Die Arbeiten auf dem Gebiet der stellaren Konvektion lassen sich in zwei Bereiche gliedern:

Ad 1:
Es wurden ATLAS9-Modellatmosphären mit Konvektionsmodellen basierend auf der Mischungslängentheorie (mit und ohne heuristischem Overshooting), nach dem Canuto-Mazzitelli (CM) sowie nach dem Canuto-Goldman-Mazzitelli (CGM) Modell zur Berechnung von Balmerlinien-Profilen herangezogen. Synthetische Balmerlinienprofile von H(alpha) und H(beta) wurden mit beobachteten Balmerlinienprofilen verglichen und die Ergebnisse publiziert. Die Bestimmung von T(eff) mittels synthetischer Balmerlinienprofile erweist sich aufgrund der unzureichenden, lokalen 1D-Konvektionsmodelle mit einem relativ großen Fehler verbunden (200 K bis 500 K). Verbesserte Konvektionsmodelle und eventuell auch Verbesserungen an der VCS-Theorie zur Berechnung der Linienverbreiterung von Wasserstofflinien wären erforderlich, um die Genauigkeit dieser Methode zu erhöhen.

Seit Ende September wird eine Methode zur Korrektur von synthetischer Genfer Farbphotometrie durch Mischung von kühleren und heißeren Modellatmosphären entwickelt. Diese beruht auf der Idee, daß bei kühleren Sternen durch die großräumige Inhomogenität der Konvektionsschicht in der Atmosphäre eine Verschiebung von Flußanteilen vom langwelligen in den kurzwelligen Bereich auftritt. Die Gewichtung der Mittelung, die dem sog. Filling-Faktor entspricht, sowie die Auswahl der Temperaturen der Modelle die gemittelt werden, erfolgt durch Minimierung der Abweichung zwischen den gemittelten synthetischen Farben einerseits und einem Fit durch beobachtete Farben von Sternen, für die Fundamentalwerte von T(eff) bekannt sind, andererseits. Der Trend der Streuung von T(eff), welche sich aus den Effektivtemperaturen der jeweils miteinander gemittelten Modellen und dem verwendeten Filling-Faktor abschätzen läßt, stimmt unter der Annahme eines konstanten Filling-Faktors gut mit mehrdimensionalen Simulationen (B. Freytag, Kiel & Aarhus) überein. Ein wesentlicher noch ausstehender Test wird die Transformation des Farbgitters für die Hyaden sein. Die transformierten Farben sollten dann den Farbsprung besser beschreiben, welcher durch 1D-Modellfarben nicht befriedigend wiedergegeben werden kann, und auch zu einer besseren Übereinstimmung zwischen den Werten von log g, die aus dem Farbgitter ermittelt werden, und den aus Entwicklungstrajektorien bestimmten Werten führen.

Ad 2:
Die Untersuchung und Anwendung "vollständig" nicht-lokaler Konvektionsmodelle stellt den Kern des FwF-Projektes "Convection in Stars" dar. Zwei wesentliche Fortschritte konnten im heurigen Jahr erzielt werden, nämlich:

Das numerische Lösungsverfahren wurde hauptsächlich dafür eingesetzt, Vergleiche mit älteren und schließlich auch laufenden numerischen Simulationen durchzuführen. Die dabei erzielten Ergebnisse für kleine bis mittelgroße Konvektionszonen (1 bis 4 Druckskalenhöhen) mit moderatem Dichtekontrast (1:10 bis 1:100) waren überraschend positiv:

Im Zuge der weiteren Arbeiten muß nun festgestellt werden, ob diese Ergebnisse auch für realistischere Konvektionszonen (höhere Reynoldszahlen, größerer Dichtekontrast) möglich sind, und ob die Ableitung komplexerer Größen wie dem kinetischen Energiefluß, der bei größeren Konvektionszonen viel zu klein ausfällt, durch ausgefeiltere Behandlung der Momente 3. Ordnung verbessert werden kann. Die Anwendung der Gleichungen auf reale Probleme der Astrophysik erscheint nach diesen Ergebnissen jedenfalls vielversprechend und läßt erhebliche Verbesserungen gegenüber den doch zum Teil eher enttäuschenden lokalen Konvektionsmodellen erhoffen, wie sie bisher in der Astrophysik in den meisten Fällen verwendet worden sind. Als erste realistische Anwendung wird die Bestimmung des Overshooting am unteren Rand der Konvektionszone der Sonne versucht (Kupka gem. mit H.M. Antia/TIFR - Indien).

