Meteor csillagászati évkönyv 2005
Balázs Lajos
A hazai csillagászati élet jelentős eseménye volt az Európai Csillagászati Társaság (EAS) budapesti 12. közgyűlése (JENAM: Joint European and National Astronomy Meeting). Ez az első alkalom, hogy Magyarország ilyen rendezvénynek otthont adott. A helyi szervező az Eötvös Loránd Fizikai Társulat, illetve az MTA KTM Csillagászati Kutatóintézete volt. A házigazda szerepét az ELTE TTK lágymányosi campusa töltötte be. A közel 400 résztvevő javarésze Európából érkezett, de szép számmal vettek részt szakemberek Japánból és az Egyesült Államokból is. A tudományos program felölelte a csillagászat és asztrofizika legfontosabb területeit. A plenáris előadások mellett 11 miniszimpóziumra is sor került, amelyek néhány kiemelt területet részletesebben is szemügyre vettek. A miniszimpóziumok közül háromnál a tudományos szervezőbizottság elnöke az MTA KTM CSKI (Kolláth Zoltán, Kun Mária, Oláh Katalin), míg egy esetben az ELTE munkatársa volt (Érdi Bálint).
Tudományos eredmények
Csillagok belső szerkezete és fejlődése
RR Lyrae típusú változócsillagok. Az M3 RR Lyrae típusú változóinak pontos fotometriája alapján sikerült szeparálnunk a horizontális ági csillagfejlődés különböző szakaszaiban lévő csillagokat. A változócsillagok megfigyelt eloszlása rendkívül jó egyezést mutat a horizontális ági csillagfejlődési modellek jóslataival. Eredményünk arra is rávilágított, hogy az Oosterhoff-dichotómia (a gömbhalmazokat az alapmódusú, ill. felhangban rezgő változók aránya és ezek átlagperiódusa alapján OoI és OoII típusba sorolják) a halmazok változóinak különböző fejlődési állapotával értelmezhető (Bakos G., Benkő J., Jurcsik J., Szeidl B.).
Az RW Draconis főperiódusának hirtelen csökkenésekor a Blazsko-effektusban erős változás lépett föl. Ettől kezdve (kb. JD. 2424000) a fázismodulációban egy kb. 8.5 éves ciklikus változás jelentkezett csökkenő amplitúdóval. Az amplitúdómoduláció nem mutatott parallel változást. A Blazsko-effektus periódusában JD 2430000 körül bekövetkezett változás pi/2 fázisugrással is magyarázható (Pócs M., Szeidl B.).
A V516 Cas jelű - korábban nem klasszifikált - változóról sikerült BVI színekben teljes fénygörbét kapnunk a mátrai 1 m-es teleszkóppal, amelyből meghatároztuk periódusát és típusát (RRab). Távolsága meghatározásakor példát mutattunk arra, hogy az RRab csillagok Fourier-paramétereinek és átlagfényességének kapcsolatát megadó empirikus formulák segítségével az intersztelláris vörösödés illetve azon keresztül a vörösödési törvény (az abszorbeáló porszemcsék karakterisztikus mérete) is vizsgálható (Benkő J.).
Megvizsgáltuk annak a szakirodalomban gyakran említett ellentmondásnak az okát, amely szerint a galaktikus cefeida és RR Lyrae csillagokra a Baade-Wesselink- (BW-)módszer alapján kapott távolságok inkonzisztensek abban az értelemben, hogy a belőlük leszármaztatott, a Nagy Magellán-felhőre vonatkozó távolság jelentős eltérést mutat. A kétféle változócsillagra vonatkozó BW-analíziseket különböző módszerekkel, különböző kutatócsoportok végezték. Most ugyanazt a módszert alkalmaztuk 19 RR Lyrae és 24 cefeida változóra, mindkét esetben az irodalomból vett pontos fotometriára és radiálissebesség-mérésekre támaszkodva, valamint figyelembe véve az effektív gravitációs gyorsulás és a bolometrikus korrekció pulzációs fázistól való függését. Ennek eredményeként mindkét típusú változóból néhány század magnitúdó eltéréssel ugyanazt a távolságmodulust kaptuk. Ez az érték (18.55m) a "hosszabb távolságskála" helyességét támasztja alá. Fontos megjegyezni, hogy ugyanezt a távolságértéket kaptuk különböző kétmódusú csillagok (RR Lyrae, cefeida) BW-módszertől teljesen különböző elvet alkalmazó analízisével is (Kovács G.).
