logo
Pre-Main Sequence
Stars
Hydrogen Burning Stars
Ap Stars
MOST
COROT
BRITE
Databases
Hard- & Software
Development
Cluster
Team Members &
Collaborators
Public outreach
Publications
Reports
Manuals & Tutorials
Archive
Observatories
Astronomical Links
Lehre
Search
ASAP Homepage
Institute for Astronomy
Impressum
Datenschutzerklaerung
updated
24 March 2009 (11:29)
JB 1996 JB 1997 JB 1998 JB 1999
JB 2000 JB 2001 JB 2002 JB 2003
JB 2004 JB 2005 JB 2006 JB 2007
  
  
Jahresbericht 2008
Stellar Atmospheres and Pulsating Stars

I.Wissenschaftliche Arbeiten
1.Theoretische Arbeiten
Kontext Sternatmosphären
Kontext Frequenzanalysen
2. Spektroskopie
Hardwareentwicklungen
Softwareentwicklungen
Vor–Hauptreihensterne (PMS)
CP2 Sterne
delta Scuti und gamma Doradus Sterne
Sternhaufen
3.Photometrie
Abschätzung von Fundamentalparametern
Vor–Hauptreihensterne (PMS)
SPB Sterne
CP2 Sterne
delta Scuti und gamma Doradus Sterne
lambda Bootis Sterne
Sonnenähnliche Sterne, Exoplanetensysteme
G– und K–Riesen
Sternhaufen
Hipparcos Photometrie
4.Satellitenexperimente
MOST
COROT
BRITE–Constellation
PLATO
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” hat keinerlei Bedeutung.


I. Wissenschaftliche Arbeiten

1. Theoretische Arbeiten

1.1 Kontext Sternatmosphären

Parallelisation of the stellar model atmosphere code (LLmodels) using MPI libraries (DS).

Investigations of magnetic pressure effects in the atmospheres of CP2 stars based on model atmosphere techniques. We have detected and studied the variability of the Stark broadened profiles of Halpha, Hbeta, and Hgamma lines in the atmosphere of the CP2 star 56Ari in the framework of model atmosphere analysis, which accounts for the Lorentz force effects. We showed that the characteristic shape of this variation during a full rotation cycle of the star could be described due to a substantial Lorentz force. In addition, the model atmospheres with individual abundances demonstrate that the surface chemical spots cannot produce the observed ohotometric variability. For this purpose a full 2D integration of the emergent surface flux was performed based on high–resolution abundance maps of Mg, Si and He. Our model shows good agreement with the observations, if the induced effective equatorial electric field is about 5 \times 10^{–10} cgs units, assuming an inward–directed Lorentz force and 7.5 \times 10^{–11} cgs units asassuming, outward–directed Lorentz force respectively (DS).

Improvement and application of stellar model atmospheres with a complete treatment of the Zeeman effect and a polarized radiative transfer. Using the ESO UVES observations of the mCP star HD137509 we showed that magnetic field effects should be included in model atmosphere calculations for stars with strong surface magnetic fields to achive a self–consistency in abundance analysis and the determination of fundamental atmospheric parameters. The simultaneous fit to the H–line profiles and photometrical indices employing a model with both magnetic field and accounting for individual abundances required a correction to the effective temperature as much as 1000 K, and a correction to the gravitational acceleration of about 0.4 dex, compared to using simple scaled–solar models (DS).

Improvement and application of stellar model atmospheres with a complete treatment of the Zeeman effect and a polarized radiative transfer. Using the ESO UVES observations of the mCP star HD137509 we showed that magnetic field effects should be included in model atmosphere calculations for stars with strong surface magnetic fields to achive a self–consistency in abundance analysis and the determination of fundamental atmospheric parameters. The simultaneous fit to the H–line profiles and photometrical indices employing a model with both magnetic field and accounting for individual abundances required a correction to the effective temperature as much as 1000 K, and a correction to the gravitational acceleration of about 0.4 dex, compared to using simple scaled–solar models (DS).

