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INHALT
I. Wissenschaftliche Arbeiten II. Instrumentation, System-Administration III. Tagungen, Gast- und Beobachtungsaufenhalte IV. Gäste V. Publikationen VI. Team I.
Wissenschaftliche Arbeiten
1. Theoretische Arbeiten
Die wichtigsten Ergebnisse aus diesen Arbeiten über nicht-lokale Konvektionsmodelle im Rahmen von P13936-TEC seien im folgenden nochmals gesondert angeführt:
a) Die Modelle sagen mittlere Geschwindigkeiten (oder zumindest deren untere Grenze) und Asymmetrie der Geschwindigkeitsfelder in übereinstimmung mit den Beobachtungen voraus (2 km/s, Füllfaktor kleiner 0.5 und damit Asymmetrie der Spektrallinien durch Blauverschiebung der Linienflügel). Alle lokalen Konvektionsmodelle versagen hierin völlig. b) Die Konvektionszonen in A-Sternen sind alle durch Overshooting miteinander verbunden (Geschwindigkeiten von mehr als 1 km/s, auch wenn dazwischen die Temperaturgradienten fast rein den radiativen entsprechen, wiederum im Gegensatz zu allen lokalen Modellen, aber in übereinstimmung mit numerischen Simulationen von B. Freytag. c) Das Überschießen unterhalb der tiefliegendsten Konvektionszone beträgt typscherweise eine halbe Druckskalenhöhe, was unterhalb des Wertes aus den Simulationen liegt, die (da nur in 2D) allerdings bloß eine obere Schranke liefern können. d) Die Temperaturgradienten sind flacher als jene der lokalen Modelle von Canuto und Mazzitelli sowie Canuto, Goldman und Mazzitelli, während um bloß die Maxima des konvektiven Flusses mit Mischungswegtheorie wiederzugeben, die Mischungslänge beim Vergleich von Sternen mit Effektivtemperaturen von 7100 K und 8000 K halbiert werden muß, wiederum in zumindest qualitativer übereinstimmung mit den Simulationsrechnungen. Diese Ergebnisse sind, wie schon erwähnt, mittlerweile zur Veröffentlichung akzeptiert. vermutlich auch für Riesen und überriesen vom Spektraltyp F, sowie für frühe weiße Zwerge vom Typ DA oder DB, stellen daher die nicht-lokalen, hydrodynamischen Momentengleichungen eine erhebliche Verbesserung zur Beschreibung von Hüllenkonvektionszonen dar. Derzeit ist ein Routineeinsatz aufgrund der langsamen zur Verfügung stehenden Numerik noch nicht möglich. Zu Verbesserungen in dieser Hinsicht wurden (gemeinsam mit Prof. E.A. Dorfi) erste Schritte in Angriff genommen. Erst dann können über die Leistung des Modells in anderen Bereichen (Konvektion im Kern, tiefe Konvektionszonen, Kopplung mit einem Programm zur Berechnung von Modellatmosphären) weitere Resultate erwartet werden. 1.2 Sternatmosphären
Das zusätzliche (nicht-GUI) BenutzerInnen-Interface ermöglicht u.a. folgende Features:
Von den im folgenden Parameterbereich vorhandenen ATLAS9-Modellatmosphären(-Flüssen) wurden die synthetischen Farben aller oben angeführten Systeme sowie Geneva_neu und als "externe" die HST-Farben (Hubble Space Telescope) gerechnet:
