Issn 1212-8848 539 2002 expresní astronomické informace




Дата канвертавання24.04.2016
Памер51.91 Kb.

ISSN 1212-8848 * 539 * 6. 8. 2002

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 (Dalibor Hanžl)

(0507) - 348 668 nebo 0603-527 727 ( Petr Hájek)

Fax : (05) - 41211214 (prosím uvádějte: Astronomický ústav, Ing. Dalibor Hanžl)

WWW : http://astro.sci.muni.cz nebo http://eai.astro.cz

Packet : OK2ICG@OK0PAB.#BRNO.TCH.EU

E-mail : hanzl@sci.muni.cz, hajek.hvezdarna@worldonline.cz


NGC 4649: ČERNÉ DÍRY VE VZDÁLENÉ GALAXII


Chandra snímek eliptické galaxie NGC 4649 odhalil velký jasný mrak horkého plynu a 165 bodových zdrojů rtg záření.

Podobně jako v galaxii NGC 4697 a NGC 1553 většina bodů souvisí s černou dírou a neutronovou hvězdou v binárním hvězdném systému. Černé díry a neutronové hvězdy jsou konečná stádia velmi hmotných hvězd.

Chandra odhalením četných neutronových hvězd a černých děr v této, a dalších eliptických galaxiích potvrdila, že v těchto galaxiích je mnoho velmi jasných a hmotných hvězd, což je ve zřetelném protikladu s prezentovanou populací hvězd nízké hmotnosti, méně jasných hvězd, které nyní dominují eliptickým galaxiím.

Mnoho binárních rtg zdrojů je v "kulových hvězdokupách", které obsahují okolo miliónu hvězd, kde by se měl takový systém vyskytovat snad v jediném exempláři.

To předpokládá, že v kulových hvězdokupách je mimořádně husté prostředí, kde neutronová hvězda nebo černá díra může lehce ulovit svého společníka. Horký plyn vyplňující galaxii má teplotu kolem 10 miliónu stupňů Celsia.

V jasné centrální oblasti se objevují jasné "otisky" rtg emise, které se zde mohou vyskytovat kvůli rostoucím buňkám horkého plynu.



(
podle informace Chandra z 28.6.2002 připravil PH)

SUPERNOVA 2002ee V GALAXII NGC 5772


T. Puckett, Mountain Town, GA; a D. Toth, Lima, OH, oznamují objev supernovy (18.4 mag.) na nefiltrovaných CCD snímcích (dosah 19.6 mag.) pořízených 29.13 UT července 2002 pomocí automatického 0.35-m reflektoru na Puckett Observatory. SN 2002ee se nachází na pozici  = 14h51m40s.55,  = +40o36'37".3 (ekvinokcium 2000.0), což je 18".3 východně a 33".9 severně od jádra galaxie NGC 5772. Existence nového objektu byla potvrzena na nefiltrovaných CCD snímcích z 30.17 UT července. SN 2002ee není patrná na nefiltrovaných snímcích pořízených na Puckettu 17. srpna 1999, 14. dubna 2002 a 10. června 2002 (dosah okolo 20.5 mag.) nebo na snímcích z Palomar Sky Survey pořízených 23. dubna 1996, 26. dubna 1990 (dosah okolo 21.0 mag.) a 27. března 1955 (dosah okolo 20.0 mag.).

(podle IAUC 7941 z 30. 7. 2002 přeložil ML)

SUPERNOVA 2002ef V GALAXII NGC 7761


B. Beutler a W. D. Li, University of California at Berkeley, oznamují za projekt LOTOSS (cf. IAUC 7906) objev supernovy na nefiltrovaných KAIT CCD snímcích pořízených 30.4 UT (okolo 16.5 mag.)a 31.4 UT července 2002 (okolo 16.2 mag.). SN 2002ef se nachází na souřadnicích  = 23h51m29s.54,  = -13o22'46".4 (ekvinokcium 2000.0), což je 10".0 východně a 7".0 severně od jádra galaxie NGC 7761. KAIT snímek stejné oblasti z 16.4 UT července 2002 nic neukazuje na uvedené pozici (dosah asi 18.0 mag.).

