Meteor csillagászati évkönyv 1999
Balázs Lajos
Az elmúlt években lassan már hagyományossá válik, hogy az MTA Csillagászati Kutatóintézetének éves mûködésérôl szóló beszámoló, az intézet talpon maradásával kapcsolatos megállapítással kezdôdik. A rendszerváltás alapjaiban rázta meg a magyar társadalmat, és ez nem kerülte el a tudományos életet, ezen belül az akadémiai intézethálózatot sem. A nyolcvanas évek végétôl a kutatásra fordított összegek reálértéke rohamosan csökkent, és az intézethálózat a lét és a nemlét határára sodródott. Ebben a helyzetben szánta rá magát a Magyar Tudományos Akadémia az intézethálózat konszolidációjára, amely bizonyos intézeteket összevont, illetve megszüntetett, ugyanakkor az ,,állva'' maradtakat anyagilag stabilabb alapokra helyezte. A konszolidáció a Csillagászati Kutatóintézet nemzetközi szinten jelentôs tudományos értékeit elismerte, így az nem kényszerült az évek kitartó munkájával kialakított kutatási profiljának drasztikus csonkítására.
Kutatási eredmények
A csillagok belsô szerkezete - pulzáció
RR Lyrae változók. Folytattuk az RR Lyraek egyik alosztályát alkotó RRab csillagok fénygörbealakja és fizikai paraméterei közötti kapcsolat vizsgálatát. Kimutattuk, hogy a fénygörbébôl meghatározott fémtartalom és a színindex jó egyezésben van a Kurucz-féle atmoszféramodellekbôl kapható megfelelô értékekkel. Mindezek alapján igazolható volt, hogy az atmoszféramodellek segítségével kapható összefüggések alkalmazhatók a változók luminozitásának és effektív hômérsékletének meghatározására.
Az általánosan használt fejlôdési modellekkel összehasonlítva kimutattuk, hogy az effektív hômérséklet és az abszolút fényesség, illetve a fémtartalom között fennálló elméleti, illetve megfigyelt kapcsolat jellege hasonló, de a kettô között szisztematikus eltérés mutatkozik, valószínûleg az abszolút fényesség meghatározásában (a Baade-Wesselink-módszerben) rejlô hiba miatt. Kimutaható, hogy a nullakorú horizontális ágról már elfejlôdött csillagok fôként a legkisebb fémtartalmú változók között találhatók.
Az empirikus fénygörbe - fizikai paraméter összefüggések ismeretében megvizsgáltuk, hogy a modern numerikus módszerekkel felépített nemlineáris hidrodinamikai modellek képesek-e ezeket a relációkat reprodukálni és ezzel lehetôséget adni a fizikai paraméterek közvetlenül elméleti fénygörbék alapján történô meghatározására. Eredményeink szerint a vizsgált modelleknek csupán elenyészô százaléka követi a megfigyelésekbôl levezetett empirikus relációkat. A nem megfelelô modellek száma észrevehetôen csökkenne, ha az RR Lyrae luminozitás-skála kb. 0.3 magnitúdóval fényesebb lenne a jelenleg elfogadott értéknél.
Egyértelmûen kimutattuk, hogy a gömbhalmazokban talált második felhangban pulzálónak vélt rövid periódusú RR Lyrae csillagok valójában RRc típusú, azaz elsô felhangban pulzáló változók.
Elôször sikerült RRd csillagok mindkét rezgési módusának periódusváltozását meghatározni. A Fourier-fázis módszer segítségével az M15 RRd csillagait vizsgáltuk. A fejlôdési modelleken alapuló várakozásokkal ellentétben a két módus periódusának változása nem párhuzamos egymással, sôt ellentétes elôjelû is lehet! Ez kétségessé teszi a periódusváltozásoknak a csillagfejlôdéssel történô magyarázatát.
