\documentclass[12pt,a4paper,twoside]{article}

\usepackage[T1]{fontenc}
\usepackage[utf8]{inputenc}
\usepackage[polish]{babel}
\usepackage[normalem]{ulem}
\usepackage{graphicx}
%\usepackage{natbib}

\addtolength{\topmargin}{-2cm}      
\addtolength{\textheight}{3cm}
\addtolength{\oddsidemargin}{1cm}
\addtolength{\evensidemargin}{-1cm}

\hyphenation{ma-łych}
\hyphenation{te-le-sko-pach}
\hyphenation{któ-rych}
\hyphenation{pot-wier-dzić}
\hyphenation{za-rzą-du}
\hyphenation{pla-no-wa-nych}
\hyphenation{chwi-lo-we-go}
\hyphenation{ob-ser-wa-cyj-nej}
\hyphenation{zwią-za-ny}
\hyphenation{opu-bli-ko-wa-ny-mi}
\hyphenation{dos-tę-pu}
\hyphenation{nie-zwy-kłe}
\hyphenation{prze-pro-wa-dzo-ne}
\hyphenation{prze-ry-wa-ny-mi}
\hyphenation{sło-necz-ne-go}
\hyphenation{Yar-kov-sky}
\hyphenation{Jar-kow-skie-go}
\hyphenation{naj-bar-dziej}
\hyphenation{prze-ry-wa-na}
\hyphenation{uwa-ża-na}
\hyphenation{głów-ne-go}
\hyphenation{po-wierz-chni}
\hyphenation{ha-bi-li-ta-cyj-ne-go}
\hyphenation{Koł-mo-go-ro-wa}
\hyphenation{an-giel-sko-ję-zycz-nych}
\hyphenation{zna-czą-co}
\hyphenation{pla-ne-to-id}
\hyphenation{dzia-ła-niem}
\hyphenation{nie-gra-wi-ta-cyj-nych}
\hyphenation{na-u-ko-we}
\hyphenation{wy-ko-na-łam}
\hyphenation{re-du-ko-wa-łam}

\begin{document}

\selectlanguage{polish}


\begin{titlepage}

\mbox{  }

\vspace{5cm}

\begin{flushright}
{\Huge \bf Autoreferat}
\rule{\textwidth}{2mm}

\vspace{0.5cm}

%{\Large \textit{Życiorys naukowy i wykaz publikacji}}


\vspace{6cm}

{\Large Agnieszka Kryszczyńska}

\vspace{5cm}

Instytut Obserwatorium Astronomiczne \\
Uniwersytetu im. Adama Mickiewicza\\
w Poznaniu 

\vspace{1.5cm}

{Poznań, 2013}

\end{flushright}
\end{titlepage} 

\cleardoublepage

\section{Życiorys naukowy}

\subsection{Dane osobowe}
\begin{itemize}\setlength{\itemsep}{-0.4\baselineskip}
\item Imię i nazwisko: Agnieszka Kryszczyńska

\item Miejsce pracy: Instytut Obserwatorium Astronomiczne, \\
      Uniwersytet im. Adama Mickiewicza,\\ 
      ul. Słoneczna 36, 60-286 Poznań,\\
      tel. +48 61 829 2783,\\
      e-mail: agn@amu.edu.pl 
\end{itemize}

\subsection{Wykształcenie i stopnie naukowe}

\begin{itemize}\setlength{\itemsep}{-0.4\baselineskip}
\item 1983-1988 --- Studia stacjonarne na Wydziale Matematyki i Fizyki
      Uniwersytetu im. Adama Mickiewicza w Poznaniu, na kierunku fizyka, 
      specjalność astrometria

\item 1989 ---Uzyskanie tytułu magistra, praca magisterska 
      {\it Wyznaczanie średnic planetoid}, 
      promotor prof.~dr~hab. Hieronim Hurnik 

\item 1998 --- Uzyskanie stopnia doktora nauk fizycznych, praca doktorska 
      {\it Rotacja i precesja planetoid a obserwowane 
      i modelowane krzywe zmian jasności}, Wydział Fizyki i Astronomii 
      Uniwersytetu Mikołaja  Kopernika w Toruniu, promotor - 
      prof.~dr~hab. Taduesz Michałowski
\end{itemize}

\subsection{Informacje o dotychczasowym zatrudnieniu}

\begin{itemize}\setlength{\itemsep}{-0.4\baselineskip}
\item 01.10.1988 --- 31.01.1990 --- astronom, Obserwatorium Astronomiczne, UAM

\item 01.02.1990 --- 30.09.1998 --- asystent, Obserwatorium Astronomiczne, UAM 

\item od 01.10.1998 --- adiunkt, Instytut Obserwatorium Astronomiczne, UAM 

\end{itemize}

\section{Osiągnięcie naukowe stanowiące podstawę \\
postępowania habilitacyjnego }

Osiągnięciem naukowym jest jednotematyczny cykl publikacji zatytułowany 
{\bf ,,Obserwacyjna weryfikacja wpływu
efektów Jarkowskiego i YORP na planetoidy''}.

\subsection{Wykaz jednotematycznych artykułów naukowych \\
stanowiących podstawę postępowania habilitacyjnego}

\begin{enumerate}
\item [H1] 
La Spina A., Paolicchi P., {\bf Kryszczyńska A.}, Pravec P. 2004. \\
Retrograde spins of near-Earth asteroids from the Yarkovsky effect.\\
{\it Nature} 428, 400-401, IF(2004)=32.182,\\
\textit{Publikacja oparta jest o prowadzoną przeze mnie bazę biegunów planetoid,
przygotowałam dane do analizy statystycznej, zaproponowałam osobną analizę statystyczną 
dla obiektów zbliżających się do Ziemi i z Głównego Pasa, brałam udział w 
interpretacji wyników i redagowaniu tekstu publikacji, wkład własny 30\%.}