Der Einfluß von unterschiedlichen Konvektionsmodellen auf den emittierten Oberflächenfluß wurde für verschiedene Modellparameter untersucht. Die Software-Toolsuite zum Berechnen von ATLAS9-Modellatmosphären mit "realistischer" chemischer Zusammensetzung (individuelle Elementhäufigkeiten; siehe Piskunov & Kupka 2001), entwickelt in den vergangenen Jahren und nun veröffentlicht, wird jetzt routinemäßig eingesetzt. Ein Beispiel ist die Berechnung von Modellatmosphären für HD32115 und HD37594, die als "Standard A-Sterne" (mit möglichst unauffälliger Häufigkeitsverteilung) die Untersuchung von kühlen CP-Sternen erleichtern sollen. Dazu werden möglichst realistische Referenzmodelle benötigt. Seine hauptsächliche Verwendung fand diese Software aber bei den Arbeiten zur Untersuchung der durch das D-a System gemessenen Flußdepression bei bestimmten Typen von CP-Sternen. Diese konnte für die kühlen Objekte (Teff < 10000K) abgeschlossen werden. Für Objekte mit Teff < 8750K können die Beobachungen (Farben, Flüsse, und zumindest im Mittel auch Spektren) weitgehend erklärt werden. Das Feature bei 5200 A entsteht bei den CP2 Sternen mit niedriger Oberflächentemperature durch eine Häufung von Linien des Cr in einem bestimmten Wellenlängenbereich. Dies gilt für HD137909, HD137949, HD201601 und HD204411, wozu detailierte spektroskopische Beobachtungen herangezogen wurden. Sterne mit vergleichbarer Effektivtemperatur, aber ohne Überhäufigkeit des Cr relativ zu Fe, zeigen dieses Phänomen nicht (Am Sterne wie HD108642, HD108651, l Bootis Sterne und andere metallunterhäufige Sterne). Eine detaillierte Untersuchung mancher Spektrallinien weist aber schon auf ein Problem hin, das bei den etwas heißeren Sternen wie HD188041 und HD196502 zu Tage tritt: diese zeigen die stärksten gemessenen Flußdepressionen, die aber selbst mit den neuen Atmosphären nicht befriedigend erklärt werden können. Willkürliches Erhöhen der Cr Häufigkeit ist nutzlos, da es nicht erlaubt, die beobachteten Spektren wiederzugeben. Die aus den Profilen und der Untersuchung von Linien mit verschiedener Anregungsenergie gewonnen Ergebnisse deuten recht unmißverständlich auf einen vertikalen Schichtungseffekt hin, der den Schlüssel für die verbleibenden Unstimmigkeiten bei der Synthese theoretischer Farben, Flüsse und Spektren im Vergleich zu den Beobachtungen liefern sollte. Zusammen mit einer Kalibration der Metallizitätseffekte im D-a System werden diese Ergebnisse gerade zur Veröffentlichung vorbereitet. Die in Wien in den letzten Jahren berechneten Gitter von Modellatmosphären wurden gemeinsam mit einer Arbeitsgruppe des Observatoire de Paris, Meudon (siehe Besucherliste), getestet. Die hohe räumliche (vertikale) Auflösung der Modelle gestattet nun auch das Berechnen verbesserter Entwicklungstrajektorien von Vorhauptreihensternen (Arbeiten mit J. Montalbàn und F. D'Antona) sowie von Parametern zur Identifikation von Pulsationsmoden (Arbeiten mit R. Garrido et al.) bei Konvektionsmodellen, welche ineffiziente Konvektion in Atmosphären von A-K Sternen vorhersagen, die durch den Vergleich mit Beobachtungen nahegelegt wird. CDROMs mit den Modellgittern wurden erstellt und die Veröffentlichung der Rechnungen und Tests steht unmittelbar bevor. Die Abhängigkeit der Konvektions-Skalenlänge in Sternaufbaumodellen von der Tiefenauflösung in der Modellatmosphäre wurde untersucht. Für die Berechnung von Sternentwicklungsmodellen im Parameterbereich Teff = 4000-5000 und logg = 3.0-3.5 ist eine Auflösung von mindestens 0.03125 (Dlog tross) notwendig, um Oszillationen in den Entwicklungswegen zu vermeiden (Zusammenarbeit mit F. D’Antona). Die bereits erwähnte Arbeit mit Montalbàn und D'Antona zeigt
die Notwendigkeit, daß Modellatmosphären nur dann in konsistenter
Weise als äußere Randbedingung für Sternentwicklungsrechnungen
verwendet werden können, wenn sie mit gleichem Konvektionsmodell und
