Meteor csillagászati évkönyv 1995
Balázs Lajos és Frontó András
1993-ban jelentôs szervezeti változások történtek az intézetben. Megszûntek a tudományos osztályok, és két obszervatórium alakult: a budapesti központú Asztrofizikai Obszervatórium és a debreceni Napfizikai Obszervatórium. Az Asztrofizikai Obszervatórium magában foglalja a korábbi Változócsillagok, Sztellárstatisztikai, illetve az Égimechanika és Alkalmazásai Osztály kutatási profilját, míg a Napfizikai Obszervatórium a napfizikai kutatásokért felelôs. Az egyes témák mûvelésére kutatócsoportok jöttek létre.
A nehéz anyagi helyzet ellenére minden fontosabb folyóirat továbbra is megtalálható könyvtárunkban. Új könyveket azonban már csak pályázati pénzekbôl tudunk beszerezni. Ez általánosabban is igaz, mert az intézet fenntartásában egyre fontosabb szerepet töltenek be a különbözô pályázatokon elnyert összegek. Ezek nélkül az intézet mûködésképtelenné válna. Ez az állapot várhatólag a jövôben is fennmarad.
Mûszaki fejlesztés
1993-ban a legfontosabb fejlesztés egy UBVRI szûrôkészlettel felszerelt 770 x 1152 pixeles Peltier hûtésû CCD kamera beszerzése volt. Erre egy a Világbank által is támogatott OTKA pályázat adott lehetôséget. E sorok írásakor a piszkéstetôi 1 méteres teleszkóppal már elkészültek az elsô felvételek az M\u3 gömbhalmazról.
Kutatási témák
1993. folyamán az intézet tudományos tevékenysége továbbra is a változócsillagok természetére, a Tejútrendszer szerkezetére, az intersztelláris anyag fizikájára, a felsôlégkör elemzésére, a naptevékenységre és a napprotuberanciákra vonatkozó kutatások köré csoportosult.
A változócsillagok kutatásának témakörében az új Livermore-opacitásokat alkalmaztuk pulzáló csillagmodellekre és meghatároztuk az RR Lyrae változócsillagok fizikai paramétereit. Korábban az ilyen típusú csillagoknál ellentmondás volt a pulzációból és a csillagfejlôdési elméletekbôl leszármaztatott tömegek között. Eredményeink az ellentmondást feloldották. Kimutattuk továbbá, hogy a hárommódusú, radiálisan pulzáló csillagok nagy jelentôségûek a pulzáció diagnosztikája szempontjából. Elsô ízben sikerült megalkotni a kétmódusú RR Lyrae csillagok olyan nemlineáris pulzációs modelljeit, amelyek a megfigyelt periódusokkal összhangban vannak.
Az UU Herculis fotometriai mérései igazolták, hogy két módus gerjesztôdik és ezek amplitúdója 4.5 éves periódussal változik. A V487 Cassiopeiae analízise két valószínû periódust adott (160.3, ill. 99.6 nap), és ezeket alapmódusként és elsô felharmonikusként lehetett azonosítani. A BL Telescopiira is két periódus adódott (92.5 és 64.8 nap). A két periódus jelenléte itt is a nagytömegû modellt támogatja. E csillagok sok tekintetben hasonlítanak az UU Herculisra.
Az M3 gömbhalmaz. A piszkéstetôi 1 m-es távcsôre szerelt CCD kamerával készített felvétel
Az FM Comae esetében négy periódust találtunk, amelybôl kettônek az amplitúdója valószínûleg változik, és amelynek idôskáláját kb. 120 napra lehet becsülni. Elképzelhetô, hogy hosszú idôskálájú átlagfényesség-változás is jelentkezik a csillagnál.