T. Matheson, S. Jha, P. Challis a R. Kirshner, Harvard- Smithsonian Center for Astrophysics, oznamují spektrum (obor 370-750 nm) SN 2002ef (cf. IAUC 7943), které získal M. Calkins 1.43 UT srpna pomocí F. L. Whipple Observatory 1.5-m teleskopu (+ FAST spektrograf). Spektrum ukazuje, že supernova je typu Ia v oblasti kolem maxima. Za předpokladu rychlosti vzdalování mateřské galaxie 7080 km/s podle NASA/IPAC Extragalactic Database, vychází expanzní rychlost supernovy asi 11 700 km/s pro Si II (posun 635.5 nm). Spektrální stáří supernovy je 1 ± 2 dny před maximem.



(podle IAUC 7943 a 7945 z 31. 7. a 2. 8. 2002 přeložil DH)

SUPERNOVA 2002ed V GALAXII NGC 5468


H. Yamaoka, Kyushu University, Japan, oznamuje následující přesnou pozici SN 2002ed z objevového snímku (cf. IAUC 7940):  = 14h06m38s.22,  = -5o27'28".0 (ekvinokcium 2000.0).

M. Salvo a P. Price, Research School of Astronomy a Astrophysics, Australian National University (ANU), oznamují spektrum (obor 340-920 nm, rozlišení asi 0.4 nm) SN 2002ed pořízené na ANU 2.3-m (+ dvojitý spektrograf) na Siding Spring Observatory z 30.41 UT července. Spektrum ukazuje, že se jedná o supernovu typu IIP, podobnou na SN 1992H v ranné vývojové fázi, jejíž vzhled spektra publikoval Clocchiatti a kol. (1996, A.J. 111, 1286). Spektrum ukazuje modré kontinuum s širokou H-alpha emisí a H-beta s P-Cyg profilem. Expanzní rychlost měřená na minimu čáry H-beta vychází asi 11 500 km/s, za předpokladu rychlosti vzdalování podle NED 2845 km/s pro mateřskou galaxii.



(podle IAUC 7943 a 7947 z 31. 7. a 3. 8. 2002 přeložil DH)

SUPERNOVA 2002eg V GALAXII UGC 11486


E. Sanders, Dominion Astrophysical Observatory, Victoria, British Columbia, Canada, oznamují objev supernovy na CCD snímcích pořízených v oboru R pomocí Plaskett 1.82-m reflektoru dne 26.34 UT (R mag. okolo 17.5) a 28.30 UT července 2002. W. D. Li, University of California at Berkeley, oznamují potvrzení existence SN 2002eg projektem LOTOSS (cf. IAUC 7906) KAIT CCD snímky z 24.3 UT (asi 19 mag.), 29.3 UT (18.1 mag.) července a 1.3 UT (17.7 mag.) srpna 2002. Na KAIT snímcích z 18.3 UT (limitit 19.5 mag.) července 2002 není patrný žádný objekt. Následující přesná pozice je z KAIT snímků:  = 19h49m47s.25,  = +50o41'53".6 , což je 15".1 západně a 7".2 severně od jádra galaxie UGC 11486. V galaxii UGC 11486 vzplanula také SN 2002dv (cf. IAUC 7930).

(podle IAUC 7944 z 1. 8. 2002 přeložil ML)

SUPERNOVA 2002ec V GALAXII NGC 5910


M. Salvo a P. Price, Research School of Astronomy a Astrophysics, Australian National University (ANU), oznamují spektrum (obor 340-920 nm, rozlišení asi 0.4 nm) SN 2002ec (cf. IAUC 7937) pořízené pomocí ANU 2.3-m teleskopu (+ dvojitý spektrograf) na Siding Spring Observatory 31.43 UT července. Spektrum ukazuje, že se jedná o supernovy typu Ia v blízkosti maxima jasnosti.