Széles körû lineáris és nemlineáris számításokkal ellenôriztük, hogy a pulzáció leírására általánosan használt modellek képesek-e valamilyen fejlôdési úton az M15 RRd csillagaihoz hasonló periódusváltozásokat létrehozni. Vizsgálataink szerint ez csak a paraméterek egy nagyon szûk tartományában, s a vártnál lényegesen nagyobb hômérséklet-változás mellett lehetséges.
Az UX Vir nevû, eddig nem klasszifikált vátozócsillagról a mátrai állomás 1 m-es távcsövével készült CCD felvételek kiértékelése során kiderült, hogy RRab típusú 0.51292 nap periódussal. Egyéb paraméterei is meghatározhatók voltak (távolság, fémesség stb.). Egyébként az UX Vir közvetlen közelében felfedeztünk egy vörös törpecsillagot, amely három éjszakából kettôn egészen biztosan flerezett. Mintegy 1\m\ volt az amplitúdó V színben. A csillag eddig semmilyen katalógusban nem szerepelt. Fotometriai parallaxisa alapján kb. 1 kpc-re van a galaxis fôsíkjától.
Befejeztük az RR Lyrae nagyszámú (kb. 40 000) budapesti megfigyelésének teljes redukcióját (a légköri extinkcióra korrigálva, nemzetközi rendszerbe transzformálva).
Delta Scuti változók. A két módusban pulzáló, nagy amplitúdójú delta Scuti csillagoknál olyan mérhetô paramétert kerestünk, amelynek segítségével az alap- és elsô felharmonikus módusok szétválaszthatók. A Strömgren-féle uvby fotometriai rendszerben mérhetô b-y színindex, illetve y színbôl kaphatô fénygörbék phi_b-y-phi_y fáziskülönbsége alapján elválasztható a radiális alapmódus és az elsô felharmonikus. Az egymódusú I. és II. populációs csillagok vizsgálata azt mutatta, hogy a módszerrel nem lehet egyértelmûen különbséget tenni a populációk között. A vizsgálat eredménye különösen meglepô, mert az elsô felharmonikusok fáziskülönbségei abba a tartományba kerültek, amelyet korábban a nemradiális módusok azonosítására használtak.
A BN Cnc és BV Cnc csillagok nagy pontosságú mérésével kimutattuk, hogy a BV Cnc csillag delta Scuti típusú változó, ellentétben a korábbi mérésekkel, amelyek szerint állandó fényességû. A mérések szerint a változások négy frekvenciával modellezhetôk. A mérések alapján igazoltuk, hogy defókuszált CCD felvételek segítségével elérhetô a 0\ttm001-nál nagyobb pontosság is.
Turbulens konvekció és csillagpulzáció. Az idôtôl függô, nemlokális turbulens konvekció egydimenziós modelljével egészítettük ki a pulzációt leíró modellünket. Ennek segítségével sikerült megoldani a Magellán-felhôk és a Tejútrendszer cefeidáinak összehasonlításából adódó tömegproblémát.
A W Virginis csillagok nemlineáris pulzációjára is jelentôs hatással van a konvekció és turbulencia. A turbulenciát figyelmen kívül hagyó modelleknél a szabályosból a kaotikus pulzációba történô átmenet 10-12 napos periódusnál következik be. Az új modellek esetén ez az érték eltolódik 16-20 nap közé, ami a megfigyelésekkel jobban összhangban van. Delta Cephei változók. A Hipparcos asztrometriai mesterséges hold tudományos programjába elfogadott, az intézetbôl benyújtott cefeidaparallaxis-mérési program végrehajtása során a legközelebbi 28 cefeida Hipparcos-parallaxisát a korábbi, földi bázisú, asztrofizikai mérésekbôl leszármaztatott parallaxisadatokkal összehasonlítva kimutattuk, hogy az új parallaxisok egy része nem valódi parallaxis, mert a kettôs rendszerbe tartozó cefeidáknál a Hipparcos-adatok redukálása során nem vették figyelembe a pálya menti keringésbôl származó szögelmozdulást. Így egyelôre nem tekinthetô megalapozottnak az a már elterjedt állítás, hogy a cefeidák luminozitása nagyobb a korábban vélt értéknél, ezért az Univerzum távolságskálája megnyújtandó.
