Premenné hviezdy a interagujúce dvojhviezdy


RNDr. Drahomír Chochol, DrSc.

Astronomický ústav SAV


Jednou z najdôležitejších metód astrofyzikálneho výskumu je štúdium premennosti hviezd, čiže zmien ich jasnosti súvisiacich s fyzikálnou premennosťou (pulzácie, vzplanutia, vznik a vývoj aktívnych oblastí na ich povrchu) alebo geometrickou premennosťou objektu voči pozorovateľovi (rotácia hviezd s nerovnomerným rozložením jasu na ich povrchu; zákryty zložiek dvojhviezdy). Na základe detailného štúdia zmien jasnosti je možné nielen odhaliť príčinu premennosti ale aj určiť základné parametre hviezd, dvojhviezd, prípadne viacnásobných hviezdnych sústav.

Prvé pozorovania premenných hviezd sa na Astronomickom ústave SAV uskutočnili v 50. rokoch minulého storočia. Išlo o vizuálne odhady jasnosti dlhoperiodických pulzujúcich hviezd a fotografické pozorovania krátkoperiodických pulzujúcich hviezd a nov využitím Newtonovho ohniska Zeissovho 60 cm staroďalského reflektora a 11cm Tessaru na observatóriu Skalnaté pleso. Z prvých výsledkov výskumu treba spomenúť upresenie periódy krátkoperiodickej cefeidy YZ Boo a pozorovanie vzplanutia rekurentnej novy RS Oph v r. 1958 a klasickej novy V446 Her v r. 1960.


1. Prístrojová technika


a) Fotoelektrická a CCD fotometria


Významný pokrok v pozorovaní premenných hviezd na Skalnatom plese nastal v r. 1961, keď pracovníci ústavu umiestnili do Newtonovho ohniska 60 cm reflektora fotoelektrický fotometer - prístroj, umožňujúci meranie jasnosti hviezd v U,B a V oblasti spektra. Jeho optická časť bola skonštruovaná v Ústave merania a meracej techniky SAV v Bratislave, elektronická časť na Skalnatom plese. V roku 1965 vyrobili v dielňach Karlovej Univerzity v Prahe podľa návrhu dr. P.Mayera novú optickú časť fotometra, ktorá už bola umiestnená v Cassegrainovom ohnisku 60 cm reflektora. Súčasne firma Metra Blansko vyrobila špeciálne pre účely fotolektrickej fotometrie na Skalnatom plese meraciu ústredňu UM-10, ktorá okrem spracovania signálu prevádzala aj zápis pozorovacích údajov v digitálnej forme. Ústredňa pracovala až do roku 1975, keď v dôsledku nedostatku náhradných súčiastok, ktoré sa prestali vyrábať, musela byť nahradená novým elektronickým zariadením vyvinutým v spolupráci s Katedrou rádioelektroniky Elektrotechnickej fakulty SVŠT v Bratislave. Záznam signálu sa prevádzal striedavo analógovými zapisovačmi EZ-4 a TZ 21S.

V roku 1978 došlo k výmene pôvodného ďalekohľadu novým 60cm reflektorom od firmy Zeiss, Mayerov fotometer však zostal naďalej v prevádzke až do roku 1993, keď bol nahradený komerčným fotoelektrickým fotometrom SSP-5A americkej výroby, citlivým aj v blízkej infračervenej R oblasti spektra. Rozvoj výpočtovej techniky v 80. rokoch umožnil postupný prechod na ovládanie fotometra a záznam napozorovaných údajov pomocou počítača. V r. 1988 bola na pointér reflekora nainštalovaná citlivá TV kamera, ktorá sníma hviezdy do 12 mag v priamom režime a umožňuje pohodlné diaľkové ovládanie ďalekohľadu z miestnosti, kde je umiestnený počítač.

V roku 1987 sme uviedli do prevádzky na observatóriu v Starej Lesnej nový 60cm ďalekohľad firmy Zeiss vybavený Mayerovým fotometrom vyrobeným v dielňach KU v Prahe. Pôvodná TV kamera z r. 1988, umiestnená na pointéri reflektora, bola nahradená novou, získanou v r. 2000 z Nadácie Alexanda von Humboldta, ktorá sníma hviezdy až do 14. magnitúdy, čím umožňuje UBV fotometriu slabších objektov. Ovládanie fotometra a zápis údajov sa od začiatku robí výlučne pomocou počítačov.




