Issn 1212-8848 433 25 2000 expresní astronomické informace




Дата канвертавання24.04.2016
Памер60.24 Kb.

ISSN 1212-8848 * 433 * 25.7.2000

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://eai.astro.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 2000cx V GALAXII NGC 524


R. Chornock, D. C. Leonard, A. V. Filippenko a W. D. Li, University of California, Berkeley; a E. L. Gates a K. Chloros, Lick Observatory, píší: "Prohlídka CCD spektrogramu (obor 390-720 nm) SN 2000cx (cf. IAUC 7458) získaného 23 UT července na Nickel 1-m reflektoru na Lick Observatory ukázala, že objekt je pekuliární supernova typu Ia, silně se podobající přesvítivé SN 1991T ve fázi několik dnů před maximem jasnosti (např. Filippenko a kol. 1991, Ap.J. 384, L15). Ve spektru dominuje výrazná absorpce Fe III na 430 nm a 490 nm, ale Si II na 612 nm je slabá. Objekt je překryt mateřskou galaxií, která je typu podle Hubble S0. Je to první případ, kdy supernova podobná SN 1991T, typu Ia, se objevila v tak ranném typu galaxie, v oblasti bez velkého množství prachu a masivních hvězd. Časté pozorování na všech vlnových délkách je velmi žádoucí."

K. Krisciunas, University of Washington (UW), oznamuje předběžnou fotometrii SN 2000cx, kterou redukoval ze snímků exponovaných C. Loganem a T. Tavennerem (UW) pomocí Manastash Ridge Observatory 0.76-m reflektoru u Ellensburgu, WA: Červenec 19.42 UT, V = 14.00, B-V = +0.13, V-R = +0.01, V-I = -0.03 (nejistoty 0.04 mag); Červnec 20.43 UT, V = 13.82, B-V = +0.16, V-R = 0.00, V-I = -0.07 (nejistoty 0.02 mag).



(podle IAUC 7463 z 23. 7. 2000 přeložil DH)

 SCORPII


J. Fabregat, University of Valencia; a P. Reig, Foundation for Research and Technology Hellas and University of Crete, Heraklion, píší: "Tato hvězda vstupuje do většího optického a H- vzplanutí. Spektra (rozlišení 0.3 nm, obor 580-760 nm) pořízená na Skinaka Observatory 1.3-m teleskopu ukazují, že čára H- je v emisi. Měření ekvivalentních šířek vychází (-0.340.02) nm pro Červenec 19.89 UT a (-0.330.02) nm (FWHM 0.690.01 nm) pro Červenec 20.90 UT. Pozorování jsme provedli po té, co S. Otero, Buenos Aires, oznámil prudké zjasnění (vizuální odhady: Červen 30.03, 2.24; Červenec 4.08, 2.23; 16.09, 2.06; 20.02, 2.04). V roce 1990, Cote a van Kerkwijk (1993, A.Ap. 274, 870) pozorovali slabou emisi po boku absorpčního jádra H-. Autoři také navrhli klasifikaci  Sco jako Be hvězdy. Všechny další pozorování v literatuře uvádí u této hvězdy jen normální absorpční čárové spektrum. Naše pozorování poprvé  Sco ukazuje na detekci emisních čar, což potvrzuje její Be charakter."

(podle IAUC 7461 z 20. 6. 2000 přeložil DH)

XTE J1859+226


P. Rodriguez-Gil a J. Casares, Instituto de Astrofisica de Canarias (IAC), oznamují optickou fotometrii tohoto měkkého x-ray transientu (IAUC 7274, 7279): "Pomocí 1.0-m Jacobus Kapteyn Telescope na La Palma a 0.8-m IAC-80 teleskopu v Tenerife byla získána fotometrie v oboru R tohoto měkkého x-ray transientu. Po minioutburstu oznámeném v IAUC 7451 jasnost objektu strmě klesala, rychlostí asi 0.4 mag/den. Měřené jasnosti: Červenec 17.10 UT, R = 19.1; 19.92, 19.9; 21.94, 20.9; 22.93, 21.6. Další pozorování tohoto objektu je žádoucí zejména nyní (když klesá) a během následujících měsíců, kdy by se mohl objevit další minioutburst."

