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Jahresbericht 2006
Inhalt
I. | Wissenschaftliche Arbeiten |
| 1. | Theoretische Arbeiten |
| | Kontext Sternatmosphären
Kontext Frequenzanalysen |
| 2. | Spektroskopie |
| | Softwareentwicklungen
CP2 Sterne
δ Scuti und γ Doradus Sterne
λ Bootis Sterne
Sternhaufen
Sonstiges |
| 3. | Photometrie |
| | Vor-Hauptreihensterne (PMS)
B-Sterne
CP2 Sterne
δ Scuti und γ Doradus Sterne
Sonnenähnliche Sterne, Exoplanetensysteme
G - K Riesen
RR-Lyr Sterne
Sonstiges |
| 4. | Satellitenexperimente |
| | MOST
COROT
BRITE-Constellation
Vienna Ground Station (VGS) |
| 5. | Datenbanken |
| | NEMO
VALD
VISAT
WEBDA |
II. | Systemadministration |
III. | Tagungen, Gast- und Beobachtungsaufenhalte |
IV. | öffentliche Funktionen |
V. | Gäste |
VI. | Kooperationen |
VII. | Team |
VIII. | Publikationen |
Die Reihenfolge der Aktivitäten in den Unterkapiteln "Wissenschaftliche
Arbeiten" ist rein willkürlich.
I. Wissenschaftliche Arbeiten
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Die beiden FWF Projekte: Das Zentrum im Hertzsprung-Russell Diagramm, zur
Untersuchung des Aufbaues von Sternen im Zentrum des HRD, basierend auf
Information über deren Oberfläche, sowie: Magnetfelder in Hauptreihen
Sternen, zur Thematik der Entwicklung und Struktur von (Oberflächen-
)Magnetfeldern bei Sternen auf der Hauptreihe, wurden 2006 im geplanten
Umfang bearbeitet. Ebenso als Mitantragsteller das Projekt zur Thematik:
Dynamische Sternatmosphären - Konvektion und Pulsation (PI Prof. Muthsam,
Institut für Mathematik). Weiters wurden die Vorarbeiten für die
Beobachtungen mit dem am 27.12. gestarteten CoRoT Satelliten fortgesetzt,
wie auch laufende Beobachtungen mit MOST und die Vorarbeiten für BRITE-
Constellation.
Details dazu finden sich in den nachfolgenden Kapiteln.
Ein 3. Preis beim vom Fonds zur Förderung der wissenschaftlichen Forschung
(FWF) ausgeschriebenen Bewerb um Kommunikationsprojekte wird es erlauben,
die Thematik der Weltraumastronomie, im speziellen der Astrophysik, einer
breiten Öffentlichkeit näher zu bringen. Details dazu im Abschnitt I.3.
Satellitenexperimente / MOST.
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1. Theoretische Arbeiten
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1.1 Kontext Sternatmosphären |
Eine neue Methode zur Bestimmung der Stratifikation von Elementen in
Sternatmosphären durch Lösen des vertikalen Inversionsproblems (VIP) wurde
entwickelt und publiziert (VT).
Der Effekt der durch Magnetfelder induzierten Lorentz Kraft wurde in den
Atmosphärencode implementiert. Die Atmosphäre von Θ Aur wurde untersucht
und die Wasserstofflinien Variationen reproduziert (VT, DS).
Für die Populationssynthese von Galaxien wurde ein umfangreiches Gitter von
Spektren gerechnet (VT).
Vedyn: Der Code HME Envelope von F.Kupka, welcher das Canuto Dubovikov RSM
Konvektionsmodel in Sternhüllen löst ist von Compaq Digital auf Intel Linux
übertragen worden. Tests an einem A-Stern liefen erfolgreich. Die
Übersetzung der EOS Routinen (M.Montgomery) in Standard Fortran 90 wird
zurzeit getestet. Der HME Solver wird nun umstrukturiert um die Methode auf
Sternatmosphären zu erweitern (CS).
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1.2 Kontext Frequenzanalysen |
Dank SigSpec (Reegen 2004, IAUS 224, 791; 2007, A&A, submitted) steht nun
eine statistisch einwandfreie Methode zur Unterscheidung von Periodizitäten
und durch Messfehler verursachte Signale zur Verfügung. Die Möglichkeit,
eine Wahrscheinlichkeit anzugeben, mit der eine in einem Fourier-Spektrum
auftretende Amplitude durch einen Zufallsprozess verursacht werden kann,
erlaubt nun einen quantitativen Vergleich verschiedener Datensätze (PR).
CINDERELLA: CIndeRelLA (Comparison of INDEpendent RELative Least-squares
Amplitudes) erlaubt es, Ergebnisse von verschiedenen mit SigSpec
berechneten Zeitserien von Datensätzen die Gemeinsamkeiten haben,
quantitativ zu vergleichen. Somit können z.B.
WahrscheinlichkeitenWahrscheinlichkeiten für den Ursprung bestimmter
Periodizitäten (z.B.: instrumentell oder intrinsisch) angegeben werden (MG,
MH, PR). Wird zum Beispiel ein Target-Datensatz mit einem Hintergrund-
Datensatz verglichen, lässt sich für einen Peak im Target-
Amplitudenspektrum, der auch im Hintergrund auftritt, eine
Wahrscheinlichkeit angeben, mit der dieser trotzdem als intrinsisch zu
betrachten ist. Mit diesem Verfahren lässt sich erstmals ein Teil der
kritischen Bewertung von Frequenzen objektiv durchführen, was an einigen
photometrischen Beobachtungsreihen des MOST-Satelliten eindrucksvoll
verifiziert werden konnte. Das Streulichtverhalten des Satelliten ist so
kompliziert, dass die bisher entwickelten Reduktionsverfahren (Reegen et
al. 2006) die Streulichteinflüsse nicht vollständig beseitigen können. Die
verbleibenden Artefakte wurden von CIndeRelLA einwandfrei identifiziert. In
einer weiteren Ausbaustufe wurde CIndeRelLA auch auf mehr als zwei
Datensätze gleichzeitig anwendbar, was im Fall der MOST-
Leitsternphotometrie zu überzeugenden Ergebnissen führte. Diese Variante
wird speziell im Hinblick auf COROT weiterentwickelt. (PR, MG, DH).
Änderungen am Programm COMBINE zur Identifikation von Frequenz-
Kombinationen in einem komplexen Fourierspektrum. In diesem Zusammenhang
Überlegungen bezüglich von Aliases in Amplitudenspektren (DP, PR)
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2. Spektroskopie
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2.1 Softwareentwicklungen |
Weiterentwicklung von Softwarepaketen zur automatischen, sowie auch
interaktiven Reduktion von digitalen Spektren (Echelle und Echelec
Formate), von den Rohdaten bis zu auf Kontinuum normierten Wellenlängen
kalibrierten Spektren, gewonnen mit verschiedenen Spektrographen, wie z.B.
FEROS, HARPS, SAPS, UVES, MUSICOS, etc. (DL, VT).
Für das relativ neue Instrument ESPaDONs wurden spezielle C-Routinen zur
Datenreduktion entwickelt.
ROTATE: Ein Konzept für eine modernisierte Version des IDL Programms
ROTATE, welches zum visuellen Vergleich von synthetischen Spektren und
Beobachtungen dient, wurde erstellt. Die verschiedenen Versionen des
Codes, die in den letzten Jahren unabhängig von verschiedenen Benutzern
weiterentwickelt wurden, enthalten teils sehr unterschiedliche
Bedienungselemente und sollen in nächster Zukunft zu einer optimierten
"Allroundversion" komprimiert werden. (NN, CS, TL, RN, LF)
Aufgrund des mittlerweile umfangreichen Archivs von qualitativ hochwertigen
Spektren und der daraus resultierenden Notwendigkeit einer teilweisen
Automatisierung des Analysevorganges folgten ausgiebige Tests der Software
SME (Spectroscopy made easy, J. Valenti und N. Piskunov) zur automatischen
Häufigkeitsanalyse. Wegen mangelnder Stabilität und für unsere Zwecke
unzureichender Automatisierbarkeit, entschieden wir uns zur Entwicklung
einer eigenen Software. Ein iterativer Spektralanalysealgorithmus inklusive
automatischer Linienselektion, basierend auf Spektralsynthese wurde
entwickelt. Programmierung und Test des neuen Programmes ("RIspect",
Programmiersprache Java) an bereits analysierten Sternen (β Virginis,
HD8801) bestätigen die Zuverlässigkeit und Genauigkeit. Weitere
quantitative Tests mit synthetischen Spektren sind in Arbeit (RN, MO, CS,
VT).
Weiterentwicklung von Software zur Bestimmung der vertikalen Atmosphären
Struktur aus Echellespektren, zur Thematik der Diffusion von Elementen (VT,
NN mit O. Kochukhov, Uppsala).
Einen Schritt weiter in der zumindest teilweisen Automatisierung der
Häufigkeitsanalyse von Sternen sind wir durch den Code-Teil Zelector
gekommen. Dieser erlaubt eine automatische Selektion von Atomlinien zur
Analyse eines Sternspektrums abhängig vom Blending durch benachbarte
Linien. Die natürliche Linienstärke wird von der VALD Software 'select3'
näherungsweise berechnet, Verbreiterung wegen der Instrumentenauflösung und
der Sternrotation werden modelliert. Eine weitergehende Analyse des
Sternspektrums im Bereich der auf diesem Wege ausgesuchten Linien ist
vorgesehen (CS).
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2.2 CP2 Sterne |
Fe Stratifikation in (ro)Ap Sternen: Dank unserer Datenbank von VLT-UVES
Spektren von (ro)Ap Sternen ist es uns nun möglich, eine systematische
Analyse der vertikalen Verteilung der Elemente in Sternen mit
unterschiedlichen Fundamentalparametern (Teff, log g, Heff) durchzuführen.
