Meteor csillagászati évkönyv 1993
Frontó András
Az 1991-es évben jelentôsebb mûszeres beruházásra intézetünknek nem tellett, sôt nehéz anyagi helyzetünk miatt a Bajai Obszervatórium munkáját az év elején erôsen korlátozni kellett, majd a JATE tulajdonában levô 40 cm-es távcsô is Szegedre került, így Baján a megfigyelô munka is megszûnt. A jelentôsen megemelkedett postai díjszabás miatt az IBVS (Information Bulletin on Variable Stars) terjesztésében nehézségek merültek fel. 1991-ben 35 tudományos kutató dolgozott intézetünkben, anyagi gondjaink ellenére létszámleépítés nem történt.
Egy kutatóintézet mûködése leginkább az elért tudományos eredményekkel és a fô kutatási témákkal jellemezhetô. Igyekeztem minden lényeges témát érinteni, de teljességre nem törekedhettem a korlátozott hely miatt.
Stellárasztronómiai kutatásaink keretében vizsgáltuk az árapály perturbációinak a csillagpulzációra kifejtett hatását. Amplitúdóegyenleteket vezettünk le egy kettôs rendszer egyik csillagának oszcillációs módusaira, figyelembe véve a másik okozta árapályhatást.
Sikerült kimutatni, hogy tisztán radiatív modellek képesek kettôs módusú viselkedést mutatni az RRd csillagok periódustartományában. Az új Livermore-opacitások alkalmazásával újravizsgáltuk az RR Lyrae csillagok pulzációjával kapcsolatos problémát. További felvételekkel kiegészítve az M15 gömbhalmaz RR Lyrae csillagairól rendelkezésünkre álló anyagot, folytattuk a változók analízisét. A V99 esetében az elsô alkalommal sikerült tettenérni egy RR Lyrae csillag pulzációjának beindulását.
Befejeztük az FM Com delta Scuti csillag teljes anyagának feldolgozását. Az adatsor négy karakterisztikus frekvenciát mutat, amelyek közül kettô állandóan jelen van, közel azonos amplitúdóval, míg a másik kettô amplitúdója erôsen változó. Az UU Her szemireguláris csillag fényváltozását újravizsgáltuk és kimutattuk, hogy a csillag két állandóan gerjesztett frekvenciával pulzál. A két módus egyidejû jelenléte arra utal, hogy a csillag tömege nagyobb mint 1 M_Nap.
Az RU Cam 1965-66-ban bekövetkezett hirtelen amplitúdócsökkenését követôen az érdeklôdés középpontjába került. E csillagra egyedülálló észlelési anyagot gyûjtöttünk össze intézetünkben 1966 és 1982 között. Ezen anyagot a publikált adatokkal kiegészítve használtuk fel a csillag viselkedésének analíziséhez. 1966 óta a periódus átlagértéke 21.75 nap, de ciklusról ciklusra jelentôs változásokat mutat. Egy rövid idôszakban a változás irregulárissá vált, sôt meg is szûnt. A csillag erôs tömegkiáramlást és magas C^13-as izotópgyakoriságot mutat, ami magyarázatot adhat a furcsa viselkedésre.
Az irodalomban talált radiális sebesség adatok alapján kimutattuk, hogy a VY Per nevû cefeida egy spektroszkópiai kettôs tagja. Ez a csillag egyúttal a Perseus-ikerhalmaz tagja is, ezért a periódus-abszolút fényesség összefüggés kalibrálása szempontjából további vizsgálata alapvetô fontosságú. Vizsgálatokat kezdtünk arra vonatkozóan, hogy a cefeidák radiálissebesség-változási amplitúdója használható-e a kettôsség kimutatására. Sok cefeidánál gyanítható kísérô jelenléte, de további vizsgálatokra (elsôsorban radiálissebesség-mérésekre és UV színképekre) van szükség. Az FG Sge pulzációs periódusa 1990-91-ben további növekedést mutatott, ellentétben a csillag közel tíz éve változatlan spektrumával.