S/1999 J 1


Při zpracování měření, získaných v rámci programu Spacewatch, University of Arizona, objevil J. V. Scotti vnější Jupiterův satelit. T. B. Spahr, Center for Astrophysics, identifikoval objekt na předobjevových pozorováních. Jednalo se o pozorování, které projekt Spacewatch publikoval v MPS 7418 pod označením 1999 UX18.

Pomalý pohyb a to, že se nepodařilo nafitovat pozorovací data na heliocentrickou dráhu naznačovalo, že se může jednat o satelit planety Jupiter.

K pozorování a nebo měření byly také vyzvání R. S. McMillan, J. A. Larsen, J. Montani, A. E. Gleason a T. Gehrels. Neperturbované jovicentrické řešení B. G. Marsdena skutečně potvrzuje, že se jedná o satelit a toto použil G. V. Williams, Center for Astrophysics, k níže uvedenému perturbovanému řešení.

1999 UT  (2000)  V

Říj. 6.36219 2 05 27.71 +12 28 47.8 19.9

6.38353 2 05 27.22 +12 28 44.8 20.2

6.40498 2 05 26.69 +12 28 41.9 20.5

12.36523 2 02 57.27 +12 14 55.4 20.2

12.40965 2 02 56.06 +12 14 49.6 20.7

19.33318 1 59 49.99 +11 57 15.0 20.5

19.35644 1 59 49.33 +11 57 11.3 20.7

19.37792 1 59 48.71 +11 57 07.9 20.6

30.33261 1 54 44.66 +11 27 38.6 21.2

30.35371 1 54 44.08 +11 27 34.9 21.0

30.37484 1 54 43.55 +11 27 31.5 20.7

Lis. 4.36652 1 52 28.07 +11 14 03.0 20.8

4.38952 1 52 27.39 +11 13 59.1 21.1

4.41569 1 52 26.69 +11 13 54.9 20.7

Epocha = 2000 Září 13.0 TT T = 2001 Září 4.042 TT

 = 53.891 e = 0.12971  = 280.375 2000.0

q = 0.14134 AU i = 143.026 a = 0.16241 AU n = 0.46530 P = 774 dnů
2000 TT  (2000)   rJ Elong. 

Čvnc. 25 4 11.92 +19 26.8 5.640 0.184 57.8 16+ 2892-

Srp. 4 4 18.24 +19 38.1 5.503 0.184 65.8 529- 3234-

14 4 23.75 +19 46.3 5.355 0.184 74.1 1072- 3571-

24 4 28.33 +19 51.7 5.200 0.184 82.6 1608- 3902-

(podle IAUC 7460 z 20. 7. 2000 přeložil DH)



KOMETY C/1999 G5, C/1999 H7, C/1999 J12, C/1999 X2, C/2000 N2


Další informace k IAUC 7458, D. Hammer poskytuje měření dalších čtyř komet, které objevil M. Oates na archivních snímcích z roku 1999 získaných pouze SOHO C2 teleskopem. Jednu z komet objevil M. Meyer v aktuálních datech SOHO C3 teleskopu. Objevové pozorování pro komety, jež všechny náleží do skupiny Kreutzových křížičů je uvedeno níže. Cirkulář MPEC 2000-O10 potom obsahuje plně redukovaná pozorování a orbitální elementy (od B. G. Marsdena).

1999 UT  (2000)  Kometa

Dub. 11.246 1 24.4 + 7 16 C/1999 G5

20.413 1 57.3 +10 21 C/1999 H7

Kvě. 3.035 2 43.2 +14 10 C/1999 J12

Pro. 3.896 16 42.2 -23 41 C/1999 X2


2000 UT  (2000)  Kometa

Čvnc 8.221 7 00.0 +20 51 C/2000 N2

(podle IAUC 7459 z 20. 7. 2000 přeložil DH)

KOMETA C/1999 S4 (LINEAR)