Begonnen wurde mit folgenden Objekten:
HD 217522, HD 122970, HD 24712, HD 965, HD 137949, HD 176232, HD 201601, HD
116114, HD 18610. Diese Sterne befinden sich in einem Temperaturbereich
zwischen 6900 K und 8100 K. Die Magnetfeldstärken liegen zwischen 0 und 6.3
kG. Alle Sterne wurden mit denselben Werkzeugen untersucht (SYNTH3,
SYNTHMAG, LLModels, DDAFIT). Für jeden Stern wurde in einem iterativen
Verfahren (DDAFIT) mittels Anpassung synthetischer Eisenlinien an die
Beobachtungen ein individuelles Stufenprofil gefunden. Danach wurden die
einzelnen Detailparameter der Stufenfunktionen aller Sterne verglichen
(äußere Fe-Häufigkeit, innere Fe-Häufigkeit, mittlere optische Tiefe der
Übergansregion, Breite der Übergangsregion). Ein erster Vergleich der
Ergebnisse deutet auf einen linearen Zusammenhang zwischen
Effektivtemperatur und optischer Tiefe der Übergangsregion hin. Um genauere
Aussagen treffen zu können, müssen die vorliegenden Analysen noch
verfeinert werden indem noch mehr Fe-Linien für jeden Stern verwendet und
weiter Elemente, z.B. Cr, Si, Mg, untersucht werden. Die Ergebnisse können
dann als Anhaltspunkte zur Weiterentwicklung der allgemeinen
Diffusionstheorie in Atmosphären von Ap Sternen dienen. (NN, TR)
Δ-a Index und Stratifikation: In Fortsetzung der Untersuchungen bezüglich
der bei CP Sternen beobachteten Flussdepression bei 522 nm, wurde die
heißen (Teff > 10000 K) Vertreter dieser Gruppe untersucht. Mit der Annahme
einer vertikal homogenen Elementverteilung konnten mit den beobachteten
individuellen Häufigkeitsmustern nur die Δ-a Photometrie der Untergruppen
der CP3 und CP4 Sterne erklärt werden. Für die magnetischen CP2 Sterne
wurde oftmals ein höherer Δ-a Index beobachtet als unsere Modelle
vorhersagen. Berücksichtigt man jedoch auch vertikale Stratifikation in den
Modellen (LLmodels SE/8.0) wird die Depression stärker und reicht aus, um
die hohen Δ-a Werte zu erklären (CS).
HD 24712: Mit einem speziell entwickelten, hochleistungsfähigen
Computercode, INVERS10 (Autoren: N. Piskunov und O. Kochukhov, Uppsala),
ist es möglich, spektropolarimetrische Beobachtungen (in den Stokes
Parametern I, Q, U, und V) die Magnetfeldgeometrie und die chemische
Elementverteilung an der Oberfläche von Ap- und der pulsierenden
Untergruppe der roAp Sterne, zu bestimmen. Mit einer Adaptierung dieses
Codes ist es zum ersten Mal gelungen, konsistent und ohne vorherige
Annahmen, die Magnetfeldgeometrie an der Oberfläche eines roAp Sternes aus
der Variation der Stokes Profile von fünf verschiedenen FeI und sieben
unterschiedlichen NdIII Linien zu bestimmen. Das resultierende Dipolfeld,
das zwischen 2.2 kG und +4.4 kG variiert, wurde herangezogen, um die
Verteilung von 14 zusätzlichen Elementen - eine bisher kaum erreichte
Vielfalt - zu analysieren.
Es wurde die Oberflächenverteilung von Magnesium, Kalzium, Scandium, Titan,
Chrom, Eisen, Kobalt, Nickel, Yttrium, und der seltenen Erden Lanthanum,
Cerium, Prasaeodymium, Neodymium, Gadolinium, Terbium und Dysprosium
bestimmt und mit den Ergebnissen aus den Pulsationsanalysen der zeitlich
und spektroskopisch hochaufgelösten VLT-UVES Daten und der Weltraumdaten
des MOST Satelliten korreliert.
Es gibt zwei Gruppen von Elementen: Chrom, Titan, Magnesium, Scandium,
Eisen und Nickel, die zum Teil extrem überhäufig um die Phase des
magnetischen Minimums, und Cerium, Lanthanum, Dysprosium, Yttrium,
Prasaeodymium, Neodymium, Gadolinium, Kobalt, Terbium und Kalzium, die alle
überhäufig um die Phase des magnetischen Maximums sind.
Erstaunlich ist, dass die Häufigkeitsmuster nicht mit entweder beiden
Magnetfelpolen für ein und dasselbe Element, oder dem magnetischen Äquator
korreliert sind, sondern bevorzugt um jeweils einen Pol über- oder
unterhäufig verteilt sind. Ausserdem scheinen die Zentralregionen der Über-
bzw. Unterhäufigkeitsmuster einiger Elemente phasen- und auch in stellarer
Breite zueinander verschoben zu sein. Diese Verschiebung in stellarer
Breite könnte, theoretischen Vorhersagen zufolge, die beobachteten,
unerwarteten Phasenshifts in den Radialgeschwindigkeitskurven von NdIII
und PrIII erklären.
Die kombinierte Analyse von spektropolarimetrischen Beobachtungen (mittels
'Magnetic Doppler Imaging'), zeitlich und spektroskopisch hoch aufgelösten
Spektren (zur Ermittlung der Pulsationssignatur verschiedener Elemente) und
ihre Korrelation mit qualitativ höchstwertigen photometrischen Daten des
MOST Satelliten geben einzigartigen Aufschluß über den Zusammenhang
zwischen Magnetfeldgeometrie, Häufigkeitsvariationen und Pulsation in der
Atmosphäre von roAp Sternen und machen HD 24712, abgesehen von der Sonne,
zum möglicherweise am vielfältigsten studierten Stern (TL).
AO Velorum: Im Anschluss an die erste Analyse des jungen Quadrupolsystems
AO Vel mit einer BpSi Primärkomponente wurden hochaufgelöste Spektren mit
dem VLT-UVES Spektrographen aufgenommen und untersucht. Die neu bestimmten
Fundamentalparameter stimmen mit der Analyse der FEROS Spektren mit
niedrigerer Auflösung und S/N überein. Anhand von
Äquivalentbreitenmessungen und synthetischen Spektren wurden
Elementhäufigkeiten für alle 4 Komponenten bestimmt. Dabei stellte sich
heraus, dass das masseärmere der beiden Doppelsternsysteme aus zwei HgMn
Sternen besteht. Dieses junge, einzigartige System aus verschiedenen Typen
von pekuliaren Sternen soll in Zukunft weiter untersucht werden um
Aufschlüsse über die Oberflächenverteilung der Elemente zumindest der
Primärkomponente zu bekommen (NN).
HD154708: Der kürzlich entdeckte roAp Stern HD 154708 mit einem extrem
starken effektiven Magnetfeld von 24.5 kG wurde einer detaillierten
Häufigkeitsanalyse mit SYNTHMAG unterzogen. Dazu wurden neue VLT-UVES
Beobachtungen verwendet. Der Stern zeigt ein typisches roAp
Häufigkeitsmuster. Eine Analyse der Wasserstofflinien, basierend auf
normalen und magnetischen Modellatsmosphären (LLModels), ergab eine
Korrektur der zuvor bestimmten Temperatur auf Teff = 7500 K. Zur Bestimmung
der Magnetfeldgeometrie wurden einige Simulationen mit INVERS12 (gemeinsam
mit Oleg Kochukhov, Uppsala) gemacht. Es zeigte sich, dass
Absorptionslinien, die unter sehr starker Zeeman-Aufspaltung leiden am
besten mit einem reinen Dipolfeld von 30 kG modelliert werden können und
unter der Annahme einer Pole-On Beobachtung.
Der SYNTHMAG Code wurde entsprechend modifiziert, sodass nun eine
realistischere Reproduktion der Linienprofile mit der obigen
Magnetfeldgeometrie möglich ist. Elementhäufigkeiten werden derzeit neu
bestimmt und die LLModels-Atmosphären angepasst. Die Differenz zwischen
beobachteten und synthetischen Strömgren-Farben soll so minimiert werden.
Obwohl sich die absoluten Häufigkeiten aus der neuen Analyse von den alten
unterscheiden, bleibt das allgemeine roAp Häufigkeitsmuster erhalten. (NN,
SK)
10Aql: Eine neue, detailliertere Häufigkeitsanalyse wurde durchgeführt.
Hochaufgelöste VLT-UVES Spektren (R~100000) wurden zuerst mittels
Äquivalentbreitenmessung analysiert. Danach wurden synthetische Spektren
erstellt und die vertikale Verteilung der Elemente untersucht. Für die
erste Stratifikationsanalyse wurden 33 sorgfältig ausgewählte Eisenlinien
mit unterschiedlichen Atomparametern verwendet. Das mit der Software DDAFIT
ermittelte Fe-Stratifikationsprofil zeigt eine sehr breite Übergangszone
zwischen dem Bereich niedriger Fe-Häufigkeit (τ < -2) und den tiefer
liegenden Schichten mit hoher Fe-Häufigkeit (τ > 1.5). Dies kann als
Hinweis auf eine signifikante Abweichung der tatsächlichen
Vertikalverteilung von einem simplen Stufenprofil interpretiert werden. Zur
Überprüfung dieser Annahme werden parallel zur Analyse mit DDAFIT
Rechnungen auf der Basis der vertikalen Inversionsmethode (VIP)
durchgeführt (OK, TR) und so ein komplexeres Eisenstratifikationsprofil
erstellt. Weitere Elemente werden derzeit ebenfalls mit beiden Methoden
untersucht, siehe auch das Kapitel Photometrie (NN, TR)
HD 3980: Anhand von UVES Spektren, aufgenommen mit dem ESO-VLT (Programm
074.D-0392(A)), wurde eine erste Häufigkeitsanalyse unter Verwendung von LL-
Models, VALD und SYNTH durchgeführt. Der für roAp Sterne typische
Unterschied zwischen verschiedenen Ionisationsstadien der Elemente Nd und
Pr wird bestätigt. Die Analyse ergab eine Effektivtemperatur von 8500 K und
log g = 4.0. Bis jetzt wurden die aktuelleren UVES Spektren (Programm 076.D-
0535(A)), welche Teile des Bereichs von 3300 bis 10000 Å umfassen, bereits
von 3300 bis 7200 Å fertig reduziert. Diese überdecken, bis auf zwei
Lücken, relativ gleichmäßig die ganze Rotationsphase. In Kombination mit
weiteren Spektren wird im nächsten Schritt die Elementverteilung auf der
Oberfläche des Sterns mittels "Doppler imaging" untersucht (MO, NN, TL,
VT).