A HK Lac IUE és optikai észleléseinek feldolgozása során kiderült, hogy a MgII h és k vonalainak kiszélesedését két tényezô okozza. Az egyiket az ismert Doppler-kiszélesedés, míg a másik az elôzôvel megegyezô mértékû, de ismeretlen eredetû kiszélesedés. Ez a jelenség valószínûleg rokon a CaII esetében ismert Wilson-Bappu effektussal. A HK Lac 13 évi fotoelektromos fotometriai adatai alapján sikerült kimutatni, hogyan tûnnek el, ill. keletkeznek az aktív területek a csillag felszínén. Elvégeztük az SV Cam rendszerben megfigyelt különleges kifényesedés modellezését. A számítások szerint a környezeténél mintegy 110 fokkal melegebb és kb. 70 fok kiterjedésû folt a fôkomponens egyenlítôjének közelében a kísérôvel átellenes oldalon helyezkedett el, és egy hónap után fokozatosan elhalványodott. A folt valószínûleg egy egyszeri tömegátadásos folyamat következménye volt.
Az MPI Calar Alto-i 3.5 m-es teleszkóppal H_alpha, SII interferencia, H_alpha kontinuum szûrôkkel készített CCD felvételeken az L1251 sötét felhôben három emissziós csomót találtunk, melyek valószínûleg egy az IRAS 22343+7501 pontforrásból kiinduló jettel azonosíthatók. A jet egybeesik a CO molekula rádiósugárzásában japán kutatók által talált bipoláris kiáramlás irányával. A Lynds 1251 egy viszonylag kis tömegû felhô, amelyben Nap-típusú csillagok keletkeznek. A felhô távolságára 55 csillag objektívprizmás spektrálklasszifikációja és fotografikus fotometriája alapján 300\pm 50 pc-t kaptunk. A 6 Cephei B3 emissziós csillag körül elhelyezkedô reflexiós köd infravörös emissziójának magyarázatára egy geometriai modellt dolgoztunk ki. A kaliforniai IPAC-tól kapott IRAS képekkel meghatároztuk a csillag körüli porrészecskék sûrûségét és méret szerinti eloszlását. H_alpha emissziós csillagokat kerestünk magas galaktikai szélességû molekulafelhôkben. Eddig mintegy 300 négyzetfoknyi területet vizsgáltunk át, amelyen 24 felhô található, az északi égbolton ismert felhôknek nagyjából a fele. A munka során kb. 100 emissziós csillagot találtunk. Jelenlétük arra utal, hogy a vizsgált felhôkben már keletkeztek csillagok. A felhôk diffúz természetét figyelembe véve ez azt is jelenti, hogy ezek többnyire öreg, szétszóródó objektumok.
Napfizikai kutatásaink keretében részt vettünk több, a napfoltmaximumhoz kötôdô nemzetközi megfigyelési kampányban (STEP, Flares 22, Max'91). A júniusi nagyon aktív foltcsoportról jóminôségû fotoszféra és kromoszféra észlelési sorozat készült, Gyulán egy fehér flert is sikerült megfigyelni június 15-én. Folytattuk a napfoltcsoportok mágneses tér-vektor szerkezetével kapcsolatos vizsgálatainkat. Sikerült tisztázni a magnetogramok kalibrálásával összefüggô kérdéseket, valamint meghatároztunk egy empirikus korrekciót, amely az umbra és fotoszféra modell határán kiküszöböli a mágneses tér értékének ugrásszerû változását. A napfoltok mozgása és a flerek keletkezése közötti kapcsolatok alátámasztására nagy számban sikerült újabb bizonyítékokat találni egyetlen, négy naprotáción át követett, nagykiterjedésû szoláris aktív vidék napfoltcsoportjai fejlôdésének tanulmányozásával. Folytattuk az 1978. évi napfoltkatalógus összeállításával kapcsolatos munkákat. Meghatároztuk a foltok pozícióit, azonosítottuk a foltokat az egymást követô napokon figyelve fejlôdésüket, megkerestük az összetartozó foltpárokat. Vizsgáltuk még két közeli foltcsoport kapcsolatát, és azt találtuk, hogy területük idôbeli változása szoros kapcsolatban van egymással. Amikor az egyik, fiatalabb foltcsoport fejlôdésben van, akkor a másik területi fejlôdése megáll. A fôfoltok mozgásában és mozgásirányuk változásában idôbeli egybeesés tapasztalható. A napfoltcsoportok keletkezési orientációjának statisztikai vizsgálata valószínûsít egy felszín alatti, a felszínnél valamivel lassabban forgó, meridionális óriás-konvekciós cella szerkezetet a Napban. Geometriai interpretációt használva a Wilson-effektus lehetôséget ad arra, hogy meghatározzuk a napfolt umbrájának mélységét. Hosszú életû foltcsoportok esetén azt találtuk, hogy a mélység a folt öregedésével csökken, de a meghatározott mélységadatok kisebbek, mint az irodalomban elfogadott értékek.
