil DH)

KOMETA C/2000 B2 (LINEAR)


Projekt LINEAR oznámil objev asteroidálního objektu s neobvyklým pohybem (objevové pozorování níže). Následné pozorování po umístění informace na NEO Confirmation Page ukázalo, že se jedná o novou kometu. CCD pozorování, které prováděli P. Kušnirák (Ondřejov, 0.65-m f/3.6 reflektor) a M. Tichý a Z. Moravec (Kleť, 0.57-m f/5.2 reflektor) naznačují, že vzhled objektu je nepatrně difúzní. Kompletní astrometrická data a parabolické orbitální elementy (T = 1999 Lis. 10.5 TT, q = 3.78 AU) jsou v MPEC 2000-C04.

2000 UT  (2000)  m1

led. 29.23907 6 38 59.78 +36 32 39.9 18.8


(podle IAUC 7354 z 1. 2. 2000 přeložil DH)

KOMETA P/2000 B3 (LINEAR)


Projekt LINEAR oznámil objev dalšího asteroidálního objektu s neobvyklým pohybem (objevové pozorování níže). Po umístění na NEO Confirmation Page a následném pozorování byl detekován kometární charakter. CCD pozorování získal P. Kušnirák (Ondřejov, 0.65-m f/3.6 reflektor) 1. února. Snímky ukázaly kómu o průměru 6" a slabý ohon v p.a. 120. Další CCD pozorování nové komety získal F. Zoltowski (Edgewood, NM, 0.3-m f/3.3 reflektor), který hlásí malý a slabý ohon o délce 30" v p.a. 100 a hustou kómu o průměru 10".

2000 UT  (2000)  m2

led. 27.24052 6 29 47.84 +43 42 44.9 18.9


Orbitální elementy uvedené níže byly počítány podle kompletní sady astrometrických měření publikovaných v MPEC MPEC 2000-C06:

T = 2000 únor 14.533 TT  = 130.760 e = 0.57590  = 352.128 2000.0

q = 1.69866 AU i = 11.120 a = 4.00531 AU n = 0.122956 P = 8.02 roku

(podle IAUC 7356 z 2. 2. 2000 přeložil DH)


KOMETA P/2000 C1 (HERGENROTHER)


Carl Hergenrother, Lunar and Planetary Laboratory, oznamuje detekci nového objektu (objevové pozorování níže), který na jednom ze čtyř CCD snímků exponovaných přes 0.41-m Schmidt telescope, Catalina měl 11" ohon v p.a. 300. Následné umístění informace na NEO Confirmation Page, aktivovalo velké množství CCD pozorovatelů, které u tělesa oznámili kometární vzhled: Únor 5.3 UT, kóma o průměru asi 12", zjasnění do 60" ohon v p.a. 290, vzdálenost, do níž lze vysledovat na CCD snímku zjasnění se táhne až do 180" (J. E. McGaha, Tucson, AZ, 0.62-m reflektor); únor 5.5 UT, ohon do vzdálenosti asi 12" směřující severozápadním směrem (G. Billings, Calgary, AB, 0.36-m reflektor); únor 5.7, nepatrně difúzní s velmi slabým ohonem o délce asi 10" směřujícím k severozápadu (G. J. Garradd, Loomberah, N.S.W., 0.45-m reflektor); únor 6.1, průměr kómy 0'.1, ohon 0'.3 dlouhý v p.a. 290 (P. Pravec a P. Kušnirák, Ondřejov, 0.65-m reflektor); Únor 6.4, slabý ohon < 10" dlouhý v p.a. asi 290 (D. T. Durig, Sewanne, TN). Předobjevové pozorování poskytuje projekt LINEAR ze 4. UT a 8. UT ledna. Kompletní sada astrometrických pozorování a následující orbitální elementy jsou publikovány v MPEC 2000-C30:

2000 UT  (2000)  m1

únor 4.45802 12 10 38.72 + 4 53 6.1 17.1

T = 2000 Bře. 18.7279 TT  = 50.6637 e = 0.410396  = 127.1207 2000.0

q = 2.099992 AU i = 6.1192 a = 3.561702 AU n = 0.1466283 P = 6.722 roku


(podle IAUC 7357 z 6. 2. 2000 přeložil DH)

SVĚTLO A PŘÍTMÍ V MLHOVINĚ KOLEM HVĚZDY ETA CARINAE





Předtím nespatřené detaily, složité struktury mlhoviny "Carina" (NGC 3372) byly odhaleny pomocí kosmického dalekohledu HST. Obrázek je zachycen v příloze EAI-409 nahoře. Snímek je fotomontáží čtyř různých snímků z dubna 1999 požízených kamerou WFPC2 za použití šesti různě barevných filtrů.

