Meteor csillagászati évkönyv 2006
Balázs Lajos
2004-ben ünnepelte a csillagász társadalom Zách János Ferenc világhírű csillagász születésének 250. évfordulóját. Születésekor a budapesti városháza épülete katonai kórház volt, ahol Zách édesapja orvosként teljesített szolgálatot, így az újszülött ebben az épületben látta meg a napvilágot. Az Akadémia főtitkára levélben kérte a fővárosi önkormányzatot, hogy járuljon hozzá ahhoz, hogy az eseményt emléktábla örökítse meg. Az összes szükséges engedély beszerzése sajnos elhúzódott, de az avatásra reményeink szerint hamarosan sor kerülhet. Az évforduló tiszteletére The European Scientist címmel nemzetközi szimpóziumot szerveztünk, amely felett az Akadémia védnökséget vállalt, és az eseménynek otthont adott.
Tudományos eredmények
Csillagok belső szerkezete és fejlődése
RR Lyrae típusú változócsillagok. Az M3 gömbhalmaz RR Lyrae változóinak vizsgálata során 5 újabb változót fedeztünk fel (2 RRab, 2 RRc és 1 SX Phe típusút), amelyeknek néhány fontos paraméterét is meghatároztuk. Ezzel a halmazban az általunk felfedezett változók száma 13-ra nőtt. A halmazban eddig ismert 8 kettős módusú (RRd) változó számát is sikerült egy új felfedezésével 9-re növelnünk. Az összes korábbi (fotografikus ill. CCD) fotometriai anyagot megvizsgálva megmutattuk, hogy az M3-ban az RRd csillagok módusainak arányai az 1900-as évek eleje óta stabilak. Egyetlen kivétel a V79, amely az 1970-es években vált RRd csillaggá. A korábban V adatokban kimutatott különböző fejlődési állapotú csoportokat a B és I színekben is sikerült elkülönítenünk. A halmaz szín-fényesség-diagramjainak segítségével 4 olyan csillagot sikerült azonosítanunk, amelyek az instabilitási sávba esnek, mégsem mutatnak mérhető fényességváltozást (Benkő J., Jurcsik J.).
Kimutattuk, hogy az RR Gem az eddig ismert legrövidebb periódussal (7.2 nap) és legkisebb amplitúdóval (0.05m) rendkívül szabályos modulációt mutat, ami a fenyörbe felszállóág körüli, alig több mint 0.2 fázisára koncentrálódik. A kis amplitúdójú állapotban az RR Gem átlagosan ~30-40 K-nel hidegebb, mint a nagy amplitúdójú fázisban. Ez az első ilyen részletes analízisre alkalmas, kiterjedt fotometria Blazsko-változóról (Jurcsik J., Szeidl B.).
A V823 Cas 3-módusú pulzáló változó 2003-as őszi méréseinek értelmezése során nem kaptunk a csillag fizikai paramétereire a pulzációs és fejlődési modellekre egyszerre teljesülő megoldást. Ebből és a csillag módusainak periódus- és amplitúdóváltozásából arra a következtetésre jutottunk, hogy a V823 Cas valószínűleg egy rendkívül gyors átmeneti állapotban van (Jurcsik J., Szeidl B.).
A CZ Lac 2004 őszi mérései alapján kimutattuk, hogy fényváltozása két különböző periódusú modulációval írható le (~14 ill. ~18 nap). Ezek közül az egyik RR Gem-szerű, rendkívül szabályos amplitúdómoduláció, a másik az RR Lyrae viselkedéséhez hasonló, mind amplitúdó-, mind fázismoduláció. Ez a jelenlegi modellekkel nehezen értelmezhető (Jurcsik J., Szeidl B.).
Cefeidák. Kimutattuk, hogy az MY Puppis 5.7 napos pulzációs periódusú cefeida spektroszkópiai kettős egyik komponense. Ezt igazolja az újabb spektrumok alapján meghatározott átlagos radiális sebesség is. Kimutattuk továbbá a Tejútrendszerben ismert egyetlen anomális cefeida, az XZ Ceti pulzációs periódusának növekedését. A periódusváltozásnak a pulzációs modellekkel való összevetése a 2005-ös periódus ismeretében történik majd (Szabados L.).