(podle IAUC 7946 z 3. 8. 2002 přeložil DH)


SUPERNOVA 2002eh V GALAXII NGC 917


Nezávislé objevy nové supernovy oznámili teleskopy KAIT na CCD snímcích bez filtru za projekt LOTOSS (cf. IAUC 7906), pozorovatelé B. Swift a W. D. Li, University of California, Berkeley, z 1.5 UT a 3.4 UT srpna (hv. ve. asi 16.4 mag) a T. Boles, Coddenham, Anglie, v rámci projektu U.K. Nova/Supernova z 2. 10 UT srpna (hv. vel. 16.5 mag) a 3.00 UT srpna pomocí 0.35-m reflektoru. SN 2002eh se nachází na souřadnicích  = 2h26m08s.45,  = +31o54'45".2 (E = 2000.0), což je 9".3 východně a 1".0 severně od jádra galaxie NGC 917 (měřič Li). KAIT snímek pořízený 1.2 UT února neukazuje na této pozici žádný objekt (limitní hv. vel. asi 19.0 mag). Boles dodává, že SN 2002eh se nenachází na jeho dřívějších snímcích ani na modrých a červených snímcích druhé Palomar Sky Survey.

(podle IAUC 7947 z 3. 8. 2002 přeložil DH)

V1548 AQUILAE


D. K. Lynch, S. Mazuk, R. J. Rudy, C. C. Venturini, The Aerospace Corporation; R.C. Puetter, Center for Astrophysics and Space Science, University of California at San Diego; and R. B. Perry, NASA Langely Research Center, oznamují, že 17.4 UT července 2002 (asi 431 dní po objevu) pořídili 0.8-2.5 mikronovou spektroskopii, pomocí Aerospace Corporation Near-Infrared Imaging Spectrograph a 3-m reflector Lick Observatory: "Nova je v nebulární fázi. He I na 1.0830 mikronů je zdaleka nejsilnější čára ve spektru, která ukazuje celé Paschen a Brackett série H I. He II čáry jsou přítomny. Žádné koronální čáry nebyly detekovány. Emisní čáry jsou přímo srovnatelné s novou o FWHM 800-900 km/s."

(podle IAUC 7942 z 31. 7. 2002 přeložil ML)

V4741 SAGITTARII


S. Mazuk, C. C. Venturini, R. J. Rudy, D. K. Lynch, The Aerospace Corporation; R. C. Puetter, Center for Astrophysics and Space Sciences, University of California at San Diego; and R. B. Perry, NASA Langley Research Center, oznamují 0.8-2.5 mikronovou spektroskopii V4741 Sgr pomocí Lick Observatory 3-metrového teleskopu a Aerospace Corporation Near-Infrared Imaging Spektrografu. Pozorování bylo prováděno 19.29 UT července (přibližně 95 dnů po objevu): Čára He I na 1.0830 mikrometrech je nejsilnější emisní čarou ve spektru. Dalšími výraznými čarami jsou také H I Paschenova a Brackettova série.

Stále jsou viditelné O I čáry excitované Lyma- fluorescencí, i když se začínají objevovat He II čáry. Emisní čáry jsou široké (FWHM se pohybují v rozsahu 2600-3600 km/s) a mají pekuliární ploché vrcholy profilů. Koronální čáry nebyly detekovány."



(podle IAUC 7945 z 2. 8. 2002 přeložil DH)

V838 MONOCEROTIS


H. E. Bond, N. Panagia, a W. B. Sparks, Space Telescope Science nstitute; S. G. Starrfield, Arizona State University; R. M. Wagner, University of Arizona; a A. Henden, Universities Space Research ssociation and U.S. Naval Observatory, oznamují, že 20. května 2002 nasnímali pomocí Hubble Space Telescope a Advanced Camera for Surveys světelné echo okolo V838 Mon. Prázdná díra v centru světelného echa se nepatrně zvětšila od posledního ACS pozorování z 30.dubna (cf. IAUC 7892). Předběžná analýza snímků pořízených v oboru V + polarizační filtry odhaluje tenký prstenec vysoce (asi 20%) lineárně polarizovaného světla, vystředěný na hvězdu a nacházející se na vnější straně vnitřního okraje této díry s rádiusem asi 4".8.