Text k obrázku: Staroďalský 0,6-m ďalekohľad používaný takmer 2 desaťročia na fotometrické merania.


V decembri 2002 sme z investičných protriedkov SAV zakúpili do Starej Lesnej nový 50cm ďalekohľad vyrobený J.Drbohlavom. V Newtonovom ohnisku je umiestnená moderná CCD kamera firmy SBIG zcitlivená na U oblasť, ktorá umožňuje CCD fotometriu v U,B,V,R a I oblasti spektra. Prevádzka ďalekohľadu je na najbližšie dva roky zabezpečená ApVT grantom: "Fotometria interagujúcich dvojhviezd". Zber a spracovanie enormného množstva dát zo CCD kamery je zabezpečovaný výkonným počítačom Pentium III. Na spracovanie údajov z fotometrov máme k dispozícii vlastné počítačové programy, na spracovanie dát zo CCD kamery využívame upravené balíky programov MIDAS.

Presný čas na oboch observatóriách bol v minulosti zabezpečovaný príjmom rádiového signálu československého vysielača OMA-50 Liblice. Po zániku vysielača je presný čas v Starej Lesnej zabezpečný prijímačom GPS a na Skalnatom plese prostredníctvom NTP protokolu z internetu. V tomto roku bude prijímač GPS k dispozícii aj na Skalnatom plese.

Našu fotometriu doplňujeme fotoelektrickou a CCD fotometriou získanou na observatóriách na Slovensku (Hlohovec, Roztoky) a observatóriu Kryonerion v Grécku, kde naši pracovníci namontovali fotoelektrický fotometer vyrobený dr. P.Mayerom. Celý rad fotometrických pozorovaní bol získaný v rámci medzinárodnej spolupráce a pozorovacích kampaní, ktoré sme zorganizovali.


b) Spektroskopia, rádiové a optické snímky


Samotná fotoelektrická fotometria nie je postačujúca na vypracovanie adekvátnych modelov pulzujúcich a interagujúcich dvojhviezd. Na odhalenie príčin premennosti hviezd, výpočet základných parametrov dvojhviezd a štúdium procesov interakcie, akrécie a odtoku hmoty z dvojhviezd je nevyhnutná spektroskopia v optickej a ultrafialovej oblasti. Pred rozdelením Československa sme využívali na spektroskopické pozorovania hlavne 2m ďalekohľad v Ondřejove. Významnú časť spektroskopického pozorovacieho materiálu získavame v rámci medzinárodnej spolupráce. Materiál v ultrafialovej oblasti spektra poskytuje archív družice IUE, ktorá pracovala v rokoch 1978-1996. Touto družicou riadenou zo satelitného strediska Vilspa v Španielsku získali pracovníci ústavu vlastné UV pozorovania symbiotickej hviezdy CH Cygni. Pre štúdium odtoku hmoty z nov a symbiotických hviezd po ich vzplanutí majú veľký význam priame optické a UV snímky expandujúcich obálok týchto objektov získavané Hubbleovým vesmírnym ďalekohľadom (HST). Tieto snímky, získané priamym zadaním, prípadne z archívu HST ďalekohľadu, sme využili pri štúdiu symbiotickej hviezdy CH Cygni a klasickej novy V1974 Cygni. Spolupráca s Anglickom umožnila prístup k rádiovým snímkom expandujúcich obálok symbiotickej hviezdy CH Cygni a klasickej novy V723 Cas získaných rádioteleskopmi VLA a MERLIN.


2. Vedecký program a výsledky


Už prvé fotoelektrické pozorovania uskutočnené na Skalnatom Plese ukázali, že ich presnosť vzhľadom na problematické stredoeurópske atmosferické podmienky nedosahuje požiadavky kladené na absolútnu fotometriu hviezd. Z tohto dôvodu bol program výskumu od počiatku orientovaný na diferenciálnu fotometriu premenných hviezd. Zmeny jasnosti premennej hviezdy sa určujú voči porovnávacej hviezde, ktorá svoju jasnosť nemení. Aby sme získali priebeh týchto zmien – svetelnú krivku, musíme odrátať nielen jasnosť porovnávacej hviezdy, ale zohľadniť aj vplyv extinkcie spôsobený atmosférou. Zavedením fotoelektrickej fotometrie premenných hviezd sa o rád zvýšila presnosť určenia zmien ich jasnosti v porovnaní s fotografickou fotometriou.