Folytattuk a klasszikus instabilitási sáv többmódusú, radiális pulzációt mutató csillagaival kapcsolatos vizsgálatainkat. Az anomális cefeidákat tanulmányoztuk abból a szempontból, hogy elméletileg előfordulhat-e kétmódusú pulzáció közöttük. Részletes modellszámítást végeztünk az NIIF szuperszámítógépe segítségével. Megállapítottuk, hogy az alapmódusban és első felhangban is rezgő anomális cefeidák modelljei szinte az egész paramétertartományban megtalálhatók a tisztán alapmódusban és az első felhangban pulzáló modellek között (Kolláth Z., Szabó R.).
delta Scuti csillagok. Átfogó vizsgálatot készítettünk 30 jól vizsgált delta Scuti csillag frekvenciája és amplitúdója alapján. A teljes minta szerint a domináns módusok egy szűk frekvenciatartományban koncentrálódnak, az egyedi csillagok különböző fizikai paramétereitől függetlenül. A theta Tuc és az XX Pyx általánostól eltérő, nagyobb amplitúdóit a kettős rendszerben a domináns pulzációs módus és a pályaperiódus között jelentkező rezonancia okozza (Paparó M.).
A nagy amplitúdójú delta Scuti csillagok közül az SZ Lyn O-C értékeiből levezetett kettőscsillagmodellje megerősítette korábbi eredményeinket, míg a BS Aqr és AD CMi esetében lényegesen hosszabb pályaperiódusokat kaptunk az eddig sejtett és publikált adatoknál (Pócs M., Szeidl B.).
beta Cephei csillagok. Részt vettünk a nu Eridani nemzetközi kampányában, amelyben 11 távcsővel 148 derült éjszaka során több mint 600 órás fotometriai adatot sikerült gyűjteni. Meghatároztunk 23 szinuszos komponenst, amelyből 8 független, gerjesztett módus, míg a többi kombinációs frekvencia. A triplettek rotációs felhasadásként történő értelmezése 30-60 óra közötti rotációs periódust sejtet. A 0.432 ciklus/napos alacsony frekvencia valószínűleg annak a jele, hogy a nu Eri mind beta Cephei típusú, mind lassan pulzáló B (SPB) csillag (Paparó M.).
Mira típusú változócsillagok. Az ISO Data Archive-ból kigyűjtöttük az R Sculptoris nevű mira-csillagról az ISOPHOT nevű műszerrel végzett egyes megfigyeléseket, és megállapítottuk, hogy az R Scl 60 mikrom-en is változócsillag, maximumban a csillag ezen a hullámhosszon kb. kétszer fényesebb, mint minimumban. A távoli infravörös fényességváltozás üteme korrelációt mutat az optikai tartományban megfigyelt fényességváltozással (Csizmadia Sz.).
Változócsillagok fotometriája nyílthalmazokban. A piszkéstetői távcsövekkel végzett megfigyelések révén az NGC 457 és IC 1311 nyílthalmazokban új változócsillagokat találtunk, melyek túlnyomó többsége kis amplitúdójú pulzáló változónak tűnik (Szabó R.).
Részt vettünk egy nemzetközi megfigyelési kampányban, melynek célpontja az M67 nyílthalmaz volt. A kampány célja a halmazban található vörös óriáscsillagok asztroszeizmológiai vizsgálata volt, elsősorban Nap típusú oszcillációk kimutatása (Csubry Z., Nuspl J., Szabó R.).
Szoftverfejlesztés. Az év folyamán továbbfejlesztettük az intézetben általában használt MuFrAn programcsomagot, amely idősorok frekvenciaanalízisét végezte el. A fejlesztéssel két célt értünk el. A programcsomagot egy új, könnyen kezelhető Tcl/Tk alapú grafikus felhasználói felülettel láttuk el (ennek köszönhetően a program Linuxos PC-ken is futtathatóvá vált). Továbbá kifejlesztettünk egy script-nyelvet, mely a felhasználó számára lehetővé teszi a nagy mennyiségű adatsor automatikus, de ennek ellenére rugalmas és ellenőrizhető feldolgozását (Csubry Z., Kolláth Z.).
