INHALT

I.                   Wissenschaftliche Arbeiten

1. Theoretische Arbeiten

2. Experimentelle Bestimmung astrophysikalischer Parameter

3. Satellitenexperimente

4. Datenbanken

II.                Systemadministration

III.              Tagungen, Gast- und Beobachtungsaufenhalte

IV.            Gäste

V.               Publikationen

VI.            Team

I. Wissenschaftliche Arbeiten

Zwei Projekte wurden im Jahr 2004 beim Fonds zur Förderung der wissenschaftlichen Forschung eingereicht und trotz einer gegenwärtig sehr hohen Ablehnungsrate bewilligt. Diese Projekte sind: Das Zentrum im Hertzsprung-Russell Diagramm, zur Untersuchung des Aufbaues von Sternen im Zentrum des HRD, basierend auf Information von deren Oberfläche, und Magnetfelder in Hauptreihen Sternen, zur Thematik der Entwicklung und Struktur von (Oberflächen-) Magnetfeldern bei Sternen auf der Hauptreihe des HRD.

1. Theoretische Arbeiten

1.1 Atomparameter

Mit Kollegen in Belgrad wurde die Berechnung von Stark Verbreiterungsparameter fortgesetzt. Rechnungen wurden u.a. für Cr I Linien des 4p7P0-4d7D Multiplets durchgeführt und für die Analyse der Stratifikation von Cr im Cr-reichen CP Stern b CrB eingesetzt. Dabei ergab sich, dass Proton- He++ Stöße vergleichbar zur Linienverbreiterung beitragen, wie Elektronenstöße. Abhängig von der Elektronengastemperatur kann der Beitrag von ersteren sogar überwiegen. Darüber hinaus muss in Abhängigkeit der Elektron-, Proton- und He++ Häufigkeiten auch die Stark-Linienverschiebung und Asymmetrie berücksichtigt werden.

Das kinetische Gleichgewicht von Nd II und Nd III in A-Sternatmosphären wurde erstmals mit einem Atommodell von 1651 Niveaus für Nd II und 607 Niveaus für Nd III, sowie dem Grundzustand von Nd IV berechnet. NLTE Effekte führen zu einer _berionisation von Nd II, was zu einer Schwächung der Nd II Linien führt und zu einer schwachen _berhäufigkeit  von Nd relativ zu solaren Werten. NLTE Häufigkeitskorrekturen wachsen mit T_eff und erreichen bis zu etwa 0.6 dex bei T_eff = 9500K. Die Nd III Linien werden hingegen durch NLTE Effekte verstärkt was zu Korrekturen von -0.3 dex bis -0.2 dex für T_eff zwischen 7500K und 9500K  führt, relativ zu LTE Werten. Dennoch reichen NLTE Effekte zur Erklärung des Ionisationsungleichgewichtes bei ND in roAp Sternen von 1.5 bis 2.0 dex bei weitem nicht aus. Stratifikation muss zusätzlich herangezogen werden. Der Einfluss der Ungenauigkeiten bei den Photoionisations-Wirkungsquerschnitten auf NLTE Rechnungen wird untersucht. Die beschriebenen Untersuchungen wurden an den roAp Sternen g Equ und HD 24712 durchgeführt.

1.2 Sternatmosphären

Die Interpolation der fehlenden 1.110 Modelle im Sternatmosphärengitter ist abgeschlos­sen, 527 davon konnten zum (teilweisen) Konvergieren gebracht werden, die restlichen 583 (0,64% der insgesamt 91.520 Modelle) bleibt "nur" interpoliert.    

Die Interpolation der fehlenden 583 Fluss-Files steht unmittelbar bevor, sodass dann das Gitter auch in diesem Bereich vollständig sein wird und daraus ein ebenfalls komplettes Gitter aus Farb-Files (für alle 15 verwendeten photometrischen Systeme) berechnet werden kann.

Eine Beschreibung des Gitters und der Interpolationsalgorithmen wird in den Communications for Asteroseismology publiziert.

Die 4D-Zwischengitterpunkt-Interpolationsroutine liegt als beta-Version vor. Nach Abschluss der Testphase wird die korrigierte Version sowohl im Internet verfügbar sein, als auch auf der DVD, von der schon (in unterschiedlichen, dem jeweils aktuellem Stand angepassten Versionen) etliche Exemplare an Interessierte versandt wurden.      