Snímku dominuje velký, přibližně kruhový útvar, který je částí "Keyhole Nebula" pojmenovaný v 19. století Johnem Herschelem. Tato oblast je vzdálena 8000 světelných let od Země a jedná se o přilehlou oblast k slavné proměnné hvězdě Eta Carinae, která se nachází vně zorného pole směrem k pravému hornímu okraji. Mlhovina Carina obsahuje také několik jiných hvězd, které patří mezi nejteplejší a nejhmotnější známé hvězdy, které jsou až 10 krát teplejší a 100 krát hmotnější než naše Slunce.

Kruhová "Keyhole" struktura obsahuje dvě jasná vlákna horkého fluoreskujícího plynu a tmavé obrysy mraků chladných molekul a prachu, vše v rychlém a chaotickém pohybu. Vysoká rozlišovací schopnost HST snímků odhaluje téměř trojrozměrné rozmístění velkého množství těchto útvarů, stejně jako množství malých tmavých globulí, které mohou být zárodkem pro vytvoření nové hvězdy.

Dva nápadně velké ostrohranné prachové oblaky se nacházejí blízko pod centrem a na levém horním okraji snímku. První je ponořen v prstenu a druhý je právě vně prstenu. Výrazné sloupy a boule v horním levém mraku směrem k hmotné hvězdě umístěné mimo pole mohou být vytvořeny silnou radiací a vyvrženým materiálem hvězdným větrem o velké rychlosti. Tyto velké tmavé mraky se mohou eventuelně i vypařovat, nebo pokud je zde dostačující hustota kondenzace mohou se zde zrodit malé hvězdokupy.

Mlhovina Carina s "obalem" má průměr více než 200 světelných let a je jedním z nápadných objektů na jižní polokouli v Mléčné dráze. Průměr "Keyhole" prstencové struktury je asi 7 světelných let. Informace ze snímků byla získána týmem kolem HST teleskopu a Nolan R. Walbornem (STScI), Rodolfo H. Barba (La Plata Observatory Argentína) a Adeline Cauletovou (Francie).


(podle STScI-PRC00-06 z 3.2.2000 připravil PH)


CHANDRA NALEZLA "CHLADNOU" ČERNOU DÍRU V SRDCI GALAXIE V ANDROMEDĚ

Steve Roy, Marschall Space Flight Center, Huntsville, AL, Dr. Wallace Tucker




Chandra X-ray Observatory Center Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, MA První pohled na galaxii v Andromedě (M31) rtg observatoří Chandra zjistil, že plyn "nalévající se" do superhmotné černé díry v srdci této galaxie je "chladný" s teplotou kolem milionu stupňů. Tento neočekávaný výsledek přidává další způsob k vysvětlení neznámého chování objektu v předchozích pozorování centra M 31. Tým vědců z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, Ma., podalo zprávu o svém pozorování na 195 setkání Americké astronomické společnosti v Atlantě. Tým vede Dr. Frank Primini, William Stephen Murray a Michael Garcia a dále v týmu pracují Dr. Frank Primini, William Forman, Christine Jones a Ralph Kraft.

Observatoř Chandra získala první rtg snímek galaxie v Andromedě za pomoci Advanced CCD Imaging Spectrometer 13. října 1999. Bylo zde vidět více než 100 jednotlivých rtg zdrojů. Jeden z těchto zdrojů byl předběžně ztotožněn s polohou centrální superhmotné černé díry, která má hmotnost 30 milionů Sluncí. Z mnoha rtg emitujících hvězd v centru M 31 byla nepatrná šance, že jeden z těchto energetických zdrojů je právě shodný s černou dírou. Nízká teplota podezřelého centrálního zdroje ve srovnání s jinými zdroji dal týmu potřebnou stopu.