H

Snímek komety C/1999 S4 pořízený 23. 7. 2000 v 20h38m UT přes 0.4-m RL HaP MK v Brně + CCD ST-7 (bez filtru). Foto: D. Hanžl
. Weaver, Johns Hopkins University, za kometární tým ToO z Hubble Space Telescope (HST) ToO oznamuje následující výsledky pozorování komety C/1999 S4: "HST snímky komety z 5. července ukazují silné zvýšení aktivity. Tok se v čtvercové clonce o rozměru 0".15 zvýšil během 4 hod. asi 1.5 krát (od Červenec 5.776 UT do 5.940 UT). Během pozorování HST o jeden den dříve (Červenec 6.717-6.889) úroveň aktivity klesala a byla asi 3 krát nižší než při posledním pozorování. Tok na posledním HST snímku (z 7.961 UT července) byl asi 7 krát nižší než maximální tok měřený 5. UT července. 7. UT července byl spatřen minimálně jeden 'fragment' ve vzdálenosti 0".85 (460km v projekci) od jádra, ve směru k ohonu. Dále ostrá emisní špička směrem k ohonu, připomínající morfologii, jaká byla pozorována během nejvyšší jasnosti komety C/1996 B2 (Hyakutake) koncem března 1996.

Spektroskopická data HST získaná 5. července pomocí přístroje STIS ukazují na existenci emisí od CO, C, H, O a možná S. Během pozorování STIS 6. července bylo detekováno S2, CS a OH, dále pak OH, CS, NH a možná S2 byly detekovány 7. UT července. Předběžná redukce rychlostí produkcí je 5 x 1026 (Čvnc. 5), 1.4 x 1024 (Čvnc. 6), a 1.2 x 1029 (Čvnc. 6) pro CO, S2 a H2O. Hodnoty pro CO a S2 mohou být až o dvojnásobek proměnné, závisí to na finální analýze. Nicméně jeden ze závěrů také je, že CO je v kometě C/1999 S4 silně vyčerpán. Vyplývá to z pozorovaných relativních abundancí ve srovnání s kometami C/1996 B2 a C/1995 O1."



(podle IAUC 7461 z 20. 7. 2000)

KOMETA C/2000 O1 (KOEHN)


B. W. Koehn, Lowell Observatory, oznamuje objev možné komety, kterou objevil v rámci projektu Lowell Observatory Near-Earth-Object Survey. První pozorování:
B. W. Koehn (Lowell Observatory). 0.59-m LONEOS Schmidt. Kóma o průměru 10" a 50" ohon v p.a. 80. Jisté propojení s okolními hvězdami.

M. Busch a R. Kresken (Heppenheim). 0.45-m f/4.4 reflektor.

J. Tichá a M. Tichý (Kleť). 0.57-m f/5.2 reflektor. Zřetelně difúzní; kóma o průměru asi 8", ale bez ohonu.

L. Robinson (Olathe). 0.30-m Schmidt-Cassegrain. m2 = 18.7.

Následující předběžné parabolické elementy byly počítány z výše uvedených pozorování:

T = 2001 Led. 22.779 TT  = 94.670  = 93.310 2000.0

q = 5.69793 AU i = 148.855
2000 TT  (2000)   r Elong. Fáze m1

Čvnc. 15 1 06.53 +39 32.7 5.911 5.862 82.3 9.9 17.5

25 1 00.28 +40 09.2 5.732 5.846 91.4 10.0 17.5

Srp. 4 0 52.15 +40 38.1 5.557 5.830 100.6 9.8 17.4

14 0 42.09 +40 56.0 5.392 5.816 109.9 9.4 17.3

24 0 30.21 +40 59.4 5.243 5.802 119.0 8.8 17.2

Září 3 0 16.78 +40 44.5 5.117 5.789 127.7 7.9 17.2

13 0 02.28 +40 08.7 5.018 5.776 135.3 7.0 17.1

(podle IAUC 7462 z 23. 7. 2000 přeložil DH)

2000 EB173


D. Rabinowitz, Physics Department, Yale University, oznamuje, za všechny spolupracovníky týmu QUEST (cf. Schaefer a kol. 1999, Ap.J. 524, L103), následující fotometrii planetky 2000 EB173 ze skupiny plutino, (cf. MPEC 2000-L09, MPO 1583): Bře. 1-15 UT, V = 19.860.06, R = 19.270.03 (průměr z objevových a předobjevových pozorování ze sedmi nocí. Pozorování bylo prováděno pomocí 1-m Schmidt teleskopu, Llanodel Hato, Venezuela); Červen 3. UT, R = 19.400.12 (Yale 1.0-m teleskop, Cerro Tololo); Červen 10. UT, B = 21.100.11, V = 20.110.08, R = 19.510.06, I = 19.130.07 (2.4-m MDM teleskop, Kitt Peak); Červen 15. UT, V = 20.180.03, R = 19.630.03 (3.5-m WIYN teleskop, Kitt Peak). Autoři dále dodávají: "Součtování 45-min expozice v oboru V získaná pomocí WIYN teleskopu ukazuje stelární profil objektu (za seeingu 1".3) a žádné světelné změny na úrovni > 3 procenta (během pozorovacího intervalu 1.25 hod).