\item [H2]
{\bf Kryszczyńska A.}, La Spina A., Paolicchi P., Harris A.W., Breiter S.,
Pravec P. 2007. \\
New findings on asteroid spin-vector distribution. \\
{\it Icarus} 192, 223-237, IF(2007)=2.869, \\
\textit{Publikacja oparta jest o prowadzoną przeze mnie bazę biegunów planetoid,
przygotowałam dane do analizy statystycznej, interpretowałam otrzymane wyniki,
napisałam 80\% tekstu publikacji, wkład własny 75\%.}

\item [H3]
{\bf Kryszczyńska, A.}, Colas F., Descamps P., Bartczak P., Polińska M.,
Kwiatkowski T., Lecacheux J., Hirsch R., Fagas M., Kamiński K., Michałowski T., 
Marciniak A. 2009. \\
New binary asteroid 809 Lundia. I. Photometry and modelling.\\
{\it Astronomy and Astrophysics} 501, 769-776, IF(2009)=4.179, \\ 
\textit{Odkryłam podwójność planetoidy 809 Lundia, zorganizowałam kampanię 
obserwacyjną, przygotowałam dane do modelowania, zinterpretowałam wyniki modelowania,
napisałam 80\% tekstu publikacji, wkład własny 70\%.} 

\item [H4]
{\bf Kryszczyńska A.}, Colas F., Polińska M., Hirsch R., Ivanova V. Apostolovska G., 
Bilkina B., Velichko F. P., Kwiatkowski T., Kankiewicz P., Vachier F., Umlenski V., 
Michałowski T., Marciniak A., Maury A., Kamiński K., Fagas M., Dimitrov W., 
Borczyk W., Sobkowiak K., Lecacheux J., Behrend R., Klotz A., Bernasconi L., 
Crippa R., Manzini F., Poncy R., Antonini P., Oszkiewicz D., Santana-Ros T. 
2012. \\
Do Slivan states exist in the Flora family? I. Photometric survey of the 
Flora region. \\
{\it Astronomy and Astrophysics} 546, A72, IF(2012)=5.084, \\ 
\textit{Zorganizowałam kampanię obserwacyjną planetoid z rodziny Flory, 
wykonałam część obserwacji, koordynowałam pozostałe obserwacje, redukowałam 
i fotometrowałam dane, wyznaczyłam okresy rotacji obserwowanych obiektów, 
zinterpretowałam wyniki, napisałam cały tekst publikacji, wkład własny 70\%. }

\item [H5]
{\bf Kryszczyńska A.}, 2013. \\
Do Slivan states exist in the Flora family? II. 
Fingerprints of the Yarkovsky and YORP effects. \\
{\it Astronomy and Astrophysics} 551, A102, IF(2012)=5.084, \\
\textit{Przygotowałam dane do modelowania, wykonałam modelowanie 
wszystkich obiektów, zinterpretowałam wyniki, napisałam cały tekst publikacji, 
praca wykonana samodzielnie w 100\%.}

\end{enumerate}

\subsection{Omówienie celu naukowego w.w. prac i osiągniętych wyników}

Od kilkunastu lat w fizyce planetoid coraz więcej uwagi poświęca się roli efektów 
niegrawitacyjnych związanych z oddziaływaniem promieniowania słonecznego na te ciała. 
Są to m. in. efekty Jarkowskiego (w publikacjach angielskojęzycznych
nazwisko pisane Yarkovsky) i YORP. O ile nasze rozumienie efektu Jarkowskiego jest w 
miarę satysfakcjonujące, o tyle teoria efektu YORP nadal przeżywa kryzys i wymaga udoskonalenia.
W tym kontekście ogromne znaczenie mają prace obserwacyjne pozwalające na weryfikację
założeń teoretycznych. Temu zagadnieniu poświecone są wymienione powyżej publikacje. 

Przez wiele lat ewolucja zderzeniowa Pasa Głównego planetoid była uważana za główny
proces kształtujący parametry rotacyjne planetek. Najnowsze obserwacje i prace teoretyczne 
pokazują, że jest inaczej i to efekty Jarkowskiego i YORP mogą być głównymi procesami wpływającymi  
na dynamiczne parametry planetoid. 
Już w 1901 roku efekt związany z różnicą pomiędzy kierunkiem oświetlenia małego ciała przez 
Słońce oraz kierunkiem, w którym rotujące ciało wypromieniowuje zgromadzoną energię, 
głównie w podczerwieni, został opisany przez Jana Jarkowskiego. Pewne opóźnienie reemisji związane 
jest z własnościami powierzchni danego ciała. Mechanizm działania siły odrzutu zależy przede 
wszystkim od ułożenia planetoidy w przestrzeni oraz od kierunku rotacji. 

\begin{figure}
\centering
\includegraphics[width=4.5cm,height=10cm,angle=-90]{yarko1.ps}
\caption{Efekt Jarkowskiego. Działanie siły odrzutu na planetoidy o
rotacji (a) prostej (rotujące tak jak Ziemia) i (b) wstecznej. Zródło: Nature 425, 131. }
\label{rys1}
\end{figure}


Dla ciał o rotacji prostej (rotujących tak jak Ziemia) następuje powiększanie orbity, 
w przypadku rotacji wstecznej (kierunek odwrotny) orbita ulega zmniejszaniu/kurczeniu (Rys.1).
Dryf Jarkowskiego jest  najbardziej efektywny dla ciał mniejszych od 40 km, a zaniedbywalny dla 
planet i obiektów mniejszych niż 10~cm.

Reemisja zaabsorbowanej energii słonecznej wpływa nie tylko na ruch orbitalny małych ciał. 
Stwierdzono także wpływ na prędkość rotacji i położenie osi obrotu. Efekt ten nazwano YORP, od 
pierwszych liter nazwisk naukowców, którzy brali udział w jego rozpoznaniu: Yarkovsky, O’Keefe, 
Radzievskii i Paddack. Zależy on od rozmiarów, kształtu (nie działa na obiekty o kształcie 
sferycznym lub elipsoidalnym), parametrów termicznych planetki (przewodnictwa cieplnego) i 
odległości od Słońca. Efekt YORP może powodować przyspieszanie lub spowalnianie rotacji 
planetoid oraz ustawianie osi rotacji prostopadle do płaszczyzny orbity.