"Když naleznete podezřelý centrální objekt abnormálně chladný tak se toto zjištění nedá ignorovat," řekl Garcia. Zatímco plyn padající do centrální černé díry je chladný, je pouze chladný při srovnání vzhledem k 100 dalším rtg zdrojům v galaxii v Andromedě. Jelikož byl detekován v rtg dalekohledu musí mít plyn teplotu více než milion stupňů. Typická rtg hvězda v galaxii v Andromedě má teplotu několik desítek milionů stupňů. V kontrastu s tím je teplota rtg zdroje v superhmotné černé díře několik milionů stupňů. Galaxie v Andromedě je naší nejbližší sousední spirální galaxíí, která se nachází ve vzdálenosti dva miliony světelných let. Je svou velikostí a tvarem podobná naší Mléčné dráze. Centrální černá díra je poněkud odlišná ve srovnání s centrálními černými děrami v podobných galaxiích. Základem je to, že její rtg jasnost je mnohem slabší oproti radiovému oboru než by se dalo očekávat.

Takové chování, které je spojeno s Chandra objevem nízkoteplotního plynu nekoresponduje se standardním modelem supermasivní černé díry v galaxiích podobných Mléčné dráze a Andromedě. "Chandra pozorování nám říká, že je zcela odlišný emitující tok záření kolem černé díry v Andromedě," řekl Dr. Eliot Quataert z Institute for Advanced Study, Princeton, N.J. "Bude to pravděpodobně vyžadovat rozdílné třídy modelů než se obvykle uvažují."

Jedna z možností je, že plyn je podroben velkému stupni srážkového pohybu, který pomalu dolů v určitém poměru sune plyn ve "vodopádech" do černé díry.

Předchozí nejlepší rtg obrázky nebyly tak ostré, aby bylo jasně možno rozeznat jednotlivé rtg zdroje spojené s černou dírou v centru galaxie v Andromedě a nemohly tedy ani dát informaci o teplotě zdroje.

"Předchozí rtg snímky byly pořízeny pomocí černobílé kamery, zatímco obrázky z Chandry jsou pořízeny barevnou kamerou," řekl Murray. Další poutavý rys tohoto pozorování je ten fakt, že difúzní záření se táhne tisíce světelných roků kolem centrální oblasti. Toto není známo vzhledem k mnoha individuálním zdrojům, nebo vzhledem k horkému větru rozšiřujícímu se ven z centra.

"Dává nám to pohled na naši analogickou nejbližší Mléčnou dráhu," dodal Murray. "Lze očekávat, že naše budoucí obrázky budou směřovat k dalším vzrušujícím objevům v galaxii v Andromedě.



(podle informace CNN z 14.1.2000 připravil PH)

SONDA NEAR ÚSPĚŠNĚ MÍŘÍ K ASTEROIDU EROS


LAUREL, Maryland (CNN) -- Podle sdělení pracovníků z řídícího střediska ve čtvrtek provedla úspěšně klíčovou změnu dráhy první kosmická sonda v historii, která bude navedena na oběžnou dráhu kolem asteroidu. Sonda Near Earth Asteroid Rendezvous je nyní vzdálena asi 6000 km od Erosu, se kterým by se podle plánu měla setkat 14. února.

Korekční motorky byly zapáleny v poledne EST na dobu 90 s a snížili rychlost sondy z 70 km/h na 30 km/h relativně vůči Erosu. Uvedený manévr posunul trajektorii NEARu o přibližně 100 km blíže ke svému cíli.

Tato operace byla modifikovanou verzí původně plánované na 2. února. Během prvního pokusu byl ale průběh manévru přerušen a NEAR přešla ve středu ráno do "safe" módu

Ředitel mise NEAR Bob Farquhar řekl "Sondu jsme schopni navrátit zpět na plánovanou dráhu a vymyslet šetrnější zážeh, který nevyvolá 'safe' mód".