Cieľom fotometrie premmených hviezd je získať svetelnú krivku v priebehu celej pulzačnej alebo orbitálnej periódy. Vzhľadom na periodicitu deja je možné úplne pokryť pozorovaniami celú svetelnú krivku, prípadne študovať aj dlhodobé zmeny svetelných kriviek

pulzujúcich hviezd a zákrytových dvojhviezd. Analýza svetelných kriviek zákrytových dvojhviezd matematickými metódami poskytuje fotometrické elementy: relatívne polomery a svietivosti zložiek a uhol sklonu dráhy dvojhviezdy. V súčasnosti používame na výpočet elementov počítačový program vypracovaný v r.1971-3 R. Wilsonom a E. Devinneyom, ktorý dr. Wilson sústavne vylepšuje. Ak sú pre obe zložky dostupné zo spektroskopie aj krivky radiálnych rýchlostí, je možné určiť základné parametre: hmotnosti, polomery a svietivosti zložiek a ich vzájomnú vzdialenosť. Veľmi dôležitú informáciu poskytujú aj okamihy miním zákrytových dvojhviezd. Ich dlhodobé štúdium umožňuje zistiť zmeny orbitálnej periódy spôsobené prítomnosťou tretieho telesa, stáčaním priamky apsíd, prenosom hmoty medzi zložkami sústavy, prípadne odtokom hmoty zo sústavy.



Text k obrázku: SED v AR Pavonis. Rekonštrukcia rozdelenia energie spojitého žiarenia symbiotickej dvojhviezdy AR Pav v ultrafialovej až infračervenej oblasti spektra. Pozorované toky žiarenia mimo zákrytov (plné krúžky) sú výsledkom superpozície svetelných príspevkov od rozsiahleho akrečného disku (AD) obklopujúceho hviezdu hlavnej postupnosti, červeného obra (G) a hmloviny vysokej elektrónovej teploty (N), ktorá je vidieť len počas zákrytu (merania sú označené *). Hmlovina je teda rozložená vysoko nad akrečným diskom. Výsledné modelové svetlo reprezentuje tučná čiara (mimo zákrytov), resp. prerušovaná čiara (počas zákrytov). Zhoda s ozorovaniami je veľmi dobrá. Fyzikálne parametre jednotlivých zložiek žiarenia sú uvedené v pravom hornom rohu.


a) pulzujúce hviezdy


Prvými objektami fotoelektrického výskumu na Skalnatom plese sa stali premenné hviezdy typu RR Lyrae (krátkoperiodické cefeidy) - pulzujúci obri spektrálnych typov A-F s periódami v rozsahu 0.05-1.2 dní a amplitúdami zmien 0.5-1.5 mag. Niektoré z nich javia dlhoperiodické variácie tvaru a amplitúdy svetelnej krivky - Blažkov efekt. Počas ich výskumu boli upresnené periódy pulzácií YZ Boo, BS Aqr, TT Lyn a W CVn a detegovaný Blažkov efekt u objektu RU Psc.