Vysoká polarizace indikuje, že k rozptylování světla dochází v úhlu blízkém 90-ti stupňům, proto materiál způsobující rozptyl leží v blízkosti hvězdy samotné. Z toho vyplývá čistě geometrický spodní limit pro vzdálenost 2.5 kpc, jestliže polarizovaný prstenec je nasvícen světlem vyslaným při outburstu v oboru V z 11. března.

Nejkrajnější prstenec ve světelném echu má rádius 20", což odpovídá poloze materiálu asi 0.5 pc před hvězdou a rozpínající s druhou odmocninou času od outburstu. Centrální díra naznačuje, že v prachu okolo hvězdy je dutina s rádiusem asi 2 světelné měsíce. Jestliže je dutina sférická, předpovídáme, že světlo z outburstu brzo dosáhne k zadní stěně, dutina se tak rozsvítí a střed bude vyplněn. Je velmi urgentní pokračovat v pozorování až se V838 Mon vynoří po konjunkci se Sluncem.


(podle IAUC 7943 z 31. 7. 2002 přeložil ML)

V2274 CYGNI


R. J. Rudy, D. K. Lynch, S. Mazuk a C. C. Venturini, The Aerospace Corporation; R. C. Puetter, Center for Astrophysics a Space Sciences, University of California, San Diego; a R. B. Perry, NASA Langley Research Center, oznamují spektroskopii novy V2274 Cyg pořízenou pomocí Aerospace Corporation Near-Infrared Imaging Spektrografu a 3-m dalekohledu na Lick Observatory 18.4 UT července (přibližně 370 dnů po objevu): "Spektru dominuje He I na 1.0830 mikrometrech. Také vidíme středně silné čáry H I a He II. Jediná koronální čára, která byla detekována je [S VIII] na 0.9911 mikrometrech FWHM emisních čar vychází asi 1400 km/s. Spektrum je velmi červené a H I čáry naznačují zčervenání o hodnotě E(B-V) = 1.5. Obvyklé emise horkého prachu ale chybí."

(podle IAUC 7947 z 3. 8. 2002 přeložil DH)

KOMETA C/2002 O4 (HOENIG)

Předběžné parabolické elementy dráhy z MPEC 2002-O45:

T = 2002 Říjen 1.990 TT  = 105.773

 = 321.014 2000.0

q = 0.77849 AU i = 73.067

2002 TT  (2000)   r Elong. Fáze m1

Srp. 4 23 01.70 +55 29.9 0.674 1.333 102.4 48.0 9.9

9 22 28.64 +66 24.5 0.652 1.266 96.5 52.7 9.6

14 21 05.0 +76 10.0 0.655 1.199 89.2 57.6 9.4

19 17 35.9 +80 06.0 0.682 1.134 81.6 62.0 9.2

24 14 50.6 +75 16.2 0.727 1.072 74.1 65.1 9.1

29 13 49.68 +68 18.8 0.786 1.012 67.2 67.0 9.0

září 3 13 22.02 +61 47.9 0.854 0.956 61.1 67.5 9.0

8 13 06.19 +56 02.3 0.926 0.905 55.6 66.8 8.9

13 12 55.56 +50 56.4 1.000 0.861 50.8 65.0 8.9

18 12 47.61 +46 20.6 1.073 0.824 46.6 62.4 8.8

23 12 41.24 +42 05.8 1.142 0.798 43.1 59.2 8.8
Vizuální odhady jasnosti m1: červenec 28.86 UT, 11.3 (M. Reszelski, Szamotuly, Polsko, 0.41-m reflektor); 28.94, 10.6 (M. Lehký, Hradec Králové, 0.42-m reflektor); 29.91, 10.0 (R. J. Bouma, Groningen, Holandsko, 0.25-m reflektor); 29.94, 10.2 (Lehký); 29.94, 9.8 (J. J. Gonzalez, Leon, Španělsko, 0.20-m reflektor); 30.71, 10.0 (K. Yoshimoto, Yamaguchi, Japan, 0.25-m reflektor).