Nagy látmezőben található változó objektumokon végzett tömeges fotometriai mérések kiértékelésére egy módszert dolgoztunk ki, amely felhasználja azt a tényt, hogy bizonyos effektusok egyszerre több csillagot is befolyásolnak. Ennek megfelelően egy több száz (~ezer) csillag fénygörbéjéből álló mintahalmaz segítségével, a legkisebb négyzetek módszere alkalmazásával illesztettük a szűrni kivánt fénygörbét. Így minden olyan változást kiszűrhettünk, amely a vizsgált objektumban és a mintahalmazban közös (Kovács G.).
Az idő-frekvencia analízist finomító reassignment módszer segítségével továbbfejlesztettük a TIFRAN szoftvercsomagot (Kolláth Z., Mosoni L.).
Aktív jelenségek csillagok légkörében
Meghatároztuk a kettős rendszerben lévő zeta And óriáscsillag alapparamétereit irodalmi adatok, valamint saját spektroszkópiai eredményeik alapján. A csillag és a kettős rendszer paramétereinek minél pontosabb ismerete rendkívül fontos, mivel a csillag igen gyorsan forog és emiatt lapult, emellett kettős is, ami a csillag alakjának a gömbtől való jelentős eltérését okozza. A csillag torzulását, mely a fényességben egy kettős minimumot okoz, figyelembe kell venni mind a fotometriai, mind a spektroszkópiai adatok modellezésénél. Ennek ismeretében a fotometriai adatok korrigálhatók lettek a torzulás okozta fényváltozásra. A maradék fényváltozás modellezését elvégeztük, és megállapítottuk, hogy az aktivitás a csillag másik komponense irányában és azzal ellentétes oldalon található, ami az óriás aktív csillagokon sokszor előforduló jelenség (Kővári Zs., Oláh K.).
A beszámolási időszakban is folytattuk az SV Cam-ra vonatkozó megfigyelési adatok gyűjtését. Foltparamétereket határoztunk meg 1993-as és 1994-es fénygörbékre. A szoros kettős rendszerek fizikai paramétereit és fejlődését jelentősen befolyásolhatja harmadik test jelenléte a rendszerben. Az SV Cam esetében ez már korábban is felvetődött. Részben még publikálatlan új méréseket vontunk be az analízisbe, amellett, hogy figyelembe vettük a mások által korábban publikált és feldolgozott adatokat is. Ezáltal új, pontosabb becslést adhattunk a feltételezett harmadik test paramétereire és pályájára (Csizmadia Sz., Patkós L.).
Analizáltuk a V861 Her W UMa típusú fedési változó Cousins V(RI)c fénygörbéit. Tanulmányoztuk a rendszerben jelentkező O'Connell-effektust, és foltparamétereket határoztunk meg. Kimutattuk az egyik komponens megnövekedett kromoszferikus aktivitását (Csizmadia Sz., Patkós L.).
Tanulmányoztuk öt W UMa-rendszer (AB And, OO Aql, DK Cyg, U Peg, V566 Oph) periódusváltozásait. Eredményeink szerint az A színképosztályú DK Cyg-nél csak a tömegátadásra utaló periódusváltozás figyelhető meg, a többi, F, G színképosztályú rendszereknél a szekuláris periódusváltozáson kívül évtizedes időskálájú periódusváltozás is tapasztalható. Ez utóbbit mágneses aktivitási ciklusként lehet értelmezni. A talált változások ezért indirekt módon arra utalnak, hogy valahol F0 környékén van egy elválasztó vonal a W UMa rendszereknél, amelynél korábbi rendszerek esetében nem figyelhetünk meg mágneses aktivitást, a későbbieknél viszont igen (Csizmadia Sz., Nuspl J.).
Folytattuk a V861 Herculis W UMa típusú rendszer VRI sávokbeli észlelését. A rendszerben nagyon erős és rendkívül gyors - napos és éves időskálán is változó nagyságú és helyzetű - csillagfoltok okozta fénygörbeváltozások figyelhetők meg (Csizmadia Sz.).
XMM-Newton UV és röntgenadatok felhasználásával vizsgáltunk öt dMe típusú flercsillagot. 60 óra észlelési idő során 20 csillagflert találtunk. Elsőként sikerült kimutatnunk korrelációt csillagflerek UV és röntgenfluxusa között (Gesztelyi L.).