Softwareentwicklungen:

LLmodelsSE: Die Software LLmodelsSE kann nun auch mit ODFs arbeiten. Damit verkürzt sich die Rechendauer für eine typische A-Stern Atmosphäre auf 19sec Intel(R) Xeon(TM) CPU 2.40GHz. Mit der Implementation einer variablen Schrittweite in Lambda konnte auch der Line-by-Line Modus um 60% beschleunigt werden.

Atmospheric Tools Compilation: Die Atmospheric Tools Compilation, kurz ATC, ist ein Paket welches ein graphisches Interface zum Berechnen von Sternatmoshären und Modell-Flüssen bietet. Ein Standard-Fortran-90 Compiler und die TCL/TK Shell Libraries (wish8 oder höher) werden zur Installation unter Linux benötigt. Derzeitiger Entwicklungsstand: Sternatmosphären und Flüsse mit LLmodelsSE inklusive Stratifikation und individuelle Elementverteilung, Convection (MLT und CM). Bis zu 300 Schichten Linienpräselektion Line-by-Line sowie ODF Modus Interface zur VALD Datenbank oder  Option VALDmaster Linienlisten Spektrumsynthese mit Synth3 und Synthmag. Linecorefitting mit Synth und Lispan Stratifikationsprofileditor Update Elementeditor Update Entwickelt wird ATC unter Redhat9.0, Intel-Fortran-Compiler7.0 und wish8.3(tcl/tk).

Synth v.3.1.3: Userinterface und i/o wurde aktualisiert um konform mit ATC und LLmodels zu sein.

s3di: Disk Integration für synthetische Spektren gerechnet mit Synth3 oder Synthmag unter Fortran90. Beschleunigung der Berechnung gegenüber der aktuellen IDL Routinen um mehr als Faktor 5.       

Lispan: Ein kleiner Helfer für die Arbeit mit Sternspektren schlechterer Qualität. Qualitätscheck, Abweichungen und Differenzen von Spektren, sowie eine automatisierte EQW-Messung sind inkludiert.

width9: Das Fortran-Programm zur Ermittlung von Elementhäufigkeiten anhand von Modellatmosphären wurde unter Mitwirkung von Informatik-Studenten der TU Wien (M.Wimmer, T.Pirngruber, C.Schlosser) im Rahmen des Informatikpraktikums in C++ übersetzt. Ziel war neben der _bersetzung auch der interuniversitäre Austausch und die Verknüpfung von Fachwissen aus Astronomie und Informatik.

2. Experimentelle Bestimmung astrophysika­lischer Parameter

2.1 Softwareentwicklungen:

Fundamentalparameter (TempLogG^TNG): Das Programm TempLogG  zur Bestim­mung von Fundamentalparametern (T_eff, log g, log Z, ...) von Sternen wurde in einer modernen, zeitgemäßen Programmiersprache und in einer leicht zu erweiternden modularen objektorientierten Weise neu geschrieben. TempLogG^TNG enthält alle Kalibrierungen die auch im alten TempLogG enthalten waren und wurde zusätzlich um alle wichtigen seit 1995 publizierten Kalibrierungen für Strömgrenphotometrie erweitert. Des weiteren wurden zwei neue photometrische Systeme (Genfer, Johnson) hinzugefügt. Das Programm besitzt eine komfortable grafische Oberfläche, die es dem User erlaubt, aus mehreren zur Verfügung gestellten Kalibrierungen zu wählen und die auch das Abarbeiten von Listen gestattet.

PODEX  (PhOtometric Data Extrator) ist ein auf IDL basierendes Software­paket mit einer graphischen Oberfläche zur Reduktion von photometrischen CCD Daten. Es inkludiert alle notwendigen Schritte um aus den Rohdatenframes eine fertige Lichtkurve zu extrahieren. PODEX wurde eingehend getestet und weiterentwickelt. Eine Publikation ist in Vorbereitung.

Spektrenreduktion: Die bisher entwickelten, auf IDL basierenden semi-automatischen Routinen zur Echellspektrenreduktion wurden für den SARG Spektrographen adaptiert.

2.2 CP2 Sterne

Stratifikation von Elementhäufigkeiten: Für zwei schwach-magnetische Sterne HD 133792 und HD 204411 und dem CP Stern HD 188041 mit einem Magnetfeld von 3.6 kG wurde eine Stratifikationsanalyse für Mg, Si, Ca und Fe durchgeführt. Sogar bei schwachen Magnetfeldern sind die Atmosphären stabil, was sich in einer verschwin­den­den Mikroturbulenz dokumentiert. Dies begünstigt die Stratifikation, was zunächst für Cr und Fe auch nachgewiesen werden konnte, und die bei schwachen Magnetfeldern vergleichbar zur Stratifikation bei starken Feldern ist (HD 188041).