Kimutattuk, hogy az észlelt napneutrínó-fluxus görbéje értelmezhetô a konvektív flérelmélettel. Ez magyarázatot ad annak ,,tüskésségére", a napciklussal való együttváltozásra, valamint a vas és- a nitrogénanomália eredetére is.
Felsôlégköri kutatásaink keretében a geomágneses effektust vizsgálva megállapítottuk a ,,maradék" sûrûség napszakos függését a 400-403 km-es magasságban a CACTUS anyagokra támaszkodva. Elkészítettünk egy komplex formulát a geomágneses effektus leírására ebben a magasságtartományban. A maradék maximumok alapján tisztázni lehetett a fûtési mechanizmust, a jelenség fizikai hátterét is. Vizsgálatainkat kiterjesztettük nagyobb légköri magasságokra is 600 km-ig. Hasonló eredményeket kaptunk, mint a 400 km-es tartományban. Minden magasságban igazolódott a semleges légköri utóhatás léte.
Egyéb kutatási programjaink keretében folytattuk a kisbolygók fotometriai megfigyelését és a VEGA program tévéképeinek archiválását. Kiszámítottuk azokat a kozmológiai modellparamétereket, amelyek mellett a galaxisok eloszlásában felfedezett korlátozott kiterjedésû periodicitás teljeskörûvé válik a vizsgált keskenynyalábú mintában. Eredményeink megfelelnek a többszörösen összefüggô világmodellekben várhatóknak (amelyeket elsôként vetettünk fel még 1970-ben). Elkészült az adiabatikus közelítés a semleges müonikus hélium hiperfinom felhasadásának kiszámítására, 0.0005 pontossággal, és elkezdtük a nemadiabatikus közelítés vizsgálatát. Archeoasztronómiai kutatásaink során újabb neolitikus temetôk tájolását vizsgáltuk meg. Valószínûleg nem csupán a sírok, hanem a tekintetek iránya is fontos lehetett a temetkezési rítusban.
Kutatásaink jelentôs részét nemzetközi együttmûködésben ill. hazai intézettel közösen végeztük. Ezek közül említésre méltók a KFKI RMKI, a soproni Geodéziai és Geofizikai KI, Matematikai KI, ELTE Csillagászati Tanszéke és a Kozmikus Geodéziai Obszervatórium. Tevékenyen részt vettünk a felsôoktatásban. Kutatóink csillagászati elôadásokat tartottak az ELTE-n és a KLTE-n. Több kutatónkat felkérték OTKA pályázatok bírálatára, kandidátusi védéseknél opponensnek, ill. bírálóbizottsági tagnak. Kun Mária és Ludmány András megvédte kandidátusi disszertációját.
Az IAU Buenos Aires-i közgyûlésén Oláh Katalint és Szabados Lászlót bízták meg az IAU Information Bulletin on Variable Stars szerkesztésével. Barlai Katalin továbbra is a periodikusan ismétlôdô Oxford Conference on Archaeoastronomy szervezôbizottságának tagja. Az ELFT Csillagászati Csoportja visegrádi Ôszi Iskoláját külföldi résztvevôkkel rendeztük meg. Bôvülô nemzetközi kapcsolataink keretében kutatóink számos konferencián és tanulmányúton vettek részt.