HR 7224: Dieser rasch rotierende He-weak Si Stern mit stark ausgebildeten
Sternflecken wurde mit Doppler Imaging Methoden untersucht (VT).
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2.3 δ Scuti und γ Doradus Sterne |
Zur Vorbereitung der asteroseismologischen Analyse von 44Tau durch W.Zima
(Gruppe Breger) wurde eine detailierte Häufigkeitsanalyse dieses Sternes
durchgeführt (CS).
14 weiteren γ Doradus Sternen wurden mit dem ESO-Feros Spektrographen
beobachtet. Die Spektren wurden mit der von Vadim Tsymbal et al.
entwickelten Pipe-Line Software reduziert und auf Anzeichen für
Doppelsternnatur mittels einer neu entwickelten Cross Correlation Software
überprüft, sowie die Einsatzfähigkeit der LSD (least squares deconvolution)
-Technik untersucht (RN, VT, WW).
Aufgrund des mittlerweile großen Samples (51 γ Doradus Sterne) und der
daraus resultierenden Notwendigkeit einer teilweisen Automatisierung des
Analysevorganges waren umfangreiche Tests existierender Softwarepakete
erforderlich, die schließlich zur Entwicklung eigener, optimierter Software
führte (siehe 2.1., RN, CS).
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2.4 λ Bootis Sterne |
Die langjährigen erfolgreichen Untersuchungen wurden fortgesetzt. Daten von
SPITZER im Infraroten wurden mit NaD Linienprofile verglichen. Die ersten
Ergebnisse zeigen eine Korrelation zwischen der Dichte des lokalen ISMs und
der Elementhäufigkeit von Natrium in der stellaren Atmosphäre. Das ist ein
weiteres starkes Indiz für Richtigkeit der Akkretionshypothese (EP).
Eine Hypothese von Faraggiana und Bonifacio besagt, dass die meisten der λ
Bootis Sterne eigentlich spektroskopische Doppelsterne seien, deren
Komponenten 'normale' F-A Sterne mit sonnenähnlichen Elementhäufigkeiten
sind. Zur Überprüfung wurden Doppelsternsysteme im Parameterraum der λ
Bootis Sterne modelliert. Ein Vergleich der daraus resultierenden
synthetischen Photometrie mit Beobachtungen von 57 Sternen im Stroemgren
und Genfer System schloß diese Hypothese für 52 der Sterne aus. Im
Gegentest wurden diese Simulationen mit den publizierten
Elementhäufigkeiten von den λ Bootis Sternen HD107233 und HD204041
wiederholt. Die synthetischen Werte stimmten in beiden photometrischen
Systemen hervorragend mit der Beobachtung überein. Wir sehen darin einen
weiteren Beleg dafür, dass die Gruppe der λ Bootis Sterne real ist (CS).
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2.5 Sternhaufen |
Im Rahmen des Projektes wird die unterschiedliche Atmosphärenchemie von
normalen und pekuliaren Sternen in offenen Haufen untersucht. Aus der
Zugehörigkeit zum selben Haufen ergeben sich für alle Sterne dasselbe Alter
und dieselben Entstehungsbedingungen. Im Vergleich zu Feldsternen kann das
Alter von Haufenmitgliedern deshalb mit größerer Genauigkeit bestimmt
werden. Durch Vergleich von Sternen ähnlicher Massen aber aus verschiedenen
Sternhaufen unterschiedlichen Alters, kann die Entwicklung der
Atmosphärenchemie und anderer Parameter, wie z.B. der Magnetfeldstärke,
studiert werden.
Mithilfe einer automatischen Selektionsprozedur für verschiedene Kataloge
wurden 41 A und B Sterne aus dem Praesepe Haufen (log t = 8.9) als
Beobachtungstargets ausgewählt. Davon wurden im Dezember-Jänner 8 Sterne
mit dem CFHT-ESPaDONs Spektrographen und 3 mit dem neuen SOPHIE
Spektrographen am 1.9m Teleskop des OHP aufgenommen. Spektren für weitere 5
Sterne wurden aus den Elodie- und MuSiCoS Archiven extrahiert.
Zusaetzlich zur Haeufigkeitsanalyse wurden mithilfe von zirkular
polarisierten ESPaDONs und MuSiCoS Spektren mittels LSD-Technik (= Least
Squares Deconvolution) Magnetfelder gemessen und deren relative Fehler
bestimmt.
Unsere Daten bestätigen einen Zusammenhang zwischen Eisenhäufigkeit und
Sternrotation (v sini), was bereits bei anderen Sternhaufen ähnlichen
Alters gefunden worden ist (LF).
5 weitere Beobachtungsanträge wurden für dieses Projekt bei ESO, OHP, NOT
und AAT eingereicht. Mit der erwarteten großen Menge an Daten wird es auch
möglich sein, das Modellatmosphärenprogramm LLModels ausgiebig für einen
großen Bereich verschiedener Fundamentalparameter, Häufigkeiten und
Magnetfelder zu testen. (LF, TR)
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2.6 Sonstiges |
Böhm-Vitense Gap: 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
einer großen Anzahl offener Sternhaufen mit Hilfe von WEBDA, werden diese
Gaps näher untersucht (JÖ).
GAIA - Ap/Am Sterne: Im Zuge der Vorbereitungen für das
Satellitenexperiment GAIA wurde eine Standardliste von Ap/Am Sternen
zusammgestellt. Diese beinhaltet "extreme" Vertreter aller Untergruppen
(z.B. Si, Sr-Cr-Eu, Hg-Mn). Ziel ist es, hochaufgelöste Spektroskopie
dieser Sterne mit den simulierten instrumentellen Möglichkeiten von GAIA zu
vergleichen und eine automatische Klassifikation zu erlauben. Damit wird es
möglich sein, neue Mitglieder dieser Sterngruppen in offenen Sternhaufen
innerhalb der GAIA Daten effizient aufzufinden (EP).
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3. Photometrie
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3.1 Vor - Hauptreihen Sterne (PMS) |
Untersuchung über pulsierende Vorhauptreihensterne und andere Variable in
den jungen Sternhaufen IC 4996 und NGC 6530 wurde abgeschlossen und in A&A
publiziert.
Eine genaue Überprüfung des Instabilitätsstreifens von pulsierenden
Vorhauptreihensternen im Verhältnis zu klassischen δ Scuti Sternen wurde
durchgeführt: Dazu wurde zunächst eine intensive Literatursuche nach
Informationen über die 37 bekannten pulsierenden Vorhauptreihensterne
durchgeführt. Da diese Objekte aber sehr lichtschwach sind, gibt es außer V
und B Helligkeiten kaum weitere astrophysikalische Parameter. Für die 20
Haufensterne können der Entfernungsmodul und die Verfärbung des
Sternhaufens verwendet werden, um zu absoluten Helligkeiten und einer
entfärbten Farbe zu kommen. Zusätzlich gibt es für 4 dieser Sterne auch
Strömgren Photometrie. Soweit die Haufenmitgliedschaft der Sterne nicht
schon aus der Literatur bekannt war, wurde anhand von
Eigenbewegungsmessungen und der Position im HR-Diagramm des jeweiligen
Sternhaufens die Wahrscheinlichkeit der Mitgliedschaft für jeden Stern
individuell untersucht.
Von den 17 pulsierenden Herbig Ae Feld-Vorhauptreihensternen existieren für
15 Parallaxenwerte, die aber für etwa die Hälfte mit großen Fehlern
behaftet sind oder unglaubwürdige Werte aufweisen. Die Verfärbung wurde für
keinen der Feldsterne bestimmt. Allerdings gibt es für 7 der 17 Sterne
Strömgren Photometrie.
Um den Instabilitätsstreifen für δ Scuti Sterne mit dem für pulsierende
Vorhauptreihensterne vergleichen zu können, müssen aussagekräftige
Parameter gefunden werden, die für beide Stergruppen mit vergleichbarer
Genauigkeit vorliegen. Der beobachtete Instabilitätsstreifen für δ Scuti
Sterne wird oft mit absoluter Helligkeit gegen Strömgren (b-y)0 angegeben.
Da es für die pulsierenden Vorhauptreihensterne kaum Strömgren Messungen
gibt, wurden die entfärbten (B-V)0 Werte in (b-y)0 transformiert
(Transformationen gegeben im SAAO Circular No. 15, 1993) und auch - zur
Kontrolle - vice versa, d.h. die (b-y)0 Werte aller bekannten δ Scuti
Sterne wurden in (B-V)0 transformiert. Dann war es möglich, beide Arten von
Pulsierenden in dasselbe HR-Diagramm einzuzeichnen und ihre relative Lage
zueinander zu untersuchen.
Es zeigte sich, dass die pulsierenden Vorhauptreihensterne und die
klassischen δ Scuti Sterne denselben Parameterraum aufspannen und daher die
Grenzen ihrer jeweiligen Instabilitätsstreifen zusammenfallen. Gleichzeitig
aber wurde die Notwendigkeit der gewählten Vorgangsweise klar, da die in
der Literatur vorhandenen Werte teilweise sehr unterschiedlich und mit
großen Fehlern behaftet sind (KZ).
Die Beobachtungen von NGC 6611 wurden mit IRAF reduziert und die
Lichtkurven erstellt. Die bisher gewonnenen Daten lassen darauf schließen,
dass einige Kandidaten für pulsierende Vorhauptreihensterne in NGC6611
enthalten sind (SP, KZ).
Beobachtungsanträge für das ESO (VLT), NOAO-CTIO (0.9m Teleskop) und am AAT
(Spektropolarimetrie) wurden gestellt (KZ).