Choć parametry orbitalne znamy dla ponad 600~000 planetoid, położenie osi 
rotacji, gwiazdowy okres obrotu i kształt znany jest tylko dla około 200 obiektów. Uzyskanie 
pełnego modelu planetoidy wymaga wieloletnich obserwacji fotometrycznych, wykorzystania radaru, 
optyki adaptacyjnej czy sond kosmicznych. Parametry rotacyjne planetek do 1995 roku zbierane 
były przez przez P. Magnussona z obserwatorium w Uppsali (Szwecja). Niestety w latach 1995--2002 
nie pojawiła się żadna aktualizacja jego kolekcji biegunów.
Czując potrzebę kontynuacji pracy zaczętej przez Magnussona, w 2002 roku za jego zgodą przejęłam 
bazę biegunów planetoid, której kolejne wersje są dostępne i na bieżąco aktualizowane jako 
''Asteroid spin vector determinations database'' na stronie internetowej OA UAM:\\
{\verb http://www.astro.amu.edu.pl/Science/Asteroids/ }.

\begin{figure}
\begin{center}
\includegraphics[width=9cm,height=7cm]{aaa.eps}
\end{center}
\caption{Histogram szerokości ekliptycznych biegunów planetoid. Linia ciągła
przedstawia wartości dla planetek zbliżających się do Ziemi, linia przerywana
to wartości dla planetek Pasa Głównego (znormalizowane do tej samej liczby
obiektów).}
\end{figure}

Jak się okazało decyzja o prowadzeniu bazy była słuszna i już przed konferencją Asteroids Comets 
Meteors 2002, prof. Paolo Paolicchi i dr Alessandra La Spina z Uniwersytetu w Pizie, zwrócili się 
do mnie z propozycją współpracy i analizy statystycznej zebranych biegunów planetoid.
W oparciu o prowadzoną przeze mnie bazę biegunów planetoid powstały publikacje H1 i H2.
Zaproponowałam, aby po raz pierwszy osobno analizować planetoidy z Pasa Głównego i planetoidy 
zbliżające się do Ziemi.

Planetoidy trafiają z Pasa Głównego w pobliże Ziemi poprzez orbity rezonasowe.
Mogą to być np. rezonanse 3:1 lub 2:1 w ruchu średnim z Jowiszem lub rezonans
wiekowy $\nu_6$ z Saturnem.
Jeżeli zderzenia pomiędzy planetoidami powodują, że powstające wskutek nich odłamki dostają się na
orbity rezonansowe to położenie osi rotacji wśród planetek zbliżających się do
Ziemi (NEAs) powinno być przypadkowe. Jeżeli natomiast migrację planetoid na orbity
rezonasowe powoduje efekt Jarkowskiego, to teoretyczny stosunek pomiędzy
liczbą planetoid o rotacji wstecznej i prostej $N_w/N_p$  wśród NEAs powinien
wynosić (Bottke et al. 2002.):\\

$N_w/N_p \approx (1+P_{\nu_6})/(1-P_{\nu_6}) \approx 2 \pm 0.2$, \\

\noindent
gdzie $P_{\nu_6}$ określa prawdopodobieństwo, że dana planetka pochodzi z
rezonasu $\nu_6$. Rezonans ten jest bardzo efektywny, leży po wewnętrzej
stronie Pasa Głównego planetoid i zgodnie z dryfem Jarkowskiego, mogą do niego
wpadać tylko planetki rotujące wstecznie. Natomiast do pozostałych rezonansów
mogą trafiać planetki zarówno rotujące wstecznie jak i prosto. \\
Analiza statystyczna biegunów planetoid zbliżających sie do Ziemi dała
zadziwiające wyniki. Okazało się, że stosunek liczby 
planetek o rotacji wstecznej do prostej wynosi (Rys.2): \\

$N_w/N_p = 2$. \\


\noindent
Wynik ten potwierdza, że kluczową rolę w pochodzeniu planetoid zbliżających się do
Ziemi odgrywa efekt Jarkowskiego (H1).\\

\begin{figure}
\begin{center}
\includegraphics[width=8cm,height=10cm,angle=-90]{aa.eps}
\end{center}
\caption{Rozkład długości i szerokości biegunów planetoid na sferze niebieskiej w układzie 
ekliptycznym. Sfera niebieska podzielona liniami przerywanymi na obszary o równej powierzchni.
Symbole oznaczają obiekty z Pasa Głównego (MBAs) i zbliżajające sie do Ziemi (NEAs) o różnych
średnicach. Gwiazdkami wyróżniona rodzina Koronis.}
\end{figure}

Szczegółową analizę statystyczną biegunów planetoid z Pasa Głównego zawiera publikacja H2.
Szerokości ekliptyczne biegunów tych planetoid znacząco różnią się od opisanego wcześniej 
rozkładu dla NEAs. Szczególnie zauważalny jest brak obiektów, których osie rotacji leżą 
w pobliżu płaszczyzny ekliptyki (Rys.1). Nie widać też sugerowanej przez wiele lat nadwyżki 
obiektów rotujących prosto wśród największych planetoid, która miała być pozostałościa z 
okresu formowania się Układu Słonecznego. Zauważalna jest natomiast nadwyżka obiektów 
rotujących prosto wśród obiektów mniejszych niż 100--150~m.
W pracy tej szukaliśmy wpływu efektu YORP na małe planetoidy z Pasa Głównego, 
o średnicach D<60~km. (Niestety obiekty mniejsze niż 40~km z Pasa Głównego nie mają 
wyznaczonych parametrów rotacyjnych, poza rodziną Koronis.)
Okazuje się, że osie rotacji mniejszych planetoid są skupione bliżej biegunów ekliptyki w porównaniu 
z pozostałymi (Rys.3). Wynik ten sugeruje, że położenia osi rotacji dla małych obiektów z Pasa Głównego 
zostały zmodyfikowane przez działanie efektu YORP.