Pozorování z března také neukazují proměnmnost větší než asi 10 procent. M. Brown (California Institute of Technology) poznamenává, že reflekční spektrum je ploché a bez čar. Spektrum bylo pořízeno na 10-m Keck teleskopu 18. a 19. UT června."



(podle IAUC 7459 z 20. 7. 2000 přeložil DH)

KOSMICKÁ SONDA NEAR SHOEMAKER SE JEŠTĚ VÍCE PŘIBLÍŽILA ASTEROIDU


(CNN) -- Vědci z řídícího střediska mise NEAR minulý týden prohlásili, že dosud nejdetailnější snímky asteroidu Eros ukazují úžasnou rozmanitost povrchových útvarů Erosu.

Krátký zážeh motoru v uplynulém týdnu navedl kosmickou sondu NEAR Shoemaker na kruhovou dráhu nacházející se ve vzdálenosti 35 km od centra Erosu. Satelit tak získal možnost nejlepšího pohledu na asteroid tvaru burského oříšku.

Poslední snímky ukazují obrysy kráterů, stejně jako rozmanité tvary balvanů. Některé z nich jsou téměř kulaté, jiné jsou protažené nebo dokonce mají ostré hrany. Podle vědců z John Hopkins University Applied Physics Lab, taková rozmanitost tvarů může pocházet z rozdílů v pevnosti a lámavosti pre-historické horniny.

Během deseti dnů letu na této nynější orbitě manažéři mise plánují zpřesnit odhady týkající se gravitace asteroidu a získat ještě detailnější snímky a údaje o složení povrchových hornin.

Pomocí rádiového naváděcího zařízení sondy NEAR Shoemaker, bude mít tým možnost získat potřebná data k naplánovaní operací v malých výškách, do kterých se v pozdější fázi mise sondy ještě dostane. Dále se vědci dozví více o interním složení Erosu.

"Hledáme různou proměnnost v hustotě od jedné části asteroidu ke druhé," říká vědecký pracovník projektu NEAR Andy Cheng. "Ještě stále není úplně jasné, jestli hustota je v rámci celého asteroidu stejná, takže musíme letět blíže a dívat se intenzívněji."

Téměř polární dráha kosmické sondy prochází nejtěsněji u povrchu u jednoho z konců rotační osy a to ve vzdálenosti 19 km.

Sonda krouží kolem Erosu rychlostí 13 km/h a nachází se 114 milionů km od Země.



(podle informací CNN z 18. 7. 2000 přeložil DH)

NOČNÍ STÍNY


Velmi šikmé sluneční paprsky někdy na Erosu vytváří iluzórní obrazy ve formě stínů na povrchu asteroidu. Tato sekvence čtyř záběrů (obr. a) byla pořízena 23. června 2000 z orbitální výšky 52 km a ukazuje oblast těsně po východu Slunce. Na horním levém snímku vidíme dlouhé stíny, které vrhá Slunce, nacházející se nízko nad obzorem vzdáleného světa. Stíny přitom vytváří siluetu jakéhosi zvířete s velmi dlouhýma ušima. Jak postupně Slunce vystupuje výše, což dokumentují následující tři snímky, během 46 minut silueta mizí a tajemství je odhaleno - na místě stínu není nic jiného, než kruhový kráter nacházející se v nízkém pohoří. Podobná hra světla a stínů vytváří na jiných snímcích sondy NEAR Shoemaker efekt "plovoucích" balvanů na stínech nebo velkých, rovných hornin podobajících se stěnám pyramid

(Snímky 0138017429, 0138018359, 0138019289, 0138020219)



(podle informací JHUAPL z 14. 7. 2000 přeložil DH)

JAK JSOU STARÉ ŮŽLABINY?


