I. Wissenschaftliche Arbeiten
1. Theoretische Arbeiten
2. Experimentelle Bestimmung astrophysikalischer Parameter
3. Satellitenexperimente
4. Datenbanken

1. Theoretische Arbeiten
1.1 Konvektion
Kompressibilitätseffekte bei den nicht-lokalen Konvektionsmodellen (Momentengleichungen) wurden anhand eines umfangreichen Vergleiches mit ebenfalls durchgeführten numerischen Simulationen untersucht. Weiters wurde an einer Verbesserung der Darstellung der Druckkorrelationsfunktionen gearbeitet. Schließlich wurde ein vollimplizites Lösungsverfahren für die Momentengleichungen entwickelt.

1.2 Sternatmosphären
Im Atmosphärengitter wurden mit dem PerlScript SMGT die fehlenden Modellgitter für eine Mikroturbulenz von 1 km/s und 0 km/s (und alle Kombinationen der übrigen 4 Parameter) fertiggestellt. Der gesamte Parameterbereich umfasst nun:

• T_eff:   4 - 10 kK   (Schrittweite 200 K, 31 Werte)
• log g:   2.0 - 5.0 [{cgs}]   (Schrittweite 0.2, 16 Werte)
• log Z:   -2.0, -1.5, ±1.0, ±0.5, ±0.3, ±0.2, ±0.1, 0.0   (13 Werte)
• v_micro:   0, 1, 2, 4 km/s   (4 Werte)
• Konvektion_Schichtzahl: MLT₇₂, CGM₇₂, CGM₂₈₈, CM₂₈₈   (4 Werte)
  (MLT: MischungsLängenTheorie; CGM: Canuto-Goldman-Mazzitelli; CM: Canuto-Mazzitelli)

Aus den Flüssen dieser Modelatmosphären wurden wiederum die synthetischen Farben der 15 im Programm "colors" (siehe Vorjahresbericht 2001) berücksichtigten photometrischen Farbsysteme, welche in der Photometrie häufig verwendet werden, berechnet. Ein Vergleich mit empirischen Daten und anderen theoretischen Modellergebnissen zeigt, daß nur im Farbsystem "H_beta" die Genauigkeitsansprüche nicht erreicht werden. Möglichkeiten zur Verbesserung werden derzeit analysiert.

4D-Interpolation: Wegen einiger nichtkonvergierter Modelle besteht die Notwendigkeit zur Interpolation der Modellatmosphären bzw. der Flüsse bzw. der Farben, um die Lücken im Gitter zu schließen. Um auch mit Modellen zwischen den Stützpunkten unseres Gitters rechnen zu können, ist eine zweite Art von Interpolation nötig. In beiden Fällen ist eine vierdimensionale Interpolation gesucht, weil die Modelle von 4 numerischen Parametern abhängen (T_eff, log g, log Z und v_micro; im nichtnumerischen fünften Parameter 'Konvektionsmodell' kann nicht interpoliert werden).
    Folgende Frage bzw. Forderungen werden an das Interpolationsverfahren gestellt:

1. Gibt es das auch in mehrdimensionaler (multivariater) Form?
2. Wie genau ist es?
3. Können auch die ersten Ableitungen nach allen vier unabhängigen Variablen (Parametern des  Gitters) berechnet werden? (Die Ableitungen von Farbindices nach T_eff und log g werden zur Identifikation von Pulsationsmoden benötigt.)
4. Es soll ein lokales Verfahren sein, weil im Gitter Lücken vorhanden sind, welche zwar durch das eine Interpolationsverfahren ausgemerzt werden, aber es ist wünschenswert, in (lückenlosen) Teilbereichen des Gitters interpolieren zu können, auch wenn in anderen Bereichen noch Daten fehlen. Die dahinterstehende Physik verlangt ebenfalls nicht nach einem globalen Verfahren und ein solches wäre außerdem bei unserem Gitter mit über 25.000 Stützpunkten komplex und langsam.

Die Produktion der Atmosphären-CDs mit all den Modellen, Flüssen, Farben, Farb- und Interpolations-Programmen, um der Scientific Community die Ergebnisse und Tools leichter verfügbar zu machen, ist in Vorbereitung.

Diese Modellatmosphären wurden als Randbedingung für Sternentwicklungsrechnungen (Pre-Main Sequence Sterne, Modenidentifikation bei pulsierenden A Sternen) eingesetzt.

Linienopazitäten: Qckodfv3 ist ein Programmpaket, das unter dem Motto "ODF berechnen leicht gemacht" entwickelt worden ist. Die langwierige und mit viel Aufwand verbundene Prozedur des Erstellens einer ODF (Opacity Distribution Function) ist vereinfacht und auf einen Status gebracht worden, der auch "Massenproduktion" ermöglicht. Dazu wurde das Paket QckODF geschaffen. Dieses beinhaltet überarbeitete Versionen der Tools welche schon im Jahresbericht 2000, beziehungsweise im Astrophys. Jour. 547, 1040 von N. Piskunov und F. Kupka vorgestellt worden sind. Dadurch, und durch die immer schnelleren Rechner ist es gelungen, die Rechenzeit für eine Sternatmosphäre mit individuellem Häufigkeitsmuster von über 8 Stunden auf unter 3 Stunden zu senken. Verbleibende Arbeiten sind noch das Implementieren der neuesten Modellgitter (Vienna Model Grids 2003) und die Kompatibilität mit dem original ATLAS9 Code von B.Kurucz.
    LLmodels7.3, ein Atmosphärencode, welcher die Linienopazitäten der einzelnen Linien direkt berücksichtigt, wurde diesen Herbst durch Vergleich mit der ODF Methode (ATLAS9) getestet. Die Ergebnisse waren sehr zufriedenstellend. Nachträglich, ist auch noch das CM Konvektionsmodell (Canuto-Mazzitelli) eingefügt worden. Diese Tests werden bis Ende des Jahres abgeschlossen sein.
   Es erfolgte auch eine Publikation über die durch den Delta a Index gemessene Flußdepression bei kühlen CP-Sternen welche weitgehend durrch nicht normale Linienopazitäten hervorgerufen wird.