Der MOST Satellit hat den pulsierenden Herbig Ae Stern HD 142666 für 11.5
Tage im April 2006 beobachtet. Schon die erste Analyse ergab, dass der
Stern multiperiodisch ist und nicht nur eine Periode von ~67 Minuten
aufweist, wie bislang angenommen. Da das Licht des Sterns sehr stark von
seiner dichten zirkumstellaren Staubscheibe beeinflusst wird, zeigt die
Lichtkurve irreguläre Schwankungen von bis zu einer Magnitude. Im
Millimagnituden Bereich und auf viel kleineren Zeitskalen befinden sich die
δ Scuti ähnlichen Pulsationen des Sterns. Daher musste zunächst ein Modell
für die großen Variationen, die vom zirkumstellaren Staub stammen, gefunden
werden. Eine Spline Interpolation ergab das beste Modell für die globale
Form der Lichtkurve, ohne auf den Zeitskalen der Pulsationen künstliches
Signal hinzuzufügen. Im nächsten Schritt wurden die Originallichtkurve, das
Spline-Modell und die Hintergrundlichtkurve mit SigSpec einer
Frequenzanalyse unterzogen. Alle drei Ergebnisse wurden dann einer Analyse
auf gleiche Frequenzen mit Cinderella unterzogen. Von den ursprünglich 141
signifikanten Frequenzen in der Originallichtkurve konnten schließlich 22
dem Stern zugeordnet werden (KZ).
Weiters wurden für diesen Stern Pulsationsmodelle gerechnet. Da über die
chemische Zusammensetzung des Sterns keine Information vorhanden war und
die drei Modelle mit (X,Z) = (0.7,0.02); (0.7,0.04) und (0.7;0.01) sehr
vergleichbare (2 Werte erzielten, wurde das "mittlere" Modell mit (X,Z) =
(0.7,0.02) verwendet. Es ergibt eine Masse von 3.1 Msun, log Teff = 3.838
und log L/Lsun = 1.774 für HD 142666. Von den Pulsationsfrequenzen konnten
zwei als l=0, zwei als l=1, drei als l=2 und sieben als l=3 Moden
identifiziert werden, wobei die verbleibenden Frequenzen nicht eindeutig
zugeordnet werden konnten. Dies bedeutet, dass entweder das Modell noch
nicht optimal ist oder aber die nicht modellierbaren Frequenzen trotz
kritischer Untersuchung mit Cinderella instrumenteller Natur sind (TK, KZ).
Von 15.11. bis 7.12.2006 beobachtete der MOST Satellit den vermutet
pulsierenden Herbig Ae Stern UX Ori, der der Namensgeber für die
irregulären Lichtveränderungen (UX Orionis Variationen) aufgrund von
zirkustellarem Staub um Vorhauptreihensterne ist, wie sie auch um HD 142666
beobachtbar sind. Nach einer ersten groben Analyse scheint der Stern keine
Pulsationen zu zeigen. Allerdings werden die eben erst eingetroffenen Daten
einer genauen Analyse (analog zu HD 142666) unterzogen, um wirklich
Klarheit darüber zu schaffen. Auch der Nachweis eines nicht pulsierenden
PMS innerhalb des Instabilitätsstreifens stellt ein möglicherweise
wichtiges Faktum dar (KZ mit R. Kuschnig, Kanada).
Parallel zu den MOST Beobachtungen wurden bodengebundene Beobachtungen
organisiert: Durch eine Kooperation mit Pierre Demarque, Charles Bailyn und
dem SMARTS Consortium gelang es, BVRIJHK Messungen von UX Ori am CTIO 1.3m
Teleskop über den gesamten Beobachtungszeitraum von MOST aufzunehmen.
Weiters konnten Strömgren uvby Messungen sowohl an den kleinen Teleskopen
des SAAO (Südafrika) als auch am 0.9m Teleskop des OSN (Spanien) beobachtet
werden. Die Daten werden gerade gesammelt und reduziert (KZ).
Seit 7.12.2006 beobachtet MOST den jungen Sternhaufen NGC 2264. Um die
genaue Positionierung des Satelliten am Himmel fixieren zu können, wurden
alle bekannten A und F Sterne, die Mitglieder des Sternhaufens sind und in
den beobachtbaren Helligkeitsbereich von MOST fallen, ausgesucht. Dies
ergab 39 Objekte. Daraufhin konnten in Zusammenarbeit mit dem Team an der
UBC zwei Beobachtungsfelder für MOST definiert werden, die alternierend für
je etwa einen halben Orbit beobachtet werden. In Feld 1 werden insgesamt 32
Sterne, darunter 15 A-F Sterne beobachtet, in Feld 2 sind es insgesamt 39
Sterne, davon 24 A-F Sterne. Die ersten Daten zeigen insgesamt 4-6 A-F
Sterne, die vermutlich mit sehr niedrigen Amplituden (unter 1 mmag)
pulsieren und eine Fülle variabler Sterne anderer Spektraltypen. Die
Beobachtungen dauern noch bis Anfang Jänner an (KZ).
V588 Mon und V589 Mon: Diese Sterne im Sternhaufen NGC 2264 wurden um die
Jahreswende 2004/2005 mehr als 48 Tage lang mit MOST beobachtet. Die Daten
zeigen für beiden Sternen eine Vielzahl von Frequenzen (>50), wobei die
stärksten Signale schon vom Boden aus (Multi-site Kampagne 2002) beobachtet
wurden. Bei den zusätzliche Frequenzen, mit deutlich kleinerer Amplitude,
dürfte es sich großteils um Kombinationsfrequenzen handeln, einem Phänomen
das man von δ Scuti Sternen kennt. Ein Aussortieren dieser
Kombinationsfrequenzen ist nötig, um die unabhängigen Frequenzen (mit genau
diesen pulsiert der Stern) eindeutig identifizieren zu können. Nur diese
Frequenzen sind zum Anpassen an ein Model geeignet. Da die
Fundamentalparameter der beiden Sterne nur sehr ungenau bekannt sind wurde
ein sehr großes Modelgitter erstellt, das als Ausgangspunkt für
Detailuntersuchungen dient, wie z.B. der Einfluss der Metallizität oder
Konvektion auf das Frequenzspektrum. Als vorläufiges Ergebnis kann aber
schon gesagt werden, dass in beiden Sternen eine Vielzahl von radialen und
nicht-radialer p-Moden und mit großer Wahrscheinlichkeit auch g-Moden
beobachtet werden (TK gem. mit D. Guenther, Halifax).
Durch den gravitativen Kollaps von PMS Sternen zur Hauptreihe hin kommt es
zu einer Änderung der Eigenfrequenzen (sehr langsam, im Bereich von
deutlich unter einer Sekunde pro Jahr bei einer Periode von ca. 4h). Durch
den Vergleich der hochpräzisen MOST Daten mit bis zu 30 Jahre alten Daten
konnte erstmals eine durch die Sternentwicklung hervorgerufenen
Periodenänderung bei PMS Sternen direkt gemessen werden. Der Betrag der
Periodenänderung ist aber um ein Vielfaches (10- bis 100-mal) größer als
theoretisch vorhergesagt. Mit Hilfe eines passenden Pulsationsmodels bieten
diese Periodenänderungen erstmals die Möglichkeit, die
Sternentwicklungstheorie direkt zu testen.
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3.2 B Sterne |
Die MOST Beobachtungen des B8Ve Sterns β CMi wurden mittels der C-pipeline
Software reduziert und analysiert. Die unabhängige Frequenzanalyse ergab
gemeinsam mit jener des Teams an der University of British Columbia (UBC)
den Nachweis von Pulsation mit niedriger Amplitude und mit Perioden von ~
0.3 Tagen. Die Frequenzen wurden von Hidejuki Saio (University of Tokyo)
als nicht-radiale g-Moden identifiziert. Die Ergebnisse wurden publiziert
und stellen die erste Entdeckung von nicht-radialen g-Moden in Sternen die
weiter entwickelt sind als B6 dar. (WW, DH, mit H.Saio, Tokyo)
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3.3 CP2 Sterne |
γ Equ: Die Frequenzanalyse der MOST Photometrie von konnte mit Hilfe neuer
Methoden verbessert und endgültig abgeschlossen werden. Erstmals konnte das
beobachtete Pulsationsfrequenzspektrum eines roAp Sterns erfolgreich
modelliert werden und damit auch Abschätzungen über das globale Magnetfeld
und der Einfluß von Konvektion behandelt werden (MG, DH, TK, WW gemeinsam
mit Hideyuki Saio, Japan)
10 Aql: Dieser roAp Stern wurde von MOST im Juni/Juli 2006 für 31 Tage als
Direct Imaging Target beobachtet. Zur Reduktion der Rohdaten wurde eine
eigene Software entwickelt (siehe Abschnitt Satellitenexperimente/MOST).
Zur Frequenzanalyse wurden sowohl selbstständig reduzierte Daten als auch
eine Reduktion des Teams der University of British Columbia (UBC)
verwendet. Eine vorläufige Analyse der Daten bestätigt 2 der bisher
photometrisch bekannten Pulsationsfrequenzen, während die dritte bereits
publizierte Frequenz (Heller & Kramer, 1990) nicht verifiziert werden
konnte. Dies könnte die seit langem vermutete finite Lebenszeit von
Pulsationsmoden in roAp Sternen bestätigen. Durch die lange Zeitspanne der
Beobachtung konnte eine weitere, bisher unentdeckte Frequenz aufgelöst
werden, wodurch somit insgesamt 3 Frequenzen als definitiv intrinsisch
identifiziert werden konnten. 2 der 3 Pulsationsmoden zeigen signifikante
Amplitudenmodulationen deren Ursache noch nicht geklärt werden konnte. Ein
genauer Vergleich der Ergebnisse beider Reduktionen wird als nächster
Schritt Aufschluss über mögliche weitere intrinsische Frequenzen mit
niedrigen Amplituden sowie die beobachteten Modulationen geben, bevor die
Ergebnisse mit theoretischen Modellen verglichen werden sollen. (DH)
Die 3 Frequenzen konnten auch mit der ACS Photometrie identifiziert und
bestätigt werden. Keiner von den 15 weiteren Leitsternen weist signifikante
Frequenzen innerhalb der Frequenzauflösung 1/T (T = Datensatzlänge in
Tagen) auf, siehe auch Abschnitt 2.2 (MH).