(wenigstens recht ähnlichem) Mischungslängenparameter gerechnet
werden. Testobjekte waren dabei Kugelsternhaufen und ihre Entwicklungswege
von der Vorhauptreihe bis auf den Riesenast. Als ein weiteres Ergebnis
dieser Zusammenarbeit konnte eine Erklärung für die "Böhm-Vitense
Lücke" in offenen Sternhaufen, insbesondere der Hyaden, bei (B-V)
ungefähr 0.35, gegeben werden. Entscheidend für das Auftreten
einer solchen Lücke, die teils von Präzisionsmessungen der Hyaden
im Rahmen des Hipparcos-Projektes, teils aus neueren Studien anderer offener
Haufen nahegelegt wird, ist das rasche Zurückziehen der Hüllenkonvektionszone
in die äußersten Schichten bei einer kritischen Masse (ca.\
1.42 Sonnenmassen, wenn das Modell von Canuto, Goldman und Mazzitelli zugrundegelegt
wird). Konvektionsmodelle,
2. Experimentelle Bestimmung astrophysikalischer Parameter
Das Programm VW-Autofit wurde getestet und den Benutzern des Tycho-Clusters zugänglich gemacht. VW-Autofit ist eine semiautomatische Prozedur, die Hans Bruntt wärend seines fast einjährigen Gastaufenthalts am Institutfür Astronomie, zum Zwecke einer schnellen Häufigkeitsanalyse programmiert worden ist. In Verbindung mit 'width9' kann nun von einem Stern innerhalb eines Arbeitstages eine erste grobe Häufigkeitsanalyse von 5 bis 6 Elementen durchgeführt werden. Zusätzlich wurde eine graphische Oberfläche mit IDL entwickelt, die eine übersichtlichere Handhabung ermöglichen soll und in Kürze in eine erste Testphase übergeht. Die aktuelle Version ist IDL5.4 (UNIX) tauglich und bietet eine graphische Möglichkeit von VWA benötigte Dateien durch Browsen auszuwählen und sie tabellarisch zu editieren, sowie eine vereinfachte Auswahl der benötigten Linienselektionsparameter durch automatische Berechnung empfohlener Werte. Durch zwei Beobachtungsaufenthalte am CFHT des Mauna Kea Observatory
konnten mittels hochauflösender Spektroskopie Daten für zwei
unterschiedliche Anwendungen gewonnen werden, die, von Beobachterseite,
eine Verbindung zwischen den Arbeiten an CP Sternen und an Konvektionsmodellen
darstellen. Im April wurde Linienprofile von Sterne vom Spektraltyp A-G
aufgenommen, die aufgrund ihrer geringen Rotationsverbreiterung bei nicht-magnetischen
Sternen eine Bestimmung der typischen Geschwindigkeitsfelder in der Atmosphäre
(aufgrund des Dopplereffektes) erlauben. Asymmetrie und Verbreiterung von
Spektrallinien durch Konvektion stellen eines der wichtigsten direkten
Testkriterien für Modelle und Computersimulationen
2.1 CP2 Sterne
Das von Hans Bruntt während seines Aufenthaltes in Wien implementierte
IDL Programm 'VWA' wurde ausführlichen Tests
Magnetfeldstärken wurden mit der Fe II Linie bei l = 6149.26 A durchgeführt. Bei zwei Beobachtungsaufenthalte am CFHT des Mauna Kea Observatory wurden auch Einzelspektren einiger CP Sterne sowie eine Zeitreihe von HD137909 (b CrB) gewonnen. Letzterer, ein kühler CP2 Stern, stellte sich, wie zu erwarten, als innerhalb eines Fehlers von maximal ca.15m/s als konstant heraus. Er diente damit zugleich als Referenz für die dann im Oktober durchgeführten Beobachtungen dreier roAp Sterne HD24712 (DO Eri), HD176232 (10 Aql) und HD201601 (g Equ), bei denen zum Teil schon während der Beobachtungen anhand der Rohdaten deren Variabilität zu sehen war. Beim gleichen Beobachtungslauf wurden auch Einzelspektren diverser CP Sterne aufgenommen, Ein Großteil der Spektren von CP2 Sternen, welche im August 1999 am SAAO aufgenommen wurden sind reduziert. Von 28 Sternen wurde, wenn vorhanden, die Magnetfeldstärke anhand der Fe II Linie bei l = 6149.26 A bestimmt. Erste Häufigkeiten von HD164258 und HD18610 liegen vor. Die radiale Verteilung von Fe in der Atmosphere von HD18610 wurde bestimmt, weitere Elemente sind in Arbeit. 10 Aql: Im Juli wurden am McDonald 2.1m Otto Struve Teleskop