Další korekční zážeh motoru nastane 8. února a upraví rychlost sondy NEAR na 35 km/h, čímž jí navede zpět na její původní dráhu k asteroidu.

V plánu zůstává také unikátní průlet kolem planetky 13. února. V té době bude sonda NEAR postavena přímo mezi Sluncem a Erosem. Tím vědci dostanou vynikající příležitost k mapování minerálů na asteroidu za optimálního osvětlení.

Podle manažerů mise z Applied Physics Laboratory in Laurel, Maryland, data ze sondy NEAR nám pomohou najít odpověď na otázku o původu a složení asteroidů, komet a celé sluneční soustavy.

Kosmická sonda již provedla měření Erosu. Už tedy víme, že planetka měří 33 km x 13 km x 13 km. Je složena ze silikátových hornin, obíhá po excentrické dráze a vzhledem připomíná něco jako brambor.

Její dva snímky, jak je poslala sonda NEAR v rozmezí tří hodin ve čtvrtek 3. února jsou v pravé dolní části přílohy dnešních EAI. Snímky byly pořízeny po vykonání kritického manévru. V té době se sonda NEAR nacházela od planetky ve vzdálenosti 8950 km. Tyto snímky byly použity k určení relativní pozice sondy vzhledem k Erosu a vyhodnocení, zda manévr provedl úspěšné navedení sondy na správnou dráhu.

Tříhodinový interval mezi snímky pokrývá téměř tři pětiny rotační doby Erosu, která je 5.27 hod. Sedlo v Erosu, které vidíme na levém snímku během časového intervalu odrotovalo do pravého horního rohu na druhém pohledu. Originální snímky také ukazují malé detaily na terminátoru planetky, pravděpodobně se jedná o impaktní kráter. V tomto případě je rozlišení snímků Erosu 0.9 km na pixel. Každým dnem se ale rozlišení zlepšuje asi o 15 %, takže každý další snímek, který sonda pořídí obsahuje větší detaily.

Kosmická sonda NEAR startovala v únoru 1996. Jedná se o společný projekt NASA a Johns Hopkins University Applied Physics Lab. Jméno Eros planetka dostala od objevitele, německého astronoma Gustava Witta, který ji v roce 1898 objevil.


(podle informací CNN z 3. 2. 2000 přeložil DH)

V PONDĚLÍ STARTUJE KRYOGENNÍ X-RAY KOSMICKÉ OKO


Se startem japonské observatoře Astro E, který se uskuteční 7. února, bude vítězoslavně završeno kosmické pozorování v rentgenovém oboru spektra.

Od té chvíle budou mít vědci kompletní sadu přístrojů a možností, jak nahlédnout do starodávných explozí v oblasti vesmíru vysokých energií, včetně objektů jako jsou kvasary a černé díry.

Každý ze tří teleskopů - americká Chandra X-ray Observatory, evropský X-ray Multi-mirror a nový japonsko-americký Astro E -- vědcům dává jedinečnou a vzájemně se doplňující sadu přístrojů, které budou pomáhat vykreslovat stále ucelenější obraz vesmíru ve velkých vzdálenostech a starodávných explozích.

Nejsilnějším nástrojem na observatoři Astro E je chlazený X-ray spektrometr, přístroj ochlazovaný na takovou teplotu, že jeho mikro-kalorimetr je schopen zaznamenat teplo od jednotlivých X-ray fotonů. Jeho parametry budou nejlepší ze všech tří spektrometrů tohoto typu na oběžné dráze a bude až 10 krát citlivější než spektrometr na Chandře.

Dalším cílem nově vypuštěné observatoře není konkurovat observatoři Chandra a její schopnosti fotografovat slabé objekty. "Primárním cílem je spektroskopie," říká NASA manažér projektu, Dr. Stephen Holt. "Snímky, které pořizuje Chandra jsou mnohem, mnohem lepší."

X-ray spektroskopie stojí naproti snímkování, otevírá okno do světa atomů, rychlosti a ionizačního stavu objektů emitujících X-ray záření.

Aby přístroj na observatoři Astro E byl schopen přijímat jednotlivé fotony, musí být přístroj udržován na extrémně nízké teplotě. Spektrometr bude chladit kapsule pevného neonu s tekutým héliem na teplotu -273C, jen nepatně nad hodnotu absolutní nuly.