Geologové používají pro určení relativního stáří útvarů určitých pravidel. Jedno z pravidel říká, že útvar nacházející se nahoře, nad něčím jiným je mladší než útvar pod ním. Jiné pravidlo říká, že útvar je mladší, jestliže křižuje jiný útvar. Tento snímek (obr. e) byl pořízen sondou NEAR Shoemaker 29. 6. 2000 z orbitální výšky 51 km a ukazuje jednotlivé druhy vzájemných vztahů, které vědcům pomohou určit stáří úžlabiny na asteroidu. Na snímku vidíme úžlabinu přerušenou krátery, které jsou mladšího data. Protože mladší krátery vznikly na vrcholu starší úžlabiny. Jinými slovy, úžlabiny na tomto snímku byly fromovány již během samotné evoluce této oblasti Erosu.

(Snímek 0137663331, podle informací JHUAPL z 10. 7. 2000 přeložil DH)

BLÍŽE, BLÍŽE, BLÍŽE


Jak kosmická sonda sestupuje na 35 km dráhu kolem Erosu, došlo k dalšímu vylepšení rozlišovací schopnosti snímků a palubní kamera odhalila nové detaily i na známých místech povrchu. Tento snímek (obr. f) byl pořízen 10. července 2000 z orbitální výšky 41 km. Snímek je od horního pravého okraje směrem k dolnímu levému přerušen jednou z mnoha úžlabin, které na asteroidu existují. V tomto vyšším rozlišení vidíme jednotlivé jámy v celé délce úžlabiny. Jámy jsou ješlě lépe rozlišitelné než na předchozích snímcích, vidíme také jednotvárný okraj úžlabiny. Takové detaily jsou potřebné pro pochopení geologických procesů, které formovaly úžlabiny na asteroidech.

(Snímek 0138603366, podle informací JHUAPL z 12. 7. 2000 přeložil DH)

PŘÍTOMNOST REGOLITU


Jakmile sonda NEAR Shoemaker dosáhne nižší dráhy nad Erosem, začne posílat snímky s vyšším rozlišením, které vědcům pomohou objasnit původ a povahu povrchu tělesa. Tento snímek (obr. g) byl pořízen 11. července 2000 z orbitální výšky 46 km a ukazuje několik výmluvných útvarů o jednotlivých vrstvách zbytků fragmentů, či jinak řečeno - regolitu. V dolním levém rohu snímku vidíme v regolitu čtyři velké balvany spolu s vetšími kusy horniny. Největší z nich má průměr 90 metrů. Hladká skvrna v horním pravém rohu je oblast, kde regolit pravděpodobně vyplňuje celou prohlubeninu. Útvary ve tvaru jazyků podél okraje v této jasné oblasti (u levého okraje) naznačují, že regolit se sype směrem do hladké skvrny.

(podle informací JHUAPL z 13. 7. 2000 přeložil DH)

KOSMICKÝ SVĚTLOMET


Proud z centra galaxie M 87, vytvářející kosmický reflektor, je jeden z nejúžasnějších úkazů ve vesmíru, černá díra dodává energii jetu elektronů a dalších subatomických částic, které se pohybují rychlostí blížící se rychlosti světla. Na snímku NASA HST (viz příloha EAI-433 označena b) modrý jet kontrastuje se žlutou barvou pozadí, které je kombinováno světlem miliard neviditelných hvězd a žlutou barvou od bodům podobným kulovým hvězdokupám, které jsou v této galaxii.

Na první pohled M 87 (také známa jako NGC 4486) se zdá být obyčejná eliptická galaxie; jedna z mnoha eliptických galaxií v sousední kupě galaxií v Panně. Nicméně již v roce 1918 astronom H.D.Curtis poznamenává, že z galaxie M 87 je vysunut zvláštní rovný paprsek. V roce 1950, kdy rozkvétala radioastronomie, byl objeven na obloze jasný radiový zdroj Virgo A, který byl po objevu spojen s galaxií M 87 a jejím jetem.

Po desetiletích studií je dnes již zřejmé, kdo pohání a dodává energii mohutnému jetu. Tímto zdrojem energie je superhmotná černá díra v centru galaxie M 87, která spolkne vše co je ekvivalentní hmotnosti asi 2 miliardkrát větší, než je hmotnost našeho Slunce. Jet pochází z disku přehřátého plynu, který víří kolem černé díry a je vyháněn magnetickým polem, které je "stočeno" v této plazmě. Záření, které pozorujeme (radiová emise) je produkováno elektrony, které krouží podél siločar magnetického pole v jetu, proces je znám jako synchrotronové záření, které dává jetu namodralý odstín.