Basierend auf einem umfangreichen Sample an hochaufgelösten UVES-Spektren wurden Häufigkeitsanalysen unter Berücksichtigung von Magnetfeldern und Stratifikationseffekten durchgeführt. Die Qualität der Spektren erlaubte erstmals eine genauere Identifikation von diagnostischen Linien in Bereichen kürzerer Wellenlängen (~ 3000-3400 A). Dadurch können nun deutlich mehr Absorptionslinien, vor allem der schweren Elemente und seltenen Erden, die in Spektren von Ap Sternen fast ausschlieîlich geblendet auftreten, für Elementhäufigkeitsbestimmungen herangezogen werden. Die statistische Signifikanz der Analysen wurde dadurch optimiert.

Die Analysen selbst wurden mit der Softwaresuite (Synth, Synthmag, Synthmag_dda, ATLAS9 und LLmodels), die in den letzten Jahren vom Team immer weiterentwickelt wurde, durchgeführt. Hinzu kam heuer ein von Dr. O. Khochukhov entwickeltes IDL-Tool (ddafit), basierend auf Synthmag_dda, zur automatischen Bestimmung von Stratifikationsprofilen aus vorselektierten, ungeblendeten Linien eines Elementes, das eine groîe Zeitersparnis gegenüber der rein "manuellen" Methode bedeutete.

In naher Zukunft werden zusätzlich zum ursprünglichen Sample von Ap Feldsternen auch Spektren von Ap Sternen in jungen Haufen untersucht werden, um etwaige Unterschiede in der Chemie, bzw. Stratifikation der Elemente, zwischen jungen und weiter entwickelten Objekten zu studieren.

In Zusammenarbeit mit Dr. S. Hubrig und Dr. E. Jehin (ESO) wurde versucht, eventuell vorhandene tiefenabhängige -nderungen der Magnetfeldstärke in Atmosphären der 3 Ap Sterne HD965, HD116114 und HD137949 (33Lib) zu untersuchen. Dazu wurde für jeden Stern die Magnetfeldstärke aus der Zeeman-Aufspaltung mehrerer Linien in UVES Spektren im Bereich zwischen 3300 und 8000 A abgeleitet. Trotz eines deutlichen Unterschiedes zwischen verschiedenen Fe2 und Cr2 Linien im Spektrum von 33 Lib, der mehrere hundert Gauss betrug, wohingegen die anderen beiden Sterne den Effekt nicht zeigten, konnte letztendlich keine eindeutige Schlussfolgerung gezogen werden. Trotz exzellenter Qualität der Spektren, zeigt die Methode des simplen Messens der Aufspaltung durch den Zeeman-Effekt, eine grosse Ungenauigkeit, die nur durch detailliertes Modellieren der einzelnen Linien, unter spezieller Berücksichtigung von Häufigkeitsunterschieden und Rotation, verbessert werden könnte.

Spektropolarimetrische Beobachtungen (in den Stokes Parametern I, Q, U, und V) ermöglichen die Bestimmung von Magnetfeldgeometrie und Elementverteilung (u. a. von Seltenen Erden, die im Fall der roAp Sterne in ihrem zweifach ionisierten Zustand extrem überhäufig vorkommen) an der Oberfläche von Ap- und der pulsierenden Untergruppe von roAp Sternen. Um auch für Magnetic Doppler Imaging geeignete roAp Sterne des Südsternhimmels analysieren zu koennen, wurde erfolgreich Beobachtungszeit am Anglo Australian Telescope (AAT) unter Verwendung des UCLES Spektrographen in Kombination mit dem Spektropolarimeter SemelPol beantragt und bewilligt.   

Ausserdem soll es möglich werden, Pulsationsmoden mit den Elementverteilungen als 'Maske' identifizieren zu können. Pekuliaritäten, die nicht durch Pulsation oder Flecken erklärt werden können, sind möglicherweise auf Pulsationswellen zurück zu führen, die sich durch eine Atmosphäre mit geschichteten Häufigkeiten ausbreiten. Um das Konzept zu überprüfen, wurde ein Spektrensynthesecode, mit dem auch magnetischer Strahlungstransport und mittlerweile auch vertikale Häufigkeitsvariationen (Stratifikation) modelliert werden können, auf hochaufgelöste Stokes Spektren des Sternes HD 24712 angewandt. Als zusätzlicher Beitrag zur Pulsationsanalyse von roAp Sternen sollen zeitlich hochaufgelöste Spektren (sh. 5. Beobachtungsruns) und ihre Korrelation mit qualitativ höchstwertigen photometrischen Daten des MOST Satelliten Aufschluss über den Zusammenhang zwischen Magnetfeld-, Häufigkeitsvariationen und Pulsation geben.          