A TU Cassiopeiae és BQ Serpentis, ún. beat cefeidákról készült nagyszámú hazai mérés további feldolgozása során sikerült mindkét csillagnál kimutatni a második felharmonikus rezgés jelenlétét, valamint ennek a frekvenciának a korábban már ismert frekvenciákkal való lineáris kombinációit. A pulzációelmélet szempontjából fontos eredmény három pulzációs módus egyidejû jelenléte a cefeida változócsillagoknál, mert e csillagok modellezésekor még stabil kétmódusú oszcillációt sem sikerült elôállítani.
Az elmúlt év folyamán az ER Vulpeculae fedési kettôs fénygörbéjében sikerült szétválasztani a csillag felszínén lévô foltokból és a fedésbôl adódó hatást. Az aktív területek eloszlására modellt lehetett felállítani, amely szerint az aktív területek az északi és a déli féltekén, a magas szélességeken közel szimmetrikusan helyezkednek el. Kimutatható volt, hogy a fénygörbe már egy hónap alatt is jelentôsen változik. A megfigyelésekbôl egy fényes terület (facula) jelentkezése is kimutatható volt.
Elvégeztük az FG Sagittae 1992-ben történt elhalványodásának R CrB típusú változóként való modellezését. A jelenség során megfigyelhetô kékülést a csillag fedetlen kromoszférája okozhatja.
A felsôlégkör-kutatások keretében kimutattuk, hogy a CIRA'86=MSIS'86 modell nyugalomban, 400-600 km között minden magasságon és minden szélességen, valamint két helyi idôintervallumot leszámítva a nap folyamán minden helyi idôben nagyobb sûrûséget ad a méréseknél. A jelenséget kompressziós fûtésként lehet értelmezni. Az MSIS'86 modell maradékaiban jelentkezô éjszakai maximumok léte egyértelmûen mutatja, hogy ez a kompressziós fûtés sem szerepel a modellben.
A geomágneses aa index és a meteorológiai paraméterek vizsgálata során sikerült kimutatni Európa nagy részén a korreláció féléves változását a Nap dipólterének irányától függôen.
A napfizika témakörben, a bonyolult szerkezetû napfoltcsoportok tanulmányozása során az ond\v rejovi cseh kollégákkal közösen vizsgáltuk a NOAA 6850/53 aktív vidékeket. Ezek fô érdekessége, hogy minden bonyolultságuk ellenére csekély aktivitást mutattak, bár egyes tulajdonságaik alapján (komplex mágneses szerkezet, új mágneses fluxus felbukkanása, gyors sajátmozgások), nagy aktivitás lett volna várható. A passzivitás feltételezhetô oka az, hogy a felbukkanó új mágneses fluxus a ,,szokásos" nyugat-keleti irányítású. Új módszert dolgoztunk ki a napfoltok heliografikus koordinátáinak kiszámítására a differenciális refrakció pontosabb figyelembevételével, ami a horizont közelében is eredményesen alkalmazható.
A csillagkeletkezés és csillagközi anyag témakörben a magas galaktikus szélességeken található molekulafelhôk Halpha emissziót mutató csillagainak spektroszkópiai megfigyelése során a vizsgált csillagok nagy részérôl bebizonyosodott, hogy nem T Tauri csillagok, hanem kromoszférikusan aktív vörös törpék, mivel nem látható a fiatal kort bizonyító lítium vonal. 40 vizsgált csillag között négy T Tauri akadt, amelyek közül az egyik olyan kettôs, amelynek mindkét komponense T Tauri típusú. Valószínû távolságuk kb. 100 pc, tehát a legközelebbi ismert fôsorozat elôtti csillagok közé tartoznak.
Meghatároztuk az L1340 csillagkeletkezésben aktív porfelhô távolságát a mátrai Schmidt távcsôvel készített objektívprizmás színképek illetve a Hubble Space Telescope Guide Star Catalog V magnitúdói alapján. A felhô távolsága 600 pc-nek adódott, ami lehetôvé tette a tömeg, illetve a csillagkeletkezési ráta meghatározását.