M 87 je jednou z nejbližších a nejvíce studovaných objektů, kde se vyskytuje extragalaktický jet, ale těchto objektů existuje více. Kdekoli, kde je superhmotná černá díra, je potřeba velké množství "krmiva" pro tuto díru, kterou tvoří gravitačně narušené hvězdy, plyn a prach, se vytváří podmínky pro vnik takového jetu. Podobný úkaz jetu se vyskytuje kolem mladých hvězd, ale v mnohem menším měřítku.

Vzdálenost M 87 je 50 miliónů světelných let a proto i pro HST je téměř nemožné zde rozeznat jednotlivé hvězdy. Body, které na snímku jsou vidět nejsou hvězdy, ale jedná se o kulové hvězdokupy stovek až tisíce hvězd.

Odhaduje se, že je zde 15000 kulových hvězdokup, které se vytvořily na začátku historie této galaxie a jsou tvořeny hvězdami, které jsou starší než druhá generace hvězd.

Snímek byl získán HST pomocí kamery WFPC2 v roce 1998. Barevný snímek byl vytvořen kombinací expozic v UV, modrém, zeleném a IR světle.

Kredit: NASA a Hubble Heritage Team (STScI/AURA)



(podle STScI-PRC00-20 z 6.7.2000 připravil PH)

HVĚZDNÉ HODINY HST A NGC 6888


NASA HST teleskop zachytil pohled oblasti hvězdné "demolice" v naší Mléčné dráze: hmotná hvězda, blízko konce svého života rozhrnula obálku okolního materiálu odfouknutého před 250000 roky velmi silným hvězdným větrem.

Skořápka materiálu Srpkovité mlhoviny (NGC 6888) obklopuje "statnou" stárnoucí hvězdu WR 136, extrémně vzácnou a krátce žijící hvězdu patřící do skupiny superhorkých hvězd nazvaných Wolf-Rayet. HST jednobarevný snímek odhaluje z bezpříkladnou ostrostí, že obálka hmoty je tvořena sítí vláken a hustých knotů, všechno zahrnuto v slabé "slupce" plynu (vidět v modré). Celá struktura připomíná kaši z ovesných vloček uvnitř balónu. Slupka plynu září, protože je velmi ozařována ultrafialovým zářením z WR 136.

HST pohled pokrývá malou oblast severovýchodního cípu struktury, která má průměr tři světelné roky. Dolní pravá část obrázku (viz příloha EAI-433 označena c) je snímek pořízený pozemním dalekohledem ukazuje skoro celou mlhovinu. Celý útvar je asi 16 světelných let široký a 25 světelných let dlouhý. Jasný bod blízko středu NGC 6888 je hvězda WR 136. Bílý obdélník v levém rohu objektu představuje zvětšený pohled HST.

HST ostrý snímek umožňuje vědcům zkoumat spletité detaily tohoto složitého systému, které umožní lépe pochopit život hvězd a jejich vývoji v naší galaxii. Výsledky studia se objevily v červnovém vydání časopisu Astronomical Journal.

WR 136 vytvořila síť zářícího materiálu během pozdního stádia svého života. Jako rudý veleobr WR 136 se jemně nafukoval až do své velikosti. Pak se hvězda změnila z veleobra na Wolf-Rayetovu hvězdu, což sebou přineslo prudký hvězdný vítr - proud nabitých částic uvolněných z povrchu hvězdy – který začal vyhánět materiál šílenou rychlostí. Hvězda začala ejektovat materiál s rychlostí vyšší než 6.1 miliónu kilometrů za hodinu, ztrácí materiál, který odpovídá materiálu, který ztratí naše Slunce za 10000 let. Hvězdný vítr koliduje s materiálem vytvářejícím obálku kolem hvězdy. Obálka je rozbita do sítě jasných chomáčů, které jsou vidět na snímku. Dnešní ostrý vítr Wolf-Rayetovy hvězdy dohání okraj obálky a narušuje její strukturu (je to vidět v pravém okraji snímku HST). Hvězdný vítr pokračuje vně skořápky a naráží do materiálu a při tom se vytváří rázové vlny. Tato mohutná síla produkuje extrémně horký žhnoucí obal (vidět v modrém), který zakrývá jasnou mlhovinu. Rázová vlna je analogie zvukovému efektu, který se vytváří při průletu letadla nadzvukovou rychlostí. V kosmickém měřítku je toto spíše vidět než slyšet.