Construction of self–consistent model atmospheres including stratification of chemical elements. The stratification of chemical elements is derived directly from observed spectra and then treated in a model atmosphere code. This iterative procedure was applied to two cool CP stars HD24712 and alpha Cir. For the analysis of Pr and Nd stratification in the atmosphere of HD24712 we performed a detailed NLTE calculations. It is shown that due to their high overabundance and important role for the overall temperature balance, REE element can no longer be considered as trace elements in the standard scheme of NLTE calculations. In general we find no critical changes for the stratification profiles of most of the chemical elements considered when the self–consistent approach is applied. However, the stratification of chemical elements is found to have a strong impact on the model temperature–pressure structure and has to be taken into account for the model atmosphere calculations (DS).

Develeopment of a tool for modelling light–curves of CP stars based on surface maps derived with the Doppler Imaging technique. This code was also extended with the popossibility to model the CoRoT photometry (DS).

Development of a model atmosphere for the hot subdwarf Feige 34. It is shown that the IUE observations, hydrogen line profiles and available photometric indexes are best fit with Teff in the range of 50000 – 60000 K, and log g between 5.5 – 6.0 (DS).

Die Lösung einiger Probleme bei der Implementierung von Startmodellen wurde aufgrund von Zeitdruck verschoben. Es wurden daher Häufigkeitsanalysen sowie Untersuchungen der Bisektoren der Sterne HD 72660, HD 103578, HD 108642, HD 157486 sowie HD 209625 durchgeführt. Basierend auf diesen Ergebnissen wurden Startmodelle von F. Kupka generiert. Unsere Beobachtungsbefunde werden mit auf den Startmodellen basierenden theoretischen Modellen (VeDyn Code) verglichen. Die Bisektoren von HD 108642 konnten erfolgreich modelliert werden. Zwei Publikationen zu diesem Thema sind in Vorbereitung (RN, CS mit F. Kupka).


1.2 Kontext Frequenzanalysen

Eine realistische Fehlerabschätzung in der Frequenzanalyse von periodischen Signalen erlangt immer mehr an Bedeutung (z.B. photometrische Modenidentifikation). Mit Hilfe von umfangreichen Simulationen – mehr als 45000 künstliche Datensätze wurden analysiert – konnte ein eindeutiger Zusammenhang zwischen dem durch die Beobachtungsfehler bedingten Unsicherheiten der bestimmten Signalparameter und dem Signal–Rausch– Verhältnisses einer harmonischen Schwingung nachgewiesen werden und einfache Formeln für die Fehlerobergrenzen abgeleitet werden. Die Resultate der Simulationen wurden publiziert (TK).

Entwicklung einer Methode zur Frequenzanalyse basierend auf dem Theorem von Bayes. Diese erlaubt die Formulierung von Problemen bzw. Aufgabenstellungen in der astrophysikalischen Datenanalyse mittels klar definierter Wahrscheinlichkeiten. Diese Eigenschaft wurde genutzt, um qualitativ hochwertige Daten von sonnenähnlich pulsierenden Sternen mit einer neuen Methode zu analysieren (siehe Gruberbauer et al., A&A, submitted, sowie Kallinger et al., A&A, submitted), die vor allem der überinterpretation von derartigen Daten vorbeugen soll. Im Speziellen wurde eine Analyse des CoRoT–Datensatzes von HD49933 durchgeführt. Dabei wurde von der Extraktion der Pulsationseigenschaften mittels innovativer Markov–Chain Monte Carlo–Methoden, bis zum Vergleich der Pulsationsfrequenzen mit Modellfrequenzen, durchgängig der Bayes'sche Formalismus genutzt, um den Ergebnissen eine möglichst deutliche Aussagekraft zu verleihen (MG).

Die Anwendung dieser Methoden auf rotationsveränderliche Sterne wurde ebenfalls getestet. Die endgültige Auswertung der Ergebnisse am Beispiel von roAp–Sternen, die sowohl wegen ihrer Pulsationsgeometrie als auch wegen Flecken auf ihrer Oberfläche derartige Variationen aufweisen, steht allerdings noch aus (MG).