Fundamentalparameter: Das Programm TempLogG  zur Bestimmung von Fundamentalparametern (Teff, log g , log Z, u.a.) von Sternen aus Strömgen oder Genfer Farben wurde um zwei Funktionalitäten erweitert. Zum einen können (beliebig lange) Listen von Objekten (Sternen) abgearbeitet werden, was in Zusammenhang mit dem COROT-Satelliten-Projekt schon gemacht wurde; zum anderen können die Eingabedaten mit (Beobachtungs-, Mess-) Fehlern versehen werden und diese werden dann in Fehler der Fundamentalparameter umgerechnet.
   Diese Umrechnung erfolgt nach dem Gauß'schen  Fehlerfortpflanzungsgesetz, allerdings ohne die zugrundeliegenden analytischen Funktionen (und deren Ableitungen) zu kennen bzw. zu benötigen, da "templogg" ein C-shell Script ist, das Fortran77 Programme zur eigentlichen Berechnung der Kalibrationen aufruft und diese Programme (in "templogg") durch solche mit moderneren Kalibrationen ersetzbar sein sollen, ohne die Fehlerfortpflanzung neu implementieren zu müssen. Daher werden der Reihe nach die Einzelvarianzen dadurch berechnet, daß in nur einer Variablen die Fehler (einmal plus, einmal minus) appliziert und mit diesen Werten die Berechnungen der Fundamentalparameter durchgeführt werden und das Maximum der beiden Abweichungen zum fehlerunbehafteten Ergebniswert quadriert wird. Die Gesamtvarianz errechnet sich dann wie üblich aus der Summer der einzelnen.
   Dieses Verfahren hat bei n Eingabevariablen (im Strömgen-System sind es sechs) 2n zusätzliche volle Fundamentalparameterbechnungen, während es bei der Variante "Maximum der Abweichungen aller +/- Kombinationen aller Eingabevariablenfehler zugleich vom Nullfehlerwert" 2ⁿ sind, was schon bei n=3 mehr sind bzw. bei Strömgen 12:64. Die resultierenden Unsicherheiten in den fundamentalen atmosphärischen Parametern liegen zwar in der Regel unter dem tatsächlichen Fehler (dem der Kalibration selbst), erlauben jedoch erstens diesen besser abzuschätzen und zweitens eine zusätzliche Überprüfung der Resultate auf programminterne Fehler. In nächster Zeit ist geplant, ein Webinterface einzurichten, das einer breitern Gruppe von Astronomen den Zugang zu diesem Werkzeug gestattet. In Zusammenarbeit mit E. Solano (LAEFF, Spanien) sollen  über dieses Interface die Servicedienste des COROT Ground Based Archive erweitert werden.

2. Experimentelle Bestimmung astrophysikalischer Parameter

Fundamentalparameter: Es wurden die Möglichkeiten untersucht, die Bestimmung von atmosphärischen Fundamentalparametern im Rahmen einer Häufigkeitsanalyse wesentlich zu verbessern. Dazu wäre aber ein Sample von Sternen nöig, für das diese Parameter (Teff und log g ) auf fundamentalem Wege abgeleitet werden können, wie z.B. Doppelsterne. Leider stellte sich heraus, daß zwar log g-Werte mit einem Fehler von nur wenigen Hundertstel dex publiziert wurden, die Temperaturbestimmungen jedoch noch immer Fehler in der Größenordnung von 2-5 % aufweisen, was aber etwa der erreichbaren Genauigkeit bei einer herkömmlichen Häufigkeitsanalyse entspricht. Außerdem konnten nur 6 Doppelsternsysteme gefunden werden, wo für beide Komponenten sowohl Teff als auch logg fundamental bestimmt worden waren. Als weitere Kalibrationsquelle bieten sich pulsierende Sterne an. Pulsationsmodelle stellen über die Identifikation von Pulsationsmoden sehr restriktive Anforderungen an den zulässigen Bereich für Teff und log g. Allerdings setzt dies ein sehr gutes Verständnis des Pulsationsmechanismus voraus. Leider gibt es kaum Sterne mit zuverläßiger Modenidentifikation welche durch das rotationsbedingte Splitting zusätzlich erschwert wird.
   Das Balmerlinienproblem bei A-Sternen wurde bearbeitet und neue Fundamentalparameter für A und F Sterne bestimmt.

Oszillatorstärken und Stark Verbreiterung: Für A-F Sterne liegen die stärkesten Ce III Linien im nahen UV, was die genaue Vermessung erschwert. Frühere Untersuchungen von Ce II und Ce III Linien des heisseren Ap Sterns HD200311 und der kühleren HD1902913 und HD465 zeigten einen Häufigkeitsunterschied von 0.7 bis 1 dex für die kühleren. Neueberechnungen der Oszillatorstärken unter Berücksichtigung von Polarisationseffekten im Linienkern erlaubten diese Diskrepanz für  HD192913 deutlich zu reduzieren log(Ce/H) = -7.02+/-0.33 von 17 Ce II Linien und log(Ce/H) = -7.37+/-0.21 von  4 Ce III Linien. Diese und andere neue Atomparameter für Ce III werden ähnliche Untersuchingen erlauben, wie wir sie für die Seltenen Erden bei kühlen roAp Sternen durchgeführt haben, insbesondere für Pr und Nd,
    Im Rahmen dieser früheren Untersuchungen fiel auf, dass einige Si Linien relativ zu den Laborwellenlängen verschoben erschienen und dass einige der starken Linien vom Multiplet  3p3 \ 3D0-5f3D und  3p3 \ 3D0-5f3G asymmetrische Linienprofile aufweisen, insbesondere bei der
 Si I 6155.13A Linie. Letztere Linie zeigt das gleiche Verhalten auch im Sonnenspektrum. Asymmetrie und Linienverschiebung scheint aber bei heisseren Ap Sternen deutlicher zu sein. Nach Neuberechnung der Stark Verbreitungsparameter mit einer halbklassischen Störungstheorie und mit einer verbesserten Spektrensynthese war es möglich, die beobachteten Linienasymmetrien bei Si I 6155.13A sowohl bei der Sonne, wie auch beim normalen späten A-Stern HD32115 richtig wiederzugeben. Ein Vergleich von unseren Rechnungen mit den Beobachtungen ergab, dass Stark-Verbreiterung und -Verschiebung, zusammen mit Stratifikation auch die asymmetrischen Linienprofile der beiden Si I  6142.48A und 6155.13A Linien bei 10 Aql richtig darzustellen imstande ist

