Výsledky vedeckej práce Astronomického ústavu SAV v roku 2004:

 

Dynamické zmeny v toku medzihviezdnych prachových častíc interagujúcich so slnečnou sústavou sú spôsobené predovšetkým gravitáciou centrálneho telesa – Slnka, tlakom žiarenia a elektromagnetickými efektami. Dráhy sub-mikrometrových zrniek sú navyše ovplyvnené Lorentzovou silou, ktorá sa vo všeobecnosti prejavuje pri pohybe nabitých čiastočiek v magnetickom poli. Zvyčajne sa predpokladá, že sila radiačného tlaku pôsobí v radiálnom smere (teda od Slnka) a tak redukuje príťažlivú gravitačnú silu. Vzhľadom k nesférickému tvaru medzihviezdnych častíc sa však k radiálnej sile pridávajú aj neradiálne zložky, ktoré majú zásadný vplyv na zmenu hybnosti týchto častíc. Takým spôsobom sa stáva dynamický vývoj v systéme nesférických a sférických častíc celkom odlišným, čo má za následok evidentne rozdielne trajektórie a  rozdielnu životnosť takýchto častíc v slnečnej sústave. Podarilo sa nám dokázať, že na rozdiel od častíc ideálne sférického tvaru môžu realisticky tvarované zrnká medzihviezdneho kozmického prachu zotrvať v slnečnej sústave podstatne dlhšiu dobu ako sa predpokladalo a tak prispieť k zvýšeniu hustoty prachu v okoloslnečnej zóne. Sila radiačného tlaku sa pritom ukázala ako najdôležitejší faktor ovplyvňujúci možnosť záchytu kozmického prachu v slnečnej sústave. Následne sme tiež ukázali, že pohyb zachytených nesférických častíc prežívajúcich v slnečnej sústave môže byť charakterizovaný veličinou analogickou s tretím Keplerovým zákonom. Tento fakt je možné efektívne využiť v astrofyzikálnom modelovaní dynamiky prachových častíc v okoloslnečnej zóne. (VEGA 3024, Kocifaj, práce č. 26 a 27)

 

Interagujúce dvojhviezdy oplývajú bohatou škálou rôznych foriem okolohviezdnej hmoty či už vo forme akréčnych diskov, prúdov súvisiacich s prenosom hmoty, výtryskov či obálok. Zdrojom informácií sú spektrá a svelné krivky, no žiaľ, väčšina súčasných programov a modelov je obmedzená na štúdium geometrie problému a výpočet svetla (spektra, svetelných kriviek) z nepriehľadných objektov - jednej či dvoch deformovaných hviezd. Následne, rôzne vlastnosti tejto okolohviezdnej hmoty nie sú veľmi prebádané. Nám sa podarilo vyvinúť svojho druhu jediný program, ktorý dokáže vziať do úvahy prítomnosť čiastočne  priehľadnej okolohviezdnej látky v interagujúcej dvojhviezde. Program rieši rovnicu prenosu žiarenia pozdĺž zorného lúča v 3-rozmernom pohybujúcom sa prostredí za predpokladu lokálnej termodynamickej rovnováhy  (LTE) a dokáže započítať aj rozptyl svetla za predpokladu opticky tenkého prostredia. Výstupom môže byt spektrum objektu z ľubovoľného smeru alebo svetelná krivka. Program sme aplikovali na štúdium emisnej čiary H alfa z akrečného disku podobného tomu, ako u zákrytovej dvojhviezdy TT Hya. Disk mal v priereze tvar kruhovej výseče a Kepplerovské rýchlostné pole. Zistili sme, že vypočítaná  spektrálna čiara H alfa má formu emisie s dvomi vrcholmi a centrálnou depresiou, čo kvalitatívne zodpovedá pozorovanému tvaru spektrálnej čiary. Hĺbka depresie závisí najmä od teploty a sklonu disku. Vzdialenosť medzi vrcholmi emisie je ovplyvnená najmä vonkajším polomerom disku, sklonom a radiálnym gradientom hustoty v disku. Výška emisie je daná najma teplotou a hustotou disku. Predpokladalo sa chemické zloženie disku ako na Slnku. Začína sa éra modelovania skutočných pozorovaných emisných čiar v interagujúcich dvojhviezdach. (NSF DGE-0312144, Budaj, práca č. 12)