Chladící médium pro spektrometr Astro E bude k dispozici jen přibližně po dva roky. Tím je omezena životnost přístroje. Ale dokonce i poté, co se chladící médium vyčerpá, bude stále létající teleskop přinášet hodnotné vědecké poznatky prostřednictvím svých high-energy X-ray imagerů.

Přístroj, nazývaný Hard X-ray Imaging Detector, bude poskytovat detailní pozorování extrémně vysoce energetických objektů, činící Astro E extrémně široko-pásmovým detektorem.

Japonský satelit odstartuje dnes ze základny Kagoshima Space Center, nacházejícího se v jižním cípu země. Na oběžnou dráhu jej vynese raketa M-V v 20h30m EST (Eastern Standard Time).

Projekt běží pod záštitou japonského Institute of Space and Astronautical Studies, veřejné organizace, která nespadá pod japonskou oficiální vesmírnou agenturu, NASDA.

Protože na misi se nepodílela Americká vesmírná agentura, lze japonský finanční podíl na misi odhadnout na $250 milionů až $500 milionů. Holt řekl, že finanční příspěvek Spojených států byl kolem $40 milionů.

Podobně jako všechny japonské mise, bude i Astro E po startu přejmenován. Jméno, které observatoř dostane zatím Japonci tají. Dokonce ani Holt, vědecký pracovník projektu za NASA jej nezná.


(podle informací SPACE.COM z 5. 2. 2000 přeložil DH)

EXPANDUJÍCÍ BUBLINA VE VESMÍRU


V příloze EAI-407 ve spodní části byl reprodukován snímek, kteří získali astronomové za použití kamery WFPC2 na palubě HST v průběhu měsíců října a listopadu 1997 a dubna 1999. Obraz vystihuje "Bublinovou mlhovinu" (NGC 7635) s bezpříkladnou ostrostí. Poprvé se díky tomuto snímku bude astronomům lépe chápat geometrie a dynamika tohoto složitého systému. Dřívější snímky mlhoviny pořízené kamerou WFPC1 nebyly tak ostré a proto data nemohla být plně kalibrována a použita pro vědecké účely. Navíc tato data nepostihla obraz vnitřní struktury, který je představen na tomto novém snímku pořízeném kamerou WFPC2.

Pozoruhodná sférická "Bublina" vyjadřuje rozhraní mezi silným větrem částic z hvězdy a klidnější vnitřní částí mlhoviny. Centrální hvězda mlhoviny je asi 40 krát hmotnější než Slunce a je odpovědná za hvězdný vítr o rychlosti 2000 km za sekundu (7 milionů km za hodinu), který žene částečky z povrchu hvězdy. "Povrch" bubliny je skutečně čelem tohoto poryvu větru, který doslova orá hustý okolní materiál. Povrch bubliny není rovnoměrný, protože jak skořápka expanduje ven střetává se s oblastmi chladného plynu, který má různou hustotu a proto je na různých místech rozpínání různé a výsledkem je vlnkovitá struktura hranice bubliny. Více materiálu je na severovýchodě mlhoviny než na jihozápadě, takže postup větru je menší v tom směru než v druhém a projevuje se to geometrickým tvarem bubliny. Mlhovina "Bublina" je vzdálena 7100 světelných let v souhvězdí Cassiopei a průměr má 6 světelných let.

Vpravo od centrální hvězdy je hřeben z hodně hustého plynu. Dolní levá část tohoto hřebenu končí ve hvězdě a je nejjasnější. Zde je také velké množství ultrafialového záření, právě tak jako ostrý vítr je zde nejrychlejší. Hřeben vytváří obraz ve tvaru velkého písmene V s dvěma segmenty, které jsou srovnatelně jasné na koncích. Vrchní část těchto dvou segmentů se viditelně šikmo jakoby zpět vracela do mlhoviny. Dolní segment "přichází" je směřován směrem k pozorovateli. Dolní hřeben se zdá, že leží ve sféře ohraničené bublinou, ale není skutečně ovlivněn vnitřní oblastí plynu. Jak jde bublina nahoru, ale ne skrze hřeben, jasný modrý oblouk, kde nadzvukový vítr udeří do hřebene vytváří zřejmou sérii rázových vln.