Niestety liczba małych obiektów, wrażliwych na działanie efektów niegrawitacyjnych, o znanych 
parametrach rotacyjnych w Pasie Głównym jest bardzo niewielka, dlatego też w pracy wykazałam
potrzebę dalszych badań takich ciał, a zwłaszcza należących do dynamicznych rodzin planetoid.\\

\begin{figure}
\begin{center}
\includegraphics[width=9cm,height=6cm]{maxwell.eps}
\end{center}
\caption{Obserwowany rozkład częstości rotacji dla 142 obiektów < 35~km z rodziny Flory (linia ciągła).
Rozkład dla obiektów obserwowanych podczas kampanii obserwacyjnej (opisanej w H4) zaznaczony na szaro. Linia 
przerywana pokazuje rozkład Maxwella, dla średniej kwadratowej częstości rotacji równej 5.47 1/d.}
\end{figure}

Poszukiwanie wpływu efektów Jarkowskiego i YORP na obiekty z rodziny Flory opisałam w 
publikacjach H4 i H5. Rodzina ta leży w wewnętrzej części Pasa Głównego i zbudowana jest z wielu,
ponad 10~000 (Nesvorny 2010), niewielkich obiektów, prawie wszystkich mniejszych od 30~km.

\begin{figure}
\begin{center}
\includegraphics[width=12cm,height=9cm]{Lundia3.eps}
\end{center}
\caption{Obserwowane krzywe zmian blasku układu Lundii w zależności od orientacji układu względem 
         obserwatora. Zaćmienia widoczne na 5 krzywych z opozycji 2005/2006. Na krzywej z 2007 
         roku nie widać już zaćmień w układzie.}
\end{figure}


Rodzina Flory leżąc w wewnetrznym Pasie Głównym znajduje się też blisko rezonansu wiekowego z Saturnem 
$\nu_6$. Fotometryczne obserwacje tej rodziny przeprowadzone zostały w 15-tu różnych obserwatoriach, 
na teleskopach o średnicy do 2.5~m,  dzięki zaangażowaniu aż 30 obserwatorów. Uzyskane krzywe zmian 
blasku pozwoliły mi  wyznaczyć, poprawić lub potwierdzić synodyczne okresy rotacji obserwowanych obiektów. 
Wyniki kampanii obserwacyjnej są przedstawione w publikacji H4, prezentującej ponad 540 krzywych zmian 
blasku dla 55 obiektów. Analiza statystyczna częstości rotacji planetoid z rodziny Flory (Rys.4) 
uzupełniona została o 91 obiektów o znanych okresach rotacji. 

Rozkład częstości rotacji dla obserwowanej próby 55 planetoid oraz wszystkich 142 obiektów wygląda bardzo 
podobnie. Częstości rotacji obiektów należących do jednej rodziny, która powstała w wyniku zderzenia i 
rozpadu ciała macierzystego powinny mieć rozkład Maxwella (Rys.4). Test dla jednej próby 
Kołmogorowa - Smirnowa pokazuje, że rozkład częstości rotacji dla obiektów z rodziny Flory jest niezgodny 
z rozkładem Maxwella na poziomie ufności 94\%. Na rozkładzie widzimy znaczące nadwyżki obiektów rotujących 
wolno i szybko, związane prawdopodobnie z działaniem efektu YORP. Prezentowany rozkład różni się od dwóch 
innych znanych rozkładów dla rodziny Koronis (Slivan et al. 2008) i rodziny Hungarii (Warner et al. 
2009) i może świadczyć o młodszym wieku rodziny Flory. Wynik ten potwierdzają też badania wieku 
powierzchni 951~Gaspry (członka rodziny Flory) w oparciu o obserwacje z sondy Galileo (Chapman 2002).\\

Obserwacje fotometryczne planetoid z rodziny Flory pozwoliły mi na odkrycie podwójności jednej z nich ---
809~Lundii, szczegóły opisałam w publikacji H3. Na krzywych zmian blasku układów podwójnych obserwuje się 
gwałtowne spadki jasności do ok. 0.75~mag, co świadczy o podobnych rozmiarach składników. 
Dodatkowo pomiędzy minimami obserwuje się tzw. ,,shoulder-like shape'' --- kształt krzywej przypomina 
ludzkie ramiona, a związany jest ze wzajemnym cieniowaniem się składników układu oraz ich rotacją.   
Rysunek 5 pokazuje obserwowane krzywe zmian blasku układu Lundii w zależności od orientacji układu względem 
obserwatora.

\begin{figure}
\begin{center}
\includegraphics[width=9cm,height=6cm]{F3a.eps}
\end{center}
\caption{Położenie obiektów o rotacji prostej (niebieskie kropki) i wstecznej (czerwone kropki) w 
przestrzeni elementów własnych: półosi wielkiej $a (AU)$ i mimośrośrodu orbity $e$. Szary pas pokazuje 
położenie rezonansu $\nu_6$ (zależny od nachylenia orbity).}
\end{figure}