Napaktivitás
SOHO/EIT sorozatfelvételeken hullámszerű jelenséget vizsgálva kimutattuk, hogy nem MHD hullámról, hanem csomókba tömörülő hűvös anyagnak a koronából való leáramlásáról van szó. SOHO/SUMER adatok felhasználásával egy koronalyuk határa mentén kétirányú jeteket fedeztünk fel, amelyek mágneses átkötődés helyéről kiáramló gázcsóváknak tulajdoníthatók (Gesztelyi L.).
Yohkoh/SXT, SOHO/MDI, SOHO/EIT, TRACE valamint WIND bolygóközi mágneses adatok felhasználásával úttörő munkát végeztünk a mágneses helicitás (csavarodottság) észlelésekből való meghatározására a koronában és a CME-k során kidobott mágneses felhőkben. Két esetben meghatározva mind a koronában észlelt helicitás csökkenését, mind a mágneses felhő helicitását, jó egyezést kaptunk e két érték között (Gesztelyi L.).
A NOAA 9373 aktív vidékben az új mágneses tér felbukkanását és a koronába való behatolását vizsgáltuk a TRACE műhold Fe X ion 195 A hullámhosszúságú színképvonalában készült felvételei segítségével. Az aktív vidék vizsgálata alapján sikerült bizonyítékot találnunk mágneses fluxuscsövek egymást keresztező felbukkanására, valamint kidolgozni egy általános képet a napfoltcsoportok és a napfoltok fejlődéséről (Kálmán B.).
Yohkoh/HXT keményröntgenadatok és a SOHO/MDI mágneses méréseinek felhasználásával 32 flerben vizsgáltuk a talppontokban észlelt kemény röntgensugárzás intenzitását, amelyet összevetettünk az ott észlelt mágneses térerősséggel. Korábbi észlelésekkel ellentétben kimutattuk, hogy a kemény röntgensugárzást keltő elektronoknak egy konvergáló mágneses geometriában való csapdába esése, amely elméletileg várható, csak a megfigyelt esetek kétharmadában jött létre (Gesztelyi L.).
Egy CME fejlődését követtük a korona alsó rétegeitől 1.5 Nap-sugárig SOHO/MDI mágneses, TRACE EUV, RHESSI röntgen, SOHO/CDS spektroszkópiai és SOHO/LASCO koronográf adatok felhasználásával. Kimutattuk, hogy a CME egy csavarodott fluxuscső (helikus mozgást mutató filament) felemelkedésével indul, amely az impulzív energiafelszabadulás (fler) megindulásakor felgyorsul (az indulási sebesség 1.6-szorosára), majd egy újabb gyorsulási fázison megy át, mielőtt elérné a koronográf látómezejét a felszíntől 1.5 Nap-sugár távolságban (Gesztelyi L.).
A DPD-re alapozva vizsgálatokat indítottunk arra vonatkozóan, hogy a Nap rotációjának torziós oszcillációja és a napfoltok egyes paraméterei milyen térbeli korrelációkat mutatnak. Az első eredmények szerint a foltoknak a retrográd sávok nyírási zónához közeli tartományaival lehetséges a kapcsolatuk (Ludmány A., Muraközi J.).
Napfoltok forgásának vizsgálatára egy automatizált módszert dolgoztunk ki, amelyet SOHO/MDI adatokra alkalmaztunk. A megvizsgált három forgó napfoltból két esetben megfigyeltük a forgás irányának megváltozását, amely MHD torziós oszcillációk jelenlétére utalhat (Gesztelyi L.).
Megvizsgáltuk a foltok előfordulási gyakoriságának kelet-nyugat irányú aszimmetriáját a foltméret és a centrálmeridiántól mért távolság függvényében. Megállapítottuk, hogy a 20-nál kisebb területű foltok nagyobb számban fordulnak elő az E75-85 fok sávban mint a W75-85 fok sávban, és az aszimmetria iránya független a napfoltciklus fázisától. A többi esetben viszont nincs kimutatható aszimmetria (Baranyi T., Ludmány A., Mező Gy.).