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3.4 δ Scuti und γ Doradus Sterne |
Der MOST Guidestar HD61199 ist ein sehr gutes Beispiel für die Gruppe von
Hybridsternen, die sowohl kurze, wie auch lange Perioden aufweisen. Ein
Großteil der Vorarbeit, um die Datenmenge von mehr als 50 auf Grund des
Spektraltyps möglichen Hybrid-Kandidaten zu bewältigen, wurde
abgeschlossen: CINDERELLA, Programme zur einheitlichen Vorbereitung der
Frequenzanalyse (MG).
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3.5 Sonnenähnliche Sterne, Exoplanetensysteme |
Wie umfangreiche Untersuchungen klar ergeben haben, wird MOST Photometrie
mit Streulicht auch sehr kleiner Amplitude kontaminiert. Es musste leider
festgestellt werden, dass man zwar Pulsationsmoden beobachten kann, diese
aber nicht zweifelsfrei vom instrumentell bedingten Signal getrennt werden
können (TK, WW, mit D. Guenter,Halifax).
85 Pegasi (HD 224930): Dieses visuelle Doppelsternsystem mit dem
metallarmen G Hauptreihenstern 85 Peg A wurde für fast 26 Tage von MOST
beobachtet. Die Daten wurden mit Hilfe der C-Pipeline für MOST Fabry
Imaging Targets (Reegen et al., 2006) reduziert. Die Frequenzanalyse der
Daten ergab kein Anzeichen von sonnenähnlichen Pulsationen die signifikant
oberhalb eines Rauschlevels von 10 ppm liegen. Die Daten zeigen jedoch eine
Variabiltät mit einer Periode von etwa 11 Tagen, welche möglicherweise mit
der Rotationsperiode einer der Komponenten des Doppelsternsystems oder der
Orbitperiode des noch unentdeckten, jedoch seit langem vermuteten
Begleiters von 85 Peg B zusammenhängen könnte (DH).
Im Zusammenhang mit dem Aufbau des MOST Datenarchivs wurden drei Sterne
analysiert, die extrasolare Planeten aufweisen: Tau Bootis (Beobachtungen
in 2004, 2005, 2006), 51 Pegasi und HD 179949. In allen Systemen konnte
eine photometrische Variabilität mit einer Periode gefunden werden welche
(innerhalb der Frequenzauflösung) der Orbitperiode des Exoplaneten
entspricht. Eine Reflexion des Sternlichts an der Planetenoberfläche kann
aufgrund der beobachten hohen Amplituden als auch wegen des Zeitpunkts des
Helligkeitsmaximums im Vergleich zur orbitalen Position des Planeten
ausgeschlossen werden. Eine vermutete Erklärung ist eine gravitative
Wechselwirkung der massiven "Hot Jupiter" Planeten mit dem Stern, welche
Inhomogenmitäten der Oberfläche (Sternflecken, Sonnenflares) beeinflussen.
Eine genaue Analyse der reduzierten Daten erfolgt derzeit durch Gordon
Walker et al. (University of British Columbia). (DH, MG)
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3.6 G - K Riesen |
Ähnlich den PMS Sternen ist die Liste der bekannten pulsierenden roten
Riesen in den letzten Jahren stetig gewachsen wobei es noch immer erst etwa
10 Sterne gibt, bei denen Pulsation nachgewiesen ist. Im Gegensatz zu PMS
Sternen, bei denen die Ursache für Pulsation der Kappa-Mechanismus ist,
handelt es sich bei roten Riesen um stochastisch angeregte Schwingungen,
ähnlich unserer Sonne. Einmal angeregt, kann eine Schwingung rasch wieder
abklingen. Als Konsequenz ergibt sich eine wesentlich kürzere Lebensdauer
von Pulsationsmoden. Gelingt es diese Lebensdauer experimentell zu
bestimmen kann man Aussagen über die Stärke und Zeitskala der Konvektion
machen.
HD 20884: Der als MOST Leitstern verwendete K2 Riese zeigt niederfrequente
(einige Stunden bis wenige Tage) multiperiodische Helligkeitsvariationen.
Mit Hilfe der Lichtkurven von 3 gleichzeitig verwendeten Leitsternen konnte
eine instrumentelle Ursache weitgehend ausgeschlossen werden. Durch
Vergleich der beobachteten Frequenzen mit Modelfrequenzen aus einem
umfangreichen Modelgitter konnten eine Vielzahl von radialen und nicht-
radialen Moden identifiziert werden. Es wurden dabei erstmal nicht-radial
Moden in pulsierenden roten Riesen nachgewiesen, deren Existenz bisher
nicht bekannt war. Es handelt sich dabei um so genannte mixed-Modes, g-
Moden aus dem Sterninneren die als p-Moden an der Sternoberfläche
beobachtet werden. Erstmals gelang die Bestimmung der Fundamentalparameter
eines K Riesen nur mit Hilfe eines Pulsationsspektrums. Die Abschätzung der
Moden Lebenszeit von mehr als 10 Tagen stimmt gut mit theoretischen
Überlegungen überein (TK).
ε Oph: Weiters ist ein Publikation über den G9.5 Riesen eps Oph in
Vorberreitung, der als primäres MOST Target mehr als 28 Tage lang
photometriert wurde. Die photometrischen Daten zeigen eine Fülle von
signifikanten Frequenzen in einem Frequenz- und Amplitudenbereich in dem
schon Signal mit Hilfe von bodengebunden Radialgeschwindigkeitsmessungen
gefunden wurde (De Ridder et al., 2006). Durch tägliche Lücken in den RV
Beobachtungen gelang es nicht eine eindeutige Frequenzanalyse zu machen. Im
Gegensatz dazu ermöglichen die nahezu lückenlosen MOST Beobachtungen eine
Frequenzanalyse, wobei zumindest die Frequenzen mit den höchsten Amplituden
durch die RV Messungen verifiziert sind. Erste Vergleiche mit
Modelfrequenzen bestätigen die Existenz von nicht-radialen Moden in roten
Riesen.
Die durch spektroskopische Beobachtungen gut bekannte Temperatur und
Leuchtkraft des 3.2mag hellen Sterns ermöglicht die Bestimmung von
Metallizität und Konvektionsparameter durch modellieren des
Pulsationspektrums. Dafür mussten die schon existierenden Modelgitter noch
erheblich erweitert werden. Durch Vergleich der Frequenzen mit den älteren
RV Messungen und Modellfrequenzen soll eine Modenlebenszeit abgeleitet
werden die nach ersten Schätzungen etwa 12 Tage beträgt. Dieses Ergebnis
steht in Widerspruch zu Untersuchungen von Barban et al. (2006) die eine
Lebenszeit von ca. 2.7 Tage aus dem gleichen Datensatz ableiten. Allerdings
beruht deren Methode auf der Annahme, dass nur radial Moden angeregt sind.
Untersuchungen von Linienprofilvariationen (Hekker et al. 2006) deuten aber
auf l=1 und 2 Moden hin. Eine eindeutige Klärung könnten aber nur
Neubeobachtungen bringen (TK).
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3.7 RR Lyrae Sterne |
AQ Leo: Die MOST Photometrie dieses RRd Sternes wurde sehr konservativ mit
SigSpec analysiert. Die Qualität der Beobachtungen und die Fülle von
Details bei der Frequenzanalyse sind für diese Klasse von Sternen bisher
einzigartig (DH, PR, gemeinsam mit K. Kolenberg, Gruppe Breger, und J. Rowe
und J. Matthews, Kanada).
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3.8 Sonstiges |
Bei der Reduktion der MOST ACS Photometrie, die parallel zu Beobachtunegn
von HR1217 gewonnen wurde, konnte ein Am Stern als γ Doradus Variabler
identifiziert werden. 2 weitere Datensätze wurden analog analysiert: WR103
mit 20 Leitsternen (3 SPB, 2 variable K Riesen, 1 γ Doradus und 1 δ Scuti
Pulsator und ein B2I/II Überriese mit niederfrequenter Pulsation,
wahrscheinlich g-Moden) und HD209458 mit 5 Leitsternen (1 δ scuti
pulsator mit 85 Frequenzen) (MH).
Ziel bei der Untersuchung des WR103 ACS-Datensatzes war es, ein Kriterium
für die Glaubwürdigkeit von extrahierten Frequenzen zu finden. Die
Vermutung liegt nahe, dass es sich um instrumentelles Signal handeln
könnte, wenn dieselben Frequenzen auch in anderen, gleichzeitig
beobachteten Sternen vorkommen. Es wurden Aspekte der Frequenzauflösung und
der Amplitudentransformation von ADU zu Magnituden diskutiert. In diesem
Kontext wurde CINDERELLA (ein Programm zur Berechnung von bedingten
Signifikanzen) entwickelt (MG, MH, PR).
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4. Satellitenexperimente |
Das Wissenschaftskommunikationsprojekt "Das Universum im Koffer - M.O.S.T.
für alle" ermöglicht es der astronomieinteressierten Öffentlichkeit, sich
um Beobachtungszeit am Weltraumteleskop MOST (Microvariability and
Oscillations of Stars) zu bewerben. Mit diesem
Wissenschaftskommunikationsprojekt soll ein aktiver Zugang zur Astronomie
ermöglicht und zeitgemäße Arbeitsmethoden, insbesondere der
Satellitenastronomie vermittelt werden. Dazu ist ein Beobachtungsantrag zu
verfassen, der von einer Jury aus Fachleuten bewertet wird. Diese teilt die
Beobachtungszeit den Siegerprojekten zu.
Das Projekt wurde beim Wissenschaftskommunikationswettbewerb 2006 des FWF
mit einem 3. Platz ausgezeichnet. Gegenwärtig arbeitet das Team am
Erstellen der für Bewerbungen notwendigen Unterlagen für das Internet und
an Kooperationen mit Lehrern an österreichischen Schulen (JÖ, AK, TK, WW,
KZ).
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4.1 MOST (Microvariability and Oscillations of Stars) |
MOST wurde am 30. Juni 2003 von Baikonur gestartet und hat mit Jahresende
2006 mehr als 3 Jahre zur vollen Zufriedenheit wissenschaftliche Daten von
hervorragender Qualität geliefert. Anbetracht der nominellen Lebensdauer
dieses Minisatelliten von 2 Jahren stellt alles was jetzt beobachtet werden
kann bereits ein "Geschenk" dar und erhöht entsprechend die Kosten-
Nutzenrelation dieses kanadischen Weltraumteleskopes mit Österreichischer
Beteiligung.