Takie układy (tylko 13 znanych w Układzie Słonecznym) rotują synchronicznie lub prawie synchronicznie, 
składniki zwrócone są do siebie zawsze tą samą stroną, z okresami dłuższymi niż 13.5 h. 
Właśnie takim podwójnym synchronicznym układem ciał okazała się znana od prawie 100 lat Lundia. 
Jest to bardzo ciekawy obiekt typu taksonomicznego V (powierzchnia bazaltowa podobna do planetoidy 4~Westa), 
ale dynamicznie związany z rodziną Flory. Taksonomicznie Lundia nie pasuje do reszty obiektów z rodziny,
która zwykle składa się z obiektów jednorodnego typu, czyli w przypadku rodziny Flory powinna być typu S 
(krzemianowego). Typ V sugeruje pochodzenie 809~Lundii z Westy, o której wiadomo, że około 1~mld lat temu przeszła 
gigantyczna kolizję, w wyniku której powstała jedyna w swoim rodzaju rodzina o typie taksonomicznym V. 
Carruba et al. (2005) przeanalizowali możliwą migrację Lundii pod wpływem rezonansów i efektu Jarkowskiego 
na jej obecną orbitę, jednak wytłumaczenie było rozpatrywane dla pojedynczego ciała rotującego wstecznie. 
Otrzymany czas migracji wyniósł prawie 1.2~mld lat, co sugerowało związek z rodziną Westy. 
Wyniki obserwacji fotometrycznych Lundii przedstawiłam w publikacji H3.
Modelowanie układu wykonane niezależnie dwoma metodami, w oparciu o otrzymane krzywe zmian jasności dało 
współrzędne ekliptyczne bieguna orbity układu $\lambda=119 \pm 2^\circ$, $\beta=28 \pm 4^\circ$ (w modelu 
Roche'a) lub $\lambda=120 \pm 5^\circ$ $\beta=18 \pm 12^\circ$ (w modelu kinematycznym) co oznacza, że
układ rotuje prosto. Trudno wytłumaczyć migrację takiego układu efektami opisanymi przez Carrube et al. (2005). 
Dodatkowo wyznaczone zostały inne parametry modelu układu. 
Odległość pomiędzy składnikami układu wynosi 15.8~km, składniki mają po około 8 km maksymalnej średnicy przy 
założeniu, że średnica równoważna jednego ciała wynosi $9.1~km$, jasność absolutna $H=11.8$ mag, albedo 
$p_V=0.4$, okres rotacji $15.418 \pm 0.001 h$ oraz gęstość ciał ok. $\rho= 1.7 g/cm^3$. 
Wyznaczona gęstość w porównaniu z gęstością meteorytów HED pochodzących z Westy ($2.86 - 3.26g/cm^3$) oznacza, 
że składniki Lundii maja porowatość na poziomie 42-49\%. Gęstość i porowatość to jedne z najważniejszych 
parametrów budowy wewnętrznej planetoid, możliwe do wyznaczenia dzięki badaniom planetoid podwójnych.\\


\begin{figure}
\begin{center}
\includegraphics[width=9cm,height=6cm]{F5.eps}
\end{center}
\caption{Jasność absolutna $H (mag)$ w funkcji odległości od Słońca $a (AU)$ dla planetoid rodziny 
Flory. Szare kółka pokazują 123 obiekty o znanych okresach rotacji (mniejsze od 30~km). 
Czerwone kropki reprezentują ciała o rotacji wstecznej, niebieskie o rotacji prostej. Największe 
planetoidy rodziny 8~Flora i 43 Ariadne są również zaznaczone.}
\end{figure}


Rezultaty otrzymane podczas dziesiecioletniej kampanii obserwacyjnej planetoid z rodziny Flory 
wykorzystałam do poszukiwania wpływu efektów Jarkowskiego i YORP na obiekty z tej rodziny.
Ostatnia publikacja -- H5, zawiera wyniki modelowania 16 pojedynczych planetoid.
Dla każdej z nich udało się uzyskać około 20 krzywych zmian blasku w różnych geometriach obserwacji 
(miejscach na orbicie wokół Słońca). 
Tak duża liczba krzywych jest niezbędna do wyznaczenia położenia osi rotacji w przestrzeni, kształtu oraz 
gwiazdowego okresu rotacji metodą inwersji krzywych zmina blasku (Kaasalainen \& Torppa 2001, Kaasalainen 
et al. 2001).

Teoretycznie wiadomo, że efekt Jarkowskiego przesuwa planetoidy na mniejsze lub wieksze orbity w Układzie 
Słonecznym w zależności od kierunku rotacji. Rozdzielanie rodzin planetoid na grupy rotujące prosto i 
wstecznie jako rezultat działania efektu Jarkowskiego opisali teoretycznie m.in. Vokrouhlicky 1998, 
Vokrouhlikcy 1999, Vokrouhlicky \& Farinella 1998, Bottke et al. 2001, Morbidelli \& Vokrouhlicky 2003, 
Spitale \& Greenberg 2001. Jednak wpływ efektu Jarkowskiego na rodziny planetoid nigdy nie był obserwowany.

Wyniki modelowania planetoid z rodziny Flory pokazują po raz pierwszy rozdzielenie rodziny na grupy
rotujące prosto (oznaczone na niebiesko) i wstecznie (oznaczone na czerwono) w zależności od odległości 
od Słońca (Rys.6 i 7). Ponadto obiekty rotujące wstecznie przesuwając się w kierunku Słońca trafiają na 
rezonans $\nu_6$, z którego są ,,wyrzucane'' do wnętrza Układu Słonecznego, m.in. w pobliże Ziemi. 
Dlatego też liczba planetoid o rotacji wstecznej w tej rodzinie jest ponad dwukrotnie mniejsza od liczby
planetoid rotujących prosto. Fakt ten potwierdza, że źródłem planetoid zbliżąjących się do Ziemi jest 
rezonas $\nu_6$ (opisany w publikacji H1). \\

%\vspace{1cm}
\begin{figure}
\begin{center}
\includegraphics[width=9cm,height=6cm]{F2.eps}
\end{center}
\caption{Zależność pomiędzy nachleniem osi rotacji planetoidy do płaszczyzny jej orbity wokół Słońca a 
częstością rotacji: kropki o różnych kolorach przedstawiają obiekty rodziny Flory, kwadraty o różnych 
kolorach przedstawiają obiekty rodziny Koronis.) Jaśniejsze symbole pokazują obiekty odstające od 
zgrupowań (stray objects). Rysunek zrobione w tej samej konwencji jak w Slivan (2002).}
\end{figure}