Folytattuk a MnI 539.47 nm spektrumvonal tanulmányozását részben debreceni észlelésekre alapozva. A vonal viselkedése igen érdekes, aktivitásfüggést mutat, nem kromoszferikus eredetű, hanem fotoszferikus. A vonal ekvivalens szélessége, félértékszélessége és mélysége megnő a foltokban, és a félértékszélesség kivételével csökken a kromoszférikus fáklyákban (Ludmány A.).
Egy CME-t követtünk a Naptól a Földig. A halo-CME 2004. január 20-án volt megfigyelhető a SOHO és TRACE műszereivel, míg a Wind űrállomás és a Cluster szondák műszerei január 22-én észlelték egy bolygóközi lökéshullám áthaladását. A különböző pozícióban levő Cluster szondák által megfigyelt időkülönbségekből meghatároztuk a bolygóközi lökéshullám térbeli geometriáját, amely jó egyezést mutatott az aktív vidék helyzetével a Napon, amely a CME kiindulópontja volt (Gesztelyi L.).
Tovább vizsgáltuk a geoeffektív CME-k mágneses terének dipólciklustól függő észak-déli aszimmetriáját. Megállapítottuk, hogy a lehetséges magyarázatot a következök között kell keresni: a helioszféra nagyléptékű észak-déli aszimmetriája, a különböző fajta CME-k előfordulási gyakoriságának változása, vagy a mágneses felhő axiális tere domináns irányának dipólciklustól függő változása (Baranyi T., Győri L., Ludmány A).
Az IMF By komponense kelet-nyugati aszimmetriát okoz a földi magnetoszférába történő energiabetáplálásban. Kimutattuk, hogy ez az aszimmetria dipólciklusfüggő az ICME-k esetén. Antiparallel években fél évig az egyik irányú By dominál, és határozott K-Ny aszimmetriát okoz. Parallel években a By két iránya kb. egyenlő gyakorisággal fordul elő egész évben, ezért az energiabetáplálás a poláris magnetoszférába szimmetrikus (Baranyi T., Ludmány A.).
Megjelentettük a Debrecen Photoheliographic Data katalógust az 1993-1995 évekre, nyomtatott formában, CD melléklettel, a HTML prezentációval együtt. Az 1998-ra vonatkozó előzetes adatokat ftp-re tettük. Az 1989-es évre vonatkozó katalógusból 3 hónapnyi anyag lett végleges formában készen, a többi előzetes formában használható (Baranyi T., Győri L., Ludmány A., Mező Gy.).
Csillagkeletkezés és az intersztelláris anyag fizikája
A kezdetétől követtük a V1647 Ori kis tömegű fiatal csillag kitörését és az általa megvilágított McNeil-köd szerkezetét és fejlődését. Meghatároztuk a kúp alakú köd tengelyének inklinációját. Noha a csillag fényessége lassan csökken, egy évvel a kitörés kezdete után még több, mint 4m-val fényesebb, mint a kitörés előtt volt. A köd közeli infravörös (JHK) képein azonosítottuk a csillagot körülvevő mintegy 6000 AU átmérőjű cirkumsztelláris burkot. Optikai spektrumok sorozata azt mutatja, hogy a Halfa emisszió intenzitása alig változott a kitörés egy éve alatt. A piszkéstetői RCC teleszkóppal készült mély (4800 s expozíciós idejű) Halfa képen azonosítottuk a csillag környékén az összes ismert Herbig-Haro-objektumot, és a köd belsejében néhány új, Halfa-ban fényes csomót. A köd egyik legfényesebb csomójának a Halfa körüli színképe azt mutatja, hogy a ködfolt -23 km/s sebességgel mozog a csillaghoz képest (Ábrahám P., Csizmadia Sz., Kóspál Á., Kun M., Moór A., Rácz M.).
Gyenge vonalú T Tauri csillagokat azonosítottuk a Cepheus flare területén a ROSAT adatbázis alapján. Spektroszkópiai vizsgálattal (Calar Alto Obszervatórium 2.2 m-es távcső) 16 fősorozat előtti csillagot találtunk. Meghatároztuk színképtípusaikat (G8-K7) és V, Ic fotometria segítségével (mátrai RCC-teleszkóp) a luminozitásukat. Az eredményeket fősorozat előtti fejlődési modellekkel összehasonlítva a fősorozat előtti csillagok tömegére 0.3-1.6 Mnap tömeget, korukra 0.2-20 millió évet kaptunk (Kun M.).