b) klasické tesné dvojhviezdy


Koncom 60. rokov sa pracovníci ústavu v spolupráci s kanadským astronómom slovenského pôvodu prof. G. Bakošom, brnenskými astronómami prof. M.Vetešníkom a dr. J. Papouškom a neskoršie poľským astronómom prof. J. Kreinerom začali zaoberať výskumom zákrytových dvojhviezd, s dôrazom na tesné dvojhviezdy typu Algol s orbitálnymi periódami v rozmedzí od necelého dňa do niekoľkých dní a kontaktné dvojhviezdy typu W UMa s orbitálnymi periódami v rozmedzí 5-18 hodín. Algoly sú interagujúce dvojhviezdy, v ktorých menej hmotná zložka vyplňuje svoj kritický provrch (Rocheovu hranicu), pričom dochádza k prenosu hmoty na hmotnejšiu zložku, prípadne k odtoku hmoty zo sústavy. U kontaktných dvojhviezd obe zložky vypĺňajú Rocheovu hranicu. Prenos hmoty medzi zložkami spôsobuje celý rad efektov, ktoré je možné detegovať na svetelných krivkách, prípadne polohách miním. V sústave U Cep bolo zistené, že pri prenose hmoty sa mení tvar svetelnej krivky počas zákrytu a okamihy miním vykazujú veľký rozptyl. Zmeny orbitálnej periódy TW Dra a TX UMa boli vysvetlené prenosom hmoty medzi zložkami. Zmeny tvaru svetelných kriviek boli zistené aj u kontaktnej sústavy AW UMa. Pre viaceré sústavy boli určené fotometrické elementy: MY Cyg, TX UMa, TV Cas, SW Lyn, RZ Dra. Dlhodobý výskum okamihov miním viedol k detekcii tretích telies, napr. v sústavách IU Aur, ZZ Cas, SW Lyn. Pracovníci ústavu skúmali tiež polodotykovú dvojhviezdu β Lyrae. Fotometricky detegovali plynné prúdy v sústave, v spektrách objektu rozlíšili spektrálne čiary primárnej zložky od čiar obálky a modelovali profily spektrálnych čiar. Výskum pokračoval detekciou tretích telies v sústavách SZ Cam a AR Aur a rozšírením záberu štúdia interagujúcich dvojhviezd na AsÚ SAV o dlhoperiodické sústavy. K najzávažnejším výsledkom založeným na fotoelektrickej fotometrii zo Skalnatého plesa patrí objav nových zákrytových dvojhviezd V1765 Cygni (spoluautor dr. P.Mayer) a V505 Mon. V sústave V1765 Cygni s excentrickou dráhou a orbitálnou periódou 13,4 dní dochádza k stáčaniu priamky apsíd. Rozsiahla optická a UV spektroskopia sústavy V505 Mon s orbitálnou periódou 53,8 dní získaná v rámci medzinárodnej spolupráce viedla k určeniu spektroskopickej dráhy jej primárnej zložky a v kombinácii s fotometriou umožnila detegovať prítomnosť okolohviezdnej hmoty vo forme diskrétnych mračien a silne premenného disku obklopujúceho hmotnejšiu sekundárnu zložku.

Pracovníci ústavu vypracovali model a určili absolútne parametre kontaktnej dvojhviezdy AW UMa a zistili existenciu tretieho a štvrtého telesa v sústave s orbitálnymi periódami 398 a 6250 dní. Aj výskum kontaktných dvojhviezd SW Lac a VW Cep ukázal, že môže ísť o kvadrupólové sústavy. Boli určené aj fotometrické elementy bezmála dotykovej sústavy KW Per. V spolupráci s prof. Kreinerom bol v tomto roku v časopise Contrib. Astron. Obs. Skalnaté Pleso (o časopise je samostatný článok) publikovaný nový katalóg kontaktných dvojhviezd zahrňujúci 361 objektov. Naše skúsenosti s analýzou svetelných kriviek ocenil holandský astronóm dr. C.J. van Houten tým, že nám poskytol na analýzu vlastnú Walravenovu viacfarebnú fotometriu viacerých zákrytových hviezd južnej oblohy.

Zaujímavé výsledky tiež poskytol výskum chromosfericky aktívnych dvojhviezd s orbitálnymi periódami kratšími ako deň. Sú to oddelené sústavy vyznačujúce sa zvýšenou magnetickou aktivitou a prítomnosťou fotosferických škvŕn, ktoré spôsobujú výrazné variácie svetelných kriviek. Ich vplyv sa nám však zo svetelných kriviek podarilo odseparovať, čo nám umožnilo určiť spoľahlivé fotometrické elementy pre sústavy RT And a XY UMa. Štúdium dlhodobých variácií jasnosti a zmien orbitálnej periódy XY UMa ukázalo na prítomnosť tretieho telesa protostelárneho pôvodu s orbitálnou periódou 30 rokov. Pracovníci ústavu tiež modelovali parametre škvŕn aktívnych dvojhviezd AG Dor a HU Vir využitím fotometrickej premennosti a TiO pásu v spektrách.