Reduktion von Echellespektren: Ein neues Reduktionspaket wurde gemeinsam mit dem Dept. of Physics and Astronomy der Taurian University (Krim) konzipiert und getestet, welches speziell für Echellespektren eine automatische Reduktion erlauben soll und letztendlich ein einziges, auf Kontinuum normiertes Spektrum produziert, das auch extrem breite Linien (z.B. Wasserstofflinien bei A-F Sternen) adäquat behandelt.

2.1 Chemisch pekuliare (CP) Sterne

Oberflächenstrukturen: Hochaufgelöste Beobachtungen in allen Stokes Parametern (I, Q, U, V) ermöglichen die Bestimmung der Elementverteilung von seltenen Erden an der Oberfläche von roAp Sternen. Ziel dieser Beobachtungen ist ausserdem, Pulsationsmoden mit den Elementverteilungen als 'Maske' identifizieren zu können. Pekuliaritäten, die nicht durch Pulsation oder Flecken erklärt werden können, sind möglicherweise auf Pulsationswellen zurückzuführen, die sich durch eine Atmosphäre mit geschichteten Element-Häufigkeiten ausbreiten. Um das überprüfen zu können, wird gegenwärtig ein Spektrensynthesecode so modifiziert, dass auch sich in der Atmosphäre ausbreitende Geschwindigkeitsfelder und vertikale Häufigkeitsvariationen modelliert werden können. ESPRIT, eine sehr effiziente Software zur Auswertung  spektropolarimetrischer Daten, konnte letztendlich erfolgreich installiert  und weiters die vollständige Reduktion aller MuSiCoS Daten des  Beobachtungsruns am Pic du Midi (insgesamt 35 Nächte) im Winter 2001/2002 durchgeführt werden.

Die Analyse des spektropolarimetrischen Datenmateriales von HD 24712, mittlerweile 11 Spektren verteilt über die gesamte Rotationsphase hat eindeutige Rotationsvariationen in den Linienprofilen seltener Erden wie Pr III und Nd III  gezeigt. Weiters scheint Ca I um 6162 Å gegengleich zu variieren. Um die Magnetfeldgeometrie des Sternes bestimmen zu können, war es nötig, Linien im Spektrum des Sternes zu finden, die einerseits hohe Landé-Faktoren aufweisen, aber andererseits nicht zu stark von der vertikalen Schichtung der Elemente beeinflusst sind. Es stellte sich heraus, dass in einer Auswahl von Linien (Fe um 4924 Å, 5018 Å, 5169 Å und 6336 Å, Mg 5172 Å, Nd 5294 Å) Eisen um 6336 Å diese Bedingungen am ehesten erfüllt, und es wurde, zum ersten Mal für einen pulsierenden Stern, eine Dopplerkarte der Oberflächenstruktur von Eisen und gleichzeitig der Magnetfeldgeometrie erstellt.

Um die Stabilität von Oberflächenstrukturen bei Ap Sternen zu untersuchen, wurde die Si Verteilung bei den zwei am schnellsten rotierenden CP Sternen (CU Vir mit P=0.52 d; 56 Ari mit 0.72 d) aus Spektren vom McDonald Observatorium (1986) und des Crimean Astrophysical Observatory (1994 - 2002) bestimmt. Die selbe Si II Linie bei 6437A und 6471A wurde dabei verwendet wobei das Datenmaterial mehr als 5700 Rotationszyklen umfasste. Bei beiden Sternen sind Änderungen der Rotationsperiode bekannt. Berücksichtigt man diese, bleibt die Verteilung von Si über Jahrzehnte konstant und das Wandern von Flecken kann als Ursache für eine Periodenänderung ausgeschlossen werden.

Für HD 12098, ein erst relativ kurz bekannter roAp Stern wurde die Stärke des Magnetfeldes bestimmt, die zwischen +1.7 und -0.5 Gauss (longitudinal) variiert. Mit demselben Datenmaterial konnte aufgrund der starken Rotationsvariationen in den Stokes Komponenten die Rotationsperiode abgeschätzt werden. Unsere Analysen haben ergeben, dass der Stern in etwa mit einer Periode von 5.337d rotiert, die gut mit einer photometrisch gefundenen, aber nicht abgesicherten Periode von Girish et al. (2001)  übereinstimmt. Gerade dieser Stern ist auch ein sehr interessanter Kandidat für das Zeeman Mapping. Ob das vorhandene Datenmaterial für diesen Zweck hochwertig genug ist, wird in nähester Zukunft festgestellt werden.

Im Zuge der Häufigkeitsanalyse des noAp (non-oscillating Ap) Sternes HD18610 fanden wir ein starkes Magnetfeld. Eine erste Abschätzung durch Messungen der Zeemannaufspaltung der Fe II Line bei 6149,26A ergab eine Feldstärke im Bereich von 5500 Gauss. Modellierung mit synthmag_dda (N. Piskunov) und Berücksichtigung mehrerer Eisenlinien fixierten den Wert für die Magnetfeldstärke von HD18610 auf 5700 + 200 Gauss.