Lezártuk az FU Orionis típusú csillagok hosszú időskálájú változásait vizsgáló projektünket. Az időbeli változások kimutatására az IRAS és az ISOPHOT 15 év különbséggel készült infravörös fotometriáját vetettük össze. Nyilvánvalóvá vált, hogy a távoli infravörös hullámhosszakon tapasztalt állandóság (amit pl. a V1057 Cyg esetén nagyon tisztán ki lehetett mutatni) ellentmondásban van a jelenleg elfogadott modellekkel (Ábrahám P., Kóspál Á., Moór A.).
A V1647 Ori (IRAS 05436-0007) jelű fiatal csillag 2004. januári FU Orionis típusú kitörését követően összegyűjtöttük a csillag kitörés előtti nyugalmi állapotából származó infravörös adatokat, és megvizsgáltuk a csillag spektrális energiaeloszlását. A becsült teljes luminozitás (Lbol ~~ 5.6 Lnap) a kis tömegű T Tauri csillagokra jellemző, a csillagkörüli anyag tömege (0.5 Mnap) azonban szokatlanul magas érték (Ábrahám P., Moór A.).
Megvizsgáltuk négy közepes tömegű UX Orionis típusú fiatal csillag infravörös fényváltozását az ISOPHOT mérései alapján, és összevetettük azokat az optikai fénygörbékkel. Az SV Cephei esetén érdekes korrelációt találtunk az optikai és a távoli infravörös fénygörbe között. Ez az eredmény nem magyarázható az UXorok fényváltozásainak magyarázatára javasolt eddigi modellekkel (Ábrahám P.).
Feldolgoztuk az OO Serpentis nevű, 1995-ben kitört FU Orionis típusú csillag ISOPHOT-méréseit. Az OO Ser ISOPHOT-méréseit kiegészítettük más ISO-mérésekkel, továbbá új 2004-es földi mérésekkel (WHT/LIRIS, és ESO 3.6 m/TIMMI2), és elkészítettük a csillag fénygörbéjét tíz különböző hullámhosszon a 2.2-100 mikrom-es tartományban. A fénygörbékből megállapítottuk, hogy 25 mikrom-en és alatta 2004-re befejeződött a kitörés, és a csillag visszatért a nyugalmi állapotba (Ábrahám P., Kóspál Á.).
Meghatároztuk a konfúziós zajt az ISOPHOT műhold minden hosszú hullámhosszú szűrőjére (lambda >= 90 mikrom), és mérési konfigurációjára. Cirrusz konfúziós zaj becslést készítettünk a távoli infavörös űreszközök detektoraira (Spitzer/MIPS, ASTRO-F/FIS, Herschel/PACS) (Kiss Cs.).
Az ISO Data Centre és az MTA KTM CsKI között létrejött szerződés keretében tovább dolgoztunk az ISOPHOT adatok újraértékelésén. Két új katalógus érhető el az ISO archívumában: a Far-infrared ISOPHOT mini-maps of miscellaneous objects 48 objektum adatait, a Far-infrared ISOPHOT mini-maps of evolved objects 52 objektum méréseit tartalmazza (Moór A.).
A felsőlégkör szerkezete
Sok mesterséges hold egész Eurázsiából végrehajtott, régi, optikai megfigyeléseinek újrafeldolgozása alapján megállapítottuk, hogy a semleges felsőlégkör sűrűsége észak-déli aszimmetriát mutat, amely jelentősen erősebb a CIRA'86 modellben szereplőnél. A modellmaradékok monoton csökkennek az északi 60 fok szélességtől a déli 60 fok szélességig, ameddig az észlelések rendelkezésünkre álltak. Az aszimmetriának éves menete nincs. Munkahipotézisünk szerint a jelenséget a két félteke szárazföld- és az óceán-borítottságbeli különbsége és a geomágneses tér aszimmetriája hozhatja létre. Eredményeinket bemutattuk Párizsban a COSPAR 35. kongresszusán (Almár I., Illés E.).