Das lokale MOST-Archiv wurde ausgebaut und erweitert. Neben reduzierten
Lichtkurven und Ergebnissen der Frequenzanalyse beinhaltet es nun auch
Reduktionsberichte einzelner Sterne welche genauer untersucht wurden. Die
Reduktion von allen primären Fabry-Imaging Sternen wurde abgeschlossen. Das
Archiv beinhaltet derzeit (Stand Dezember 2006) Daten von 23 Fabry Imaging
Targets, 3 Direct Imaging Targets als auch etwa 11 Guide Stars. Eine
Webpage mit wieteren Informationen zu den beobachteten Sternen wurde
erstellt An der Komplettierung des Archivs mit allen vorhandenen Daten wird
derzeit gearbeitet. (DH,DP)
Die in C programmierte Reduktionspipeline wurde Anfang 2006 vervollständigt
und publiziert. Sie verfügt nun über eine gleitende Dekorrelationsroutine
welche "Stufen" in den Lichtkurven verhindert, welche durch
unterschiedliche Mittelwerte bei der Wahl von fixen Subsets erzeugt wurden.
Die Software ist damit komplett und wurde für jedes von MOST beobachtete
Fabry Target erfolgreich angewendet und die Ergebnisse in das lokale MOST-
Archiv übertragen. Das entstandene Paket erwies sich mit geringfügigen
Modifikationen auch auf die Sekundärtargets anwendbar und führte zu einer
brauchbaren Reduktionsmethode auch für die Objekte im direkten Feld
(DH,PR).
Im Berichtsjahr fiel das ACS CCD aus. Nun muss MOST mit Hilfe des Science
CCDs unter Verwendung der ACS Algorithmen ausgerichtet werden. Es zeigt
sich, dass die Qualität dieser ACS-Photometrie mit der von Direct Imaging
vergleichbar, also sehr gut ist (MH).
Eine neue unabhängige Reduktionssoftware (Donut-Fitting) wurde für MOST
SDS2 Daten entwickelt. Dabei wird für jedes Frame ein linearer Zusammenhang
zwischen den Intensitäten des jeweiligen Frames und einem auf 1 normierten
über die Zeitreihe gemittelten Bild bestimmt. Die Koeffizienten der
linearen Regression sind dabei unempfindlich gegenüber lokaler Phänomene
wie Cosmics oder lokaler Streulichtspitzen. Diese Methode hat den Vorteil,
dass sie keinerlei Einfluss auf den niederfrequenten Bereich des
Datensatzes hat. Weiters kommt sie ohne einstellbare Parameter aus und es
kann ein komkpletter Datensatz innerhalb weniger Minuten reduziert werden.
Die Software wurde haupsächlich als schneller und unabhängiger Test für die
Standardreduktionssoftware entwickelt (TK).
Im Rahmen der Analyse des roAp Sterns 10 Aquilae wurde eine Software zur
Reduktion von MOST Direct Imaging Sternen entwickelt. Die Software wurde in
IDL programmiert. Sie basiert auf dem gleichen Prinzip wie die bereits
publizierte Reduktion für Fabry Imaging Targets: der Dekorrelation von
Stern- mit Hintergrundintensität. Um eine feste Definition einer Apertur zu
ermöglichen wurde eine Routine entwickelt, welche den
Intensitätsschwerpunkt des Sterns auf dem CCD berechnet und die restlichen
Pixelintensitäten in Referenz zu diesem Punkt bilinear interpoliert. Durch
anschließendes Verschieben der Intensitäten auf die am häufigsten im
Datensatz auftretenden Schwerpunkt-Pixelkoordinaten wird das resultierende
Bild verkleinert und die Sterne genau übereinander positioniert. Dies
ermöglicht eine fixe Definition von Stern und Hintergrundpixel und eine
anschließende Pixel-Pixel Dekorrelation. Außerdem verfügt das Programm über
Eliminationsroutinen für Pixel mit unplausiblen Werten wie auch eine
Cosmics Korrektur. Die Methode wurde an mehreren Direct Imaging Targets
getestet und einige Sterne komplett reduziert. An der Optimierung des
Programs wird gearbeitet. (DH)
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4.2 COROT |
Höhepunkt des "Satellitenjahres" war der erfolgreiche Start von COROT am
27. Dezember. Der Start wurde Life via Satellitenkommunikation von CNES aus
Baikonur übertragen. Aus diesem Anlass fand auch eine COROT-Launch-Party
mit Presseempfang am Institut für Weltraumforschung (IWF) der
Österreichischen Akademie der Wissenschaften in Graz statt. Bis zum
Zeitpunkt der Berichtslegung funktionieren alle Subsysteme nominal und es
ist mit einem planmäßigen Beginn der Forschungsarbeit zu rechnen, nämlich
der Beobachtungen im Rahmen von IR1. Rechtzeitig zum Start und zur
Jahreswende erschien das COROT Buch (ESA-SP-1306) in dem die Geschichte
dieses Experimentes, sowie alle technischen und wissenschaftlichen
Komponenten beschrieben sind. Damit liegt ein umfangreiches Referenzwerk zu
dieser Satellitenmission vor.
Administrativer Höhepunkt war allerdings die fristgerechte Vorlage des
Endberichtes zum Projekt "Extractor - der österreichische Beitrag zum
Satellitenprojekt COROT". Vertragsgegenstand mit dem Bundesministerium für
Bildung, Wissenschaft und Kultur (BM:BWK) war der Bau einer Hardware
Komponente für COROT, dem Extractor, der vom IWF in Graz entwickelt und
gebaut worden ist. Weiters war die Mitwirkung bei der Definition des
Beobachtungsprogramms für COROT zu Beginn der Mission und bei der
Optimierung desselben während des Betriebs von COROT der zweite, gleich
wichtige Vertragesteil.
Der Vertrag mit dem BM:BWK war einmalig, da es der erste und bislang letzte
Vertrag zumindest auf dem Gebiet der Weltraumforschung war, der über einen
Zeitraum von mehr als 4 Jahren - über eine Legislaturperiode! -
abgeschlossen worden war. Der Endbericht umfasst daher den Zeitraum von
1998 bis 2006. Diese Planungssicherheit über einen längeren Zeitraum hat
wesentlich zu einer kostengünstigen und effizienten Projektabwicklung
beigetragen. An dieser Stelle sei daher besonders Herrn Sektionschef i.R.
DI Otto Zellhofer und seiner Nachfolgerin in den Agenden, Frau ADir. Liane
Lippsky gedankt!
Diese lange Entwicklungsdauer hatte u.a. eine Ausweitung der
wissenschaftlichen Zielsetzung mit entsprechenden Rückwirkungen auf die
Subsysteme zur Folge. Die daraus entstehenden Zusatzkosten beim Bau des
Extractor (in der Literatur auch mit dem französischen Akronym BEX
bezeichnet) konnten mit Hilfe der Abteilung für Luft- und Raumfahrt (ALR)
der Forschungsförderungsgesellschaft (FFG) finanziert werden, wofür hier
ebenfalls den Herren Dr. Klaus Pseiner (FFG) und Ing. Harald Posch (ARL)
besonders gedankt wird.
Vorbereitung der 10. COROT Science Week vom 6.6. bis 9.6. in Nizza,
insbesondere Leitung der Additional Programme Working Group, Teilnahme an
Sitzungen des Scientific Committees und der Scientific Operation Group
(WW).
Die Durchführung des AO für Targets im Rahmen des IR1 (Initial Run 1) (AK,
WW).
Für den Short Run des jungen Sternhaufen NGC 2264 wurde seine genaue
Positionierung am CCD bestimmt, um die beobachtungstechnischen
Anforderungen aller am Projekt beteiligten Gruppen zu erfüllen. Die derzeit
optimale Ausrichtung von COROT ermöglicht gleichzeitig NGC 2264 im Exo-Feld
und einige asteroseismologisch interessante Feldsterne im Asteroseismologie-
Feld zu beobachten.
In einer detailierten technischen Studie, die mit Hilfe von COROT
Ingenieuren in Paris, Meudon, durchgeführt wurde, konnte die genaue
Positionierung des Sternhaufens am CCD des Exo-Feldes festgelegt werden.
Dazu war die Erstellung erster Targetlisten aller vier Unterprojekte
notwendig. Unter Verwendung dieser insgesamt 1350 Sterne und weiterer 640
Objekte, die schwächer als die untere Grenzgröße von COROT im Exo-Feld
sind, wurde die Position des Sternhaufens am CCD im Labor simuliert. Der
Einfluss saturierter und eng nebeneinander liegender Sterne auf die
Beobachtungen ist nicht besorgniserregend: manche hellere Sterne werden
voraussichtlich saturiert sein, aber die Messungen der anderen Objekte
nicht wesentlich stören. Weiters ist die Distanz zwischen den einzelnen
Sternen ausreichend, sodass keine Störungen der wissenschaftlichen
Messungen von eng nebeneinander liegenden Objekten zu erwarten sind. Der
Hintergrund des Sternhaufens von Emmissionsnebeln wird voraussichtlich zur
leichten Erhöhung des Rauschens und der Hintergrundhelligkeit führen, was
auf Grund der Simulation ebenfalls unbedenklich ist.
Die Studie ergab, dass alle vier wissenschaftlichen Fragestellungen mit den
vorgeschlagenen COROT Beobachtungen ohne große Einschränkungen untersucht
werden können. Der "Short Run" für NGC 2264 wurde daher auch in Phase II
vom COROT Science Consortium bestätigt (KZ).
Für die Inital Runs von Corot wurden mit Hilfe von Corotsky (CNES
Planungssoftware) 100 Sterne für das Addition Program aus den beiden Exo-
CCDs ausgewählt und im entsprechenden Format aufbereitet (AK).
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4.3 BRITE-Constellation (BRIght sTar Explorer - Constellation) |
Das BRITE Konzept ist das eines Nanosatelliten mit wenigen dm³ Volumen und
wenigen kg Masse. Mit der Verfügbarkeit eines Attitude Control Systems
(ACS) das erstmals erfolgreich bei MOST eingesetzt wurde, ist es nun
möglich, mit derart kleinen und daher auch für individuelle
Forschungseinrichtungen finanzierbare Satelliten astrophysikalische
Forschung von Spitzenqualität durchzuführen.