A klasszikus cefeidák kettôsségével kapcsolatos vizsgálataink eredményeként az eddig kettôsként nem ismert UZ Cas, VW Cas, CR Cep, V495 Cyg és V520 Cyg cefeidákról állítható, hogy kísérôjük van.
Kimutattuk, hogy a kétmódusú cefeidáknak az alaprezgésre és az elsô felhangra vonatkozó R_21 Fourier-paraméterei a normálistól eltérô viselkedésûek azoknál a csillagoknál, amelyek domináns módusa az elsô felhang.
Magyar és kanadai kollégákkal együttmûködve elvégeztük a galaktikus mezôbeli II. populációs cefeidák spektroszkópiai analízisét. A fémvonalak és a Halpha-vonal alapján meghatározott radiálissebesség-különbségek lehetôvé tették a légköri sebességgradiens tanulmányozását. A másfél napnál rövidebb, ill. a 10 napnál hosszabb periódusú II. populációs cefeidáknál nagy a sebességgradiens, míg a közbülsô periódustartományban kisebb.
Az FG Sge körüli planetáris köd emissziós vonalainak jelentôs változásait mutattuk ki, ami egyértelmûen bizonyítja, hogy nem lehet egy kis luminozitású fehér törpe a központi csillag. Így minden kétséget kizáróan bebizonyosodott, hogy egy egyedüli (nem kettôs) csillag rendkívül gyors fejlôdési változásainak lehetünk tanúi.
Aktív jelenségek csillagok légkörében. A Bécsi Csillagászati Intézettel együttmûködve sikerült a Doppler-leképezési ( Doppler imaging) technika alapjait képezô számítástechnikai programok telepítése, valamint elvégeztük az alapul szolgáló színképek redukcióját is.
Befejeztük az AR Lac 1994. október havi adatainak Doppler-leképezési analízisét, amely alapján mindkét komponensen kimutatható volt a kromoszférikus aktivitás.
Az IM Pegasi RS CVn típusú óriácsillagon a magnézium ultraibolya MgII h és k vonal alakjának értelmezésénél az optikai mélységet is figyelembe vettük. Fôbb eredményeink a következôk: a MgII k vonal kb. 10\%-kal szélesebb, mint a h vonal, de a csillag forgása során együtt változnak. A h és k vonal erôsségének aránya más a vonal kék és vörös oldalán, amit esetleg az okozhat, hogy a profil vörös szárnya nagyobb optikai mélységben keletkezik. Az optikai mélység, amely közvetlenül a h/k fluxusból, illetve a modellezésbôl származik, összhangban van egymással. A MgII h és k vonal szélessége, ill. a magasabb hômérsékletû vonalak fluxusa együtt nô, és erôsen változik egy forgási ciklus alatt. A csillag felszínén kimutatható foltmaximum és a magasabb hômérsékletû vonalak fluxusának maximuma együtt jelentkezik. Mindez egy fényes folt jelenlétére utal. Méréseink szerint az átlagos Gauss-vonalszélesség kb. 80 km/s, míg a v * sin i=31 km/s.
Az SV Cam aktív fedési kettôscsillagra vonatkozó korábbi mérési eredmények feldolgozása azt mutatja, hogy a rendszer másodkomponensén is jelentôs kromoszférikus aktivitás van. Erre elsôsorban a Halpha vonal fô- és mellékminimumbeli viselkedése utal. Tovább erôsíti ezt a képet az is, hogy a fôminimum idején több, a másodkomponenshez tartozó abszorpciós vonal is megjelenik, és feltûnô, hogy ezek között nincs ott a Halpha vonal.
A napaktivitás vizsgálata
A bonyolult napfoltcsoportok fejlôdésének kutatása során, cseh kollégákkal közösen folytatott munka eredményeként, megállapíthattuk, hogy a régebben létezô napfoltcsoportok ,,mögött'' keletkezô új aktivitás változatos kölcsönhatásban lehet a régivel. Az új vezetô foltok gyors elôremozgását akadályozzák a régi foltok, ez a régi foltcsoport követô foltjainak elsüllyedéséhez vezetett a NOAA 7220-7222 (1992. július) esetében.