Oblast mezi hvězdou a hřebenem odhalí několik smyček a oblouků, které nebyly nikdy předtím vidět. Vysoká rozlišovací schopnost HST umožnila si prohlédnout detaily, které nemohou být vidět ze Země. Původ této bubliny v bublině zatím není zcela jasný. Je možné, že se tak dělo vlivem kolize dvou rozdílných větrů. Hvězdný vítr může být v kolizi s materiálním proudem z hřebene, tak jak hvězda září.

Na horní straně snímku jsou husté chomáče nebo prsty molekulárního plynu, který se ještě neutkal s expandující obálkou. Tyto struktury jsou podobné tvarům sloupů v Orlí mlhovině, mimo to, že nejsou tak rozrušeny. Jako v Orlovi, sloupy jsou vidět tím, že emitují světlo, protože jsou aktivovány silným ultrafialovým zářením centrální hvězdy, které se pohybuje mnohem rychleji než obálka a dosáhne vnější sloupy dávno předtím než lem obálky.


(podle STScI-PRC00-04 z 13.1.2000 připravil PH)

RADIACE JUPITERU BY MOHLA OVLIVNIT ŽIVOT NA EUROPĚ


PALO ALTO, Kalifornie -- Ohromné podzemní moře pod povrchem jednoho z Jupiterových měsíců by mohlo skrývat žijící mikroorganismy podobné svou velikostí a složitostí k bakteriím žijícím na Zemi. Podle článku v časopisu Nature by tato možnost mohla existovat. Jednalo by se o měsíc Europa.

Navzdory zamrzlému povrchu by měsíc Europa mohl produkovat energii pro základní chemické děje nutné pro život díky miliardě nabitých částic, které neustále se snášejí na měsíc z planety Jupiter

Existuje silné podezření, že pod ledovým povrchem Europy je oceán tekuté vody s nezbytnými přísadami pro všechny žijící organismy. Houževnatým bombardováním zářením by se měly produkovat organické a okysličovací molekuly dostačující zásobit "palivem" podstatnou část biosféry měsíce Europa. Sluneční světlo by nestačilo opatřit dostatečnou energii pro životní funkce, aby pod vrstvou ledu mohla probíhat fotosyntéza. Více pravděpodobnějším zdrojem energie jsou rychle pohybující se částice, které buší do měsíce Europa z atmosféry planety Jupiter. Jupiter má silné magnetické pole, jako žádná jiná planeta. Například toto pole je více než 10 krát silnější než na Zemi. Když protony, elektrony a další částice z kosmického prostoru se dostanou do pasti Jupiterovy magnetosféry jsou urychleny na neobyčejně velkou rychlost. Měsíc Europa na své pouti kolem planety Jupiter se ponořuje do mocného magnetického pole planety a tak přijímá souvislý příval elektrických částic nebo iontů. Poté, kdy iont bouchne do ledového povrchu měsíce chemické působení přetvoří zamrzlou molekulu vody a oxidu uhličitého do nových organických látek jako jsou formaldehydy. To vyprodukuje jednu z nejběžnějších bakterií na Zemi, hydromikrobium, která zůstane na živu díky formaldehydu, jako na jednom zdroji uhlíku. Podobné formaldehydové krmení mikrobů je i pod povrchem Europy.


(podle CNN z 28.1.2000 připravil PH)

YUKONSKÝ METEOR BYL ZAZNAMENÁN NA FILMU


Robin Lloyd


Bdělý Kanaďan, který prováděl snímkování zaznamenal přelet meteoru a jeho explozi nad Yukonským územím. Záblesk se vyskytl 18. ledna 2000 v 8:45 a.m. Pacifického standardního času. nad vzdálenou severozápadní oblastí Kanady, řekl Ewald Lemke, 63 letý obchodník s nemovitostmi, který zaslal své snímky na své WWW stránky. Lemke popisuje, že začal pořizovat obrázky vně jeho realitní kanceláře v Atlinu, British Columbia, právě na jihu Yukonské hranice během dvou minut záblesku po kterém se objevila načervenalá stopa.