Das Konzept von vier baugleichen BRITE Satelliten in LEO wurde erarbeitet,
BRITE-Constellation, wobei zwei dieser Nanosatelliten (UNIBRITE und BRITE-
Austria) jeweils im roten und blauen Spektralbereich arbeiten. UNIBRITE
wird im Rahmen des Investitionsprogramms der Universität finanziert, BRITE-
Austria wird an der TU-Graz (PI Prof. Koudelka) im Rahmen des 4. Österr.
Weltraumprogramms der Forschungsförderungsgesellschaft gebaut. Für das
zweite Paar von BRITE Satelliten versucht gegenwärtig ein kanadisches
Konsortium die Finanzierung zu sichern (WW, AK, WK, MM, AS, KZ).
Es wurde ein Targetkatalog aller Sterne heller als V=4 mag, die die
Hauptziele für BRITE bilden, mit Hilfe der SIMBAD Datenbank erstellt. Dafür
wurden Informationen über Farbindizes, Objektklassen und Parallaxen aus
diverser Literatur und Datenbanken extrahiert und über verschieden
Kalibrationen die Fundamentalparameter dieser Objekte bestimmt. Cross-
Checks mit großen Katalogen, wie z.B. dem "General Catalog of Photometric
Data", und der VISAT Datenbank wurden durchgeführt. Unter Errechnung der
absoluten Helligkeiten und Temperaturen konnte ein HR-Diagramm aller
potentiellen BRITE Targets erstellt werden. Jeder der 534 BRITE Target
Kandidaten wurde weiters auf Kontaminierung durch Nachbarsterne untersucht.
Die SIMBAD Datenbank wurde dazu über alle Objekte innerhalb von 10' Radius
um jedes Target abgefragt, was es erstmals ermöglichte eine Statistik von
brauchbaren und nicht-brauchbaren Sternen für BRITE zu erstellen wobei sich
zeigte, dass ca. 170 Sterne verschiedenster Spektralklassen unbeeinflusst
von Hintergrundobjekten zu beobachtbar sind. (AK, KZ).
Zur Simulation der photometrischen Eigenschaften von BRITE wurde eine
Simulationssoftware in IDL geschrieben. Dabei wurde für die Sterne aus dem
Targetkatalog ein synthetischer Fluss mit Hilfe von Modellatmosphärencodes
gerechnet und dieser dann mit den Transmissionseigenschaften der Optik, der
Filter und der Quanteneffizienz des Detektors gefaltet. Auf diese Weise
ließ sich das zu erwartende S/N der 534 Sterne abschätzen und die mediane
Wellenlänge für den blauen und den roten Filter des Satellitenpaares
bestimmen (AK).
Zur Missionsplanung wurde ein Tool entwickelt mit dem für verschiedene
Satellitenorbits die maximale Beobachtungszeit eines Targets, unter
Berücksichtigung der Verdeckung durch die Erde, die Sonne und des Mondes
bestimmt werden kann. Weiters ist es möglich die im Targetkatalog
enthaltene Information zu den einzelnen Sternen anzeigen zu lassen (AK mit
B. Funk und C. Lhotka, Gruppe Dvorak).
Weitere Moduleentwicklungen betreffen die Simulation eines CMOS Chips. Wenn
nicht 100% der Fläche eines Pixels lichtempfindlich sind, und das
Instrument während der Belichtung "wackelt", findet man auch bei einem
konstanten Signal leichte Variationen. Das Ausmaß bzw. die Unterschiede
dieser Variationen, hervorgerufen durch verschiedene
Intensitätsverteilungen des einfallenden Lichtes (PSF der Optik), wird in
einem Programm simuliert und diese künstlichen Lichtkurven anschließend
Fourier-Methoden untersucht. In diesem Zusammenhang entstand auch ein
Modul, das es erlaubt bei gegebenen Spot-Diagrammen für die Optik mit
bestimmten (kleinen) Wellenlängenbereich und bestimmten Einfallswinkel
(Stützstellen) die Auflösung von Spot-Diagrammen durch Interpolation zu
erhöhen. Dazu sind neben diesen Stützstellen nur folgende Parameter
notwendig: die gewünschte Wellenlänge, der Einfallswinkel und die Position
des Lichteinfalls auf dem virtuellen Detektor. Um in einer Simulation
brauchbare Daten zu erhalten, ist es möglich, einen Wellenlängenbereich,
über den "integriert" wird, anzugeben (MM).
Eine Webpage für das BRITE Projekt (Deutsch & Englisch) und für den "Public
Outreach" inklusive Dokumentation und Archivierung von Presseberichten über
Arbeiten der Gruppe wurde eingerichtet (KZ).
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4.4 Vienna Ground Station (VGS) |
Die Satellitenbodenstation, ursprünglich für die Kommunikation mit MOST
geplant, hat sich in den nunmehr vier Jahren ihres Bestehens bestens
bewährt. Über 2600 MOST Übergänge wurden betreut, davon 93% erfolgreich,
was etwa 350 Stunden an Telekommunikation bedeutet. Das sind im
Jahresschnitt 7.1 betreute MOST-Übergänge pro Tag, unbeschadet von Sonn-
wie Feiertage, Urlaube, und Krankenstände. Die VGS Software wurde laufend
verbessert. Verschleißerscheinungen an Elektronik und Mechanik erforderten
Reparaturen von uplink Leistungsverstärker, uplink FM Transmitter, sowie
reed-Schalter und Kollektorbürsten im Elevationsrotor.
Diese Leistung (1400 Arbeitsstunden) wäre trotz der erfolgreichen
Automatisierung und dem Betrieb via Internet nicht zu erbringen gewesen,
wäre nicht der hervorragende persönliche Einsatz des VGS Teams (KZ, VK, AK
mit Werner Keim (WK) an der Spitze).
Eine offensichtliche Würdigung der professionellen Arbeit stellt das
Ersuchen der französischen Weltraumbehörde, CNES, dar, die Bodenstation auf
ihre Kosten für die Kommunikation mit COROT auszubauen. Dies erfolgte im
Berichtsjahr zur Zufriedenheit aller Beteiligten (WK).
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VGS block diagram of the radio frequency part of the ground station after
the COROT upgrade. The parts in blue are the components for MOST, the parts
in grey are the components for COROT. Parts which have both colours are
used for both, MOST and COROT
Der weitere Ausbau der VGS zur Kommunikation mit bis zu 4 BRITE Satelliten
in der BRITE-Constellation Konfiguration stellt die nächste
Herausforderung für die VGS dar.
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5. Datenbanken
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5.1 NEMO |
Die Erweiterung und Verwaltung des Vienna Model Atmosphere Grids (NEMO)
wurde diesen Herbst von Ernst Paunzen und Christian Stütz übernommen. Die
unmittelbaren Zielsetzungen sind das Atmosphärengitter zu heißeren Sternen
hin zu erweitern, die Suche nach bestimmten Modellen und Flüssen im Gitter
zu ermöglichen und die Verwaltung und Präsentation von NEMO zu
modernisieren. Letzterer Punkt wird schon bald abgeschlossen sein. Der Dank
gilt dem bisherigen NEMO-Administrator, Johannes Nendwich, für vieljährige
erfolgreiche und allgemein geschätzte Arbeit (CS, EP).
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5.2 VALD |
VALD Quality Flags: Aufgrund der großen Menge von Spektren ergibt sich
immer öfter die Notwendigkeit neue Tools zu entwickeln, die den Zeitaufwand
einer kompletten Häufigkeitsanalyse für einen Stern minimieren. Daher wurde
das Tool select_qualityflag entwickelt. Es besteht aus einer Liste von
Linien aus der VALD Datenbank, welche typischerweise für eine
Häufigkeitsanalyse verwendet werden und welche durch sogenannte "Quality
Flags" erweitert wurde. Diese zusätzlichen Parameter ergeben ein schnell
zugängliches Maß für die Qualität von Linienparameter und ersparen so dem
Benutzer ein langes Suchen in den VALD-Referenzlisten. Die Quality Flags
werden durch einen Vergleich mit dem Sonnenspektrum bestimmt und in einer
Datenbank von etwa 800 Linien gespeichert. Zur Erweiterung der Datanbank um
Linien, welche im Sonnenspektrum nicht vorkommen oder dort geblendet sind,
wurden zwei Vergleichssterne, HD 209459 und HD 73666, besonders detailliert
analysiert (LF).
Wir verzeichnen bei der Atomliniendatenbank VALD (v.2) zurzeit 961
Benutzer. Im Durchschnitt werden 600-700 Anfragen pro Monat abgearbeitet.
Momentan sind zwei Neuerungen in der Testphase: Die Möglichkeit größere
Mengen an Daten von VALD zu erfragen, genannt 'via ftp' und eine VALD
Webinterface news Sektion (CS, mit Eric Stempels (NOT)).
Die Master-Linienlisten für den Atmosphärencode LLmodels und das
Syntheseprogramm SynthV sind aktualisiert worden (big/little endian).
Zur Vorbereitung der Herausgabe der neuen VALD Version (VALD3) wird ein
Workshop aller an dieser Produktion Beteiligten unter Federführung des
auswärtigen Teammitglieds Ulrike Heiter (Uppsala) für die zweite Hälfte des
Februar 2007 in Wien organisiert.
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5.3 VISAT |
Einige Kataloge wurden aktualisiert und Fehler in diversen anderen bereits
implementierten Katalogen korrigiert. Derzeit sind 40 Parameter von rund
111.000 Sternen aus 46 thematischen Katalogen abrufbar. Mit Jahresende 2006
haben 169 User 1560-mal auf die VISAT Datenbank zugegriffen (AK, TK).