A bonyolult napfoltcsoportokban tanulmányozott fotoszférikus mágneses és sebességterek mellé lengyel kromoszféra-megfigyeléseket is bevonva kiderült, hogy a fotoszférikus sebesség- és mágneses anomáliák helyén a kromoszférában is fokozott aktivitás figyelhetô meg, ami a mágneses tér erôsödésében esetleg helyi dinamó-hatás meglétét is jelentheti.
Régebbrôl ismert, hogy az új aktivitás lényegesen gyakrabban bukkan fel már meglévô aktív centrumokban. A konvektív zóna aljáról feltört erôvonal-hurok mentén könnyebben jut a felszínre új mágneses fluxus. Az új fluxuscsövek (új napfolt-umbrák) mozgásában hidrodinamikai áramlásokat sikerült kimutatni több bonyolult napfoltcsoportban, és megállapítani, hogy a hidrodinamikai vagy magneto-hidrodinamikai kölcsönhatást az umbrák egyezô vagy különbözô mágneses polaritása határozza meg. Arra is több példát sikerült találni, amikor az új fluxus közvetlenül a régi alól tör fel, ezáltal szokatlanul bonyolult napfoltcsoportot és nagyobb aktivitást okozva.
Tovább folytattuk a Nap aktív vidékeinek és különféle aktivitási eseményeinek (pl. fler, filament, erupció, jet) vizsgálatát. Ez év újdonsága, hogy az ESA/NASA Nap-obszervatóriumának, a SOHO mesterséges hold több mûszerének az adataival bôvíthettük a rendelkezésünkre álló adatbázist. A SOHO-adatok közül elsôsorban az MDI magnetográfnak, az EIT távoli ultraibolya tartományban mûködô távcsônek, valamint a LASCO három koronográfjának adatait dolgoztuk fel. Ezeket kombináltuk kitûnô kromoszféra-észlelésekkel, amelyeket Tenerifén (Spanyolország) a német VTT-hez csatlakoztatott francia MSDP leképezô spektrográffal nyertünk elsôsorban az 1996 szeptemberében szervezett nemzetközi észlelési kampány során. Tíz különbözô mûszer észleléseit felhasználva végigkísértük egy filament felrobbanását a kromoszférától a magas koronáig (1996. szeptember 25-27. között), ezzel egy minden korábbinál teljesebb képet alkottunk ezekrôl a Földünkre is hatással levô eseményekrôl. Kimutattuk, hogy a korona tágulása már a filament felrobbanása (DB) elôtt megindul, és hogy a koronában nagy sebességgel kifelé mozgó buborék (CME) nem szükségszerûen van kapcsolatban a felrobbanó filamenttel, tehát nem állítható, mint korábban gondolták, hogy a filament ,,hajtja'' a CME-t, és az sem, hogy ez megfordítva lenne igaz. A mi eredményünk szerint az elsôdleges a mágneses tér nagyléptékû instabilitása, átrendezôdése, amelynek különféle megnyilvánulásait és következményeit észleljük a naplégkör különféle rétegeiben.
A Debrecen Photoheliographic Data katalógussal kapcsolatban az 1986-os év anyagát újfajta publikálásra készítettük elô. Az 1987 második félévének területmérését befejeztük, a katalógust elkészítettük a teljes évre.
A Debrecen Photoheliographic Data katalógushoz kapcsolódóan több programot fejlesztettünk. Az automatikus feldolgozás programjait újabb lehetôségekkel bôvítettük, és interaktív programcsomagot készítettünk a rossz légköri körülmények között készített felvételek feldolgozásához. Szükség volt több olyan programra is, amelyek az adatokat ellenôrzik, és az esetleges hibákat kiszûrik.