HD 24712: Aus Anlass der 4 wöchigen Beobachtungscampagne des roAp Sternes HD 24712 mit dem space photometer MOST wurde erfolgreich Directors Discretionary Time (DDT) mit dem hochauflösenden UVES Spektrographen am VLT Kueyen beantragt und 4 Stunden bewilligt, um anhand zeitgleicher photometrischer und spektroskopischer Beobachtungen mehr Aufschluss über das komplexe Zusammenspiel von Pulsation, Magnetfeld und Elementhäufigkeiten zu bekommen.

Da es bei der Analyse von Ap bzw. roAp Sternen mittels Zeeman Doppler Imaging unabdingbar ist, auf den vertikalen Gradienten der Elementhäufigkeiten Rücksicht zu nehmen, wurde die Schichtung von Eisen in der Sternatmosphäre in beiden Phasen der magnetischen Extrema (Maximum und Minimum) analysiert und in die Stokes Analyse miteinbezogen. Die Analyse des Datenmateriales von HD 24712 hat eindeutige Rotationsvariationen in den Linienprofilen seltener Erden wie Pr III und Nd III gezeigt. Weiters scheint Ca I um 6162 + gegengleich zu variieren.

Bereits erstellte Dopplerkarten wurden unter Einbeziehung zusätzlicher, magnetisch sensitiver Eisenlinien und unter Rücksichtnahme auf Stratifikationssignaturen in den Linienprofilen verfeinert.

g Equ: Die MOST Datenreduktionssoftware wurde an Hand der MOST Photometrie von  Equ entwickelt. Dabei konnte nachgewiesen werden, dass der bekannte roAp Stern eine stabile (während der Beobachtungsdauer von ca.17 Tagen) Pulsationsperiode von ca. 12.2 Minuten und eine mittlere Amplitude von ca. 400 ppm hat, die mit einer Periode von ca. 11 Tagen moduliert ist. Möglicherweise handelt es sich dabei um die Rotationsperiode. Weiters konnte der erste und zweite Oberton dieser Frequenz gefunden und zumindest 3 weitere Frequenzen mit Amplituden kleiner als 50ppm nachgewiesen werden. Eine detaillierte Frequenzanalyse ist noch nicht abgeschlossen (mit MOST Science Team).

HD 74169 und HD 74535:In Zusammenarbeit mit S. Bagnulo (ESO) wurden im Rahmen dessen Projektes A study of the Evolution of the Chemically Peculiarities of the Upper Main Sequence Stars  anhand hochaufgelöster Spektren der Ap Haufensterne HD 74163 und HD 74535, die am VLT Kueyen mit dem UVES Spektrographen (UV-Visual Echelle Spectrograph) aufgenommen worden waren, Magnetfeld- und Häufigkeitsanalysen durchgeführt. Damit sollen neue Aufschlüsse über die Zusammenhänge chemischer Pekuliaritäten und Magnetfeld­struk­turen mit dem Entwicklungsstadium eines Sternes gewonnen werden.

2.3  l Bootis Sterne

Das vorgeschlagene Modell eines Sternes der eine dichte interstellare Wolke durchquert und dabei Material aufsammelt wurde weiter ausgebaut und modifiziert. Zusätzlich wurden hoch aufgelöste Spektren der NaD Linien analysiert und Anzeichen für die Signaturen des zirkumstellaren Materials gefunden (gem. mit Galarza und Kamp, Baltimore).        

Um Klarheit bezüglich des Verhältnisses von unerkannten spektroskopischen Doppel­sternen in dieser Gruppe zu erhalten, wurden alle vorhanden Messungen im UV Bereich (IUE und TD1) homogen reduziert. Ziel ist es, SB System anhand von anomalen Flüssen im UV zu finden. Außerdem wurden alle photometrischen Indizes im optischen Bereich auf mögliche Anzeichen von SB Systemen überprüft.