 

Výskum transferových dráh medzi Jupiterovou rodinou komét a dráhami podobnými dráhe Enckeho kométy ukázal, že niektoré modelové dráhy Jupiterovej rodiny komét sa zmenia na dráhy typu Enckeho kométy za čas, porovnateľný s periódou aktivity typickej krátkoperiodickej kométy. Kľúčovým faktorom pre zmenu dráhy Jupiterovej rodiny na dráhu typu Enckeho kométy sú rezonancie a negravitačné sily. (VEGA 4002, Pittich, práca č. 33)

 

Využitím novopublikovanej Lynchovej metódy bola vyhodnotená štatistická významnosť korelácie medzi pozorovanou postupnosťou stredných heliocentrických dráh planét a mocninným radom. Pre 8 známych planetárnych vzdialeností (Merkúr až Neptún) s pridanou strednou vzdialenosťou asteroidov sa ukázalo, že pozorovaná zhoda zodpovedá oveľa viac náhode ako zákonitosti. Opak je pravdou v prípade, ak sa vynechá vzdialenosť Zeme, čo naznačuje pekuliárne postavenie jej dráhy. (VEGA 4012, Neslušan, práca č. 29)

 

Uskutočnila sa analýza spoločných radarových pozorovaní meteorických rojov na základni Lecce-Bologna-Modra z obdobia r. 1996-2002 pre roj Leoníd a 1997-2004 pre roj Quadrantíd. Pozorovania presvedčivo ukázali vláknitú štruktúru prúdov a zmenu hmotového indexu. Najvýraznejšie maximum hmotnejších častíc v prúde Quadrantíd bolo zistené v r. 1997. (VEGA 3024, Porubčan, Hajduk, práce č. 34 a 37)

 

Riešil sa problém dynamickej stability extra-solárnych planét v dvojhviezdnych sústavách v rámci obecného problému troch telies. Pritom sa použil Hamiltonián bez krátkoperiodických členov, ktoré boli vylúčené metódou von Zeipela. Ukázalo sa, že vypracovaná analytická metóda vhodne popisuje pohyb extra-solárnych planét a dáva porovnateľné výsledky s numerickou integráciou pohybových rovníc. Teória bola aplikovaná na dvojhviezdne systémy Gliese 86, gama Cephei a 61 Cygni. (VEGA 4002, Pittich,  Solovaya, práca č. 48)

           

Uskutočnila sa analýza poruchy od galaktických slapov na kométy v Oortovom oblaku s ohľadom na stanovenie radiálnej štruktúry tohto útvaru a odhadu jeho populácie. V rámci práce bola nájdená frekvencia prechodu dlhoperiodických komét planetárnou oblasťou ako funkcia perihéliovej vzdialenosti komét q za predpokladu, že q je v tejto oblasti rozdelené lineárne. (VEGA 4012, Neslušan, Jakubík, práca č. 30)

 

V rámci získavania astrometrických polôh vybraných komét a asteroidov bolo napozo-rovaných a zredukovaných 70 polôh komét a 480 polôh malých planét (VEGA 4012, Svoreň, Neslušan, Husárik, Červák, Rychtarčík, Jakubík, Ambróz, Kaňuchová, práce č. 49, 75 a 76)

Analýzou meteoritu Fermo (Taliansko) boli odvodené dosiaľ neanalyzované vlastnosti tohto meteoritu a uskutočnené porovnanie s inými známymi chondritmi. (VEGA 3024, Kapišinský, práca č. 63)

 

Využitím meteorickej databanky IAU sa zistilo, že doterajšie hodnotenia výskytu interstelárnych meteoroidov sú precenené o viac než 1 rád v oblasti skúmaných fotografických ako aj radarových magnitúd. (VEGA 3024, Hajduková, práce č.  59 a 60)