Elkészítettük a Draco törpegalaxis változócsillagainak első, CCD-re alapozott feltérképezését. E munka során 146 RR Lyrae csillagot találtunk, és az RRab csillagok alapján becslést tettünk a galaxis távolságára (Bakos G.).
Megállapítottuk, hogy a HRD-n a dinamikai szempontból határciklussal jellemezhető (alapmódusú F, illetve első felhangbeli O1) pulzátorok tartományai között mindig létezik kétmódusú és/vagy két szimultán stabil határciklussal jellemezhető tartomány (F/O1, F/DM) is. Rögzített tömegnél a kétmódusú tartomány alacsonyabb luminozitásnál van, míg egy adott luminozitás esetén csak magasabb tömegnél fordul elő (Kolláth Z., Szabó R.).
A módusszelekció és a csillagfejlődés kapcsolatának elemzésével megállapítottuk, hogy a kétmódusú csillagok nemcsak hőmérsékletben, hanem a tömeget tekintve is rendkívül szűk (0.01-0.02 Mnap) tartományban találhatók. A független eredményekkel egybehangzóan azt találtuk, hogy a kétmódusú csillagok tömege csökken a fémtartalommal. Az általunk kiszámolt lehetséges kétmódusú tartományt magas fémtartalom esetén elkerülik a csillagfejlődési útvonalak, így - a megfigyelésekkel összhangban - ezek között nem találunk RRd csillagokat (Kolláth Z., Szabó R.).
Először sikerült valódi, nemlineáris kétmódusú modellek alapján kielégítően reprodukálni az RRd csillagok Petersen-diagramon megfigyelhető eloszlását. Az eredmény csak a csillagfejlődés figyelembevételével adódik, a kétmódusú modellek önmagukban nem adnak megszorítást a P0-P1/P0 síkon (P0 az alapmódus, P1 az első felhang periódusa) (Kolláth Z., Szabó R.).
Cefeidák. A radiális sebesség és a fényesség változásának mértékéből (az amplitúdók arányából) valószínűsítettük, hogy a Kis Magellán-felhőbeli HV 834 és a Nagy Magellán-felhőbeli HV 2864 cefeidák kettős rendszer tagjai. Ugyancsak az amplitúdóarányból következik, hogy a kis amplitúdójú galaktikus cefeidák (az s-cefeidák) többsége alapmódusban pulzál, szemben a korábbi vélekedéssel, amely szerint az ilyen csillagok felhangban rezegnek (Szabados L.).
A tényleges s-cefeidák esetén (amelyek az első felhangban rezegnek) a fénygörbe alakja változik a periódus függvényében. A fényváltozás Fourier-paramétereinek változása a módusok rezonanciájára utal. Cefeidák pulzációs modelljeit számoltuk a turbulens-konvektív kódunkkal a Girardi-féle evolúciós utak mentén. Eredményeink jó egyezésben vannak az OGLE2 Magellán-felhőkről kapott megfigyelési anyagával. Kimutattuk, hogy a megfigyelhető jellegzetességek magyarázata csak a csillagfejlődés, a pulzáció és a konvekció együttes modellezésével lehetséges. Vizsgálataink alapján arra lehet következtetni, hogy a P1/P4 rezonancia a felhangban rezgő s-cefeidák esetén 4 napnál hosszabb periódusnál jelentkezik, ami megerősíti a galaktikus cefeidák alapján kapott korábbi eredményünket (Kolláth Z.).