A Nap részecskesugárzásának földi (troposzférikus) hatásával kapcsolatban azt vizsgáltuk, hogy milyen mechanizmusok játszhatnak szerepet az eddig talált effektusok kialakulásában. Ezenkívül azt kerestük, hogy közvetlen IMF mérésekkel kimutatható-e, hogy a CME-k mágneses tere és a háttér IMF ellentétes irányú a geoeffekív helyzetekben. Erre elméleti és néhány észlelési bizonyítékot találtunk.
A Tejútrendszer szerkezete és kozmogóniája
Az effelsbergi 100 m-es rádióteleszkóppal a L1251 csillagkeletkezésben aktív sötét ködbeli IRAS 22376+7455 pontforrásban eddig ismeretlen H_2O mézert észleltünk.
Szintén az effelsbergi rádióteleszkóppal az 1.3 cm-es ammóniavonalban feltérképeztük a L1340 molekulafelhô azon tartományait, ahol a nagoyai 4 m-es rádióteleszkóppal végzett mérések C^18O emissziót mutattak. Nyolc ammóniamagot találtunk. Ezek a felhô legsûrûbb részei, feltehetôen a jövôbeli csillagkeletkezés helyei.
A Cepheus Flare területén az egyes molekulafelhôk csillagképzô tulajdonságait vizsgálva kiderült, hogy a terület felhôi három különbözô felhôkomplexumot alkotnak, amelyek távolsága 200, 300 és 450 pc. A 200 pc-es komponens a Polaris Flare molekulafelhô-komplexum alacsony galaktikus szélességû széle. A 300 pc-es komponens átlagos sûrûsége néhány kisebb csomó (pl. L1251) kivételével kicsi, csillagképzô aktivitása gyenge. A harmadik komponens a Cepheus R2 asszociációhoz tartozó molekulafelhô-csoport, amelyben a kis tömegû csillagokon kívül A és B színképtípusú csillagok is keletkeztek.
Az IRAS adatokból kiszámolt por-oszlopsûrûségeket a nagoyai ^13CO felmérés eredményeivel (H_2 oszlopsûrûségekkel) összevetve szintén szétválnak a felhôkomponensek. A gáz és por mérhetô aránya a felhôbe ágyazott protocsillagok kimutatását is lehetôvé teszi. Ilyen módon sikerült új beágyazott csillagokat azonosítani a terület hideg IRAS pontforrásai között.
A Cepheus Flare területén az IRAS pontforrásokhoz társuló, A színképtípusú csillagok spektroszkópiai és fotometriai vizsgálata során új Herbig Ae csillagot találtunk. A BD+68 fok1198 erôs Halpha emissziót mutat és IRAS színei is arra utalnak, hogy poros cirkumsztelláris korong veszi körül. A csillag az L1177 molekulafelhô szélén található. A többi hat észlelt csillag között van egy már ismert Herbig Ae csillag, a többi nem mutat Halpha emissziót. Ezek a csillagok már a fôsorozaton vannak. Általában hideg, 100 mikron-on csúcsosodó fluxusú IRAS pontforrásokkal esnek egybe, ami azt mutatja, hogy a por a csillagtól távol van.
Az ISO mesterséges hold segítségével meghatároztuk három, a csillagfejlôdés kezdeti fázisában levô Herbig Ae/Be csillag spektrális energiaeloszlását a 3-200 mikron-os tartományban. Az eredmény nem írható le a T Tau csillagoknál szokásos korong-modellel, hanem fel kellett tételezni a csillagok körül egy hideg izotrop porburok létezését is.
A DENIS program keretében észlelt, a galaktikus anticentrum közelében átmenô, deklinációban 30 fok hosszú, rektaszcenzióban 12 p szélességû sávban megvizsgáltuk 22 025 csillag eloszlását az I, J, K paramétertérben. Az 1996-os beszámolóban részletezett Monte Carlo szimulációval tanulmányoztuk a különféle típusú csillagok eloszlását a (I-J; J-K), illetve a (K; I-K) síkokon. A fotometriai kritériumok alapján kiválogatott vörös változó jelöltekre Maximum Likelihood módszerrel meghatároztuk a Tejútrendszer síkjára merôleges irányban a skálamagasságot. A kapott skálamagasság, 510 pc, arra utal, hogy a fotometriai módon definiált minta különféle típusú vörös változók keveréke.