"Chtěl jsem v kanceláři pracovat na počítači, když se náhle celá místnost rozsvítila," řekl Lemke. "V celé místnosti bylo tak třikrát více světla než jindy. Běžel jsem ven a domníval jsem se, že jde o explozi, ale žádný zvuk jsem neslyšel. Hluk přišel až zanedlouho později," dodává Lemke. Pořizoval jsem fotografie světlé stopy. Poslední snímek v rychlé řadě čtyř byl pořízen 14 minut po první sérii stopy. 18 minut po záblesku Lemke říká, že stopa přesáhla zorné pole, které umožňoval pořídit objektiv přístroje. 45 minut po záblesku byla ještě stopa viditelná pod mrakem. Lemke použil digitální kameru protože má delší možnost záznamu než klasický film.

NASA vyslala 21. ledna 2000 speciální letadlo do dané oblasti, aby pátralo po stopách pevného meteoru. Meteor explodoval ve výšce 25 kilometrů s energií okolo tří kilotun TNT - ozývalo se drnčení domů, smetlo to sněhovou pokrývku střech a byly seismickými přístroji zaznamenán záchvěv.

Detonace způsobila dvě zvuková dunění, sykot nad Aljaškou a severozápadní Kanadou. Rovněž Lemke zaznamenal dunění ze své budovy. Speciální letadlo mělo v atmosféře nad místem výbuchu zaznamenat stopy po tomto kosmickém poslu. Sebrané vzorky budou podrobeny zevrubné analýze a na základě ní bude možno stanovit původ a složení meteoru.



(podle informace CNN z 28.1.2000 připravil PH)

RUSKÁ NÁKLADNÍ LOĎ KE KOSMICKÉ LABORATOŘI MIR


BAJKONUR, Kazachstán (Reuters) -- Ruská nákladní loď dopravující palivo a další životní potřeby pro kosmickou stanici Mir byla vypuštěna 1.2.2000 z kosmodromu Bajkonur. Tímto aktem byla zahájena obnova životních funkcí kosmické laboratoře Mir po mnoha měsících nečinnosti. Nákladní loď nesla označení Progress M1-1. Kromě paliva a vody tato nákladní loď nesla na své palubě i vybavení k obnově vzdušné atmosféry na stanici, odkud unikl vzduch díky porušení pláště laboratoře. Podle jízdního řádu by ke stanici měli letět 31. března 2000 dva kosmonauté. Má se jednat o kosmonauty Sergeje Zaletina a Alexandera Kaleriho.

Rusko ještě nabylo na přelomu roku rozhodnuto, zda Mir bude dále pracovat nebo bude pohřben v atmosféře Země. Vzhledem k velkým nákladům na opravu a zprovoznění stanice se varianta obnovení činnosti nezdála reálná. Naskytla se však možnost komerčního využití stanice mezinárodním investorem, který je ochoten zaplatit $20 miliónů za jeden let s lidskou posádkou.

Během 14 let na oběžné dráze Mir překonal různá technická úskalí. Podle ruské strany bude Mir do srpna létat v pilotovaném režimu a pak bude rozhodnuto o jeho dalším osudu. Rusko se podílí $60 miliardami na výstavbě Mezinárodní kosmické stanice (ISS), která zahrnuje i další realizátory projektu USA, EU a Japonsko. Kvůli problémům na ruské straně byl projekt zdržen a měl by se realizovat v tomto roce. Mezinárodní společníci se na udržování Miru dívají skepticky jelikož Rusko má závazky na stavbě ISS, které neplní podle plánu. Ruská strana však tvrdí, že práce na Miru nebudou v rozporu s projektem ISS. Dokonce podle ruských zdrojů se uvažuje i o tom, že by obě stanice mohly vytvořit tandem.

Například nákladní loď Progress M1 může být využívána pro nosné dodávky i pro stanici ISS. ISS program je perspektivní pro příštích 15 let. Rusko platí za provozování kosmického střediska Bajkonur na území Kazachstánu roční nájem $115 milionů.