(podle IAUC 7941 a 7942 z 30. a 31. 7. 2002 přeložil ML)


KOMETA P/2002 O5 (NEAT)


S. Pravdo a K. Lawrence, Jet Propulsion Laboratory, oznamuje objev komety (s kondenzovaným 6" jádrem a chvostem sahajícím 12" na jihozápad) na NEAT snímcích pořízených na Haleakala dne 30.25 UT července 2002. Následně byl objekt umístěn na NEO Confirmation Page. Potvrzení kometární aktivity oznámili: R. Fredrick, K. Smalley, a R. Trentman, Louisburg, Kansas, pomocí 0.75-m reflektoru (chvost dlouhý 40" v PA 130 stupòù); P. M. Kilmartin, Mt John Observatory, New Zealand, pomocí 0.6-m reflektoru (krátký chvost v PA asi 130 stupňů); R. H. McNaught a G. J. Garradd, Siding Springs Observatory, Australia, pomocí 1.0-m reflektoru (chvost dlouhý 13" v PA 125 stupňů).

2002 UT  (2000)  m1 Pozorovatel

červenec 30.25205 16 06 03.62 - 5 36 39.5 17.2 NEAT

31.21119 16 09 40.61 - 4 38 20.8 15.3 Fredrick

31.32130 16 10 06.93 - 4 31 06.2 17.1 Gilmore

31.45306 16 10 36.23 - 4 23 14.8 16 McNaught


V MPEC 2002-P06 byly publikovány následující velmi nejisté orbitální elementy:
T = 2002 Srp. 2.873 TT

 = 15.130 e = 0.64137  = 281.707 2000.0

q = 1.18274 AU i = 21.102 a = 3.29795 AU

n = 0.164566 P = 5.99 roku


(podle IAUC 7942 a 7945 z 31. 7. a 2. 8. 2002 přeložili ML a DH)

KOMETA 2002 O6


M. Suzuki, Utsunomiya, Tochigi, Japan, oznamuje objev komety na veřejně přístupných snímcích pořízených přístrojem SWAN na satelitu SOHO dne 25. a 27. července 2002. Předobjevové záběry komety byly nalezeny na snímcích pořízených již 13. července.

Vizuální potvrzení existence nové komety učinil A. Hale, Cloudcroft, New Mexico, pomocí 0.20-m reflektor (průměr komy 4'; měření jasnosti rušilo svítání, Měsíc a mraky). CCD snímky, které získal J. Broughton, Reedy Creek, Australia, pomocí 0.25-m reflektoru, také potvrzují kometární povahu nového objektu.

2002 UT  (2000)  m1 Pozorovatel

Čvnc. 13 1 56 -34 12 Suzuki

16 2 08 -33 11 "

18 2 11 -31 11 "

20 2 25 -29 10 "

25 2 53 -25 9 "

27 3 10 -22 9 "

Srp. 1.451 3 53.73 -13 58.7 9.5 Hale

1.468 3 53.92 -13 56.2 "

1.72946 3 56 52.38 -13 15 29.2 13.2 Broughton

1.73076 3 56 53.28 -13 15 17.0 13.1 "

1.73191 3 56 54.03 -13 15 06.5 13.1 "

Předběžné parabolické orbitální elementy z MPEC 2002-P10:
T = 2002 září 9.418 TT

 = 78.703  = 330.959 2000.0

q = 0.49467 AU i = 58.666
2002 TT  (2000)   r Elong. Fáze m1
Srp. 4 4 25.20 - 6 35.5 0.290 0.960 70.9 92.5 7.1

