Projekta nosaukums “Saules masas, vēlas evolūcijas stadijas zvaigžņu un Saules sistēmas mazo ķermeņu pētījums”

Apstiprinātais finansējums: 8 500 EUR

Projekta vadītājs: Dr.phys. Ilgmārs Eglītis, LU Astronomijas institūta vadošais pētnieks

Projekta rezultāti

Saules sistēmas mazo planētu un pavadoņu virsmas ir pārklātas ar lielu daudzumu asteroīdu radīto krāteru. Katru dienu Zeme tiek bombardēta ar vairāk nekā 100 tonnām putekļu un milimetru lielām kosmiskām daļiņām. Apmēram reizi gadā divu metru liela izmēra asteroīds ietriecas Zemes atmosfērā, nereti radot bolīda notikumu, jo Apmēram ik pēc pieciem gadiem notiek Čeļabinskas lieluma sadursme (skat. 1.att.), tāpēc projekta rezultāti dod nozīmīgu ieguldījumu starptautiskā plānā – līdz 2021 gadam apzināt bīstamos asteroīdus 90% līmenī. Pašlaik pēc Mazo planētu Centra datiem bīstamo asteroīdu apzināšanas līmenis tiek vērtēts ar 25%, tāpēc priekšā vēl stāv liels pētniecības darbs.

Projekta izpildes laikā piesaistīti astronomiskajiem pētījumiem 5 jaunie speciālisti, izstrādājot 2 bakalaura un 1 maģistra darbus. 2 turpina studijas bakalaura un 1 maģistra programmā.

Publicēti 24 zinātniskās publikācijas, veikti 5 ziņojumi starptautiskās konferencēs.

Projekta rezultāti tika augsti novērtēti LZA izsludinātajā labāko zinātnisko pētījumu konkursā tos ierindojot starp 11 labākajiem 2016.gada pētījumiem.

Projekta rezultāti ļāva piesaistīt uz trīs gadiem Saules sistēmas mazo objektu pētījumiem Latvijas Zinātnes Padomes līdzekļus.

Projekta 4 gados iegūtas 4375 asteroīdu pozīciju novērojumi ar Baldones Šmita teleskopu. Precizētas 1877 jau zināmu asteroīdu orbītas.

Atklāti 35 jauni asteroīdi, kuri reģistrēti Mazo Planētu Centra datu bāzē ar pagaidu nosaukumiem: 2015 TW238, 2015 TN260, 2015 TC23, 2015 TO260, 2015 TQ260, 2015 TG350; 2015 TC350; 2017 SV33; 2017 SV33; 2017 SW33; 2017 SX33; 2017 SY33; 2017 SO42; 2017 UT9;  2017 UU9; 2017 UO11;  2017 UP11;  2017 UQ11;  2017 UR11; 2017 UR11; 2017 US11;  2017 UT11;  2017 UV11; 2017 UW11;  2017 UX11;  2017 UY11;  2017 UJ15;  2017 UK15; 2017 UL15; 2017 UL15;  2018 GX8;  2018 RG17; 2018 RH17; 2018 FU25; 2018 FV25; 2018 GU6; 2018 GV6.

Starptautiskā Astronomu Savienības  CSBN (Committee on Small Body Nomenclature) apstiprināja asteroīdam Nr 352646 = 2008 OZ1 nosaukumu “Blumbahs”,  asteroīdam Nr 332530 = 2008 OS18 nosaukums “Canders”,  asteroīdam Nr 428694 = 2008 OS9 nosaukums “Saule”,  asteroīdam 2009 HW20=Nr457743 piešķirts vārds “Balklavs” un  asteroīdam Nr 320153 = 2007 FU20 nosaukums “Eglitis” (pēdējais ir sadarbības partneru no Viļņas Universitātes Teorētiskās Fizikas un Astronomijas institūta veltījums LU Astronomijas institūta astronomam Ilgmāram Eglītim saistībā ar  panākumiem Saules sistēmas mazo ķermeņu pētniecībā).

Iegūtas trīs Plutona pozīciju mērījumi, saistībā ar dalību Pluto New Horizons misssion projektā “Eart-Based observing Campaign” (http://guinan.space.swri.edu/nhcs/campaignobjectives=20). Plutona novērojumi ir svarīgi, jo precīzie  astronomiskie novērojumi pašreiz pārsedz apmēram tikai trešo daļu no orbītas kopš Plutona atklāšanas.

Iegūti  87 asteroīdu un 2 komētu pozīciju mērījumi, analizējot Šmidta teleskopa arhīva 152 digitalizēto astroplašu skanus. Svarīgi, ka 30 asteroīdiem veikti novērojumi ilgi pirms to atklāšanas datuma, 12 asteroīdiem tie ir pirmie novērojumi pasaulē un lielākai daļai no šiem asteroīdiem ir pēc Mazo Planētu Centra datiem nepietiekams novērojumu skaits, lai to orbīta būtu noteiktas ar pietiekami augstu precizitāti.