A felsôlégkör szerkezete
A felsôlégköri kutatások területén folytattuk az olasz együttmûködés keretében kapott mérési anyag (San Marco 5 mesterséges hold mikroakcelerométeres mérései) feldolgozását és egybevetését a korábban feldolgozott és megfelelôen redukált francia CACTUS mikroakcelerométeres anyaggal. A modell és a mért értékek eltérésének szórása felsôlégköri hullámaktivitással magyarázható. Legfontosabb eredmény az ionoszférában észlelt plazmabuborékokkal való kapcsolat felfedezése.
A statisztikai feldolgozásból kapott legfontosabb eredmények a következôk: a hullámamplitúdót jellemzô ,,delta'' átlagos eltérés függése a magasságtól, helyi idôtôl és geomágneses aktivitástól hasonló a két (San Marco 5 és CACTUS) anyagra. Az átlagos eltérés kezdetben csökken, majd nô a magassággal. 230-350 km között azonos hullámamplitúdót kaptunk, ami arra utal, hogy nagyon stabil a hullámtevékenység ebben a magasságban. A San Marco 5 hold élete utolsó hetében 130 km-ig süllyedt bele a légkörbe, tehát sokkal kisebb magasságokban is mért (a CACTUS csak 220 km-ig), és így adataiból látható, hogy a hullámamplitúdó különösen viharos napokon oszcillál a magassággal. 350 km felett a San Marco 5 (1988-ban) sokkal nagyobb hullámamplitúdót jelez, mint a CACTUS (1975-79-ben), és ez minden geomágneses szélességen is igaz 15 fok-ig (ameddig a mérések mintavételezték a geomágneses szélességet).
Függés a geomágneses aktivitás szintjétôl: 350-550 km között zavart idôben nagyobb az átlagos eltérés, míg ezzel ellentétben 550 km felett nyugodt idôben nagyobb. Mágneses szélességtôl függést nem találtunk, de a San Marco 5 hold által jelzett lokális maximumok kis magasságban nagyobb mágneses szélesség felé magasabbak, és kisebb magasságok felé tolódnak el.
Helyiidô-függés: 270 km felett mindkét megfigyelési anyagban éjszaka nagyobb, nappal kisebb átlagos eltérés van, amit az okozhat, hogy nappal a plazmamozgás és a felsôlégköri gravitációs hullámok fázissebessége ellentétes, éjszaka pedig azonos irányú. A napi menet maximuma éjfél környékére esik.
Az esettanulmányok, amelyeket a San Marco 5 hold mérései tettek lehetôvé, négy érdekes eredményt hoztak. Bebizonyítottuk, hogy valóban sûrûségi hullámok okozzák a mérésekét lényegesen meghaladó szórást; ezek akusztikus és belsô gravitációs hullámok. A magassággal a várakozásnak megfelelôen nô a hullámamplitúdó, de 450 km környékén ugrásszerû ez a növekedés. Találtunk olyan lokális tartományokat, amelyeken belül nagyobb a hullámamplitúdó, mint a környezetükben. Továbbá léteznek nagyon hirtelen, rövid ideig tartó sûrûségcsökkenések, amelyek a holdnak a plazmabuborékon való áthaladásával hozhatók kapcsolatba, gyakoriságuknak a helyi idôtôl való függése alapján.
Egyéb témák
A Naprendszer kisebb égitestjei. A Hubble ûrtávcsô (HST) új, javított optikájú bolygókamerájával (WFPC2) tovább folytatódott az idôközben kifejlesztett még finomabb módszerekkel a korábban már vizsgált rövid keringési idejû üstökös, a 4P/Faye tanulmányozása. Ez volt egyébként az elsô olyan üstökös, amelynek a magját elôször lehetett tanulmányozni nagy távolságból - nem in-situ ûrmisszió keretében, illetve a kiterjedt kóma ellenére is.