8 Spektren von 10Aql, die im Juli 2001 am McDonald Observatory gewonnen worden waren (siehe Jahresbericht 2001) sind reduziert. Des weiteren 38 Spektren zweier Zeitserien aufgenommen am CFHT (Oktober 2001). Eine Analyse dieses Materials ergab, dass die Rotationsperiode des Sterns zwischen 6 und 7 Tagen liegt, für eine genaue Bestimmung jedoch noch umfangreichere Beobachtungsserien notwendig sind. Die Schwierigkeiten bei der Periodenfindung rühren hauptsächlich daher, dass wir 10Aql nahezu pole-on sehen (aus Prot ca. 6 d und vsini < 5 km/s folgt für 10Aql ein Wert für i <= 15 deg).

Häufigkeitsanalysen: Die Atmosphären von 3 roAp Sternen (HD60435, HD137949 und  HD176232) und 10 nicht pulsierenden CP2 Sternen (darunter HD6532, HD116114, HD164258,  HD183806, HD212385) wurden im Detail untersucht und falls messbar, die Magnetfeldstärke mit Hilfe der Fe II Linie bei 6149.26A überprüft.
Durch sorgfältige Auswahl von Spektrallinien, deren Atomparameter genau bekannt sind und die kein "Lineblending" aufweisen, und die Berücksichtigung der Einflüsse der Magnetfelder bei der Spektrensynthese wurde die Genauigkeit der bestehenden Häufigkeitsanalyse von 33Lib (Gelbmann 1998) verbessert. Aufgrund des hohen v sin i von HD212385 (~30 km/s) konnte für diesen Stern kein Magnetfeld bestimmt werden. Die vorhandene Linienverbreiterung konnte daher ausschliesslich durch Verwendung einer hohen Mikroturbulenz bei der Spektrensynthese kompensiert werden. Ein Vergleich aller Häefigkeitsmuster von Ap und roAp Sternen, die von T.Ryabchikova, P.Knoglinger, C.Stütz und N.Nesvacil bestimmt wurden, bestätigt folgende Merkmale:

• Co ist in allen untersuchten (ro)Ap Sternen überhäufig und zeigt eine beinahe konstante Häufigkeit.
• Wie erstmals von M.Gelbmann 1998 beobachtet, zeigt sich eine deutliche Proportionalität von Temperatur und Häufigkeit der Elemente der Eisengruppe.
• Die extreme Überhäufigkeit der zweifach ionisierten seltenen Erden Nd und Pr ist in allen untersuchten roAp Sternen vorhanden.
• Vergleichbare kühle, nicht pulsierende Ap Sterne weisen dieses Phänomen jedoch nicht auf.

Analoge Untersuchungen von Häufigkeiten chemischer Elemente wurden an folgenden HgMn Sternen durchgeführt: HD11753, HD27376, HD53244, HD221507

Neues spektroskopisches Beobachtungsmaterial: Während zweier Beobachtungsaufenthalte am Observatoire d'Haute Provence, Frankreich im Rahmen der Vorbereitung der Satellitenmission COROT konnten mit dem Echelle-Spektrographen ELODIE weitere roAp Spektren hoher Auflösung gewonnen werden. Mithilfe der neuen Software von V.Tsymbal, die eine grosse Beschleunigung der bisherigen Spektrensynthese darstellt, und die nunmehr eine Berücksichtigung eines empirischen Stratifikationsmodells auf Basis einer Stufenfunktion erlaubt, werden die bereits reduzierten SAAO- und OHP- Spektren nun genauer untersucht. Eine Aktualisierung der Atomliniendatenbank VALD wird in Zukunft auch die Analyse anderer zweifach ionisierter seltener Erden - zusätzlich zu den bisher studierten Spezies NdIII und PrIII - ermöglichen. Auch der bestehende Verdacht einer umgekehrten Proportionalität von Temperatur und Häufigkeit der seltenen Erden soll dadurch in naher Zukunft auf seine Richtigkeit überprüft werden.
   Der im Vorjahr aufgenommen spektroskopischen Zeitreihen von roAp Sternen (CFHT Runs im April 2001 und Oktober 2001) wurden verarbeitet und die Ergebnisse bereits z.T. veröffentlicht.

2.2 l  Bootis Sterne
Untersuchung der Pulsationseigenschaften von BD Phe (HD11413). Sieben Frequenzen konnten in 30 Stunden photometrischen und 14 Stunden spektroskopischen Daten gefunden werden (gem. mit Koen, SAAO). Zusammenstellung aller IR-Daten (bodengebundene Photometrie, IRAS, ISO und Daten der 2mm Survey) für l Bootis Sterne. Infrarotexzess konnte für sechs Mitglieder einwandfrei bewiesen werden. Beobachtungen im Submillimeterbereich bei 239 und 347 GHz haben nur Obergrenzen für CO erbracht (gem. mit Kamp, Leiden und Wiesemeyer, IRAM, Grenoble). Es wurde die Hypothese formuliert, dass l Bootis Sterne durch dichteres IS-Medium gereist sind und dabei das bekannte Häufigkeitsmuster akkretiert wurde. Hierzu wurden und werden Beobachtungen in der Na-D Region auf ESO und McDonald gemacht (gem. mit Kamp, Leiden und Heiter, Cleveland).

2.3 g  Doradus Sterne
g Doradus Sterne wurden im Jahr 1995 als eine neue Klasse von pulsierenden Sternen eingeführt. Sie pulsieren mit nichtradialen g-Moden mit Perioden von 8 bis 80 Stunden. Versuche, g-Moden z.B. bei der Sonne zu finden blieben bis jetzt erfolglos. Daher ist die Untersuchung von g Doradus Sternen von großer Wichtigkeit für die Helio- und Asteroseismologie. Zum jetzigen Zeitpunkt sind unsere Kenntnisse dieser Gruppe von Sternen sehr beschränkt. Besonders der Anregungsmechanismus ist unklar. Eine weitverbreitete Annahme ist, daß es sich bei g  Doradus Sternen um sehr junge Sterne handelt (< 300 Myrs). Offen ist auch die Frage, welche Rolle die Metallizität der Objekte für die Pulsation spielt. Eine Erklärung der Pulsation durch 'Convective Blocking' erfordert das Vorhandensein einer höheren Metallkonzentration zur Bildung einer lokalen Konvektionszone für den Anregungsmechanismus.
Eine detaillierte Häufigkeitsanalyse eines ausreichend großen Samples von g Doradus Sternen soll die Grundlage für eine genauere Untersuchung  des Anregungsmechanismus  liefern. Außerdem kann durch die Beobachtung von g Doradus Kandidaten in offenen Sternhaufen Aufschluß über das Alter der Sterne und somit einen mögliche Zusammenhang von g-Moden-Pulsation und einem bestimmten Entwicklungsstadium liefern. Es wurde zu diesen Zweck Beobachtungszeit am FEROS bei der ESO für 2003 beantragt.