Prawie wszystkie obiekty mniejsze niż 40~km w Pasie Głównym, o znanych do tej pory parametrach rotacyjnych, 
należały do rodziny Koronis. W rodzinie tej zauważono grupowanie się biegunów (Slivan 2002, 2009), 
spowodowane działanieniem efektu YORP i rezonasów (Vokrouhlicky et. al 2003). Niezwykłe układanie 
się osi rotacji planetoid z rodziny Koronis i wyrównanie ich okresów rotacji nazwane zostało 
stanami Slivana. Teoria przewidywała, że poza rodziną Koronis, stany Slivana mogą istnieć 
tylko w zewnętrznej części Pasa Głównego planetoid (Vokrouhlicky et al. 2003). 
Jej porównaie z praktyką okazało się bardzo ciekawym wyzwaniem. Okazało się, że w przypadku planetoid 
z rodziny Flory również mamy do czynienia z grupowaniem się osi i okresów rotacji podobnie jak w rodzinie 
Koronis, spowodowane efektem YORP. Rysunek 8 pokazuje porównanie położeń osi i okresów rotacji 
dla obu rodzin (kwadraty dla rodziny Koronis, kółka dla rodziny Flory). Widać na nim bardzo podobne położenia 
punktów dla obu rodzin. Ponieważ wykres był zrobiony w tej samej konwencji jak u Slivana (2003) na osi poziomej 
przedstawiłam nachylenie osi rotacji do orbity ciała. W przypadku większości planetoid Pasa Głównego nachylenia 
orbit do ekliptyki są niewielkie i nachylenia osi rotacji w układach ekliptycznym i orbitalnym mają podobne 
wartości. Wynik ten był zupełnie nieoczekiwany i sugeruje, że teoria efektu YORP wymaga jeszcze udoskonalenia, 
a stany Slivana mogą być bardziej powszechne niż zakładała teoria.
\\

\subsection{Podsumowanie}

Przedstawione powyżej publikacje poświęcone są obserwacyjnej weryfikacji działania efektów Jarkowskiego i 
YORP na planetoidy. Do najważniejszych osiągnięć można zaliczyć:

\begin{itemize}
\item Przejęcie i regularną aktualizację bazy parametrów rotacyjnych planetoid.
\item Wyjaśnienie pochodzenia planetoid zbliżających się do Ziemi z rezonansu $\nu_6$ dzięki dryfowi 
      Jarkowskiego.
\item Statystyczną analizę rozkładu osi rotacji planetoid Pasa Głównego i znalezienie wpływu efektu
      YORP na najmniejsze obiekty w próbie.
\item Odkrycie podwójności planetoidy 809~Lundia i wyznacznie jej modelu, który jest niezgodny z 
      teoretycznym, założonym w celu wyjaśnienia położenia Lundii na obecnej orbicie.
\item Zorganizowanie międzynarodowej fotometrycznej kampanii obserwacyjnej planetoid rodziny Flory.
\item Wyjaśnienie rozkładu częstości rotacji planetoid rodziny Flory efektem YORP i oszacowanie wieku 
      rodziny.
\item Odkrycie rozszczepienia rodziny Flory na grupy obiektów rotujących prosto i 
      wstecznie spowodowane dryfem Jarkowskiego.
\item Odkrycie grupowania się okresów i osi rotacji (stanów Slivana) wśród planetoid rodziny Flory 
      spowodowane najprawdopodobniej efektem \\ YORP.
\item Potwierdzenie pochodzenia planetoid zbliżających sie do Ziemi z rodziny Flory, dzięki dryfowi 
      Jarkowskiego do rezonasu $\nu_6$.

\end{itemize}

\subsection*{Bibliografia}

Bottke, W. F. Vokrouhlicky, D., Broz, M., Nesvorny, D. \& Morbidelli,
2001, Science 294, 1693\\

\noindent
Bottke, W.F., Vokrouhlicky, D., Rubincam, D.P. \&
Broz, D.P. 2002, In Asteroids III, W.F. Bottke, A. Cellino, P. Paolicchi,
\& R.P. Binzel (Univ. Arizona Press, Tucson), 395 \\

\noindent
Chapman, C.R. 2002 in Asteroids III, W.F. Bottke, A. Cellino,.
P. Paolicchi, \& R.P. Binzel. (Univ. Arizona Press, Tucson), 315\\

\noindent
Carruba V., Mitchenko T.A., Roig F., Ferraz-Mello S.,
Nesvorny D. 2005, A\&A, 441, 819\\

\noindent
Kaasalainen, M. \& Torppa, J. 2001, Icarus 153, 24\\

\noindent
Kaasalainen, M., Torppa, J. \& Muinonen, K. 2001, Icarus 153, 37\\

\noindent
Morbidelli, A. \& Vokrouhlicky, D. 2003,
Icarus 163, 120\\

\noindent
Nesvorny, D. 2010, Nesvorny HCM Asteroid Families V1.0. \\
EAR-A-VARGBDET-5-NESVORNYFAM-V1.0. NASA Planetary Data System \\

\noindent
Slivan, S.M., 2002, Nature 419, 49 \\

\noindent
Slivan, S.M., Binzel, R.P., Boroumad, S.C., et al. 2008,
Icarus 195, 226 \\

\noindent
Slivan, S.M., Binzel, R.P., Kaasalainen M., et al. 2009,
Icarus 200, 514\\

\noindent
Spitale, J., \& R. Greenberg, 2001, Icarus 149, 222\\

\noindent
Vokrouhlicky, D., 1998, A\&A 335, 1093\\

\noindent
Vokrouhlicky, D., 1999, A\&A 344, 362\\

\noindent
Vokrouhlicky D. \& Farinella, P. 1998, AJ 116, 2032\\

\noindent
Vokrouhlicky, D., Nesvorny D., Bottke, W.F. 2003,
Nature 425, 147\\

\noindent
Warner, B., Harris, A.W., Vokrouhlicky, D.,
et al. 2009b, Icarus 204, 172\\


\section{Omówienie pozostałych osiągnięć naukowo-badawczych}

Całą moją karierę naukową poświęciłam badaniu planetoid. Planowałam i wykonywałam obserwacje w 
Borowcu, Poznaniu, Ostrowiku, Pic du Midi (Francja), Rozhen (Bułgaria) i innych obserwatoriach. 
Redukowałam i fotometrowałam obserwacje z wymienionych i wielu innych obserwatoriów na świecie.
Od ponad 15 lat zajmuję się także archiwizacją wszystkich obserwacji planetoid uzyskanych na 
teleskopie fotometrycznym w Borowcu.