A beszámolási idôszakban került sor a következô rövid keringési idejû üstökösök megfigyelésére a Hubble ûrtávcsô új bolygókamerájával (PC2), illetve a kapott adatok feldolgozására, elemzésére, valamint az ezzel kapcsolatos tudományos eredmények publikálására: 19P/Borrelly, 22P/Kopff, 45P/Honda-Mrkos-Pajdusakova, valamint a 46P/Wirtanen.
Folytattuk a Halley-üstökös VEGA szonda által készített felvételeinek számítógépes feldolgozását. A felvételeken a mag körül látszó jetek intenzitáseloszlásának változásaiból közelítôleg 7 napos forgási periódust határoztunk meg. Ez a megfigyelésekbôl kapott érték jó egyezésben van a korábbi számítások eredményeivel.
Az ISO kisfelbontású spektrométerével (PHT-S) megmértük az állatövi fény színképét az 5-12 mikron-os hullámhossztartományban. A színkép nem mutat színképvonalakat/sávokat, és jól közelíthetô egy 260-270 K-es feketetest-színképpel. Bár az állatövi fény színképe nagyon fontos a bolygóközi por összetételének vizsgálatánál, az ISO elôtt mégsem volt ez ismeretes. A miénkkel együtt jelenleg három független mérés van, az eredmények jól egyeznek.
A diamágneses Coulomb-problémában találtunk egy olyan aszimptotikus megoldást az r\to\infty tartományban, ami tetszôleges sajátértéknél kvadratikusan integrálható megoldást ad. E megoldás felhasználásával a kontinuumba ágyazott kötött (Neumann-Wigner-típusú) állapotok felfedezése várható.
Gammakitörések. Hazai és külfödi intézményekkel együttmûködve foglalkoztunk a Compton Gamma Ray Observatory mesterséges holdon elhelyezett BATSE detektorral észlelt felvillanások fizikai paramétereinek (idôtartam, detektált energia, csúcsintenzitás) többváltozós statisztikai vizsgálatával. A feladatot a fôkomponenes-analízis (PCA) eljárás segítségével oldottuk meg. Az eredmények megmutatták, hogy két erôs hatás van, amelyek közül az egyik a kitörések idôtartamával, míg a másik az erôsségével kapcsolatos. A harmadik változó csak a 300 keV-nél rövidebb hullámhosszakon észlelhetô sugárzás magyarázatához szükséges. Ami azt is jelenti, hogy az ebben a sávban észlelt intenzitás nem magyarázható meg kizárólag az alacsonyabb energiákon észlelhetô sugárzás erôsségébôl.
A mátrai Schmidt-teleszkópra szerelt új CCD kamerával felvételeket készítettünk a BeppoSAX gammakitöréseket megfigyelô mesterséges hold által talált GRB970508 jelû forrás optikai azonosításához és fotometriájához.
Archaeoasztronómia. Az ôskori sírok tájolásában kimutatott rendellenességek egyre inkább azt látszanak alátámasztani, hogy ezek nem véletlen jelenségek, hanem az ôskori társadalmak tagozódásának következményei. (Hogy milyen ez a tagozódás, azt nem a csillagászat feladata megadni.)
Mûszerek, informatika
A beszámolási idôszakban elindultak az 1996-ban vásárolt CCD kamerával (Photometrics 1534 x 1024, 9 mikron-os képelemméret, folyadékhûtés) a rendszeres észlelések. A kamerát a piszkéstôi megfigyelôállomáson lévô Schmidt-távcsôre szereltük fel. Így egy-egy CCD képpel az ég 19'x28'-es része fedhetô le. Ekkora látómezô nemzetközi viszonylatban is ritkaság.
Számítástechnikai rendszerünkben kisebb fejlesztések mellett egy nagyobb elôrelépés történt. A nagy számításigényû feladatok ellátására üzembe állítottunk egy Sun Ultra 2 munkaállomást.