in 8 aufeinanderfolgenden Nächten jeweils ein Spektrum mit dem Ziel,
die Rotationsperiode dieses Sterns genau zu bestimmen aufgenommen. Ein
genauerer Wert für die Rotationsperiode (zur Zeit P ~ 6d) kann
demnächst erwartet werden. Weiters sind zwei Zeitserien von 10Aql
produziert worden:
Hochaufgelöste Beobachtungen in allen Stokes-parametern (I, Q, U, V) sollen die Bestimmung der Elementverteilung von seltenen Erden an der Oberflaeche von roAp Sternen ermöglichen (Zeeman Doppler-Imaging, (ZDI). Ziel ist ausserdem, Pulsationsmoden mit den Elementverteilungen als 'Maske' identifizieren zu koennen. Pekuliaritaeten, die nicht durch Pulsation oder Flecken erklaert werden koennen, sind moeglicherweise auf Pulsationswellen zurueck zu fuehren, die sich durch eine Atmosphaere mit geschichteten Haeufigkeiten ausbreiten. Um das ueberpruefen zu koennen, soll ein Spektrensynthesecode so modifiziert werden, dass auch sich in der Atmosphaere ausbreitende Geschwindigkeitsfelder modelliert werden koennen. Erste Analysen von HD 24712 anhand der Daten vom Beobachtungsaufenthalt am Pic du Midi (Jänner 2001) wurden durchgeführt. Es stellte sich heraus, dass das Datenmaterial für Zeeman Doppler-Imaging aufgrund des geringen Signal- zu Rauschverhältnisses nicht geeignet sein wird, allerdings lassen sich Häufigkeitsanalysen, die als Vorbereitungsarbeit zum ZDI ebenfalls nötig sind anhand von Stokes I durchführen. Der diesjährige Beobachtungsrun brachte bereits besser geeignetes Material und im Dez./Jänner 2002 lässt sich eventuell die nötige Phasenüberdeckung erreichen. Für HD 12098 gibt es bereits sehr gutes Datenmaterial, dessen Analyse unmittelbar folgen wird. Drei Ap Sterne, die nicht pulsieren und kein Magnetfeld besitzen, sollen als Vergleich zum Sample an roAp Sternen mit der gleichen DI Methode analysiert werden. Es wurden HD 153882, k Psc und HD 32633 ausgewählt. Für die Modifikation des INVERS10 Programmpaketes, das die Inversion von Spektropolarimetrischen Daten unter Berücksichtigung des stellaren Magnetfeldes erlaubt, gab es erste Vorbereitungsarbeiten (einlesen in das Programm und in entsprechende Literatur). Ziel ist, auch Signaturen in spektralen Linienprofilen modellieren zu können, die von stellarer Pulsation herrühren. Für 56 Ari wurden die Inputparameter für die Inversion der Linienprofile endgültig festgelegt und die daraus resultierende Elementverteilung von Silizium, Magnesium und Eisen bestimmt und für die Publikation vorbereitet. Datensaetze aus vier Jahren (unterschiedlichen Jahrzehnten) wurden verarbeitet, um eventuelle Periodenaenderungen des Sternes mit Hilfe der Dopplermaps zu herauszufinden. Die Siliziumverteilung an der Oberfläche von CU Vir wurde anhand neuer Daten analysiert und mit bereits extistierenden Ergebnissen verglichen. Es ergab sich gute Übereinstimmung. Für die Bestimmund der Verteilung von Hg an der Oberfläche
von a And wurden erste Maps erstellt.