5 4 39.30 - 3 09.5 0.279 0.942 67.2 96.9 7.0

6 4 54.42 + 0 33.2 0.270 0.925 63.3 101.6 6.8

7 5 10.54 + 4 29.4 0.263 0.908 59.2 106.4 6.7

8 5 27.61 + 8 34.5 0.259 0.891 54.9 111.3 6.6

9 5 45.52 +12 42.1 0.258 0.873 50.7 116.2 6.5

10 6 04.12 +16 45.1 0.259 0.856 46.6 120.7 6.4

11 6 23.19 +20 36.4 0.264 0.839 42.8 124.9 6.3

12 6 42.48 +24 10.2 0.271 0.822 39.4 128.5 6.3

13 7 01.74 +27 22.0 0.281 0.805 36.6 131.4 6.3

14 7 20.69 +30 09.6 0.293 0.789 34.3 133.6 6.3

16 7 56.71 +34 32.0 0.323 0.756 31.3 135.8 6.8

18 8 29.11 +37 28.1 0.361 0.723 30.0 135.5 6.9

20 8 57.24 +39 16.9 0.403 0.691 29.7 133.5 6.9

22 9 21.10 +40 16.5 0.449 0.661 29.9 130.4 7.0

24 9 41.09 +40 41.2 0.499 0.631 30.2 126.4 7.0


Vizuální m1 odhady jasnosti a průměru kómy: srpen 2.79 UT, 7.9, 5' (K. Yoshimoto, Yamaguchi, Japonsko, binokulár 20x100); 3.85, 6.9, 6' (A. Pearce, Nedlands, W. Austrálie, binokulár 20x80).

(podle IAUC 7944 a 7948 z 1. a 3. 8. 2002 přeložili ML a DH)



KOMETA 57P/DU TOIT-NEUJMIN-DELPORTE


Z. Sekanina, Jet Propulsion Laboratory, píše: "Dokončili jsme velmi předběžnou analýzu relativní astrometrie dvou nejjasnějších jader (cf. MPEC 2002-O10). Použili jsme nový počítačový program, který jsem nedávno napsal s P. W. Chodasem. Do parametrů standardního modelu pro rozštěpené komety jsou nyní plně zahrnuty planetární perturbance a negravitační efekty hlavních jader.

Výsledky naznačují, že jádro B mohlo být odlomeno od primární složky A někdy v blízkosti perihelia v roce 1996. Pokud k tomu došlo přesně v periheliu, vychází přijatelné hodnoty pro negravitační zpomalení (4-8x10^-5 přítažlivosti Slunce, kdy složka B je jasnou persistentní složkou; cf. Sekanina 1982, Comets, ed. L. L. Wilkening, pp. 251-287) a to, že složka B se od A oddělila rozumně nízkou rychlostí s transverzální složkou v rozsahu od 0.5 do 1 m/s v protějším směru orbitálního pohybu. Její normálová složka byla asi 0.5-0.5 m/s směrem k severnímu orbitálnímu pólu.

Tyto výpočty jsou nezávislé od radiální složky separační rychlosti. Podobné řešení také vychází pro čas separace 100 dnů před a po průchodu periheliem kromě toho, že zpomalení potom korelují s transverzálními a radiálními složkami. Protože kometa má velmi malý sklon dráhy nebude asi možné vůbec určit separační parametry s vysokou přesností. Všechna zkoušená řešení dávají v podstatě stejné efemeridy, které ukazují, že separace složky B od A v projekci se bude v následujících týdnech zmenšovat. Vzdálenosti a poziční úhly jsou následující (0h UT): 2002 srpen 4, 853", 259.1o; 14, 814", 259.1; 24, 758", 259.0; září 3, 694", 258.7; 13, 631", 258.3; 23, 571", 257.7; říjen 3, 516", 257.0.

Je nepravděpodobné, že složky C-T (cf. IAUC 7935) jsou všechny produkty stejného případu. Kromě toho složky C-F byly pravděpodobně odtrženy od A ještě dříve než B. Některá jádra M-T mohou být fragmenty od B, ale v úvahu přichází i mnohem komplexnější fragmentační hierarchie. Přesná astrometrie již existujících snímků a další pozorování mohou více, ale ne mnoho, pomoci v definitivním popisu této události.