2.4  d Scuti Sterne

HD 61199: Dieser Stern wurde gleichzeitig zu Procyon von MOST im direkten Mode (nicht über eine Fabrylinse) als sekundäres Target photometriert. HD 61199 zeigte 21 Frequenzen über dem Rauschniveau von etwa 15 ppm und zur Bestimmung von T_eff, logg und Z wurden an der Landessternwarte Tautenburg Echellespektren aufgenommen. Dabei stellte sich heraus, dass HD 61199 ein Mehrfachsystem ist, bestehend aus mindestens 3 Komponenten. Gegenwärtig wird versucht, alle Komponenten spektroskopisch zu isolieren und zu analysieren und schließlich festzustellen, welche der Komponenten tatsächlich pulsiert (mit MOST Science Team, H. Lehmann, Tautenburg, und E. Vitrichenko, Moskau)

2.5  g Doradus und sonnenähnliche Sterne

g Doradus Sterne wurden im Jahr 1995 als eine neue Klasse von pulsierenden Sternen eingeführt. Sie pulsieren in 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. Gegenwärtig sind unsere Kenntnisse über dieser Gruppe von Sternen sehr beschränkt. Besonders der Anregungsmechanismus für die Pulsation ist unklar. Eine weit verbreitete 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. Beobachtungen mit TNG/SARG und ESO/FEROS wurden im Frühjahr durchgeführt.

b Vir: Dieser sonnenähnliche Stern wurde von MOST photometriert, um Pulsation nachzuweisen, was aber nur eine Obergrenze von 7ppm ergab. Spektren von S-Korea wurden reduziert und eine komplette Analyse der Sternatmosphäre durchgeführt.

2.6 Pulsierende PMS Sterne

Suche nach pulsierenden Vorhauptreihensternen in jungen offenen Sternhaufen: Die Publikation der Resultate der Analyse des jungen offenen Sternhaufens NGC 6383 wurde in MNRAS publiziert.

IC 4996: Die photometrischen Zeitreihen in Johnson B & V Filter von 10 Nächten des jungen offenen Sternhaufens IC 4996, aufgenommen mit dem 1.5m Teleskop des Sierra Nevada Observatoriums, wurden analysiert. IC 4996 gehört zu dem Sternentstehungsgebiet im Sternbild Cygnus, ist circa 7.5 Millionen Jahre alt und weist eine Entfernung von 1732 pc auf. Die 113 analysierten Sterne sind zwischen 11. und 17. Größe, alle Mitglieder mit Spektraltypen später als B9 kontrahieren noch immer zur Hauptreihe. Die Cross-Identifikation mit der Literatur wurde mit Hilfe der WEBDA Datenbank durchgeführt. _ber ~20% der Sterne gibt es keine astrophysikalischen Informationen in der Literatur. Drei Sterne konnten als neu entdeckte pulsierende Vorhauptreihensterne identifiziert werden, weitere 5 andere Variable und 9 vermutete Variable wurden gefunden. Zusammen ergibt das etwa 12% variable Sterne in IC 4996.

Die Lichtkurven wurden mit red.pro (T. Kallinger) extrahiert und die Frequenzanalyse mithilfe der Programme Period98 und SigSpec durchgeführt. Da die Datenqualität nicht ausreichend war, mussten hintereinander im selben Filter aufgenommene Bilder summiert werden. Dies verringerte zwar die Zeitauflösung, verbesserte die Qualität der Analyse aber signifikant.

IC 4996 40 (V=15.03 mag, Spektraltyp A4) zeigt eine Periode von 42.9 min. In Kooperation mit M. Marconi wurde ein radiales Pulsationsmodell berechnet und diese Periode als möglicher 5. radialer Oberton identifiziert.

IC 4996 37 (V=15.3, Spektraltyp A5) zeigt eine Periode von 45.2 min, die von dem radialen Pulsationsmodell als mögliche 4. Obertonschwingung identifiziert wurde.

IC 4996 106 (V=15.61, kein Spektraltyp bekannt) zeigt eine Periode von 8.74 Stunden und scheint der 3. PMS Pulsierende in diesem Sternhaufen zu sein.

NGC 6530: ist etwa 7 Millionen Jahre alt und seine Entfernung beträgt 1330 pc. Die ~35 GB an Daten des Sternhaufens NGC 6530 wurden bias- und flat-field korrigiert und die Lichtkurven mit red.pro (T. Kallinger) extrahiert. In den zwei überlappend aufgenommenen Feldern konnten 192 Sterne für die Analyse identifiziert werden. Die Fourieranalyse und Analyse mit SigSpec wurde begonnen. Es scheinen in dem Sternhaufen weitere pulsierende Vorhauptreihensterne zu existieren. Resultate sind bald zu erwarten.

Da Photometrie von NGC 1893 und Strömgren Photometrie von NGC 6383 und NGC 6530 wurden durchgeführt. Die Ergebnisse werden derzeit in Publikationen zusammengefasst.