Początkowo celem badań były wybrane planetoidy Pasa Głównego, których obserwacje przeprowadzone w ciągu 
kilku lat w połączeniu ze wcześniej opublikowanymi danymi, pozwalały na wyznaczenie osi rotacji i 
modelu fizycznego. Badane obiekty poszerzały naszą ogólną wiedzę o planetoidach i uzupełniały 
kolekcję ,,Asteroid spin vector determinations database''. 
Wśród badanych obiektów znalazły się też planetoidy o najdłuższych okresach rotacji jak 288~Glauke,
czy też obiekty o złożonej rotacji jak 4179~Toutatis.

Część mojej pracy poświęciłam badaniu planetoid podwójnych, między innymi 90~Antiope, która jest
największym w Układzie Słonecznym układem podwójnym synchronicznym, po 85~km średnicy każdy składnik układu.
Innym układem podwójnym jest 22~Kalliope, której satelita Linus ma zaledwie 28~km średnicy przy 
166~km średnicy samej Kalliope. Badając takie układy możemy wyznaczyć gęstość i porowatość jego składników.
Są to jedne z ważniejszych parametrów, które można uzyskać badając układy podwójne.

Inne moje prace związane były z obserwacjami i modelowaniem planetoid --- celów misji kosmicznej Rosetta. 
Były to 21~Lutetia i 2867~Steins. Dzieki tym pracom uzyskaliśmy potwierdzenie poprawności technik 
modelowania planetoid (zwłaszcza metody inwersji) przy użyciu danych fotometrycznych.

Część mojej pracy poświęciłam fotometrycznemu przeglądowi bardzo małych planetoid bliskich Ziemi 
przy użyciu teleskopu SALT. Brałam udział w planowaniu i redukcji części obserwacji 
uzyskanych z teleskopu SALT, miedzy innymi chwilowego księżyca Ziemi $2006 RH_{120}$.

Poza rodziną Flory badałam też obiekty rodziny Datury, której wiek szacowany jest na zaledwie 530 mln lat.
W ostatnich latach zajęłam się również spektroskopią planetoid. Inspiracją do badań spektroskopowych 
była planetoida podwójna 809~Lundia. Tuż po odkryciu podwójności, chcieliśmy sprawdzić czy 
oba składniki układu mają taki sam typ taksonomiczny. Obserwacje spektroskopowe zostały przeprowadzone
we współpracy z Obserwatorium w Paryżu, na 3~m teleskopie IRTF na Hawajach i potwierdziły taki sam 
skład powierzchni obu składników układu. Wyniki prezentowaliśmy na kilku międzynarodowych konferencjach.
Publikacja oparta na wielu sesjach obserwacyjnych uzyskanych w różnych opozycjach wraz z modelowaniem 
składu powierzchni jest już wysłana do Monthly Notices (Spectroscopy and surface properties 
of binary asteroid 809 Lundia, Birlan M. et al.).

\subsection{Autorstwo i współautorstwo publikacji naukowych}
Jestem współautorką 35 publikacji z bazy Journal Citation Reports (JCR), część A, z których
32 ukazały się po uzyskaniu przeze mnie stopnia naukowego doktora.
Jestem również autorką i/lub współautorką 28 innych publikacji.
Sumaryczny Impact Factor prac wynosi 147.957.
Łączna liczba cytowań na podstawie bazy Web of Knowledge wynosi 372 (280 bez autocytowań), 
wg. SAO/NASA Astrophysic Data System (ADS) 392.\\
\noindent
Mój indeks Hirscha wynosi 12. \\
\noindent
Szczegółowa lista publikacji w załączeniu.\\

\subsection{Kierowanie i udział w projektach badawczych}

\noindent
Grant KBN dla młodych naukowców nr 2.P03D.022.09 \\
kierownik projektu A. Kryszczyńska, 01.07.1995 -- 30.06.1996\\

\noindent
Grant KBN nr 2 P03D 024 09, wykonawca,
01.07.1995 -- 31.12.1998, \\ kierownik prof. T. Michałowski\\

\noindent
Grant KBN nr 2 P03D 007 018, wykonawca,
01.01.2000 -- 30.09.2003, \\ kierownik projektu prof. T. Michałowski\\

\noindent
Grant KBN nr 2 P03D 007 022, wykonawca,
01.04.2002 -- 31.03.2005, \\ kierownik projektu dr hab. T. J. Jopek\\

\noindent
Tempus-Structural and Complementary Measures, Grant No. C016A05-2005, 
Investigations of Market Needs of Various Physics 
Study Profiles: A New Supplement Diploma for Physics Studies, 
Consortium among Universities of Skopje (MK), Ferrara (I), Poznan (PL), Tetovo (MK), 
Ministry of Education and Sciences (MK).
Partner country representative -- A. Kryszczyńska, 11.2005 -- 11.2006 \\

\noindent
Grant KBN nr 1 P03D 008 026, kierownik projektu dr A. Kryszczyńska, 
26.04.2004 -- 26.12.2007\\ 

\noindent
Grant MNiSW/Grant NCN nr N N203 382136, kierownik projektu \\ dr A. Kryszczyńska, 
27.03.2009 -- 26.05.2012\\

\subsection{Nagrody i wyróżnienia}

\begin{itemize}\setlength{\itemsep}{-0.5\baselineskip}
\item Nagroda Indywidualna Rektora UAM II stopnia za osiągnięcia naukowe, 2005r. 

\item Dwie Nagrody Zespołowe II stopnia Rektora UAM za osiagnięcia naukowe, 2008r.

\item W lipcu 2008 Komisja Nazw Międzynarodowej Unii Astronomicznej nadała
planetoidzie o numerze 21776 nazwę Kryszczynska, za wkład w badania planetoid,
m in. za odkrycie podwójnej natury planetoidy 809~Lundia oraz prowadzenie bazy 
biegunów planetoid. \\

{\it The following citation of IAU CSBN is from MPC 63394:
(21776) Kryszczyńska = 1999 RE221 Agnieszka Kryszczyńska (b. 1965) is a
planetary scientist at Adam Mickiewicz University, Poznań. Using photometry,
she has studied the physical properties of minor planets. She discovered the
binary nature of (809) Lundia and maintains a database of the pole
coordinates and shapes of minor planets.}\\

\item Nagroda Zespołowa II stopnia Rektora UAM za osiągnięcia naukowe, 2010r.