Oglekļa (C) zvaigznes ir neparastas, vēla tipa sarkanas milzu zvaigznes - maiņzvaigznes ar Saulei tuvu masu (skat. 2.att.), kuru atmosfērās ir lielāks oglekļa saturs nekā skābekļa, un viss skābeklis tajās pamatā ir oglekļa savienojumu veidā. Spektros to novēro kā oglekļa savienojumu– C2, CO, CN molekulu absorbcijas joslas (skat. 3.att). Lielākā daļa oglekļa zvaigžņu ir mainīga spožuma objekti. Nestacionārie procesi šajās zvaigznēs noved pie matērijas noplūdes, veidojot apzvaigžņu putekļu apvalkus -  miglājus bagātus ar oglekli – rajonus kosmosā ar lielu dzīvībai svarīgā elementa koncentrāciju.   Projekta laikā iegūti 782 četrgrādu prizmas novērojumi ar Baldones Šmidta teleskopu. Tika atklātas 23 jaunas oglekļa zvaigznes un izanalizēti  62 jau zināmu oglekļa zvaigžņu spektri. Noteikts pētīto oglekļa zvaigžņu absolūtais lielums, attālums no Saules un virsmas efektīvās temperatūras. 4.att. parādīts atrasto C zvaigžņu izvietojums Hercšprunga-Rasela diagrammā, dodot priekšstatu, kādā evolūcijas stadijā atrodas pētītās oglekļa zvaigznes. 5.att parādīts jaunatklāto C zvaigžņu izvietojums mūsu Galaktikā. Svarīgi atzīmēt, ka šie fundamentālie zvaigžņu parametri iegūti, izmantojot nelielas izšķirtspējas spektrālos novērojumus, parādot Baldones observatorijā izstrādātās metodikas efektivitāti C zvaigžņu izpētē.  Par šo tēmu ir izstrādāts bakalaura darbs un izstrādes procesā ir bakalaura un maģistra darbi.

Novērojumi, kuri  iegūti ar La Palmā, Spānija izvietoto Ziemeļvalstu Optisko teleskopu, tika izmantoti 31 ūdeņraža  džetu mezglu (2, 4, 6, 8 un 10 gadu periodā) telpiskās kustības analīzei. Atrasts, ka 10 gadu laika posmā to tipiskais tangenciālais ātrums ir aptuveni 50 km/s, bet īsākos laika posmos dažiem mezgliem ātrums sasniedz pat  300 km/s. Balstoties uz džetu morfoloģiju, informāciju par ātrumiem, un zināmo protozvaigžņu izvietojumu, saprotams, ka pastāv vismaz trīs stipri izteiktas plūsmas, viena 0 klases un divas I klases. Ir noteikts, ka 0 klases strūklām ir lielāki ātrumi nekā divām I klases strūklām, kamēr to bolometriskā starjauda ir aptuveni vienāda. Rezultāti publicēti starptautiski recenzētā žurnālā Astronomy & Astrophysics.

Veikta augstas izšķirtspējas (R=67000) spektroskopija maz pētītai ļoti metālnabadzīgai zvaigznei HE 0056-3022. Rezultāti par tās ķīmisko sastāvu un atmosfēras parametriem tika apkopoti un analizēti, lai noskaidrotu zvaigznes evolūcijas statusu un zvaigznē notiekošo nukleosintēžu kopumu. Tika noteikts, ka dzelzs saturs ir  [Fe / H] = -3,25 Dex. Tas apstiprina, ka zvaigzne HE 0056-3022 ir ar ekstremālu dzelzs iztrūkumu. No citu ķīmisko elementu analīzes rezultātiem tika secināts, ka zvaigzne, visticamāk, ir uz Sarkanā Milžu Zara (RGB) un tās kodolā notiek Hēlija uzliesmojumi. Zvaigznes atmosfēra ir bagātināta ar alfa elementiem, jo īpaši skābekli ar [O / Fe] = +1.45.  Ķīmisko elementu kopums pieļauj arī zvaigznes bināro izcelsmi. Ķīmiskā sastāva aprēķināšanai tika izmantoti ATLAS 9 plakanparalēlie atmosfēras modeļi, ar termodinamiskā līdzsvara aproksimāciju. Analizēto spektrālo līniju sarakstus, kuros ietvertas neblendētas atomu līnijas, tika izmantoti jaunākie dati par atomu un jonu   spektrāllīnijām no VALD, DREM un NIST datubāzēm, kā arī jaunākajām zinātniskajām publikācijām. Molekulu spektrālo līniju saraksti CO, C2, CN, CH, MgH, SiH, NH, SiO molekulām tika apkopoti no Kurucz datubāzes, Jorgensena SCAN datu bāzes un O.Zamoras kompilācijas, kas pašreiz ir precīzākie spektrālo līniju saraksti šīm molekulām.