 

V rámci analýzy vplyvu prístrojových a ďalších faktorov na škály jasností komét bola podrobne analyzovaná veličina DC - stupeň kondenzácie kometárneho obrazu. Namiesto nejednoznačných kvalitatívnych definícií jednotlivých stupňov bola navrhnutá kvantitatívna metóda na ich stanovenie. (VEGA 4012, Svoreň, Husárik, práca č. 73)

 

Bol študovaný špecifický model Kremonovského časo-priestoru v rámci ktorého existuje možnosť, že signatúra Vesmíru v jeho rannom štádiu mohla byť opačná, ako pozorujeme teraz.  (EGIDE 411867G, Saniga, práca č. 42)

 

Bola vyslovená hypotéza, že maximálne sústavy vzájomne nepredpojatých báz v Hilbertovom priestore dimenzie n existujú len vtedy, ak existujú konečné projektívne roviny radu n. (EGIDE 411867G, Saniga, práca č. 41)

Na základe analýzy koronálneho indexu v rokoch 1939-2001 sa určila dlhodobá variácia svietivosti zelenej (530,3 nm) koróny, ktorá v maxime niektorých cyklov slnečnej aktivity nie je v súlade s výskytom slnečných škvŕn. V priebehu koronálneho indexu bola pomocou Fourierovej analýzy nájdená nielen základná 27,3 dňová rotácia koróny, ale aj podružné rotačné rýchlosti okolo 25 a 33 dní.(VEGA 4011, Rušin, Minarovjech, práca č. 38)

 

Na základe údajov o rozptýlenom svetle (aureole), ktoré sa súbežne získavajú s pozorovaním intenzít zelenej (530,3 nm) koróny na koronálnej stanici Lomnický štít, sa vyvrátila hypotéza, podľa ktorej intenzita rozptýleného svetla v zemskej atmosfére sa mení v závislosti od stavu slnečnej aktivity. (VEGA 4011, Rušin Minarovjech, práca č. 40)

 

Porovnaním denných hodnôt koronálnych dier, určených podľa intenzít z homogénneho radu intenzít zelenej koróny v rokoch 1953-2002 a kozmického žiarenia sa našla veľmi dobrá korelácia medzi oboma študovanými parametrami. „Koronálne diery“ sa vyskytujú asi o 200-270 dní skôr, s maximom 230 dní, ako je vzrast kozmického žiarenia, čo umožňuje s vysokou pravdepodobnosťou predpovedať hladinu kozmického žiarenia. (Slovensko-čínsky projekt 11-2-15, Minarovjech, Rušin, Kollár, práca č. 28)

 

Analýzou pozorovaní slnečnej fotosféry bol získaný pozorovací dôkaz existencie rázových vĺn v slnečnej fotosfére, ktoré vznikajú na hraniciach granúl. Po prvýkrát bol dokumentovaný vývoj takéhoto javu a jeho súvis s koncentráciou magnetického toku v medzigranulárnom priestore. Porovnanie pozorovaného prejavu rázovej vlny v spektrálnom profile čiary ionizovaného železa s výsledkami numerického magnetohydrodynamického modelovania slnečnej fotosféry vedie k významnej zhode, ktorá je dôležitým overením výsledkov numerických simulácií konvekcie na povrchu Slnka. (DFG 436 SLK113/7/0-1, Rybák, Kučera, práca č. 39)

 

Na základe spektroskopie z obdobia 1996-2000 boli odhadnuté vlastnosti a štruktúra atmosféry hlavnej zložky dvojhviezdy UZ Lib. Hlavná zložka je červený obor s rýchlou rotáciou a škvrnami v atmosfére, druhá zložka má podstatne menšiu svietivosť. Statické, sférické modely odhalili základné vertikálne členenie atmosféry hlavnej zložky na: fotosféru, chromosféru a korónu, sporadické energetické vzplanutia a komplexné rýchlostné polia. (Zboril, práca č. 54)