Mlhovina má krátkodobý osud. Vlivem hvězdného větru bude postupně rozmetána do prostoru. Možná, až Wolf-Rayetova hvězda se úplně vyčerpá a zhroutí, dojde k novému výbuchu ve formě supernovy. Mlhovina se nachází v souhvězdí Labutě 4700 světelných let od Země. Aby byla mlhovina na nebi vidět pouhým okem, musela by se na obloze objevit jako elipsa o čtvrtinové velikosti úplňku.

Snímek byl pořízen v červnu 1995 kamerou WFPC2. Vědci vybrali barvy v tomto složeném snímku, aby odpovídaly ionizaci, modrá představuje nejvyšší a červená nejnižší.


(podle STScI-PRC00-23 z 13.7.2000 připravil PH)

CHANDRA ZACHYTILA ZÁŘENÍ HNĚDÉHO TRPASLÍKA


Dolores Beasley, Headquarters, Washington, DC

Steve Roy, Marshall Space Flight Center, Huntsville, AL

Dr. Wallace Tucker, Chandra X-ray Observatory Center, CFA, Cambridge, MA


Chandra pravděpodobně poprvé detekovala záření hnědého trpaslíka. Jasné rtg záření je důsledkem výbušné aktivity a zdroj se nachází v magnetickém poli velmi hmotné hvězdy.

Chandra nedetekovala vůbec z LP 944-20 rtg záření prvních devět hodin z dvanácti hodin pozorování, pak ovšem došlo ke změně a byl pozorován zdroj po další dvě hodiny. "Byli jsme šokováni," řekl Dr. Robert Rutledge z California Institute of Technology v Pasadeně, hlavní autor objevné práce, která se objevila 20. července v novém vydání časopisu Astrophysical journal Letters.

"Neočekávali jsme, že uvidíme tak nápadně zářící objekt, který je tak málo hmotný. To je opravdu překvapivé." Energie emitovaná rtg zářením hnědého trpaslíka byla srovnatelná s malým slunečním vzplanutím a byla miliardkrát větší než pozorované rtg záření z Jupiteru. Nápadná energie pochází ze stočeného magnetického pole. "Je to silný důkaz toho, že hnědí trpaslíci a třeba i mladé gigantické planety mají magnetické pole a že velké množství energie může být uvolněno zářením," řekl Dr. Eduardo Martin, člen týmu, který pozoroval daný objekt.

Profesor Gibor Basri z University of California, Berkeley, vedoucí odborník při tomto pozorování uvažoval o tom, že záření může mít původ v rozbouřeném zmagnetizovaném horkém materiálu pod povrchem hnědého trpaslíka. Podpovrchové záření může vytápět atmosféru, což dovolí vznik rtg záření jako rána blesku.

Objekt LP 944-20 je asi 500 miliónů let starý a jeho hmotnost je asi 60 hmotností Jupiteru nebo 6 procent hmotnosti Slunce. Průměr je asi desetina průměru Slunce a doba rotace je menší než 5 hodin. Hnědý trpaslík je lokalizován v souhvězdí Fornax na jižní obloze. Teplota povrchu hnědého trpaslíka se pohybuje pod teplotou 2500 stupňů Celsia. Pravděpodobně je toto pozorování potvrzením toho, že v atmosféře hvězd s nízkou hmotností se může vyskytovat horký plyn.

Hnědí trpaslíci mají malou hmotnost k tomu, aby v jejich nitru mohly probíhat významné nukleární reakce. Jejich primárním zdrojem energie je gravitační energie, jako energie pomalé kontrakce. Hnědí trpaslíci jsou velmi slabí, protože vydávají méně než 10 procent záření Slunce, ovšem těší se velkého zájmu astronomů protože pochopení těchto objektů je klíčem k pochopení třídy objektů, které jsou něco mezi "normálními" hvězdami a obřími planetami. 12 hodinové pozorování LP 944-20 bylo provedeno 15. prosince 1999 za použití zařízení, které má označení ACIS (Advanced CCD Imaging Spectrometer).

V příloze EAI-433 je pod označením d) zachycen obrázek před vzplanutím a v průběhu vzplanutí.

(podle CXC PR:00-19 z 11.7.2000 připravil PH)




(D. Hanžl a P. Hájek)




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

    Галоўная старонка