Fehér törpék oszcillációja. A KUV 05134+205 és PG 1654+160 fehér törpe csillagok WET (Whole Earth Telescope) észlelésében kimutattuk az egyidejűleg gerjesztett több módus jelenlétét. A KUV 05134+205 csillagnál az egyes módusokhoz tartozó amplitúdók változását a WET kampányt kiegészítő, későbbi piszkéstetői megfigyelések alapján lehetett kimutatni. A PG 1654+160 csillag esetében a korábbiakkal azonos módusokat sikerült megerősíteni. A módusok szeparációja a nem-radiális g-módusok jelenlétére utal (Paparó M., Zsuffa D.).
Hazai megfigyelésekre alapozva a G117-B15A jelű DA (ZZ Ceti) típusú és a PG 1144+005 jelű PG 1159 típusú fehér törpék közül az első csillagnál megerősítettük a korábbi frekvenciák jelenlétét (215.2 s domináns módussal), míg az utóbbi csillagra nem találtunk fényváltozást, noha a csillag kémiai szerkezete a változás jelenlétét indokolná (Paparó M., Zsuffa D.).
A WET kampány melléktermékeként felfedeztünk egy új fedési kettőst 1.29d periódussal. A tömeg- és sugárarány, az inklináció és a spektrális paraméterek alapján a rendszer egy késői K típusú csillagból és egy barna törpéből áll (Paparó M., Zsuffa D.).
Aktív jelenségek csillagok légkörében
Az UZ Lib aktív óriáscsillagról készült kilenc év hosszúságú fotometriai adatsort Fourier-módszerrel analizáltuk. Eredményül azt kaptuk, hogy a rotációs periódus három egyedi periódusból tevődik össze. A csillagon a foltok elhelyezkedése a kilenc év alatt igen stabil volt. Azonosítottuk a különböző periódusokat a csillag különböző szélességein elhelyezkedő foltokkal, ily módon meghatároztuk a csillag differenciális rotációjának mértékét és irányát is. A főperiódus az egyenlítői vidék foltjaitól származik és megegyezik a kettős rendszer pályaperiódusával. A magasabb szélességeken ennél gyorsabb a rotáció: ez példa a nem-szoláris differenciális rotációra (Jurcsik J., Oláh K.).
Az LQ Hya felszínén a foltok fejlődését idősorba rendezett Doppler-képek segítségével vizsgáltuk. A differenciális rotációt egymás utáni Doppler-képek kereszt-korrelációját összegezve mutattuk ki (Kővári Zs.).
Az SV Cam aktív fedési kettőscsillagra vonatkozó megfigyelési anyag feldolgozása során foltpozíciókat határoztunk meg. A talált foltok csillagrajzi hosszúsága pontosan megadható, de a csillagrajzi szélesség meghatározásának jelentős a hibája (Csizmadia Sz., Patkós L.).
A V861 Her (W UMa típusú) fedési kettős megfigyelési anyagának feldolgozásával is foltpozíciókat határoztunk meg. A legalább az egyik komponensnél jelentkező csillagaktivitással magyaráztuk, hogy a 2000-ben, ill. a 2003-ban mért fénygörbén eltérő mértékű O'Connell-effektust találtunk, illetve azt a tényt, hogy H-alpha-ban mérve a rendszer 0.45m-val fényesebb a hasonló színindexű főági csillagoknál (Csizmadia Sz., Moór A., Patkós L.).
Napaktivitás
22 bipoláris aktív vidéket vizsgáltunk, amelyeknek az egyenlítőhöz viszonyított dőlésszöge 3 vagy több naprotáció alatt szisztematikusan változott. Az elfordulás irányából következtettünk a fluxuscső tengelyének csavarodottsági irányára, míg a tengely körüli belső csavarodottságot vektormágneses mérésekből határoztuk meg. Arra következtettünk, hogy a konvektív zónában levő nagyléptékű örvények a felszálló fluxuscsövek deformációjának legfőbb okozói (Gesztelyi L.).
A Yohkoh/SXT lágyröntgen koronafelvételeinek és a SOHO/MDI mágneses térképeinek analízisével kimutattuk, hogy a korona térfogategységnyi fűtése a fotoszférikus mágneses tér négyzetével, azaz a mágneses energiasűrűséggel arányos (Gesztelyi L.).