\item Nagroda Dziekana Wydziału Fizyki, za zaangażowanie w przygotowywaniu 
      nowych programów studiów na kierunku Astronomia, 2013r.

\item Wyróżnienie publikacji H5 (wchodzącej w skład osiągnięcia naukowego) 
      jako Highlight 2013 przez edytorów {\it Astronomy and Astrophysics}.
\end{itemize}


\subsection{Udział i organizacja konferencji międzynarodowych}

\begin{enumerate}

\item Dynamics and astrometry of natural and artificial celestial bodies, 
Poznań, Poland, 1993
\item
IAU Coll. 165, Dynamics and astrometry of natural and artificial celestial 
bodies, Poznań, Poland, 1996 -- sekretarz LOC, 2 plakaty
\item
Asteroids Comets Meteors 1996, Versailles, France, 1996,
3 plakaty
\item
IAU Coll. 173, Evolution and source regions of asteroids and comets,
Tatranska Lomnica, Slovak Republic, 08.1998,
plakat
\item 
Asteroids Comets Meteors 1999, Ithaca, USA,1999, 
3 plakaty
\item
Asteroids 2001, Palermo, Italy, 2001, 
2 plakaty
\item
Ceres 2001 Workshop, Paris, France, 10.2001, 2 plakaty
\item
Asteroids Comets Meteors 2002, Berlin, Germany, 2002,
5 plakatów
\item 
Italian Planetary Sciences Meeting, Gallipoli, Italy, 2003, współautorstwo 
referatu bez udziału w konferencji
\item
Balkan Astronomical Meeting, NAO Rozhen, Bulgaria, 2004,
referat zaproszony
\item
Asteroids Comets Meteors 2005, Buzios, Rio de Janeiro, Brazil, 2005, 
3 plakaty
\item
6th General Conference of the Society of Physicists 
of the Republic of Macedonia, Ohrid, Macedonia, 2006,
referat 
\item
Division for Planetary Sciences of the American Astronomical Society
Meeting (DPS) 2006, Pasadena CA, USA, plakat bez udziału w konferencji
\item 
Workshop on Astrophysics and Space Research, Serock 
near Warsaw Poland, 06.2007, referat
\item
First Worshop on Binaries in the Solar System, Steamboat 
Springs, Colorado, USA, 2007,
referat
\item 
Asteroids Comets Meteors 2008, Baltimore USA, 2008,
3 plakaty
\item 
Workshop on Binaries in the Solar System II, Poznań,
Poland, 2010 -- główny organizator, \\
{\em http://www.boulder.swri.edu/binaries2-mtg/},
referat
\item 
Division for Planetary Sciences of the American Astronomical Society
Meeting (DPS) 2010, Pasadena CA, USA, plakat bez udziału w konferencji
\item 
Asteroids Comets Meteors 2012, Niigata, Japonia,
referat i 2 plakaty
\item
XIXth Meeting of the Petrology Group of the Mineralogical 
Society of Poland ,,Meteorites: Insights into Planetary Compositions'', 2012,
referat zaproszony
\item
Asteroid Spectroscopy in Support of Gaia (ASSG2013), Nicea, Francja, 2013
\item 
3rd Workshop on Binaries in the Solar System, Kohala Coast, Big Island, 
Hawaje, USA, 2013,
referat

\end{enumerate}

\subsection{Konferencje krajowe}
\begin{enumerate} 
\item
Zjazdy Polskiego Towarzystwa Astronomicznego 1991, 1995, 
1999, 2001, 2003, 2005, 2007, 2009, 2011
\item
Zjazdy Polskiego Towarzystwa Meteorytowego 2005, 2007
\item
Astronomy at small telescopes Kielce 2005, Kraków/Koninki 2013 
\item
Seminaria Mechaniki Nieba 2004, 2005, 2006
\item Astronomia XXI wieku i jej nauczanie, Niepołomice, 2008, 
2009

\end{enumerate}
Na wszystkich w.w. konferencjach prezentowano referat i/lub plakat.


\subsection{Członkostwo w międzynarodowych i krajowych organizacjach 
i towarzystwach naukowych}

\begin{itemize}
\item Członek Polskiego Towarzystwa Astronomicznego, od 2005 członek Zarządu
Głównego tego Towarzystwa

\item Członek Międzynarodowej Unii Astronomicznej

\end{itemize}

\subsection{Staże w zagranicznych ośrodach naukowych lub akademickich}

\begin{itemize}
\item Francja, Bureau des Longitudes, dwa miesięczne stypendia
          rządu francuskiego (CNRS) 1994, 1995
\item Francja, wielokrotne wyjazdy na obserwacje do 
          Obserwatorium Pic du Midi
\item Francja, visiting astronomer, Obserwatorium w Paryżu, 1 miesiąc, 1997
\item Bułgaria, wielokrotne wyjazdy na obserwacje do obserwatorium NAO Rozhen
\item Francja, wielkorotne staże w Institute de Mecanique Celeste et de Calcul 
          des Ephemerides, Observatoire de Paris
\item USA, Southwest Research Institute, Boulder, Colorado 1 miesiąc, 2013, staż naukowy na 
          zaproszenie dr Williama Merline'a. W ramach stażu obserwacje 
          na teleskopie Keck II na Hawajach.
\end{itemize}

\subsection{Recenzje} 
\noindent
Recenzja doktoratu Gordany Apostolovskiej z Faculty of Natural Sciences 
and Mathematics, Sts. Ciril and Methodius University, Skopje, Republika Macedonii 
pt. ,,Determination of some dynamical characteristics of chosen asteroids'',
2004.\\
\noindent
Recenzje artykułów do Icarus'a, Meteoritics and Planetary Science, 
Planetary and Space Science, Astronomy and Astrophysics.

\end{document}