2.4 d  Scuti und andere (variable) Sterne
Durch die Anwendung der Äquivalentbreitenmethode auf einem Gitter von Atmosphärenmodellen, die Spektrensynthese und die Analyse von Balmer- und Mg I Linien konnten für FG Virginis folgende Atmosphärenparameter festgelegt werden: Teff=7425±200 K, log g=3.9±0.3, vmicro=3.9±0.2 km s^-1, vsini=21.3±1.0 km s^-1 und vmacro im Bereich von 5-12 km s^-1 für die einzelnen Linien.

Die Elementverteilung von Helium und Silizium bei den 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. Die spektralen Linienvariationen der Sterne deuten auf das Vorhandensein von Elementkonzentrationen auf der Oberfläche hin. Pulsationsmodelle konnten die Variationen nicht befriedigend erklären und Analysen mittels Doppler Imaging haben ergeben, dass die Elemente Helium und Silizium komplementär an der Oberfläche des Sternes verteilt sind, d. h. Helium (im Mittel stark unterhäufig im Vergleich zum Sonnenwert) ist in Regionen konzentriert, die Silizium (im Mittel leicht überhaufig) meidet und umgekehrt. Dies sind die ersten derartigen Analysen von SPB's und die Oberflächenstruktur der Elemente scheint vergleichbar der in Ap Sternen zu sein!

Umfangreiche Beobachtungen und NLTE Analyse von C und O für F-weak und interm. Pop. II Sterne werden im Vergleich mit l Bootis Sternen durchgeführt (gem. mit Iliev und Barzova, Rozhen; Kamp, Leiden; Heiter, Cleveland).

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).

Zusammenstellung von publizierten Beobachtungsmaterial und Zeitreihenanalyse von RV Tauri Sternen (gem. mit Andronov und Chinarova, Odessa; König/Berlin).

Die in Hipparcos Daten gefunden Periode des MAIA-Kandidaten HD 208727 (B8V) wurden während der letzjährigen MAIA-Kandidaten Durchmusterung mit dem APT verifiziert. Die Helligkeitsvariation konnte jedoch als Rotationslichtkurve interpretiert werden. Damit fällt HD 208727 aus der Liste der MAIA-Kandidaten.

Weiters wurden in den Daten der letztjährigen MAIA-Kandidaten Durchmusterung bei 11 Draconis (A0III) Hinweise auf eine Helligkeitsvariation, wie sie für MAIA Sterne vermutet wird, gefunden. Um diesen Verdacht zu erhärten wurde  im Mai 2002 eine Beobachtungskampagne mit dem APT und dem Observatorium Hvar gestartet. Es konnte eine Periode von ca. 50 Minuten nachgewiesen werden die auch in den Hipparcos Daten nachweisbar ist. Eine solche Pulsationsperiode ist jedoch in diesem Teil des HR-Diagramms (zwischen dem blauen Ende des Instabilitätsstreifens und dem roten Ende der SPB Sterne) nicht zu erwarten. Weiter Beobachtungen und die Publikations der bisherigen Ergebnisse sind in Vorbereitung.

Die aufgrund von instrumentellen Problem misslungenen letztjährigen Beobachtungen von ET And (ein MAIA-Kandidat) wurden im November und Dezember wiederholt. Es stehen inzwischen 2 mal 4 Nächte APT Daten mit guter Qualität zur Verfügung, die klären sollen ob ET And pulsiert oder nicht. Die vollständige Datenreduktion steht jedoch noch aus.

2.5 PMS Sterne
Um den Instabilitätsstreifen für Vorhauptreihensterne experimentell bestimmen zu können, müssen mehr pulsierende Vorhauptreihensterne gefunden werden, denn bis März 2002 waren nur 10 Sterne dieser Gruppe bekannt, die folgende gemeinsame Eigenschaften besitzen: sie haben Spektraltypen zwischen A5 und F2, pulsieren mit Perioden zwischen 30 Minuten und 5 Stunden (d Scuti ähnlich), zeigen teilweise starke IR- und/oder UV-Exzesse, und die Ha Linie zeigt  Emission.
Die Auswertung der etwa 30 GB Daten vom Beobachtungsrun am CTIO im August 2001, der dem Sternhaufen NGC 6383 gewidmet war, wurde fortgeführt. Nach der erfolgreichen Installation und Kompilierung von MOMF (Multi Object Multi Frame, ein Programm zur Reduktion von Zeitserien-Photometrie im 'semi-crowded field' geschrieben von H. Kjeldsen und S. Frandsen, Aarhus) wurden schließlich alle Frames in beiden Filtern mit diesem Programm analysiert. Im März wurde der 11. pulsierende Vorhauptreihenstern, NGC 6383 4, entdeckt. Er ist ein Mitglied dieses 6 Millionen Jahre alten offenen Sternhaufens, hat einen Spektraltyp von A5 III ep, zeigt Ha in Emission, besitzt einen starken IR-Exzess und liegt noch vor der ZAMS. Fünf Frequenzen konnten mittels Fourieranalyse mit Period98 identifiziert werden Das beste lineare, nicht-adiabatische, radiale Pulsationsmodell gerechnet von M. Marconi ergab für die 1. Frequenz eine 3. und für die 2. Frequenz eine 5. Oberton-Schwingung. Die anderen drei Frequenzen konnten nicht reproduziert werden. Man vermutet daher, dass es sich bei diesen um nicht-radiale Schwingungen handelt. Ein unabhängiger Vergleich von Alosha Pamyatnykh mit dem berechneten klassischen Instabilitätsstreifen bestätigte die Ergebnisse von M. Marconi.Eine Publikation über die Ergebnisse der Beobachtungen von NGC 6383 und der Entdeckung der Pulsation in NGC 6383 4 ist in Vorbereitung.Da Pulsation in einem weiteren Vorhauptreihenstern von V. Ripepi entdeckt wurde, erhöht sich die Gesamtzahl der bislang bekannten Sterne dieser Art auf 12.
Bei der abschließenden Fourieranalyse aller 289 Sterne, die auf den Frames von NGC 6383 identifiziert wurden, wurde leider ein systematischer Effekt festgestellt, der gerade untersucht wird. Zur Kontrolle wird die Photometrie jetzt mit IRAF extrahiert und mit den Resultaten der Berechnungen durch MOMF verglichen.