(podle IAUC 7946 z 3. 8. 2002 přeložil DH)

KOMETY C/2002 H7 A C/2002 M8 (SOHO)


Další informace k IAUC 7936. D. Hammer oznamuje měření dvou dalších komet, nalezených na SOHO web snímcích z C2 koronografu. Komety objevil D. Evans. Redukovaná astrometrie a orbitální elemnety podle B. G. Marsdena jsou publikovány v MPEC 2002-P08.
Kometa 2002 UT  (2000) 

C/2002 H7 Duben 23.911 2 12.0 +11 40

C/2002 M8 Červen 16.465 5 34.0 +21 40

(podle IAUC 7948 z 3. 8. 2002 přeložil DH)



TĚSNÝ PRŮLET TĚLESA 2002 NY40 KOLEM ZEMĚ


V noci ze 17./18. srpna 2002 se nám naskytne možnost pozorovat i malými teleskopy průlet malého tělesa 2002 NY40 kolem Země. Nastane také vhodná příležitost k jeho fotografování širokoúhlými kamerami. Japonský astronom Seiichi Yoshida (comet@aerith.net) učinil předpověď jeho přiblížení k různým deep-sky objektům.

V následujících řádcích je uvedeno datu a čas v UT, vzdálenost při nejtěsnějším přiblížení, na dalším řádku souřadnice 2002 NY40 a poslední řádek se týká údaje o názvu a typu objektu, rozměru a jeho souřadnicích. Podrobný přehled objektů je také v následující tabulce u zajímavých přiblížení komet.




2002 srp. 17 14:13 UT 0.838o ( 50.3 arcmin)

2002 NY40 20h35m.2 +10o32' 10.1 mag

NGC6928 (Gx) 2.2' 20h32m.8 +09o56' 12.6 mag
2002 srp. 17 21:26 UT 0.890o ( 53.4 arcmin)

2002 NY40 19h56m.3 +19o27' 9.5 mag

M71 (Gb) 7.2' 19h53m.8 +18o47' 8.3 mag
2002 srp. 17 22:00 UT 2.934o (176.1 arcmin)

2002 NY40 19h51m.2 +20o31' 9.5 mag

M27 (Pl) 15.2' 19h59m.6 +22o43' 8.1 mag
2002 srp. 17 22:34 UT 1.866o (112.0 arcmin)

2002 NY40 19h45m.7 +21o40' 9.4 mag

NGC6830 (OC) 12' 19h51m.0 +23o04' 7.9 mag

2002 srp. 17 23:02 UT 0.841o ( 50.5 arcmin)

2002 NY40 19h40m.7 +22o40' 9.4 mag

NGC6823 (OC) 12' 19h43m.1 +23o18' 7.1 mag


2002 srp. 18 01:17 UT 2.365o (141.9 arcmin)

2002 NY40 19h09m.9 +28o19' 9.3 mag

M56 (Gb) 7.1' 19h16m.6 +30o11' 8.3 mag
2002 srp. 18 02:24 UT 1.707o (102.4 arcmin)

2002 NY40 18h49m.0 +31o38' 9.3 mag

M57 (Pl) 2.5' 18h53m.6 +33o02' 9.0 mag
2002 srp. 18 05:38 UT 1.491o ( 89.5 arcmin)

2002 NY40 17h14m.5 +41o43' 9.6 mag

M92 (Gb) 11.2' 17h17m.1 +43o08' 6.5 mag


(podle SMPH z 31. 7. 2002 příspěvku ML)

ZAJÍMAVÁ PŘIBLÍŽENÍ KOMET K OBJEKTŮM - SRPEN 2002


Ve sloupcích následující tabulky je uvedeno datum a čas v UT, minimální vzdálenost komety od objektu, jméno komety a její jasnost, dále jméno objektu, typ a jeho jasnost, případně i úhlový rozměr. Autorem předpovědí je Seiichi Yoshida (comet@aerith.net).

(D. Hanžl, P. Hájek a G. Opletalová)





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

    Галоўная старонка