Sajnos, nem csak fejlôdésrôl kell azonban beszámolnunk. 1997. szeptemberében a budapesti 60 cm-es távcsô épületében betörôk jártak. Színesfém után kutatva szétverték a fotométert, kiszerelték az óragépet. A vezetôtávcsô, okulárok és a mérést vezérlô számítógép is eltûnt. Vandál munkájukban a kupola rézborítását sem kímélték. A részben muzeális értékeket ért kár több millió forint.
Kapcsolatok hazai felsôoktatási intézményekkel
Az Intézet a beszámolási idôszakban is otthont adott az ELTE TTK kihelyezett asztrofizikai laboratóriumának. Ezen túlmenôen együttmûködési megállapodásunk van a JATE-val, illetve a KLTE-vel is.
Az intézet kutatói az alábbi elôadásokat illetve gyakorlatokat tartották:
Az ELTE-n: Általános csillagászat; Az asztrofizika megfigyelési módszerei (asztrofizika szakirány, doktori iskola); Bevezetés az asztronautikába; Csillaglégkörök, Csillagszínképek (asztrofizika szakirány, doktori iskola); Csillaglégkörök fizikája; Csillagok belsô szerkezete (asztrofizika szakirány); Csillagrendszerek dinamikája; Extragalaktikus asztrofizika (asztrofizika szakirány, doktori iskola); Mûszertechnika; Asztrofizika labor (asztrofizika szakirány); Csillagászati szakmai gyakorlatok; Szeminárium a csillagászat legújabb eredményeibôl.
A KLTE-n: Csillagászat; Ûrkutatás.
A fentieken túlmenôen 8 doktorandusz, valamint 6 egyetemi hallgató témavezetését látták el.
Nemzetközi kapcsolatok
Az intézeti publikációs lista szerint tudományos eredményeinkben kiemelkedô szerepet játszanak a nemzetközi kapcsolatok. Akadémiai együttmûködések keretében tartunk kapcsolatot Észtország, Lengyelország, Mexikó, Oroszország, illetve Spanyolország csillagászaival. Kormányközi TéT egyezmények keretében a bonni Max Planck Institut für Radioastronomie-val, a párizsi IAP-val és a boulderi NOAA-val folytattunk közös kutatómunkát. A beszámolási idôszakban is részt vettünk a nyugat-európai DENIS (Deep Near-Infrared Survey) projekt munkáiban. Rendszeres kapcsolatot tartunk fenn a floridai (USA), villanovai (USA), Vanderbilt (USA), prágai (Csehország) és nagoyai (Japán) egyetemmel, valamint a varsói (Lengyelország), potsdami (NSZK), armagh-i (Észak-Írország), kanzelhöhei (Ausztria), bécsi (Ausztria), marseille-i (Franciaország), meudoni (Franciaország), pulkovoi (Oroszország) csillagászati intézetekkel.
Az Internet hálózaton keresztül elektronikusan is elérhetô ,,IAU Information Bulletin on Variable Stars'' kiadványt a Nemzetközi Csillagászati Unió megbízásából az intézet kutatói szerkesztik. Ugyancsak az IAU megbízásából készül az intézetben a most már elektronikusan is elérhetô ,,Debrecen Photoheliographic Results'' katalógus.
Mind napfizikában, mind változócsillagászatban kutatóink rendszeresen részt vettek nemzetközi észlelési kampányokban.
1997. évi tudományos teljesítményünk fôbb mutatói
Létszám 61 fô; ebbôl kutató 35 fô.
Az év folyamán megjelent összes idegen nyelvû publikáció száma 62, ebbôl nemzetközi folyóiratban 45, konferencia-kiadványban 17.
Közlésre elfogadott publikációk száma 76, ebbôl külföldi folyóiratban 38.
Megjelent könyv: 1 kötet, jegyzet: 1 kötet.
Elôadások száma 48.
Elnyert tudományos fokozat 1 PhD.
Az év folyamán oktatási tevékenységet végzôk száma 13 fô.
Összesített heti óraszám 27 óra.
Az év folyamán mûvelt OTKA témák száma 12, OMFB pályázati témák száma 2, egyéb pályázatok, együttmûködések keretében mûvelt témák száma 7.