Elkészítettük a Yohkoh/SXT ASPECT kamerája által észlelt fehér flerek katalógusát, és a felfedezett 28 fehér flert összehasonlítottuk a folytonos színképben emissziót nem produkáló flerek jellemzőivel a lágy- és keményröntgen-tartományban. Felfedeztük, hogy a fehér flerek esetében a koronában jelentősen magasabb a gáznyomás, mint az azonos energiát felszabadító, de fehér fényű emissziót nem produkáló flerekben (Gesztelyi L.).
Kimutattuk, hogy a SOHO/MDI magnetogramjain koronakitörések során megfigyelt mágneses aszimmetria (az egyik polaritás túlsúlya) új mágneses fluxus megjelenésének tulajdonítható (Gesztelyi L.).
Yohkoh/SXT és SOHO/CDS adatok analízisével kimutattuk, hogy a különböző félgömbön levő aktív vidékeket összekötő egyik óriási koronahurok fler-szerű aktivitást mutat, ami bizonyíték a Nap két félgömbje közötti mágneses átkötődésre (Gesztelyi L.).
A SOHO/EIT sorozatfelvételein látható hullámszerű jelenséget vizsgálva kimutattuk, hogy nem MHD hullámról, hanem csomókba tömörülő hűvös anyagnak a koronából való leáramlásáról van szó (Gesztelyi L.).
SOHO/SUMER-adatok felhasználásával egy koronalyuk határa mentén kétirányú kilövelléseket fedeztünk fel, amelyek a mágneses átkötődés helyéről kiáramló gázcsóváknak tulajdoníthatók (Gesztelyi L.).
Az AR 7978 szoláris aktív vidék koronális, átmeneti és kromoszferikus fluxusáról kimutattuk, hogy a korona térfogategységnyi fűtése a mágneses energiasűrűséggel arányos (Kővári Zs.).
A NOAA 9373 aktív vidékben 11 nap alatt felbukkanó 7-8 bipoláris napfoltcsoport kölcsönhatásainak vizsgálatához módszert dolgoztunk ki a fotoszféraképek és magnetogramok egyidejű ábrázolására. A számítógépes animáción jól követhető a felbukkanó dipólok fejlődése és az egyes umbrák kölcsönhatásai. A koronahurkok kirajzolják a fotoszféra feletti mágneses erővonalakat, ezekből szintén látható, hogy a különböző aktivitáshoz tartozó foltcsoportok mágneses tere a koronában is elkülönül, nincs köztük kölcsönhatás (Kálmán B.).
Az Omega-hurkok átlagos felszállási idejére az elméleti számolásokból adódó néhány hónapos időtartamokkal szemben csak néhány napos felemelkedési időt kaptunk. Megmutattuk, hogy ez összhangban van azon másik eredményünkkel, miszerint a felszálló Omega-hurkok a konvektív zóna tetejéhez közeledve minden bizonnyal "elszakadnak" (Gerlei O., Tóth L.).
Koronakitörések dipólciklustól függő további sajátságaival kapcsolatban az derült ki, hogy "antiparallel" években (amikor a szoláris és földi dipól ellentétes irányú) a GSE-ben mért z-komponens erősen negatív (-5 nanoteslánál kisebb) értékei szignifikánsan gyakoribbak a nem-geoeffektív időszakaiban, mint a geoeffektívekben. A "parallel" években nincs ilyen különbség (Baranyi T., Ludmány A.).
Az umbra-penumbra arány kvázi-kétéves változását vizsgálva megállapítottuk, hogy ennek maximuma környékén nemcsak az umbra-penumbra arány átlaga nő meg, hanem az extrém nagy umbrájú vagy gyakorlatilag penumbra nélküli foltok száma is (Baranyi T.).