(podle agentury Reuters z 1.2.2000 připravil PH)

TULÁK GALILEO SE VRÁTÍ DO CENTRA JUPITEROVA SYSTÉMU


(CNN) -- Sonda Galileo míří směrem k střední části Jupiterova systému měsíců po návratu z nejvzdálenějšího bodu obratu na své dráze kolem planety Jupiter.

Kosmická sonda stále nazpět k Zemi posílá informace uložené na základní desce magnetofonu. Přehrávají se záznamy pozorování, které provedla sonda Galileo na konci listopadu 1999 při těsném průletu kolem měsíce Io. Další průchod kolem Jupiterova systému bude generovat nová data, která budou předávána na Zemi. Sonda Galileo měla 3. ledna proletět v těsné blízkosti měsíce Europa.

NASA měla podle původního plánu ukončit misi sondy 31. ledna 2000, ale bylo rozhodnuto, že se mise protáhne. Další nízký přelet na měsícem Io je naplánován na 20. února 2000, nízký přelet kolem měsíce Ganymeda je naplánován na 20. května 2000 a 28. prosince 2000. Společné pozorování se sondou Cassini je naplánováno na prosinec 2000. Odborníci projektu Galileo informují, že projekt má minimálně dvakrát tak větší životnost než se původně plánovalo.


(podle CNN z 1.2.2000 připravil PH)

KOMETA C/1999 L3 (LINEAR)


Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti a průměru kómy: Únor 1.80 UT, 10.7, 3'.3 (K. Hornoch, Lelekovice, 0.35-m reflektor); 5.78, 11.2, 2'.7 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor).

KOMETA C/1999 S3 (LINEAR)


Vizuální odhad celkové hvězdné velikosti a průměru kómy: Únor 1.74 UT, 13.6, 0'.9 (K. Hornoch, Lelekovice, 0.35-m reflektor).

KOMETA C/1999 S4 (LINEAR)


Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti a průměru kómy: Únor 1.77 UT, 13.4, 1'.3 (K. Hornoch, Lelekovice, 0.35-m reflektor); 5.74, 13.1, 1'.4 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor).

KOMETA C/1999 K8 (LINEAR)


Vizuální odhad celkové hvězdné velikosti a průměru kómy: Únor 1.73 UT, 13.8, 1'.0 (K. Hornoch, Lelekovice, 0.35-m reflektor).

KOMETA 114P/WISEMAN-SKIFF


Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti a průměru kómy: Únor 1.79 UT, 13.9, 1'.1 (K. Hornoch, Lelekovice, 0.35-m reflektor); 5.76, 14.0, 1' (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor).

KOMETA 106P/SCHUSTER


Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti a průměru kómy: Únor 1.76 UT, 14.0, 1'.0 (K. Hornoch, Lelekovice, 0.35-m reflektor); 5.75, 13.9, 1' (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor).

KOMETA 59P/KEARNS-KWEE


Vizuální odhady celkové hvězdné velikosti a průměru kómy: Únor 1.80 UT, 14.4, 0'.9 (K. Hornoch, Lelekovice, 0.35-m reflektor); 5.79, 14.0, 0'.8 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor).

KOMETA 141P/MACHHOLZ 2 – A


Vizuální odhad celkové hvězdné velikosti a průměru kómy: Únor 1.78 UT, 12.2, 2'.5 (K. Hornoch, Lelekovice, 0.35-m reflektor).

SN 2000E V GALAXII NGC 6951


Vizuální odhad hvězdné velikosti: Únor 1.748 UT, 13.8, (K. Hornoch, Lelekovice, 0.35-m reflektor; srovnávací hvězdy podle GSC).

OPRAVA:

M. Lehký opravuje pozorování z EAI 408. U komety C/1999 L3 (LINEAR) se nachází pozorování náležící kometě C/1999 S3 (LINEAR). Správně má být:


KOMETA C/1999 S3 (LINEAR)

Vizuální odhad hvězdné velikosti: led. 30.72 UT, 13.3, 1'.3 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor).



(D. Hanžl a P. Hájek)




Поделитесь с Вашими друзьями:




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

    Галоўная старонка