Von 1.8. bis 15.8. 2002 wurden wieder mit dem 0.9m Teleskop des Cerro Tololo Interamerican Observatorys (CTIO, La Serena, Chile) in Johnson V & B photometrische Zeitreihen des jungen offenen Sternhaufens NGC 6530 aufgenommen. NGC 6530 gehört wie auch NGC 6383 zur Sgr OB1 Assoziation und liegt nur ca. 10' östlich von dem berühmten Lagoon Nebel entfernt. Der Haufen ist nur 3 Millionen Jahre alt, hat einen Durchmesser von etwa 14 Bogenminuten und ist ~1.8 kpc von der Erde entfernt. Mehrere Mitglieder liegen noch vor der Hauptreihe, weshalb sich dieser Sternhaufen gut zur Suche nach pulsierenden Vorhauptreihensternen eignet. Zwei sich überschneidende Felder wurden jeweils ca. 6 Nächte (etwa jeweils 35 Stunden) beobachtet. Insgesamt wurden ca. 50 GB an Daten und fast 3500 Bilder von NGC 6530 in 12 von 14 Nächten aufgenommen. Die Vorreduktion ist abgeschlossen, die Feinanalyse ist in Arbeit.

Von 2.9.bis 15.9. 2002 wurde am Observatorium Sierra Nevada mit dem 1.5m Teleskop der 7.5 Millionen Jahre alte Sternhaufen IC 4996 ebenfalls in Johnson V & B aufgenommen. Auch dieser Sternhaufen hat eine ausgeprägte Vorhauptreihe und liegt in dem Sternentstehungsgebiet im Cygnus. Die Daten sind wie bei NGC 6530 vorreduziert. Insgesamt konnten in 11 von 14 Nächten etwa 1800 Bilder von IC 4996 aufgenommen werden.

Zwischen 27.11. und 15.12. 2002 fand eine photometrische multi-site Kampagne statt, während der zwei pulsierende Vorhauptreihensterne in NGC 2264 beobachtet wurden. V 588 Mon (NGC 2264 2) und V 589 Mon (NGC 2264 20) wurden 1972 von Breger entdeckt und ihre Perioden zu 3.34 h beziehungsweise 3.23h bestimmt. Das Ziel der diesjährigen Beobachtungen ist eine genauere Bestimmung der Perioden und Amplituden und das Erstellen eines Pulsationsmodells für die beiden Sterne. Bei der Kampagne waren fünf Sternwarten beteiligt: Mauna Kea (Hawaii), Vienna APT (Arizona), Sierra Nevada Observatorium (Spanien), Loiano Observatorium (Italien) und das APT des South African Astronomical Observatory (SAA), Sutherland, Südafrika). Die Daten werden derzeit nach Wien transferiert und die Reduktion sollte demnächst beginnen.

Am 26.11.2002 waren spektroskopische Beobachtungen diverser Sterne am Zelentschuk Observatorium geplant, darunter auch von V 588 Mon und V 589 Mon. Leider konnte wegen Schlechtwetters nicht beobachtet werden. Ziel ist es, v sin i Werte der Sterne zu erhalten und gegebenenfalls auch weiterführende spektroskopische Untersuchungen zu unternehmen.

Ein Beobachtungsantrag für das 1.5m ESO Danish Teleskop wurde zusammen mit Soeren Frandsen für Frühjahr/Sommer 2003 zur Beobachtung eines weiteren jungen offenen Sternhaufens gestellt.

2.6. Böhm-Vitense Gap
Der Böhm-Vitense-Gap ist ein anscheinendes Defizit von Sternen auf der ZAMS im Bereich der A-F-Sterne, vermutlich hervorgerufen durch das Einsetzen von Konvektion. Dabei wird die effektive Temperatur so stark erhöht, dass Sterne über einen gewissen Temperaturbereich springen. Eine Analyse mit Hipparcos-Daten an den Hyaden ergab zwei Böhm-Vitense-Gaps bei B-V ~ 0.38 mag und bei B-V ~ 0.48 mag (De Bruijne, Hoogerwerf & De Zeeuv, 2000). Interessanterweise zeigen jedoch nicht alle Konvektionsmodelle dieses Verhalten. In der standard MLT  treten Böhm-Vitense-Gaps nicht auf. Ziel ist es, mit Hilfe von Photometriedaten eine große Anzahl von offenen Sternhaufen auf diese Gaps hin zu untersuchen.

3. Satellitenexperimente
3.1 Hubble Space Telescope-FGS
Die bisher entwickelten (bzw. überarbeiteten) Reduktionsverfahren wurden auf die 4 Guide Stars der Hubble Deep Field Süd und 47 Tucanae Kampagnen angewandt.
Weiters wurden detailierte Fourieranalysen durchgeführt die zu dem Ergebniss führten, dass 3 der 4 Guide Stars keine bzw. nur eine von der Sternrotation herrührende Variablitaet aufweisen. Im Fall des K2.5 Riesen GS09137-03505 konnte jedoch sonnenähnliche Pulsation nachgewiesen werden. Gegenwärtig wird von A. Pamyatnikh versucht, die Beobachtungen mit einem theoretischen Pulsationsmodel in Einklang zu bringen.