Befejeztük a Debrecen Photoheliographic Data katalógust az 1994. és 1995. évekre. A végső ellenőrzés után a képi adatbázist is hozzáférhetővé tettük, amelynek felhasználásához HTML-prezentáció készült. Az 1997-re vonatkozó előzetes adatokat ftp-re tettük (Baranyi T., Győri L., Ludmány A., Mező Gy.).
Csillagkeletkezés és az intersztelláris anyag fizikája
A Lynds 1333-ban, a Lynds 1340-ben és az IC 2118-ban spektroszkópiai és fotometriai mérések alapján meghatároztuk a fiatal csillagok effektív hőmérsékletét és luminozitását, továbbá ezeket a mennyiségeket elméleti modellekkel összehasonlítva, tömegüket és korukat. A fiatal csillagok és a felhők összehasonlítása megmutatta, hogy az IC 2118 magas galaktikus szélességű molekulafelhőiben az egy protocsillagra jutó C18O tömeg lényegesen kisebb (kb. 5 Mnap), mint a Taurus-felhőkben (kb. 11 Mnap) (Kun M.).
Elvégeztük 16 kettős és 18 magányos T Tauri csillag ISOPHOT méréseinek egységes feldolgozását. Az eredmények szerint a ma használatos, kifelé fokozatosan vastagodó trapézkorong-modellek 100 és 200 mikrométer között az észlelthez képest szisztematikusan magasabb fluxust jósolnak (Ábrahám P.).
Összegyűjtöttük az ISOPHOT-S fiatal csillagokra vonatkozó valamennyi mérését, ezeket újraredukáltuk és spektrálatlaszba rendeztük. Az atlasz 120 fősorozat előtti csillag mintegy 150 mérését tartalmazza. Az adatbázison elvégeztük az alapvető statisztikai vizsgálatokat is (Ábrahám P.).
Megvizsgáltuk a kis tömegű T Tauri csillagok 10 mikrométer körül megfigyelhető szilikátemisszió profiljának szisztematikus változásait. A vizsgált csillagok egy része körül a porszemcsék átlagos mérete nagyobbnak bizonyult az intersztelláris porszemcsék méreténél (Ábrahám P.).
Befejeztük az L1251 sötét felhő BVRI extinkciós térképeinek vizsgálatát. Az eredmények szerint a felhő sűrű részeiben a porszemcsék mérete nagyobb az átlagosnál. A felhő fej része jól modellezhető egy Schuster-gömbbel ( Ábrahám P., Balázs L., Kelemen J., Kun M.).
Az ISO Adatközpont és az MTA CsKI között létrejött szerződés keretében 2003 elejére befejeztük az ISOPHOT mini-map megfigyelési módjának újrakalibrálását. Az általunk kidolgozott új adatfeldolgozási módszerrel sikerült jelentősen csökkenteni az eredmények hibáit (Moór A.).
Az ISOPHOT minden lambda<90 mikrométer mérésére meghatároztuk a konfúziós zaj várható értékét. A cirrusztól eredő konfúziós zajt modelleztük a Spitzer, Astro-F és Herschel űrtávcsövekre (Kiss Cs.).
Elkészült az infravörös hurkok katalógusának végső formája a 2. galaktikus negyedre (Kiss Cs., Moór A.).
A felsőlégkör szerkezete
Az előző évi beszámolóban említett koronakitörések és korotáló áramok különböző hatásával kapcsolatos eredmények további kontrollálásánál kiderült, hogy a megfigyelési anyag eloszlása olyan rendkívüli volt, hogy az egyik csoportba csak nappali, a másik csoportba csak éjszakai észlelések estek. Tehát nem lehet eldönteni, hogy CME-korotáló vagy nappali-éjszakai effektust mutatja-e a megfigyelési anyag (Almár I., Illés E.).
A felsőlégköri sűrűségváltozás vizsgálata témakörben megkezdtük a régi megfigyelési anyagon az általunk javított nemzetközi felsőlégköri modell ellenőrzését. Előkészítettük az 1965-1978 közötti időszakra a mesterséges holdak fékeződéséből kapott megfigyelési anyagunkat e vizsgálat elvégzésére. A legnagyobb excentricitású pályán mozgó 20 mesterséges hold fékeződéséből kapott anyagot használjuk fel. Erős észak-dél aszimmetria látszik a nemzetközi modell maradékaiban (Almár I., Illés E.).