2.2 l Bootis Sterne
Des weiteren konnt zum ersten Mal orbitale Parameter für die spektroskopischen Doppelsternsysteme HD 84948 und HD 171948 bestimmt werden (gem. mit Iliev und Barzova, Rozhen; Griffin, Cambridge; Kamp, Leiden; Claret, Granada; Koen, SAAO). Mit der Hilfe von Hauptreihenmodellen konnte eine sehr hohes Alter für HD 84948 (1 Gyr) bestimmt werden. HD 171948 liegt hingegen unmittelbar auf der Nullhauptreihe. Weitere Abschätzungen für die orbitale Periode konnte für HD 64491 und HD 141851 gewonnen werden. Sämtliche Resultate der spektroskopischen Suche nach neuen l Bootis Sternen wurden publiziert. Es konnten 26 neue Mitglieder entdeckt und 18 Kandidaten bestätigt werden. Insgesamt wurden 732 Sterne im galaktischen Feld und sieben offenen Sternhaufen untersucht (gem. mit Duffee, Keele). Beobachtungsprogramm am HHT zur Detektion von CO in l Bootis Sternen bei 870 mm, Reduktion durchgeführt, nur obere Grenzen wurden gefunden (gem. mit Kamp, Leiden und Wiesemeyer, IRAM, Grenoble). Untersuchung der Zusammenhänge zwischen Elementhäufigkeit und Kondensationstemperatur für ll Bootis Sterne und post-AGB Sterne. 2.3d Scuti und andere (variable)
Sterne
Im Herbst 2000 wurde eine Beobachtungskampagne bis Sommer 2001 von 19 MAIA-Kandidaten mit dem APT in Arizona gestartet, bei der jeder Stern eine Nacht kontinuierlich, und über den Zeitraum der Kampagne jede Nacht einmal, in 2 Farben photometriert wird. Die Gruppe der MAIA-Variablen liegt in einer variabilitätsfreien Zone im HRD (B7V-III ... A2V-III) und sollte eine Helligkeitsänderung mit Perioden von 2,5 ... 7 h mit kleinen Amplituden aufweisen. Jedoch ist die Existenz der Gruppe, und vor allen der Mechanismus der hinter dieser Pulsation steckt, bis heute ungeklärt. Aufgrund schlechten Wetters und zu weniger Datenpunkte konnte jedoch kein Ergebniss erziehlt werden. Im Herbst 2001 wurden 2 einwöchige Beobachtungen von ET And durchgeführt die jedoch aufgrund sehr schlechter Meßgenauigkeit (0.1mag) ebenfalls zu Ergebniss führten. Die Elementverteilung von Helium und Silizium der vier SPB Sterne HD 131120, HD 105382, HD55522 und HD 138769 wurde anhand der Linien von 4115A bis 4135A (SiII-Dublett bei 4128-4130A, HeI um 4121A und HeI bei 4143 A) analysiert. Alle vier Sterne zeigen enorme Variationen in der Heliumverteilung an der Oberfläche. Das Silizium II-Dublett bei 4128 bis 4130A ist bei einem Teil der Sterne auffällig radialverschoben (bei Helium tritt dieser Effekt nicht auf). Erste Analysen sind abgeschlossen. Es folgt die Feinabstimmung der Inputparameter. Datenanalyse und Interpretation von Photometrie im Infrarotem von RR Lyrae Sternen in M15 (gem. mit Solano, VILSPA). Reduktion von hochaufgelöster Spektroskopie von interessanten astrophysikalischen Objekten, wie Sakurai's Object (a born-again PN), h Car und verschiedene IRAS-Quellen zur Linienidentifikation und Bestimmung von Variationen der Radialgeschwindigkeit (gem. mit Kerber, ESO). Spektrale Klassifikation von interessanten astrophysikalischen Objekten (gem. mit Handler und Koen, SAAO). Zusammenstellung von publizierten Beobachtungsmaterial und Zeitreihenanalyse von RV Tauri Sternen (gem. mit Andronov und Chinarova, Odessa; König/Berlin). 2.4 PMS Sterne