2. Spektroskopie

2.1 Hardwareentwicklungen

A lot of interesting polarimetric science for field and cluster stars is based on detections that are close to the limits of the instrument capabilities. For this reason it is important to be aware of the possible sources of spurious polarisation, and to adopt data reduction techniques that best compensate for instrumental effects. We gave a self–consistent presentation of polarimetric definitions based on the Fourier transform, and we presented an analytical description of data reduction techniques, to explore their advantages and limitations. We considered an ideal (proto–type) polarimeter consisting of a retarder waveplate and a Wollaston prism. We developed an analytical model in which we introduced deviations from the nominal behaviour of the polarimetric optics. We studied and compared the results of two dierent data reduction methods, one based on the differences of the signals, and one based on their ratios, discussing possible sources of spurious polarization, and methods for quality check. We also performed some critical tests with the FORS1 instrument of the ESO VLT showing that data reduction techniques may fully compensate for small deviations of the polarimetric optics from the nominal values, although some important corrections have to be adopted for linear polarization data. In FORS1, we detected a phenomenon of cross–talk between circular and linear polarization that is probably to be ascribed to spurious birefringence of the instrument's collimator lens (LF).


2.2 Softwareentwicklungen

Die neue Version von ”Rotate” (Tool zur Analyse von Spektren) wurde kontinuierlich verbessert und eine BETA–Version in der Arbeitsgruppe zur Verfügung gestellt (MG).

Neue Pipelines zur Reduktion von Spektren wurden entwickelt, und zwar für folgende Spektrographen (VT): FIES, Magellan, BOES (normal und für Spektropolarimetrie), FORS1 (Polarimetrie).

Für FLAMES–Spektra mit niederer Auflösung wurde darüber hinaus auch ein Softwarepaket entwickelt, das es erlaubt RV zu bestimmen unf Teff, logg und v sini für eine grosse Zahl von Sternen rasch und effizient abzuschätzen (VT). Dieses Paket wird gegenwärtig an mehr als 1000 Sternen in verschiedenen Sternhaufen getestet (LF). Es soll im Weiteren auch für einen Einsatz bei GAIA adaptiert werden.


2.3 Pre Main Sequence Sterne

DDO Klassifikationsspektren zweier neu entdeckter PMS–Pulsatoren wurden untersucht. Durch Vergleich mit synthetischen Spektren wurden Atmosphärenparameter Teff und logg, sowie vsini bestimmt. Erste Ergebnisse wurden beim MOST Science Team Meeting in Wien präsentiert. Die Ergebnisse dieser Analyse liefern wichtige Randbedingungen für die weitere asteroseismologische Untersuchung dieser Sterne (NN, KZ);


2.4 CP2 Sterne

We continue self–consistent modelling of the atmospheres of roAp stars based on LLModels including stratification

A model for Alpha Cir was constructed using high–resolution UVES spectra and we compared the calculated energy distribution with the recently determined radius of the star and the observed absolute flux distribution. As in the case of the previous self–consistent modelling of HD 24712 we showed that: a. chemical stratification has a noticeable impact on the model structure and modifies the formation of hydrogen Balmer lines b. energy distribution appears to be less sensitive to the presence of large abundance gradients manifesting itself in the region below 2000 A.

We checked stability of the frequency solution derived for Gamma Equ from MOST 2004 observations on radial velocity monitoring of the star performed a year earlier answering the question: does the common photometric/spectroscopic (RV) solution reproduces the amplitude modulation seen in light and RV curves? Slight modification of the MOST frequencies within the errors of their determination is enough to fit radial velocity pulsations obtained in 2003, thus supporting the stability of the pulsational modes at least on the time scale of one year. Amplitude modulation observed in both spectroscopy and photometry is explained by the beating effect between to closely spaced frequencies that were first resolved by MOST. However, a more detailed frequency analysis of much longer RV data set from 2003 to 2008 reveals some inconsistencies. It turns out that the MOST 2004 frequencies alone are not enough to fit all of the RV data. Using the MOST values as starting parameters and performing a least–squares fit, there is still significant residual signal in the time series, which does not conform, to the fit. Even more revealing, the amplitude spectrum shows a large power hump remaining in Gamma Equ's region of pulsational variability.Unfortunately, MOST observations of 2004 did not cover the full beating period. New simultaneous MOST and RV monitoring of Gamma Equ is of a great importance to get the final conclusion about mode stability in roAp stars (TR, MG and M. Sachkov, Moscow)