Egyik korábbi eredményünkkel kapcsolatban magyarázatot találtunk: az egy adott magasságban ugrásszerűen megnövekvő amplitúdójú sűrűségfluktuációk jelenségét a konvektív instabilitással hoztuk kapcsolatba. A termoszféra szóban forgó részében ugyanis már nagyon kicsi a növekvő vertikális hőmérsékleti gradiens, és csekély amplitúdójú légköri hullámok is kiválthatják az instabilitást (Almár I., Illés E.).
Kisebb témák
Fedési kettőscsillagok: Összeállítottuk a W UMa típusú fedési kettőscsillagok fénygörbe-megoldásainak első katalógusát, amely 159 rendszer észlelésekből megállapított geometriai és fizikai állapothatározóinak számszerű értékét tartalmazza. A katalógus adatainak felhasználásával empirikusan kimutattuk, hogy a W UMa kettősökben a főcsillagról a kísérőre átáramló luminozitás nagysága a két csillag luminozitás-arányával arányos. Az arányosság számszerű értékét felhasználva sikerült W UMa-kra új távolságmeghatározási módszert kifejleszteni (Csizmadia Sz.).
Első ízben adtuk meg a szakirodalomban a W UMa-kettősök pontos tömegarány-fényességarány relációját, amely alosztályoktól való függést mutat. Felismertük a H-típusú rendszereket: a $q>0.75$ tömegarányú W UMa-kettősök eltérő viselkedést mutatnak a főcsillagról a kísérőre történő energiatranszport nagyságát illetően (Csizmadia Sz.).
Összeállítottuk az SV Cam minimumidőpontjainak eddigi legteljesebb adatbázisát, és ebből pontosítottuk a szekuláris periódusváltozás nagyságát, valamint a rendszerben található, láthatatlan 3. test pályaelemeit (Csizmadia Sz.).
A Naprendszer kis égitestei: A 103P/Hartley 2 termális infravörös megfigyeléseihez illesztett standard modell (STM) alapján az üstökösmag effektív rádiuszára 0.58+/-0.12 km-t kaptunk, ami az általunk a HST-vel és ISO-val megfigyelt üstökösmagok közül az egyik legkisebb, az ISO-val megfigyeltek közül pedig a legkisebb (Tóth I.).
A 67P/Churyumov-Gerasimenko-t, az ESA Rosetta űrszondája cél-üstökösét a HST-vel figyeltük meg. A nagy felbontású HST PC2 lehetővé tette az üstökösmag méretének meghatározását. A mag effektív rádiusza 1.98+/-0.02 km, rotációs periódusa 12.3+/-0.2 óra (Tóth I.).
A HST PC2 felvételeken elemeztük a 73P/Schwassmann-Wachmann 3 üstökös szétesett magjának fő komponensét, és az effektív rádiuszra 0.68 km adódott (Tóth I.).
Az 55P/Tempel-Tuttle-t, a Leonida meteorraj szülőüstökösét a HST PC2-vel az optikai tartományban, illetve az ISO ISOCAM segítségével a termális infravörösben is sikerült megfigyelni, és a mag fényét elkülöníteni az aktív kómától az általunk kifejlesztett és finomított módszer segítségével (Tóth I.).
Az ISO ISOCAM LW10 méréseiből a 126P/IRAS üstökös magjának effektív rádiuszára 1.43+/-0.08 km-t kaptunk a termális infravörösben illesztett standard modell alapján (Tóth I.).
Az ekliptikai üstökösök eredetét vizsgáltuk a HST és ISO megfigyelések alapján. A HST kitűnő minőségű optikája és az általunk kifejlesztett módszer segítségével igen kis méretű (több esetben néhányszor tíz méteres rádiuszú) üstökösmagokat is sikerült megfigyelni az aktív kóma ellenére is, ami még nagy földi teleszkópokkal sem lehetséges (Tóth I.).