Azon korábbi eredményünket, amely szerint a felsőlégkörben fellépő sűrűségi hullámok amplitúdója bizonyos magasságban ugrásszerűen megnő, konvektív instabilitás fellépésével magyaráztuk (Almár I., Illés E.).
Kisebb témák, interdiszciplináris kutatások
A Naprendszer kis égitestei. A HST Advanced Camera for Surveys High Resolution Channeljével (ACS/HRC) megfigyeltük a 9P/Tempel 1-üstökös magját, arról pontos fotometriai fénygörbét készítettünk és meghatároztuk a mag méretét és forgási periódusát. A mag forgási periódusa 40.6+-2 óra. Az összes többi megbízható földfelszíni megfigyelést is figyelembe véve a periódus 41.85+-0.2 óra (Tóth I.).
A Rosetta üstökösszonda célobjektumát, a 67P/Churyumov-Gerasimenko-üstököst megfigyeltük a NASA Spitzer (korábbi nevén SIRTF) infravörös űrteleszkópja MIPS (Multi-Band Imaging Photometer for Spitzer) műszerével. Sikeresen detektáltuk a magot 24 mikrom-nél a termális infravörösben, továbbá a képeken a kiáramlott poranyag is megfigyelhető. A mag infravörös fluxusa időben változik, lényegében a mag forgását követve, tehát rendelkezésre áll az infravörös fénygörbéje (Tóth I.).
Az (1689) Floris-Jan főövbeli aszteroidáról eddig úgy tartották, hogy van egy nagyon rövid, néhány perces oszcillációja a fénygörbéjében az egyébként ismert, nagyon hosszú forgási perióduson kívül. A piszkéstetői RCC teleszkóp két különböző CCD kamerájával végzett fotometriai megfigyeléseink szerint nincs meg ez a rövid periódusú oszcilláció. Sőt, ha van egy második periódus a fénygörbében, akkor annak az eredetihez közelinek kell lennie és nem pedig néhány percesnek (Tóth I.).
Elvégeztük a Wild 2-üstökös képfeldolgozását és kimutattuk, hogy a jetstruktúra valamint a mag felszíni alakzatai között morfológiai kapcsolat van. Ez más megvilágításba helyezi a magkörnyék generális áramlási viszonyaiból levezetett jetmodell alkalmazhatóságát (Kelemen J.).
A beszámolási időszakban több száz üstökös és kisbolygó fotometriai és asztrometriai pozíciómérését végeztük el (Kelemen J.).
Planetáris kutatások. A Stardust űrszonda megfigyelései a Wild 2-üstökös magjáról újabb érveket szolgáltattak korábbi hipotézisünkhöz, amely szerint az üstökösmagok eltérő keménységű ,,szubmagokból'' épülnek fel (Illés E.).
Tanulmányozva a Cassini-űrszonda képeit és méréseit, arra a következtetésre jutottunk, hogy azok már bizonyítják, hogy a Szaturnusznak az összetétel szempontjából két különálló forrásból származó gyűrűje van. A porgyűrűk ott is úgy jönnek létre, mint a többi óriásbolygónál. A Szaturnusznál azonban egy jéggyűrű is létezik (B+A gyűrű), amely egy nemrég szétdarabolódott óriás üstökösmag maradványa lehet (Illés E.).
Az MGS űrszonda, két egymás utáni marsi tavaszon (2001, 2003), azonos déli sarkvidéki kráterben (150.8W, -69.2) készült felvételeit tanulmányoztuk (E07-00808, R07-00938). A 25 fokos dőlésű lejtőkön, 440 db DDS-seepage-re végzett morfológiai analízis azt mutatta, hogy a fagyott CO2/H2O réteg alatt - a sötét dűnék felszínén - valószínűleg folyékony víz leszivárgását találtuk meg. A legérdekesebb új jelenség az, hogy a lejtők aljában a leszivárgott anyag/víz egy-két tucat méteres tavacskákban gyűlik össze (Horváth A.).
Szoros kettőscsillagok. Periódusváltozások tanulmányozása céljából észleltük a GZ Andromedae, DK Cygni, AK Herculis, AU Serpentis W UMa csillagok minimumait, és az észleléskből meghatározott minimumidőpontokat a szakirodalomban közöltük (Csizmadia Sz.).