In Kooperation mit M. Marconi wurde versucht Sternmodelle zu finden, die die gemessenen Pulsationsfrequenzen der beiden PMS Sterne V588 Mon und V589 Mon (im Sternhaufen NGC 2264) als radiale Pulsation erklären. Dabei konnte zumindest bei V588 Mon kein Model gefunden werden. Daher liegt der Schluss nahe, dass es sich um nichtradiale Pulsation handelt. Die Publikation der gemessenen Periodenänderungen ist in Vorbereitung.

Im Rahmen einer Servicemode Beobachtung wurden hochaufgelöste Spektren von den PMS Sternen V588 Mon und V589 Mon mit dem SARG Spektrographen am TNG aufgenommen. Ziel dieser Beobachtung ist es, die Rotationsgeschwingigkeit und gegebenenfalls Temperatur und log g dieser bisher spektroskopisch nicht beobachteten Sterne abzuschätzen. Weiters wurde ein 6 Wochen langer Beobachtungsrun (Beginn Anfang  Dez.) mit MOST initiiert.

2.7 Pulsierende G - K Riesen

Eine detaillierte Analyse des FGS Datensatzes von GSC 09137-03505 (einer von 2 Guide Stars der HST 47 Tucanae Kampagne) mit SigSpec hat die Anzahl der signifikanten Frequenzen auf 20 erhöht. Bisher konnten mit der klassischen DFT Methode nur 3 Frequenzen mit einem S/N um 4 nachgewiesen werden. In Kooperation mit D. Guenther konnte kein passendes Sternmodel gefunden werden das im Einklang mit den gefunden Frequenzen steht. Im Hinblick auf bereits publizierte kurzperiodische Pulsation in Roten Riesen und auf zu erwartenden Neuentdeckungen analoger Phänomene in der Guide Star Photometrie von MOST zeichnet sich die Entdeckung eines neuen Pulsationsmechanismus ab.

2.8 Sonstiges

11 Draconis: In Kooperation mit H. Lehmann (Thüringer Landessternwarte) und I. Iliev (NAO Rozhen) konnten weitere spektrale Zeitserien gewonnen werden. Die Auswertung dieser Daten bestätigen die bisherige Annahme einer Amplitudenabhängigkeit der gemessenen Radialgeschwindigkeitsvariationen von der Orbitphase des Doppelstern­systems. Dies lässt vermuten, dass die Pulsation von 11 Dra A durch Gezeitenkräfte des Begleiters angeregt wird. Weiters wurden die Orbitparameter des Systems neu bestimmt. Die bisherigen Ergebnisse wurden publiziert. Die vollständige Auswertung des letzten Datensatzes ist noch ausständig.

ipII Projekt: Häufigkeitsanalyse von intermediate Pop. II und F-weak Sternen, um das Verhältnis [C/Fe] und [O/Fe] im Gegensatz zu LB Objekten zu bestimmen (gem. mit Heiter und Iliev).

offene Sternhaufen: umfangreiche statistische Analyse alter Daten in WEBDA. Einbindung neuer Daten und _berprüfung auf Konsistenz (gem. mit Mermilliod).

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. Unter Verwendung von photometrischen Daten mehrerer offener Sternhaufen werden diese Gaps näher untersucht.

3. Satellitenexperimente

3.1 COROT

1574 Objekte in der Beobachtbarkeitszone von COROT (continuous viewing zone) wurden mit der verbesserten Software TempLogG ^TNG  bearbeitet. Ausgangspunkt dieser Analyse waren die Daten aus photometrischen Messungen im Strömgrensystem am "Observatorio de Sierra Nevada", welche von Pedro Amado in der Zeit von 2002 - 2004 durchgeführt worden waren. Im Rahmen der Analyse wurden astrophysikalische Fundamen­tal­parameter wie Teff, log g, M_v und die Metallizität bestimmt, welche anschließend in die, für die Beobachtungsplanung von Corot konzipierte Corotsky Datenbank integriert wurden.

Parallaxenbestimmung: Vergleich der Vorgehensweise bei modernen Satellitenmissionen, Untersuchung der Anwendbarkeit auf das COROT-Seismo-Field (mit D. Sinachopoulos, Athen). Vergleich vorhandener Software bezüglich ihrer Eignung zur Astrometrie (MIDAS, DAOPHOT, IRAF, IDL), Simulation von Seismo-Windows (PSF + Rausch­quellen).