NGC 6383 (a1950 = 17h 31.4m, d1950 = -32° 32') ist ein sehr junger (~1.7 ± 0.4 Millionen Jahre), offener Sternhaufen, in dessen Zentrum der helle spektroskopische Doppelstern HD 159176 (O7 V + O7 V) liegt. Der Haufen hat einen Durchmesser von 10 Bogenminuten und gehört zusammen mit NGC 6530 und NGC 6531 zu der Sgr OB1 Assoziation. Mehrere Studien zeigen, daß alle Mitglieder ab einem Spektraltyp von A0 vor der ZAMS liegen und somit Deuterium brennende Vorhauptreihensterne sind. Weiters haben mehrere Haufenmitglieder Spektraltypen von A bis F und sind daher ideale Kandidaten für die Suche nach Pulsationen auf Zeitskalen zwischen 30 Minuten und 8 Stunden. Aus diesen Gründen wurde NGC 6383 als Kandidat zur Suche nach (d Scuti ähnlich) pulsierenden Vorhauptreihensternen ausgewählt. Vorhauptreihensterne liegen im HR Diagramm zwischen der 'Birthline'
und der ZAMS, sie unterscheiden sich von Hauptreihensternen hauptsächlich
in ihrer inneren Struktur. Sie wechselwirken mit ihrer Umgebung und
zeigen daher unter anderem starke IR-Exzesse und Emissionslinien. Man kann
zwischen zwei Kategorien unterscheiden: T Tauri Sterne und Herbig Ae/Be
Sterne. Mitglieder beider Gruppen zeigen photometrische und spektroskopische
Variabilität auf verschiedenen Zeitskalen (von Minuten bis zu Jahren).
Das zeigt, daß die photometrische Aktivität der Sterne schon
ganz früh in ihrer Entwicklung stattfindet, noch bevor sie auf der
Hauptreihe angekommen sind. Da T Tauri Sterne Spektraltypen zwischen G
und M aufweisen, kann der k-Mechanismus, der für die Pulsation verantwortlich
ist, nicht wirken und macht diese Gruppe der Vorhauptreihensterne ungeeignet
für die Suche nach d Scuti ähnlicher Pulsation. Herbig Ae/Be
Sterne hingegen sind heiße Emissionslinien-Sterne mit Spektraltypen
von B bis F, die die geeigneten Voraussetzungen für die Suche nach
Pulsation haben.
3. Satellitenexperimente
Da wir keine über keinen PC-Linux Fortran Complier mehr verfügen und einige Adapierungen in der vorhanden Extraktionssoftware (extrahiert die einzelen Datenpunkte aus den Rohdatenfiles) nötig waren mußte diese von Fortran 90 auf F Standart umgeschrieben werden. In einem umfangreichen IDL Programm wurden die bereits vorhanden Reduktionmodelle der Streulichtkorrektur und Südatlantischen Anomalie zusammengefaßt und weiterentwickelt. Alle 4 Guidestars konnten als variabel identifiziert werden, wobei die genaue Analyse noch austeht. Die vorläufigen Ergebnisse wurden Ende November im Rahmen eines Abschlußtreffens bei der ESO/STECF in Garching am 28.11.2001 präsentiert. Die Publikation der Ergebnisse ist in Vorbereitung. Der Zugang zu weiteren FGS-Daten über ein Webinterface wurde uns vom Astroviertel Team für Anfang 2002 zugesichert. Die Daten der Guide Stars, die während der HST Beobachtungskampagnen "47 Tucanae (47 Tuc)" und "Hubble Deep Field South (HDF-S)" verwendet wurden, wurden von dem Astrovirtel-Team zur Verfügung gestellt. Eine sorgfältige Reduktion und Analyse der Lichtkurve wurde durchgeführt, ebenso die Software verbessert und die einzelnen Programme zu einem großen Programmpaket zusammengefaßt. Parallel dazu wurden bodengebundene Beobachtungen organisiert: Im Juni 2001 wurden je 4 Klassifikationsspektren der 4 Sterne in Südafrika von Sonja Isaacs am 1.9m Teleskop des SAAO, Sutherland, aufgenommen. Im August 2001 konnten Zeitserien der als variable Sterne identifizierten
47 Tuc-Guide Stars, GS 0913703505 und GS 0913702720, in Johnson V und B
am 0.9m Teleskop in Chile aufgenommen werden. Diese Daten müssen in
Folge reduziert und analysiert werden.