A HST-vel kapott üstökösmag-színindexeket kiegészítettük más megbízható, földi megfigyelési eredményekkel. Az üstökösmagok színe átlagban vörösebb a Napénál, azonban nagy tartományban szór az enyhén kéktől a nagyon vörösig. A színindexeken alapuló vizsgálataink szerint folytonos evolúciós átmenet van a transzneptun objektumok, kentaurok és rövid keringési idejű üstökösmagok, valamint az inaktívvá vált üstökös eredetű aszteroidák között (Tóth I.).
A beszámolási időszakban tovább folytattuk az üstökösök és kisbolygók rendszeres asztrometriai és fotometriai vizsgálatát a piszkéstetői Schmidt-teleszkóppal (Kelemen J.).
Planetológia: A Phobos és az Europa hold repedésrendszerének összehasonlítása során felvetettük azt a lehetőséget a Phobos hold redőrendszerének magyarázatára, hogy a réteges szerkezet azért vált láthatóvá, mert az árapályerők hatására a rétegek mentén a hold könnyebben tudott megrepedni (Illés E.).
Horváth A. Marssal kapcsolatos eredményei a TIT Budapesti Planetárium beszámolójában olvashatók.
Gammafelvillanások: A "fuzzy classification" eljárással megerősítettük a gammafelvillanások rövid és hosszú csoportja között egy átmeneti, közepes időtartamú csoport létét. Eltérően a rövidektől és a hosszúaktól, ahol a keménység és az időtartam között nincs korreláció, a harmadik csoportban e két mennyiség között negatív korreláció van. Ez a tulajdonság fontos megkötést jelent a lehetséges modellek kiválasztásánál (Balázs L.).
Csillagászattörténet: A magyarországi csillagászat történetén belül Schnitzler Jakab életét és műveit vizsgáltuk. Schnitzler a 17. század közepén élt, Wittenbergben tanult. Még Wittenbergben írt disputatio-i közt szerepel egy az új csillagokról, mely máig az egyetlen magyarországi szerző által írt, tudományos igényű munka változócsillagokról (Zsoldos E.).
Archaeoasztronómia: A Basatanya I és II rézkori temető adatait különböző, számítógépen megjeleníthető matematikai modellekkel értelmeztük. A "harcias" protoeuropidok a II korszakban kevesen vannak; beolvadtak a földművelő mediterrán közösségbe, vagy elhagyták a területet. A tájolás tükrözi az etnikai különbségeket (Barlai K.).
Hazai és nemzetközi kapcsolatok
Hazai kapcsolatok: Együttműködtünk a soproni GGKI-vel, az ELTE Gyógypedagógiai Főiskola Foniátriai Tanszékével diszlexiás gyerekek vizsgálatában, valamint a Budapesti Műszaki Főiskolával: a fényszennyezés témakörben az "Ipari Környezetvédelem" című tárgy keretén belül.
A beszámolási időszakban is részt vettünk az egyetemi oktatásban előadások, gyakorlatok tartásával, valamint szakdolgozati és doktori témavezetéssel. Kutatóink az alábbi előadásokat, illetve gyakorlatokat tartották:
ELTE-n: Előadás: A csillagkeletkezés alapjai, Általános csillagászat IV-V, Asztrofizika IV, Asztrofizikai megfigyelési módszerek, Asztrostatisztika I-II, Asztroszeizmológia, Bioasztronómia, Csillagaktivitás - aktív csillagok I-II, Csillagászat a fizikatanár továbbképzőn, Csillagászati informatika III, Obszervációs csillagászat, Planetológia, Szférikus csillagászat történeti alkalmazásai.
Gyakorlat: Bevezetés a csillagászatba II, mérési gyakorlat II. éves csillagász szakos hallgatók számára, mérési gyakorlat IV. éves fizikus hallgatóknak.
DTE-n: Előadás: A Nap és a csillagok fizikája, fizikus és fizika szakos hallgatók számára
SZTE-n: Előadás: Galaktikus csillagászat 1., Űrcsillagászat IV. éves csillagász szakos hallgatók számára.