Gegenüber der Version von AMS zu Anfang des Jahres gibt es folgende Verbesserungen:

• Initialisierung einer Modellberechnung mit einem beliebigen bereits existierenden Modell.
• Implementierung eines Algorithmus zur beschleunigten Berechnung von Modellgittern, der die Initialisierung von Modellen durch benachbarte, bereits konvergierte Modelle (falls vorhanden) vornimmt.
• Berechnung von Flüssen und Einbindung der Programme zur Berechnung von synthetischen Farben (gegenwärtig UBV, uvby, Geneva, Delta-a, H(beta).
• Entwurf einer interaktiven Auswahl von Farbindices und zum automatischen Generieren von Gnuplot-Scripts zum Plotten derselben.
• Extraktion von physikalischen Größen in bestimmten optischen Tiefen.

Die letzte Version von AMG (V 2.3) kann als weitgehend frei von Bugs angesehen werden und ist auf dem lokalen Cluster zusammen mit einer Manualpage für V 2.2 allgemein verfügbar.

Wegen der monolithischen Architektur von SMGT, sowie wegen wesentlicher struktureller Einschränkungen von AMG wurde im Juli mit der Implementierung eines neuen modularisierten Scripts mit strikt objektorientierter Architektur begonnen. Die Eigenschaften von SMGT können folgendermaßen zusammengefaßt werden:

• Eine eigene Klasse wurde als 'Wrapper' über das Interface zu den ATLAS-Programmen erstellt, welche alle implementierungsspezifischen Eigenschaften von ATLAS (Ein- und Ausgabeformate, Beschränkung der Anzahl von Iterationen per ATLAS-Run, Error Handling, etc.) gegenüber den scriptinternen Algorithmen zur Konvergierung von Modellen maskiert.
• Ein heuristischer 'Predictor-Algorithmus' wurde entwickelt, welcher die Anzahl von noch zu berechnenden Iterationen während der Konvergierung eines Modells auf der Grundlage der Änderung der numerischen Fehler aus vorhergehenden Iterationen dynamisch anpaßt.
• Der Algorithmus zur Berechnung von Modellgittern wurde wesentlich verbessert, indem nun für jedes Modell ein 'gemitteltes Initialisierungsmodell' aus den bereits konvergierten Modellen in der unmittelbaren Umgebung des Modells erzeugt wird.
• Die Verarbeitung von User-Spezifikationen auf der Kommandozeile und die entsprechende Berechnung von Modellgittern ist strikt getrennt. Tatächlich übersetzt der Command Line Parser nun die Spezifikationen in ein eigenes Script, das von einem separaten Perl Process ausgeführt werden kann.
• Die Klassenhierachie ist so angelegt, das SMGT im Prinzip für beliebige iterative stellare Modelle erweitert werden kann. Dies wird dadurch ermöglicht, daß sowohl der Command Line Parser, als auch die Datensturkturen und Methoden zur Modellgitterberechnung als gegenüber dem Modelltyp und -programm generische Metaklassen implementiert wurden.
• Die wichtigste und programmiertechnisch wohl schwierigste Erweiterung gegenüber AMG ist die Möglichkeit, beliebigdimensionale Modellgitter (für einen bestimmten Modelltyp ist die Dimension eines Gitters nur durch die Dimension des Parameterraumes beschränkt) zu berechnen, die mit einem beliebig organisierten Satz von Programmparametern konfiguriert werden können. So ist es nun z.B. für ATLAS Modelle nicht nur möglich, alle vier Atmoshärenparameter (T(eff), log g, v(micro) und log Z) in einem Gitter gleichzeitig zu variieren, sondern auch Sätze von Modellgittern mit verschiedenen Konvektionsmodellen, Mischungslängenparametern oder Auflösungen auf einmal zu rechnen. Die Berechnung wird dabei noch durch 'Mapping' beschleunigt, d.h. die Modelle in einem Gitter mit einem bestimmten Satz von Programmparametern werden gleich als Initialisierung für das nächste Gitter mit einem anderen Satz von Programmparametern verwendet (z.B. Intialisierung von CM-Modellen mit den entsprechenden MLT-Modellen).