Archaeoasztronómia. Sziderikus évek vizsgálatával sikerült nyomon követni és valószínűsíteni bizonyos csillagászati hagyományok keletkezését Kína időszámításában (Barlai K.).
Csillagászattörténet. Megmutattuk, hogy a változócsillagok első osztályozása az eddigi hiedelmekkel ellentétben nem Edward Pigott munkája, hanem Johann Christoph Sturmé, 70 évvel korábban. Kapcsolatot találtunk az osztályozás és a korai reformátorok (elsősorban Melanchthon) bizonyos elképzelései között (Zsoldos E.).
Interdiszciplináris kutatások. Csillagászati időbeli változások elemzésére alkalmas matematikai eljárásból kifejlesztett hallásvizsgálati módszerünkkel objektív módon kimutattuk, hogy a már korábban is alkalmazott zeneterápia javítja a gyermekek hangdiszkriminációs képességét. A terápián átesett gyermekek szignifikáns többsége képes volt rövidebb szüneteket felismerni a zajszerű hangfolyamatban, mint amilyeneket korábban észrevettek (Kolláth Z.).
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: Általános csillagászat IV-V., Asztrofizika IV., Asztrofizikai megfigyelési módszerek, Asztrostatisztika I., Asztroszeizmológia, Csillagaktivitás - aktív csillagok I-II., Csillagászat a fizikatanár továbbképzőn, Csillagászati informatika III., Csillagkeletkezés alapjai, Obszervációs csillagászat, Planetológia, Bioasztronómia - Összehasonlító planetológia, Szférikus csillagászat történeti alkalmazásai.
Gyakorlat: Bevezetés a csillagászatba II., mérési gyakorlat II. éves csillagász szakos hallgatók számára, mérési gyakorlat IV. éves fizikus hallgatók számára.
DTE-n: Előadás: A Nap és a csillagok fizikája, fizikus és fizika szakos hallgatók számára.
SZTE-n: Előadás: Galaktikus csillagászat I., Űrcsillagászat IV. éves csillagász szakos hallgatók számára.
Nemzetközi kapcsolatok. Együttműködés az amerikai SIRTF infravörös mesterséges holdra benyújtandó pályázatok közös kidolgozásáról (MTA CSKI, MPIA Heidelberg, STSI Baltimore, AIP Potsdam); GAIA asztrometriai űrmisszió változócsillag-munkacsoport; folyamatos részvétel a Nemzetközi Asztronautikai Akadémia munkájában; együttműködés a Princeton University Observatory-val automatizált változócsillagászati megfigyelésekben; MACHO - affiliált 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).
Pályázatok
Hazai pályázatok. OTKA: 14 tematikus pályázat, Magyar Űrkutatási Iroda: 3 PECS pályázat.
Nemzetközi pályázatok. Argentin-magyar, német-magyar TéT együttműködés; PRODEX és PECS 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 és a JSPS közötti kétoldalú együttműködés; MTA-CNRS közös projekt; részvétel az EU FP6 European Interferometry Initiative JRP-ben.
Műszaki fejlesztés, számítástechnika
Az év során beszereztünk egy SunFire V120 szervert (ITEM pályázati keretből), valamint egy IBM eSeries PC-szervert és egy HP színes lézernyomtatót. A piszkéstetői internetkapcsolat sávszélessége 256 kbps-re bővült.
A piszkéstetői távcsövek és kupolák rendszeres karbantartása mellett léptetőmotoros hajtással váltottuk ki a Cassegrain-távcsövön az elektromechanikus óragépet, helyreállítottuk az RCC távcső résnyitásának rádióvezérlését, és elkészítettük a hardvert az RCC kupola számítógépes forgatásához és résnyitásához.
Az intézet személyi állománya
A 2003. december 31-én érvényes állapothoz képest a személyi állományban a következő változások történtek: Intézetünk állományába került: Kóspál Ágnes (Budapest), Muraközi Judit, Sári Ágnes (Debrecen). Intézetünkből távozott: Kupi Gábor, Zsuffa Dávid (Budapest), Tóth László (Debrecen).