c) novy


Klasické novy sú interagujúce dvojhviezdy s orbitálnymi periódami 75 minút až 2 dni, v ktorých je hmota z červeného trpaslíka vypĺňajúceho Rocheovu hranicu akreovaná na povrch bieleho trpaslíka priamo na jeho magnetické póly (polary), alebo prostredníctvom akréčneho disku (intermediálne polary a nemagnetické sústavy). Výbuch novy, pri ktorom dochádza k zjasneniu objektu o 6-19 mag je dôsledkom termonukleárneho vzplanutia akreovanej hmoty bohatej na vodík na povrchu bieleho trpaslíka. Fotosféra horúcej zložky pritom expanduje, vytvára spoločnú obálku dvojhviezdy, ktorá je v ďalšej fázi vyvrhnutá  zo sústavy vo forme rovníkového prsteňa a polárnych chuchvalcov. Tieto expandujúce nebulárne štruktúry sú viditeľné na snímkach pozostatkov nov až desiatky rokov po ich vzplanutiach. Naši pracovníci upozornili na nevhodnosť širokopásmovej U,B,V fotometrie na štúdium nov po maxime jasnosti, vzhľadom na výrazné ovplyvnenie spojitého žiarenia emisnými čiarami, vznikajúcimi v expandujúcej obálke novy. Pri štúdiu intermediálneho polaru TT Ari v rámci medzinárodnej pozrovacej kampane, ktorú zorganizovali naši pracovníci v spolupráci s prof. Andronovom z Ukrajiny boli detegované kváziperiodické oscilácie a príčiny zmien jasnosti vysvetlené nerovnomernou akréciou hmoty prúdiacej z vnútornej časti akréčneho disku na póly bieleho trpaslíka.

Ďalej boli na AsÚ SAV skúmané novy V1500 Cyg (vzplanutie 1975), V1974 Cyg (vzplanutie 1992), V705 Cas (vzplanutie 1993) a V723 Cas (vzplanutie 1995). Pre všetky novy sme z fotometrie po vzplanutí určili ich základné parametre – jasnosť a absolútnu hviezdnu veľkosť v maxime, časy poklesu jasnosti o 2 a 3 magnitúdy, extinkciu a vzdialenosť. Najzávažnejšie výsledky boli získané pri štúdiu novy V1974 Cyg. Novu sme klasifikovali z fotometrie ako stredne rýchlu, určili jej vzdialenosť 1,77 kpc a ukázali, že k vzplanutiu došlo na O-Ne-Mg bielom trpaslíkovi. Rozborom optických spektier získaných 2m ďalekohľadom v Ondřejove, UV IUE spektier, priamych snímok obálky HST ďalekohľadom a rádiových pozorovaní sme študovali prejavy hviezdneho vetra a štruktúru expandujúcej obálky, pre ktorú sme vypracovali trojdimenzionálny kinematický model.


d) symbiotické hviezdy


Symbiotické hviezdy sú interagujúce dvojhviezdy s orbitálnou periódou od 200 dní do desiatok rokov, skladajúce sa z chladného obra a zdroja horúceho žiarenia o teplote okolo 100.000 K, ktorým je buďto horúci biely trpaslík alebo hviezda hlavnej postupnosti obklopená akréčnym diskom. Chladný obor stráca hmotu hviezdnym vetrom alebo pretokom cez Rocheovu hranicu. Oba objekty sú vnorené do hmloviny, ktorá je zdrojom spojitého žiarenia a emisných spektrálnych čiar vysokej excitácie a ionizácie. Vzplanutia symbiotických hviezd, trvajúce týždne až desiatky rokov, pri ktorých sa jasnosť objektu zvýši o 2-7 magnitúd sú spôsobené buďto uvoľnením gravitanej potenciálnej energie pri akrécii hmoty, alebo termonukleárnymi vzplanutiami na povrchu bieleho trpaslíka. Symbiotické hviezdy sú ideálnymi astrofyzikálnymi laboratóriami na štúdium akrécie a ejekcie hmoty v interagujúcich dvojhviezdach. Značná vzdialenosť zložiek umožňuje detailne študovať fyzikálnu podstatu vzplanutí, zrážku hviezdnych vetrov horúcej a chladnej zložky, zmeny štruktúry okolohviezdnej hmoty vrátane akréčnych a exkréčnych diskov, vznik tryskových javov a bipolárnych odtokov, formovanie prachu v sústavách.




Text k obrázku: Svetelná krivka CH Cygni. Svetelná krivka trojhviezdnej symbiotickej sústavy CH Cyg v U a V oblasti spektra. Táto sústava patrí ku najzáhadnejším symbiotickým hviezdam vôbec. Ide o zákrytovú sústavu, v ktorej vnútorná dvojhviezda - symbiotický pár – má orbitálnu periódu asi 2 roky a je zodpovedná za pozorovanú aktivitu. Jej dráha podlieha silnému precesnému pohybu v dôsledku prítomnosti tretieho telesa, červeného obra, ktorý ju obieha na vonkajšej dráhe s periódou asi 14.5 roka. Preto sú zákryty vo vnútornej dvojhviezde pozorované len v určitých obdobiach (na obrázku označené "e"). Zákryty aktívnej hviezdy v symbiotickom páre vonkajším obrom sú na obrázku označené "E". Čas od času pozorujeme vzplanutia, počas ktorých sa CH Cyg zjasňuje až o niekoľko magnitúd a v jej spektre, resp. na HST snímkoch, je indikovaný vysoko-rýchlostný odtok hmoty zo sústavy.