3.2 HIPPARCOS
3.3 COROT
3.4 MOST
Die Arbeiten an der Bodenstation wurden begonnen und der Sendemast mit der voll steuerbaren 3.1 m Antennenschüssel errichtet. Der Raum für die Steuer- und Empfangselektronik wurde adaptiert (gem. mit Prof. A. Scholtz, TU Wien). 4. Datenbanken
4.2 Vienna Interactive VISAT
Um die eigentlichen Aufgabe von VISAT, die Erleichterung der Auswahl
von Targetsternen für die Satellitenphotometrie, weiter zu verfolgen
wurde begonnen eine graphische Oberfläche für die Selektion von
Sekundärtargets des MOST Satelliten zu entwickeln. Dabei soll die
CCD-Maske (36 Fabrylinsen und ein freies Feld) auf den Himmel projeziert
werden um die Possitionierung des Primärtargets (in einer der 36 Fabrylinsen)
und einen Drehwinkel bestimmen zu können.
II. Instrumentation, System-Administration
Die Kamera für das Austro-Croatian 1m Telescope wurden im August
zum Observatorium Hvar überstellt und zwischen dem 1.9. und 9.9.2001
am Teleskop getestet und offiziell übergeben. Vom Observatorium Hvar
waren Davor Sudar, Domagoj Ruzdjak und Hrvoje Bozic anwesend, ebenso Dr.
Pawel Meyer (Prag) und Prof. Dr. D. Rakos. Das Filterrad war mit den Filtern
des Da Systems, i.e.: y' (ein modifiziertes
Strömgren y), g1 und g2, und mit den Strömgren Filtern u, b und
v bestückt.
Ein neuerliches Update des Manuals und Beheben kleinerer Fehler in der
Software (durch M. Sperl) war notwendig.
Die Kamera für das Observatorium Odessa wurde nach den First Light Beobachtungen in Hvar auf ähnliche Fehler hin getestet. Das Manual wurde ebenfalls auf den neuesten Stand gebracht. 2. Hardware:
Zusammen mit einer fast baugleichen AlphaStation, die vom Institut für Mathematik zur Verfügung gestellt wurde, wurde eine alte Workstation wieder in Betrieb genommen. Diese beiden Rechner ersetzen die noch älteren DEC 3000 Maschinen (Isaac und Jan). Aus der Gruppe Breger wurden zwei alte PCs übernommen. Ein im Zuge dessen ausgemusterter PC wird zum Testen der Steuerung für die MOST-Satellitenantenne zur Verfügung gestellt. Auf den AlphaPCs Leo und Albert wurden die Grafikkarten gegen leistungsfähigere Modelle ausgetauscht. Außerdem wurden auf diesen Rechnern der Arbeitsspeicher auf 384 MB bzw. 1 GB am Edwin aufgerüstet. 3. Software:
Diverse Software-Pakete (Webserver, PHP, Betriebssysteme, ...) wurden upgedatet und es wurde von der Fa. Creaso ein IDL-Paket mit 5 PC-Lizenzen angekauft. Der Lizenzserver wurde am Tycho installiert. Die Webpage der Arbeitsgruppe wurde neu gestaltet und inhaltlich überarbeitet.
III. Tagungen, Gast- und Beobachtungsaufenhalte
Sonstige Vorträge und Gastaufenthalte
Beobachtungsaufenthalte
IV. Gäste
VI. Team (mit primären
Aktivitäten)
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