 

Dlhodobý nárast orbitálnej periódy kontaktnej dvojhviezdy AK Her v rokoch 1892-2003 bol vysvetlený prenosom hmoty medzi zložkami sústavy alebo prítomnosťou tretieho telesa v sústave. 57 ročná modulácia tohto nárastu je dôsledkom prítomnosti štvrtého telesa v sústave o hmotnosti 0,22 hmotností Slnka. 17,7 ročné variácie orbitálnej periódy boli vysvetlené cyklickými zmenami výskytu škvŕn na povrchu kontaktnej dvojhviezdy. (VEGA 4014, Chochol  a Pribulla, práca č. 10)

 

Z analýzy dlhodobej fotometrie symbiotickej novy HM Sge získanej v rokoch 1975-2003 bolo ukázané, že po vzplanutí novy s maximum jasnosti v auguste 1975 došlo k dvom minimám jasnosti v dĺžke trvania 750 a 2100 dní. Prvé minimum bolo vysvetlené zákrytom horúcej zložky červeným obrom typu Mira. Mirida bola zodpovedná aj za druhé minimum (detegované len v U oblasti), keď zakrývala horúcu oblasť vzniknutú zrážkou vetrov zložiek.  (APVT-20-014402, Chochol, Pribulla, práca č. 23)

 

Dlhodobá fotometria klasickej novy V723 Cas a symbiotických nov V1329 Cyg, PU Vul, V1016 Cyg a HM Sge bola využitá na diskusiu ich orbitálnych periód. Boli predložené argumenty v prospech prítomnosti tretích telies v týchto sústavách a diskutované fyzikálne procesy zodpovedné za zmeny jasnosti zložiek sústav (APVT-20-014402, Chochol, Pribulla, Vaňko, práca č. 24)

 

Dokázala sa prítomnosť tretieho telesa v polodotykovej dvojhviezdnej sústave UX Her. Určili sa dráhové elementy a stanovila minimálna hmotnosť tretieho telesa. (VEGA 4014,  Tremko a Pribulla, práca č. 51)

 

Fotometrické pozorovania 15 symbiotických hviezd urobené prevažne na observatóriách  Skalnaté pleso a Stará Lesná ukázali neočakávané zmeny v ich svetelných krivkách: vzplanutia, vlnové variácie a zákrytové javy. (VEGA 4014, Skopal, Pribulla, Vaňko, práca č. 46)

 

Bol skúmaný efekt emisných čiar v spektrách symbiotických hviezd a nov počas ich nebulárnych fáz. Pre symbiotickú novu V1016 Cyg sa zistilo, že 68, 78 a 66 percent pozorovaného toku žiarenia v U, B a V filtroch je vyžarované v emisných čiarách. ( APVT – 20 – 014402, Skopal, práca č. 43)

 

V rámci fotometrického výskumu symbiotických hviezd bola diskutovaná podstata periodických zmien jasnosti viazaná orbitálnym pohybom zložiek dvojhviezdy a popísaný efekt zdanlivých zmien obežných periód. (VEGA 4014, Skopal, práca č. 44)

 

Model rozdelenia energie v ultrafialovej, optickej a infračervenej oblasti spektra symbiotických hviezd BF Cyg a AG Dra počas ich aktívnych fáz identifikoval dva typy vzplanutí. (VEGA 4014, Skopal, práca č. 45)

 

UBVRI CCD pozorovaniami symbiotickej novy V1329 Cygni, získanými 50cm ďalekohľadom v Starej Lesnej sme v auguste 2004  zaznamenali prudké zjasnenie objektu najvýraznejšie v U filtri (0.41 mag). Jedná sa o prvé podobné zjasnenie u tohto objektu (okrem hlavného vzplanutia). Pokles jasnosti na pôvodnú úroveň trval zhruba 3 mesiace.