3.2 COROT
1683 Objekte in der Beobachtbarkeitszone von COROT (continuous viewing zone) wurden mit der verbesserten Software TempLogG.v2 bearbeitet. Ausgangspunkt dieser Arbeit waren die Daten aus photometrischen Messungen im Strömgrensystem am "Observatorio de Sierra Nevada", welche uns von R. Garrido und seinen Mitarbeitern zur Verfügung gestellt wurden. Verfärbung (in (b-y), m1, c1) , Teff , log g , Mv und  Metallizität sind bestimmt worden. Zu 781 der Sterne sind die Ergebnisse sehr verlässlich, 57 Sterne lagen gerade noch im Gültigkeitsbereich der verwendeten Kalibrationen, so dass die Berechnung deren fundamentaler Parameter mit etwas größern Fehlern behaftet ist. Selbiges gilt für weitere 126 Sterne, welche nicht eindeutig einem Gültigkeitsbereich zugeordnet werden konnten und so mit mehreren (meist zwei) Methoden bearbeitet wurden. 560 Sterne konnten aufgrund ihrer photometrischen Parameter, 159 Sterne wegen fehlender Messungen nicht bearbeitet werden.

Detailierte spektroskopische Untersuchng von COROT Prime Target Kandidaten.

Im Rahmen der bodengebundenen Vorbereitungen der Satellitenmission COROT wurden in Zusammenarbeit mit C. Catala, T.Hua und C. Van t'Veer 14 Nächte am Observatoire de Haute Provence beobachtet. Mit dem Echellespektrographen ELODIE am 1.9m Teleskop wurden Spektren mittlerer Auflösung und Signal-zu-Rausch Verhältnis > 100 von potentiellen COROT-Targets aufgenommen und Radialgeschwindigkeiten bestimmt. Aufgrund dieser bodengebundenen Beobachtungen werden für die Mission geeignete Targets identifiziert und ungeeignete - wie z.B. bisher nicht identifizierte nahe Doppelsterne - erkannt und aussortiert.

Der Anteil der Additional Program Working Group an der 3. COROT Science Week in Liege wurde von Wien aus organisiert.

3.3 MOST
MOST ist ein kanadisches Weltraumexperiment mit österreichischer Beteiligung zur Präzisionsphotometrie von pulsierenden Sternen und zum Nachweis von exosolaren Planeten. Sein Start ist für Mitte 2003 vorgesehen. Das Institut für Astronomie der Universität Wien ist dabei der einzige Partner außerhalb von Kanada. Der österreichische Beitrag zu dem Projekt ist eine Bodenstation am Institut für Astronomie in Wien, die vom Institut für Nachrichtentechnik und Hochfrequenztechnik der Technischen Universität Wien unter Prof. Dr. Arpad L. Scholtz  konzipiert und gebaut wird. Da der Forschungssatellit von den beiden Bodenstationen zu unterschiedlichen Zeiten angesprochen werden kann, wird durch den Beitrag in Österreich etwa eine Verdopplung des wissenschaftlichen Datenmaterials erreicht. Weiters wird am Institut ein Datenzentrum errichtet, welches unabhängig und redundant zum kanadischen arbeiten wird.

Ausgehend von den Ideen der kanadischen Wissenschaftler als Eingangsinformation wurde ein Konzept für die Bodenstation in Wien entworfen. Die Antennentragstruktur sowie die Parabolantenne mit einem Durchmesser von 3 m zur Kommunikation mit MOST wurden bereits errichtet. Weiters wurden erste Empfangsversuche mit Satelliten in einem ähnlichen Orbit wie MOST erfolgreich durchgeführt.

Um MOST in der österreichischen Öffentlichkeit bekannt zu machen, wurde eine Homepage geschaffen. Die Webseite wurde in zwei Gebiete unterteilt, einen asteroseismologischen und einen kommunikationstechnischen Teil. Der asteroseismologische Teil wird vom Institut für Astronomie und der kommunikationstechnische Teil vom Institut für Nachrichtentechnik und Hochfrequenztechnik betreut. Die Startseite der Homepage kann mittels der Internetadresse http://ams.astro.univie.ac.at/?s=space;most erreicht werden.

4. Datenbanken
4.1 Vienna Atomic Line Data Bank (VALD)
Mit Jahresende 2002 sind über 560 Benutzer bei VALD angemeldet. Die Betreuung der Vienna Site wurde im Sommer von Ch. Stütz übernommen.

4.2 Vienna Selection of Astronomical Targets VISAT
Fortsetzen der Beta-Test Phase (Aufspüren und Ausbesserung von Bugs) der VISAT Datenbank. Die Anzahl der verfügbaren Kataloge wurde wie folgt erweitert:
    · Bona Fide Gamma Doradus
    · Bright Star Catalogue
    · Cool Hydrogen Stars
    · Extreme Helium Stars
    · HgMn Stars
    · Mira Stars
    · MOST Targets
Fehler in diversen anderen Katalogen wurden korrigiert. Derzeit sind 40 Parameter von 59000 Sternen aus 37 Katalogen abrufbar.

Die graphische Oberfläche für die Selektion von Sekundärtargets des MOST Satelliten wurde fertiggestellt. Weiters wurde ein interaktives graphisches Tool implementiert welches die Fokalebende und den maximal abbildbaren Bereich um die Primärtargets des COROT Satelliten auf eine Sternkarte projiziert und zur Optimierung der Sekundärtargetauswahl gedacht ist. VISAT wurde im Rahmen der CW2 in Paris präsentiert.