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5.4 WEBDA |
Auch dieses Jahr ist Statistik der Zugriffe von WEBDA
(http://www.univie.ac.at/webda/)
wieder eindrucksvoll: zirka 300000
Einzelzugriffe von Astronomen weltweit. Sechzig referenzierte Publikationen
auf den Gebieten der Erforschung von offenen Sternhaufen, der galaktischen
Struktur, Planetensuche, Häufigkeitsanalysen und anderer Galaxien, basieren
auf Daten von WEBDA. Mittlerweile sind 3,4 Millionen Einzelmessungen
abrufbar. Wesentliches Augenmerk wurde auf die Verbesserung der
Schnittstellen und Werkzeuge für die Benutzer gelegt. Darüber hinaus wurden
neue Qualitätskontrollen eingeführt. Es wurde ein Letter of Interest für
das neue Projekt "EURO-VO" abgeschickt. Eine langfristige Kooperation mit
der "SEGUE Open Cluster Survey" im Rahmen von SLOAN wurde abgeschlossen
(EP).
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II. System-Administration |
Soft- und Hardwarewartungsarbeiten (Windows und Linux) wurden im üblichen
Umfang durchgeführt (AK, TK, CS). Insbesondere wurde das generelle
Systemupgrade der Linux PCs auf die neueste RedHat Version (Fedora) wurde
fortgestetzt. Es wurden diverse Software-Updates (IDL, Intel Fortran,
nedit, Mozilla,...) vorgenommen (TK).
Der Apple Cluster wurde so konfiguriert, dass man den gesamten Cluster als
eine Maschine verwenden kann. Dies ist im Hinblick auf eine echte
Parallelisierung von Jobs notwendig. Ein AFP Shared Directory System wurde
auf dem Apple Cluster angelegt und die Lam Parallel Computing Library
installiert. Parallele Applikationen können nun am Cluster gestartet
werden, jedoch zeigte sich dass das Apple File Protokoll (AFP) auf unserem
System (OS 10.3) nicht sehr stabil. Diese Arbeit ist daher noch nicht
abgeschlossen. Es wurden Erkundigungen eingeholt (Hauschild, Uni Hamburg)
wie der Cluster mit NFS betrieben werden kann. Die neue Lösung wird zu
Jahresbeginn 2007 implementiert (TK, CS).
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III. Tagungen, Gast- und Beobachtungsaufenhalte
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Tagungen und Workshops |
COROT Science Team Meetings, Paris, 6.-7.3.,Weiss; Nizza, 5. und 9.6.,
Weiss; ESTEC, 5. und 9.12., Weiss
SONG Workshop, Aarhus, 20.-23.3., Weiss (V)
ESTEC (Space Technology Education Conference); Braunschweig, 9.5. - 12.5.
(Masser, Kaiser)
10. COROT Science Week, Nizza, 6.-9.6., Kaiser (P), Masser, Weiss (V),
Zwintz (V)
MOST & BRITE Science Team Meetings, Halifax 16.-18.6., Kallinger (V),
Reegen (V), Weiss (V), Zwintz (V); Montreal, 1.-4.12., Hareter (V),
Kallinger (V), Weiss (V), Zwintz (V)
IAU Generalversammlung, Prag, 15.-25.8., Weiss (V,P)
Magnetic Stars Conference, Special Astrophysical Observatory of the Russian
AS, 26.8. - 1.9., Lüftinger (V), Weiss (P)
1st Hellenic-European Student Space Science and Technology Symposium,
Patras, Griechenland, 09. - 13. 10., Kaiser (P)
5. Vienna Workshop on the Future of Asteroseismology, Wien, 20.-23.9.,
Gruberbauer, Hareter, Kaiser, Kallinger, Lüftinger, Nesvacil, Obbrugger,
Reegen, Weiss (V), Zwintz
7. Science-Center-Netzwerk-Treffen, Wien, 15. 11., Öhlinger
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Sonstige Vorträge und Gastaufenthalte |
Kaiser: Astronomietag, Wien (V); Wiener Arbeitsgemeinschaft für Astronomie
(V), 18.11.; Institut für Sternkunde, Leuven, Belgien, 11.-15.12. (V)
Paunzen: Göttingen, 12.07. bis 15.07. (V)
Weiss: University goes Publik, Brigittenau, 29.3., FWF, Wien, 25.10. (V),
Urania, Wien, 13.12. (V), IWF, Graz 27.12. (V)
Zwintz: University of British Columbia, Vancouver, 5.-19.12.; Wiener
Arbeitsgemeinschaft für Astronomie (V), 18.11.
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Beobachtungsaufenthalte |
ESO (MPG/ESO 2.2m, Feros), 0.5 Nächte (Service Mode, Neuteufel)
CTIO (Smarts 0.9m), 7 Nächte (Masser, Zwintz)
CTIO (1.3m), 28 Nächte (BVRIJHK Photometrie von HD 142666 im Service Mode,
Zwintz)
AAO (AAT und UCLES SPektrograph & SEMELPOL), 5 Nächte (Lüftinger)
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IV. Team (mit primären Aktivitäten) link |
Mag. Barbara Funk (BF, BRITE Orbitmechanik)
cand phil. Luca Fossati (LF, Sternatmosphären)
David Gruber (DG, APT)
Michael Gruberbauer (MG, MOST Datenreduktion)
Markus Hareter (MH, MOST Datenreduktion)
Daniel Huber (DH, MOST Datenreduktion)
Dr. Sergej Kahn (SK, Modellatmosphären)
Mag. Alexander Kaiser (AK, Theoretische Photometrie, VISAT, BRITE, COROT)
Mag. Thomas Kallinger (TK, Satellitenphotometrie, VISAT)
Dr. Werner Keim (WK, VGS)
Dr. Viktor Kudielka (VK, VGS)
Mag. Christian Lhotka (CL, BRITE Orbitmechanik)
Mag. Theresa Lüftinger (TL, Doppler Imaging und Zeeman Doppler Imaging)
Dr. Dima Lyashko (DL, Univ. Krim, Spektrenreduktion)
Marco Masser (MM, BRITE, MOST Datenreduktion)
DI. Johannes Nendwich (JN, Modellatmosphären, synthetische Photometrie,
NEMO)
Mag. Nicole Nesvacil (NN, CP Sternatmosphären)
Silvia Neustädter (SN, VGS)
Richard Neuteufel (RN, Spektralanalyse von γ Doradus und sonnenähnlichen
Sternen)
Marlene Obbrugger (MO, CP Sternatmosphären und Doppler Imaging)
Jürgen Öhlinger (JÖ, Photometrie, FWF Kommunikationsprojekt)
Univ.Doz. Dr. Ernst Paunzen (EP, λ Bootis Sterne, Offene Sternhaufen)
Mag. Susanne Pollack (SP, PMS in OCLs)
Daniel Punz (DP, MOST Datenreduktion)
Dr. Peter Reegen (PR, MOST Datenreduktion und Signifikanzuntersuchungen)
Dr. Tanya Ryabchikova (TR, Russ. Academy of Sciences, Moscow, CP
Sternatmosphären, Elementhäufigkeiten)
Lena Schneider (LS, Photometrie)
Univ.Prof. Dr. Arpad Scholtz (AS, TU Wien, VGS)
Dr. Denis Shulyak (DS, INTAS Fellowship, Modellatmosphären)
Marion Solar (MS, Administration)
Mag. Christian Stütz (CS, Modellatmosphären, synthetische Photometrie, VALD, NEMO)
Univ.Prof. Dr. Vadim Tsymbal (VT, Univ. Krim, Modellatmosphären,
Spektrenreduktion)
Univ.Prof. Dr. Werner W. Weiss (WW, Gruppenleiter)
Dr. Konstanze Zwintz (KZ, PMS Sterne, Satellitenphotometrie, VISAT)
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V. öffentliche Funktionen, Personelles |
Kaiser: Tutor der LV Beobachtungsorient. Prakt. Teil 3' im, WS 05/06 und WS
06/07
Kallinger: Tutor der LV 'Beobachtungsorient. Pr.Beobachtungsorient. Prakt.
Teil 3' im, WS 05/06 und WS 06/07
Neuteufel: Tutor der LV Astronomische Instrumente I' im, WS 05/06
Öhlinger: Tutor der LV Astronomisxche Instrumente, WS 05/06
Paunzen: Mitherausgeber von The Star Clusters Young & Old Newsletter
(SCYON); Leiter der Arbeitsgruppe für Nachwuchsförderung der ÖGAA für den
Bereich der Universitäten.
Weiss: COROT Scientific Committee und COROT Scientific Operation Group;
Leiter der COROT Additional Programme Working Group; Leiter der IAU-Inter-
Division Working Group on Ap and Related Stars (bis August); Nationales
COSPAR Committee; Wahl zum korrespondierenden Mitglied der International
Academy of Astronautics
Zwintz: Leitung des COROT PMS - Thematic Teams
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VI. Gäste |
St. Bagnulo, ESO
V. Canuto, New York
D. Guenther, Halifax
G. Houdek, Cambridge
S. Hubrig, ESO
S. Khan, Ontario
O. Kochukhov, Uppsala
F. Kupka, München
R. Kuschnig, Victoria
J. Landstreet, Ontario
J. Matthews, Victoria
St. Mochnacki, Toronto
R. Monier, Montpellier
M. Rainer, Brera-Merate
T. Ryabchikova, Moskau
D. Shulyak, Simferopol
V. Tsymbal, Simferopol
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IX. Kooperationen |
Vielfältige Kooperationen ergaben sich naturgemäß mit den meisten
Teammitgliedern der MOST, COROT und BRITE Projekte. Darüber hinaus ist
speziell anzuführen:
Pedro Amado (OSN, Granada, Spanien) (KZ)
Stefano Bagnulo (ESO, Chile) (LF, TL)
Charles Bailyn (Yale, USA) (KZ)
Pierre Demarque (Yale, USA) (TK, KZ)
J.F. Gonzalez, University of San Juan, Argentinien (NN)
David Guenther (St. Marys University, Halifax, Kanada) (TK, KZ)
S. Hubrig, ESO, Chile (NN)
Ilya Ilyin, Nordic Optical Telescope, La Palma, Spanien (TL)
Oleg Kochukhov, Uppsala, Sweden (TL, WW)
Marcella Marconi, Vincenzo Ripepi (Observatorium Neapel, Italien)
SMARTS Consortium - CTIO (KZ)
Gregg Wade (Royal Military College of Canada, Ontario, Kanada) (TL)
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VIII. Publikationen |
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