Nemzetközi kapcsolatok: német-finn-magyar együttműködés az extragalaktikus háttérsugárzás vizsgálatára; együttműködés az amerikai Spitzer-űrtávcsőre benyújtandó pályázatok közös kidolgozásában (MTA CSKI, MPIA Heidelberg, STScI Baltimore, AIP Potsdam); GAIA asztrometriai űrmisszió változócsillag-munkacsoport; folyamatos részvétel a Nemzetközi Asztronautikai Akadémia munkájában; Space Telescope Science Institute-tal való együttműködés, főleg nagy sajátmozgású csillagok és asztrometriai mikrolencsék kutatása terén; Princeton University Observatory-val, automatizált változócsillagászati megfigyelésekben; MACHO-programban való részvétel; a DPD katalógushoz nemzetközi együttműködések keretében kapunk észleléseket a következő obszervatóriumokból: Kiszlovodszk (Oroszország), Kanzelhöhe (Ausztria), Mount Wilson (USA), Abastumani (Grúzia), Ebro (Spanyolország), Helwan (Egyiptom), Kijev, Lvov (Ukrajna), Kodaikanal (India), Ondrejov, Vassilicke Mezirici (Csehország) és Taskent (Üzbegisztán).
Hazai és nemzetközi pályázatok
Hazai pályázatok: OTKA (14 tematikus, 1 műszerpályázat), Magyar Űrkutatási Iroda.
Nemzetközi pályázatok: argentin-magyar, német-magyar, olasz-magyar TéT együttműködés, PRODEX együttműködés az ESA-val, együttműködés az ESA ISO Data Centerrel, Heidelberg-ESA/ESTEC-Budapest együttműködés a galaktikus cirrusz vizsgálatára, COST action 283: "Computational and Information Infrastructure in the Astronomical Data Grid", MTA-Izraeli Tudományos Akadémia közötti egyezmény, MTA-JSPS kétoldalú együttműködés, MTA-CNRS közös projekt, részvétel az EU 6. keretprogram European Interferometry Initiative JRP-ben.
Műszaki fejlesztés, számítástechnika
Az év során az intézet www/ftp-szerverét lecseréltük egy SunFire V100-as gépre. A Piszkéstetői Obszervatórium lokális hálózatát felújítottuk és kibővítettük. Beszereztünk egy-egy GPS időjelvevőt Budapestre, ill. Piszkéstetőre - ezek látják el az időalap szerepét. Az új telefon-alközpontot az NIIF program segítségével összekötöttük az informatikai hálózattal, és bevezettük az Interneten való telefonálás (VoIP) szolgáltatást. Elkészült az Intézet Princeton gyártmányú CCD-kamerájának vezérlőszoftvere (QP AStronomical Observer). A programhoz felhasználóbarát grafikus felület kapcsolódik. Az Intézet budapesti 60 cm-es reflektorának felújítási munkálatai befejeződtek. A felújításnak köszönhetően az észlelések teljesen automatikus üzemmódban végezhetők. A távcsővel szeptemberi átadása óta rendszeresen folynak a megfigyelések.
Az Intézet személyi állománya
Az előző év végéhez képest az alábbi változások történtek: Intézetünk állományába került: Molnár Attila, Mosoni László, Srágli Attila, Zsuffa Dávid (Budapest), Ludányi Andrea (Debrecen), Sulyok József (Piszkéstető). Intézetünkből távozott: Bakos Gáspár, Domsa István, Molnár Attila (Budapest), Pataki Klára, Sebestyénné Horváth Anikó (Debrecen), Vona Tamás (Piszkéstető).
December 23-án kísértük utolsó útjára Dezső Lorántot, a debreceni Napfizikai Obszervatórium alapítóját és egykori igazgatóját. Személyében a magyar csillagászat nemzetközi mércével mérve is kiemelkedő egyéniségét veszítette el (a róla szóló megemlékezés a beszámolók után, kötetünk végén olvasható).