II. Instrumentation, System-Administration
1. Geräte:
In Kooperation mit dem Observatorium Uppsala (N. Piskunov) wurde eine optische Bank gebaut, die am Cassegrain-Fokus des NOT (LaPalma) als Zusatzgerät zur Verfügung stehen und die über Faserkabel eine Einspeisung polarisierten Lichtes in den Spektrographen erlauben soll. Nach der erfolgreichen Klärung vieler offener Fragen konnte diese optische Bank für das geplante Spektropolarimeter in zweifacher Ausführung in der ersten Jahreshälfte fertiggestellt werden

Die Entwicklung des österreichischen Beitrages zur Flughardware von COROT am Institut für Weltraumforschung in Graz (M. Steller) geht planmässig und zügig weiter. Eine signifikante Budetüberschreitung stellt aber gegenwärtig ein größeres Problem für die weitere Finanzierung dieser Entwicklungsarbeiten dar.

Für MOST wird gegenwärtig vom Institut für Nachrichtentechnik und Hochfrequenztechnik der Technischen Universität Wien am Dach des Institutes für Astronomie eine Bodenstation geplant und gebaut.

2. Hardware:
Ein neuer PC (Athlon XP 2200+) wurde von Projektgeldern gekauft und ein weiterer (Athlon XP 2000+) wurde über das Institut finanziert. Beide werden unter Linux betrieben und ersetzen jeweils eine alte AlphaStation.

Ein Hardwarekonzept für den weiteren Ausbau und die Modernisierung des Computersystems wurde erstellt, Angebote eingeholt und die notwendigen finanziellen Mittel beim FWF beantragt.

3. Software:
Diverse Software wurde aktualisiert (IDL, PostgreSQL, PHP, Linux, Tru64 Unix, Fortran-Compiler, ...) und die von V. Tsymbal geschriebene Software (SynthVa, SynthVb) allgemein verfügbar gemacht.

Eine neue Version von AAP wurde zur Verwendung von SynthVb erstellt, die ODFs der Kurucz-CDs 1-6  auf '/home/kurucz_cds' kopiert und AAP entsprechend angepaßt. Das Einlegen der CDs bei Modellberechnungen entfällt daher.

In der Frage, welcher Fortran-Compiler in Zukunft verwendet werden soll, wurde eine Entscheidung zu Gunsten des Intel-Fortran-Compilers getroffen. Dieser ist für den nichtkommerziellen Gebrauch kostenlos erhältlich und soll auf Intel-Architektur den nicht mehr weiterentwickelten Compaq Visual Fortran Compiler ersetzen.

ESPRIT, eine sehr effiziente Software zum Reduzieren spektropolarimetrischer Daten, konnte letztendlich erfolgreich installiert werden.
Darauf folgte die vollständige Reduktion aller MuSiCoS Daten des Winter Beobachtungsruns am Pic du Midi (insgesamt 35 Nächte)!

III. Tagungen, Gast- und Beobachtungsaufenhalte
Tagungen und Workshops

Sonstige Vorträge und Gastaufenthalte
Kupka: Institut für Mathematik, Universität Wien (V), Observatoire de Paris-Meudon (V), Case Western Reserve University (V), Goddard
Institute for Space Studies, New York, Queen Mary College der University of London,
Zwintz: Institute for Astronomy, Aarhus University (V)

Beobachtungsaufenthalte
Cerro Tololo Interamerican Observatory: 0.9m, 14 Nächte (Zwintz)
Observatorium Sierra Nevada: 1.5m, 14 Nächte (Zwintz)
Canadian French Hawaiian Telescope: 3.6m, 4 Nächte (Knoglinger, Weiss)
Observatoire de Haute Provence: 1.9m, 6 Nächte (Nesvacil), 8 Nächte (Nesvacil)
Pic du Midi: 2m, 6 Nächte (Lüftinger)
Special Astrophysical Observatory, Zelenchuk: 6m, 1 Nacht (Mittermayer)

Im Rahmen der multi-site Kampagne für V 588 Mon und V 589 Mon (Zwintz):
Mauna Kea Observatory: 0.6m, 15 Nächte (Kallinger)
Observatorium Sierra Nevada: 0.9m, 14 Nächte
APT Sutherland: 0.75m
Vienna APT, Fairborn Observatory: 0.75m, 18 Nächte
Loiano Observatorium: 1.5m, 10 Nächte

IV. Gäste
E. Biemont,
M. S. Dimitrijevic, Obs. Belgrad
D. Dubaj, Tauvrian National Observatory Crimea
R. Kuschnig, Univ. British Columbia
J. Matthews, Univ. British Columbia
N. Piskunov, Univ. Uppsala

V. Publikationen

VI. Team (mit primären Aktivitäten)
Alexander Kaiser (VISAT, Photometrie)
Thomas Kallinger (Satellitenphotometrie, VISAT)
DI. Werner Keim (MOST Sende-Empfangsanlage)
Paul Knoglinger (Elementhäufigkeiten bei roAp Sternen)
Dr. Viktor Kudielka (MOST Bodenstation)
Dr. Friedrich Kupka (Konvektion, Modellatmosphären), bis 30.6.
Mag. Berhard Löw-Paselli (bis 17.7.)
Mag. Theresa Lüftinger (Doppler Imaging und Zeeman Doppler Imaging)
Mag. Peter Mittermayer (Elementhäufigkeiten bei d Scuti Sternen, Systembetreuung)
DI. Johannes Nendwich (Synthetische Photometrie)
Nicole Nesvacil (Elementhäufigkeiten bei roAp Sternen)
Jürgen Öhlinger (Photometrie)
Dr. Ernst Paunzen (l Bootis Sterne)
Mag. Peter Reegen (MOST Datenverarbeitung)
Dr. Tanya A. Ryabchikova (Ap Sternatmosphären, Elementhäufigkeiten)
Prof. Dr. Arpad L. Scholtz (TU Wien: MOST Bodenstation)
Dr. Manfred Steller (Inst.f.Weltraumforschung, ÖAW Graz: COROT-BEX)
Mag. Christian Stütz (Sternatmosphären, synthetische Photometrie, Webseite)
Prof. Dr. Vadim Tsymbal (Tavrian University, Crimea: Modellatmosphären, Spektrenreduktion)
Prof. Dr. Werner W. Weiss (Gruppenleiter)
Mag. Konstanze Zwintz (PMS Sterne, Satellitenphotometrie, VISAT)