( VEGA 4014, Pribulla, Chochol a Vaňko, práca č. 71)

 

Bolo zistené, že hĺbka miním zákrytovej sústavy V685 Cen zistená pozorovaniami z databázy ASAS 3 a Hipparcos a staršími pozorovaniami publikovanými v práci van Houtena et al. (2003) sa výrazne zmenila. Pozorovací fakt bol interpretovaný precesiou roviny dráhy dvojhviezdy vyvolanej prítomnosťou tretej zložky v relatívne tesnej trojhviezde. Rýchlosť precesie naznačuje, že orbitálna perióda tretej zložky je kratšia ako jeden rok a precesná perióda je niekoľko sto rokov. Predpoklad tretieho svetla výrazne zlepšil riešenia svetelnej krivky. (VEGA 4014, Pribulla, Chochol, práca č. 67)

 

Svetelné krivky kontaktných dvojhviezd YY CrB EQ Tau boli analyzované programom ROCHE, ktorého autorom je T. Pribulla. Svetelná krivka YY CrB je prvou pozemskou svetelnou krivkou vôbec. Po analýze boli získané fotometrické elementy sústav. Po prebratí spektroskoipických elementov z literatúry, v kombinácii s fotometrickými elementami boli vypočítané absolútne parametre sústav. Na základe týchto výpočtov boli zostrojené 3D modely dvojhviezd a bol diskutovaný ich evolučný stav. (APVT-20-014402, Vaňko, Pribulla, Chochol, práca č. 52)

 

Bol objavený nový zákrytový symbiotický systém YY Her a  detailne odpozorované sekundárne minimum. Na základe CCD fotometrických pozorovaní v BVRI farbách bola po období primárneho minima zaregistrovaná zvýšená fotometrická aktivita v sústave s následným vzplanutím. Bola spočítaná energetická bilancia a časové škály uvedených javov. V rámci medzinárodnej fotometrickej kampane sa získal pozorovací materiál na observatóriách v Českej republike a na Slovensku. (Projekty INTEGRAL a APVT-51-000802, Hric, práce č. 21 a 22)

 

Na základe CCD fotometrických a spektroskopických pozorovaní Novy Aql 1999 (V1493 Aql) bola určená orbitálna perióda sústavy s hodnotou 3,7 hod, extrémne veľká vzdialenosť novy 34,4 ± 6,2 kpc a expanzná rýchlosť obálky 1660 ± 60 km/s. (VEGA 4015, Hric, práca č. 16)

 

Fotometrické a spektroskopické pozorovania hviezdy HD 6226 viedli k objavu, že ide o novú jasnú Be hviezdu so zrejmou koreláciou medzi jej premenlivou jasnosťou a intenzitou emisných spektrálnych čiar. Charakteristiky pozorovaných fotometrických a spektroskopic-kých zmien zaraďujú túto hviezdu do skupiny Be hviezd typu Gama CMa. (VEGA 3014, Žižňovský, práca č. 11)

 

Na analýzu CCD spektier extrémne héliovej sdO hviezdy BD+254655 sme použili NLTE model atmosféry a určili základné parametre hviezdy.(VEGA 3014, Budaj, práca č. 13)

 

Analyzovali sa Zeemanovské spektrá Am dvojhviezdy HR 6611, existencia premenlivého magnetického poľa sa však jednoznačne nepreukázala (VEGA 3014, Zverko, Žižňovský, práca č. 82)

 

Pozorované zmeny v spetrálnych čiarach kovov v okolí čiary H-alfa sme vysvetlili rotáciou hviezdy s nerovnomerným rozložením chemických prvkov na povrchu chladnej chemicky pekuliárnej hviezdy HR 3831 (VEGA 3014, Žižňovský, Zverko, práca č. 55)

 

Na vysokodisperzných spektrách Am dvojhviezdy HD 861 boli objavené veľmi slabé spektrálne čiary sekundárnej zložky systému. Rotačná rýchlosť sekundárnej zložky je podstatne nižšia ako u primárnej zložky. Pomer hmotností zložiek je 2:1. (VEGA 3014, Budaj, práca č. 57)