• HD 137949: Durch die Berechnung von Modellatmosphären mit nicht-sonnenskalierten Elementhäufigkeiten sondern mit individuellen Opazitätsverteilungsfunktionen, sowie durch die Berücksichtigung von Autoionisationslinien, konnte eine bessere Übereinstimmung des synthetischen Flusses mit den Beobachtungen und der daraus resultierenden Farben erzielt werden und somit das Spektrum der Elementhäufigkeiten realistischer bestimmt werden.
• HD 166473: Ein Spektrum mit einer Auflösung von R=122000 wurden mit synthetischen Spektren verglichen, basierend auf einer plan-parallelen Modellatmosphäre aber mit 3D-Magnetfeldstruktur. Eine neuerliche, detailierte Häufigkeitsanalyse unter Berücksichtigung des Magnetfeldes wurde mit den Syntheseprogrammen "Synthmag" und "Invers10" durchgeführt (Gelbmann, Kupka gem. mit Piskunov/Uppsala, Ryabchikova/Moskau).

Eine Erweiterung der Spektroskopie von HD 84123, HD 183324 und HD 192640 durch Neureduktion der hochaufgelösten Spektren im Bereich von Wasserstofflinien dieser Sterne mit Hilfe von Klassifikationsspektren führte zur besseren Definition des Kontinuums worauf der Vergleich der Linienprofile mit der Theorie genauere Temperaturwerte ergab (Heiter).

Vergleich der verschiedenen Klassifikationssysteme mit Hipparcos-Parallaxen mit dem Resultat, daß die LK-IV eigentlich insignifikant ist, da bereits LK-V und LK-III in einem weitem Bereich überlappen. Die Hauptreihe ist relativ zu theoretischen Untersuchungen zu "breit" (Paunzen).

Im Rahmen des FGS Projektes wurden alle interessanten Datensätze aus den Jahren von 1992 bis 1995 neu reduziert und neu hinsichtlich ihres photometrischen Verhaltens klassifiziert. Von den 1060 Datensätzen der 807 Sterne waren 587 als konstant, 102 als unbrauchbar, 161 als Orbit moduliert (o), 112 als Trend behaftet (t), 39 als vermutet (s) und 59 als definitiv variabel (v) identifiziert. Diese Sterne werden derzeit einer individuellen Überprüfung und Nachklassifikation unterzogen. Ferner wurden alle vorhandenen Datensätze auf eine Reihe von CDs gebrannt, um schneller und verläßlicher als mit einem DAT Band jederzeit auf diese zugreifen zu können. Das inzwischen schon umfangreiche Datenmaterial von konstanten Sternen diente zur neuerlichen Bestimmung der Korrektur von FGS Photometrie bezüglich Totzeit und (B-V) Farbindex der Sterne (Kuschnig, Witeschnik, Zwintz).

Um die stetig anwachsende Datenmenge, insbesondere von Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensoren (derzeit etwa 5000 Datensätze), in ein brauchbares System zur Archivierung einzubinden, wurde eine Microsoft-Access-97-Datenbank geschaffen, welche ein rasches Auffinden einzelner FGS-Datensätze in dem auf CDROM vorliegenden Archiv ermöglicht. Die Objekte, auf die sich die FGS-Datensätze beziehen, sind durch ihren Index im Guide Star Catalog (GS-Index) referenziert. Die die Datenbank enthält neben den üblichen Positions- und Helligkeitsdaten auch Information welche inzwischen aus der FGS Photometrie gewonnen worden ist. Es besteht die Möglichkeit, durch die FGS-Datensätze zu "blättern" und gleichzeitig die zum jeweiligen Objekt gehörige Information aus einem von drei Katalogen zu erhalten. Um größtmögliche Sicherheit der enthaltenen Information zu gewährleisten, sind für die Benützung der FGSDataBase-98 Accounts eingerichtet worden. Über einen "Anonymous"-Account steht die Datenbank jedoch jedem Benutzer frei zur Verfügung -- mit der Einschränkung, daß ein Editieren der Datensätze nicht gestattet ist.

Für detailierte Information über die Verwendung der FGSDataBase-98 und die darin enthaltene Information steht eine umfangreiche Benutzeranleitung zur Verfügung, welche sowohl Hinweise über die Verwendung von Such- und Filtermethoden als auch eine Erläuterung sämtlicher in FGS- und Katalogdaten enthaltener Größen beinhaltet und auf diese Weite die Verwendung der Datenbank als leistungsfähiges Werkzeug zur Verwaltung des FGS-Archivs gleichwie als umfangreicher elektronischer Katalog ermöglicht.