Gründung, Organisation und Koordination der Cooperation on PMS star research. Dieses thematische COROT Team umfasst (Stand Dez. 2004) 45 Mitglieder aus 8 Ländern und soll gemeinsame Vorbereitungen für COROT Beobachtungen ermöglichen. Dazu wurde eine Webpage eingerichtet, die die internationale Kommunikation erleichtern soll: http://ams.astro.univie.ac.at/?s=pms;pmscorp

3.2 MOST

Es wurde eine auf IDL basierende Datenreduktionssoftware für das MOST SDS2 Datenformat entwickelt. Auf Grund des schlechter als erwarteten Streulichtverhaltens des Satteliten musste eine neue Methode zur Streulichtkorrektur entwickelt werden. Durch einen iterativen Dekorrelationsprozess vom Hintergrund und Targetpixel (am CCD Bild) wird der Streulichteinfluss nahezu vollständig eliminiert. Weiters wird eine Korrektur von durch kosmische Partikeleinschläge korrumpierte Pixel vorgenommen und Aufnahmen, deren geometrische Form zu stark von einer mittleren Form abweicht, aussortiert. Eine ausgeklügelte Auswahl der Pixel im Targetbild, die zur Erzeugung der finalen Lichtkurve herangezogen werden, optimiert die Qualität der Lichtkurve zusätzlich. Schlussendlich werden die photometrischen Daten noch mit diversen Orbitparametern von MOST dekorreliert, um den noch verbleibenden Einfluss der Orbitperiode zu minimieren. Diese experimentelle Software wurde ausführlich gestestet. Bis dato wurden die photometrischen Daten der MOST Primärtargets g Equ, Procyon, h Bootis und z Oph reduziert.

Basierend auf den Erfahrungen mit der experimentellen Reduktionssoftware wurde ein semi-automatisches Tool in C++ realisiert. Die Bearbeitung der Daten erfolgt notwendigerweise semi-automatisch, da einige vom jeweils beobachteten Stern abhängige Parameter erst durch den Anwender gesetzt werden müssen. Um eine a-priori Modellannahme bei der photometrischen Reduktion zu vermeiden, muss der Vorgang zur Bestimmung dieser Parameter iterativ erfolgen. Gegenwärtig werden ausschließlich Bilder im SDS2-Format verarbeitet. Die Reduktion der Daten erfolgt in einer 7-stufigen Pipeline, die folgende Teilaufgaben umfasst:

1. Einlesen

2. Bildgeometrie

3. Cosmics Korrektur

4. Aperturbestimmung (erfolgt interaktiv)

5. Pixelweise Dekorrelation

6. Targetpixelauswahl

7. Ausgabe der Lichtkurve

Weiters wurde ein Visualisierungs-Tool zur Analyse des Streulichtverhaltens entwickelt und eine Webpage mit Informationen zu bereits beobachteten Sternen erstellt die einen Überblick über den Stand der jeweiligen Reduktion erlaubt.

Bei der Entwicklung der C-Sourcen leisteten Informatik-Studenten der TU Wien (C.Haitzer, M.Prandtstetter, G.Zach, C.Stoif, S.Kals) im Rahmen des Informatik-Praktikums eifrig Unterstützung. Weitere Studenten der TU Wien (T.Kempter, K.Kraus, C.Promintzer) entwickelten ein graphisches User Interface, um den Aufruf der Module der Reduktions-Pipeline einfacher und weniger fehleranfällig zu gestalten.

Das Programm SigSpec wurde getestet und theoretische Überlegungen zur diskreten Fouriertransformation bei Frequenzkombinationen angestellt.

Die Public Outreach Webpage für MOST und die Wiener Bodenstation wurde erstellt. Die Medienpräsenz des Projektes wurde dokumentiert und archiviert.

3.3 CUBESAT

CUBESATs sind Mikrosatelliten mit den Dimensionen von 10 x 10 x 10 cm und einer Masse von rund 1 kg. Zur Überprüfung, inwieweit in Österreich Interesse an der Entwicklung und am Bau eines CUBESATs besteht, wurde zusammen mit der Austrian Space Agency im September ein Symposium organisiert an dem 25 Vertreter von Forschungseinrichtungen und der Industrie teilnahmen. Es gab Übereinstimmung, die Realisierbarkeit von Planung und Bau eines CUBESAT in Österreich ernsthaft zu erwägen.

4. Datenbanken

4.1 Vienna Atomic Line Data Bank (VALD)

Mit Jahresende 2003 sind über 750 Benutzer bei VALD angemeldet, es wurden durchschnittlich 414 Anfragen pro Monat am Vienna-Server bearbeitet. Folgende Linienlisten wurden verbessert und in VALD eingebaut: Ca I, Cr I, Cr II, Fe II, Co II, Sr I, Ce II, Pr III, Tb III. Weiters wurde VALD mit der DREAM Datenbasis vernetzt.