Výskum symbiotických hviezd na AsÚ SAV sme začali v r. 1978 a uskutočňovali sme ho v spolupráci s astronómami z Čiech (dr. J. Grygar), Talianska (prof. A. Mammano, dr. A.Vittone), Japonska (prof. S. Tamura), Ruska (dr. S. Šugarov), Ukrajiny (dr. T.S. Belyakina so spolupravovníkmi z Krymského observatória), Grécka (prof. P. Niarchos), Anglicka (prof. M. Bode) a Nemecka (prof. H.Drechsel). K dlhodobému pokrytiu svetelných kriviek symbiotických hviezd významne prispela medzinárodná kampaň na ich pozorovanie, ktorú v r.1989 inciovali naši pracovníci.

Dvojhviezdnu podstatu symbiotickej novy V1329 Cyg (vzplanutie 1966) odhalili pracovníci ústavu v r. 1979 spolu s dr. Grygarom. 950-dňovú periódu svetelných zmien zistili z fotometrie pred aj po vzplanutí a z radiálnych ráchlostí emisných čiar horúcej zložky. Pre symbiotickú novu PU Vul (vzplanutie 1979) sme zo spektier nadobra vzniknutého vzplanutím akreovanej látky na povrchu bieleho trpaslíka určili jeho chemické zloženie a zistili, že sa ničím nelíši od normálnych nadobrov. Výskumom symbiotickej novy V1016 Cygni bolo zistené, že zmeny jasnosti v optickej a infračervenej oblasti a toky žiarenia v UV kontinuu a emisných čiarach vykazujú 15-ročnú periodicitu, a môžu byť spôsobené zvýšeným prenosom hmoty z pulzujúceho obra typu Mira na bieleho trpaslika v periastre dráhy. Zo štúdia zmien radiálnych rýchlostí a z fotometrických pozorovaní boli zistené 355-dňové pulzácie chladnej zložky symbiotickej hviezdy AG Dra.





Text k obrázku: CH Cyg počas vzplanutia v auguste 1999. Snímka HST.



K najzávažnejším výsledkom tiež patrí určenie základných parametrov sústav CH Cyg, AX Per, BF Cyg a AR Pav; objav a vysvetlenie zdanlivých zmien orbitálnych periód symbiotických hviezd zmenou štruktúry ionizovaného okolohviezdneho materiálu v obdobiach prechodu medzi kľudnou a aktívnou fázou; vysvetlenie pozorovaných sinusoidálnych zmien svetla zo sústavy v priebehu orbitálnej periódy nebulárnou emisiou, čo viedlo k vyvráteniu reflexného efektu v týchto sústavách. Pre CH Cygni bol potvrdený trojhviezdny model sústavy, skladajúcej sa z dvoch chladných obrov a horúceho objektu. Spektroskopické a rádiové pozorovania a HST snímky počas štádia aktivity ukázali na prítomnosť odtoku hmoty zo sústavy rýchlosťou až 4000 km/s a odhalili bipolárnu štruktúru hmloviny a precesiu výtryskov hmoty zo sústavy.

Naše najnovšie výsledky sa týkajú rozdelenia energie v spektrách symbiotických hviezd od UV do blízkej IR oblasti. Bola vyvinutá metodika, ktorá umožňuje kvantitatívne extrahovať jednotlivé zložky žiarenia z pozorovaného spektra objektu. Tento prístup umožňuje lepšie porozumieť procesom, ktoré ovplyvňujú pozorované spektrum. Napríklad pre prototyp symbiotických hviezd Z And bola takto po prvý krát (po 105 rokoch jej monitoringu) preukázaná  jej zákrytová  podstata.


Prezentované výsledky dosiahli pracovníci Astronomického ústavu SAV Milan Antal, Vladimír Bahýľ, Róbert Bajcár, Irena Bajcárová, Rudolf Gális, Ladislav Hric, Drahomír Chochol, Vladimír Kollár, Richard Komžík, Štefan Parimucha, Theodor Pribulla, Augustín Skopal, Jozef Tremko, Martin Vaňko a Milan Zboril