4.2 Vienna Selection of Astronomical Targets (VISAT)

Für 32 Kataloge aus der VISAT Datenbank wurden thematische Kataloge für die Integration im Exoplanten- und Seismologieteil der Corotsky Datenbank erstellt und in Corotsky integriert. Die Anzahl der verfügbaren Kataloge wurde erweitert. Fehler in diversen anderen thematischen Katalogen wurden korrigiert. Derzeit sind 40 Parameter von 110000 Sternen aus 44 Katalogen abrufbar.

II. System-Administration

Soft- und Hardwarewartungsarbeiten wurden im üblichen Umfang durchgeführt (Windows und Linux).

Hardware:

Der AlphaPC 'Gauss' wurde durch einen AMD Opteron ersetzt, weiters wurde ein Windows PC mit einem neuen Prozessor und Mainboard ausgerüstet. Einige Unix und Alpha Maschinen wurden wegen Defekte außer Betrieb gestellt. Es wurde ein Backup des Platten-RAIDS auf externe USB Platten gemacht. Intensive Vorarbeiten in Hinblick auf die Anschaffung eines Computer-Clusters wurden durchgeführt.

Software:

Ein generelles Systemupgrade der Linux PCs auf die neueste RedHat Version (Fedora) ist zur Jahreswende im Gange. Durch den Abschluss eines neuen Wartungsvertrages mit Creaso konnte IDL zuerst auf die Version 6.0 und später auf 6.1 aufgerüstet werden. Weiters dient der Arbeitsgruppenserver 'Jan' nun als institutsweiter Lizenzserver für IDL. Es wurden diverse Software-Updates (Intel Fortran, nedit, Mozilla,...) vorgenommen.

III. Tagungen, Gast- und Beobachtungsaufenhalte

Tagungen und Workshops

MOST Science Team Meetings, Vancouver, 25.-27.1., Weiss (V) und Wien, 25.-27.8., Frast, Kaiser, Kallinger (V), Neuteufel (V), Reegen (V), Weiss (V), Zwintz (V)

ÖGA, Wien, 16.4., Weiss (V)

Besprechung der Tutoren für die ASA Sommerschule, ESTEC, 3.5., Zwintz

COROT Science Weeks No. 6, Orsay, 17.-20.5., Weiss (V) und No. 7, Granada, 14.-17.12., Kaiser (V), Weiss (V), Zwintz (V)

First Brazilian COROT Workshop, Natal, 29.10.-2.11., Zwintz (V)

Austrian Space Agency Summer School, Alpbach, 26.7.-5.8., Kaiser, Kallinger, Nesvacil (V), Weiss (V), Zwintz

IAU Symposium 224, Poprad, 8.7.-13.7., Kallinger (P), Kochukhov (V,V,P), Lueftinger (V), Paunzen (V), Reegen (P), Ryabchikova (V,P), Stütz (P), Weiss (SOC, P), Zwintz (V)

Symposium zur Geschichte der Weltraumforschung in Österreich, Graz, 19.-20.4., Weiss (V)

IAESTED Communication Systems and Networks 2004, Marbella, 1. - 3.9., Keim (V)

HPC-EBC on Tour, Berlin 3.12., Kallinger

Sonstige Vorträge und Gastaufenthalte

Keim: Tag der offenen Tür an der TU Wien, 29.1., Astronomietag, 24.4., bei Infineon 6.5., Venustransit, 8.6., Konversatorium "Angewandte Hochfrequenztechnik" an der TU Wien, 25.6.

Lüftinger: ESO Scientific Visitors Programme 1.9.-30.11.

Stütz: ESO Scientific Visitors Programme 1.9.-20.11.

Öhlinger: Astronomietag, 24.4.

Zwintz: Astronomietag, 24.4., Venustransit, 8.6., Lange Nacht der Sterne 18.9.

Beobachtungsaufenthalte

APT: 0.75m, 24 Nächte (PR, KZ)
Asiago: 1.82m, 4 Nächte (KZ,EP)
CTIO: 0.9m, 14 Nächte (KZ)
ESO: 3.6m, 2 Nächte (KZ, EP)
ESO: 8.0m, VLT, 4 Stunden (Service Mode, TL)
ESO: 2.2m, 6 Stunden (Service Mode, JÖ)
TNG: 3.6m, 6 Stunden (Service Mode, JÖ)

IV. Gäste

V. Publikationen link

VI. Team (mit primären Aktivitäten) link