Die Stratifikationsanalyse des roAp Sterns 10 Aquilae wurde fertiggestellt. Mit einem iterativen selbstkonsistenten Verfahren wurden die Verteilung von Mg, Si, Ca, Cr, Fe und Sr in tiefliegenden Atmosphärenschichten bestimmt. Dazu wurde das klassische Stufenprofilmodell als Annäherung an die reale Elementverteilung verwendet. Die Auswirkung der erhaltenen inhomgenen Häufigkeitsverteilung auf die Atmosphärenstruktur wurde untersucht. Ein Vergleich der synthetischen Flussverteilung mit spektrophotometrischen Beobachtungen im optischen Bereich bis zum nahen Infrarot von S. Adelman und IUE Spektren aus dem ultravioletten Bereich brachte folgende Erkenntnis: Während gegenüber klassischen Modellen der Fluss im UV Bereich mit einer stratifizierten Modellatmosphäre deutlich besser reproduziert werden kann, gibt es im Wellenlängenbereich um 4000 A weiterhin Diskrepanzen zwischen den stratifizierten Modellen und der beobachteten Energieverteilung (NN, TR).

Die Analyse der Eisenstratifikation in 10 roAp Sternen konnte abgeschlossen werden. Ein Vergleich der Ergebnisse mit theoretischen Vorhersagen (LeBlanc & Monin 2008) zeigte für die meisten Objekte eine Verschiebung der beobachteten Häufigkeitsgradienten zu etwas höherliegenden Atmosphärenschichten, relativ zu den theoretischen Profilen. Eine detaillierte Analyse der Genauigkeit unserer Methode und des Einflusses von Fehlern der Fundamentalparameter auf die Ergebnisse unserer Stratifikationsanalysen zeigte, dass sich diese Verschiebung durchaus durch unsere Stufenprofilnäherung an die reale Elementverteilung erklären lässt. Der theoretisch vorhergesagte Zusammenhang zwischen Effektivtemperatur und der Position des Fe Häufigkeitssprungs wurde durch die Beobachtungen bestaetigt (NN, TR).

HD 50773: Beobachtungskampagne, bei der hochaufgelöste spektroskopische Daten mit sehr guter Phasenüberdeckung in den Stokes Parametern I und V mit den Spektropolarimetern NARVAL (TBL, Pic du Midi), ESPaDOnS (CFHT, Mauna Kea, Hawaii), und SemelPol (AAT, Australien) aufgenommen wurden. Anhand dieser Daten wurden die Fundamentalparameter (Teff, logg) des Sternes erstbestimmt (TL) und eine detaillierte Häufigkeitsanalyse durchgeführt (NN).

Schliesslich konnten mittels Doppler Imaging (TL) die Oberflächenhäufigkeiten von Cr, Fe, Si, Mg, Y, und Ti (INVERS12) sowie die Magnetfeldgeometrie (MA, PP) bestimmt und in Relation zu den Ergebnissen aus der Photometrie gesetzt werden. Unter der Annahme, dass Cr und Fe helle Flecken 'produzieren' (was in vergangenen Modellanalysen bereits bestätigt wurde), fallen die photometrisch gefundenen Fleckenstrukturen mit den spektroskopisch gefundenen Cr Flecken sowie mit den Magnetfeldpolen zusammen. Weitere Vergleiche sind in Arbeit und werden im Rahmen des CoRoT–Symposiums im Februar 2009 präsentiert.

HD 171586: Wie für HD 50773, haben die CoRot Beobachtungen auch für den CoRoT–CP Stern HD 171586 eine spektroskopische Beobachuntgskampagne ausgelöst. Anhand dieser Daten wurden die Fundamentalparameter des Sternes bestimmt, die Häufigkeitsanalyse wird aktuell durchgeführt und das Doppler Imaging vorbereitet. Da die CoRoT Daten noch nicht zur Verfügung stehen, konnte die photometrische Analyse noch nicht durchgeführt werden.

We investigated the effect of a magnetic field on model atmosphere calculations for one of the most extreme magnetic CP stars, HD137509, and compared the results with non–magnetic models computed with individual abundances as well as scaled–solar abundances. We showed that ignoring the self–consistent spectroscopic analysis and the magnetic field effects could lead to errors amounting up to 1000K, and 0.4 dex in the determination of such fundamental parameters as effective temperature and logarithm of the surface gravity (DS).

We analysed the rotational variability of Balmer lines in the atmosphere of the CP2 star 56 Ari, based on model atmospheres with magnetic pressure included. We also showed that the observed variability can not be explained with an inhomogeneous surface abundance distribution (DS).

HD 3980: Zur Analyse der chemischen Elementverteilung an der Oberfläche wurden zusätzlich zu den bereits benutzten UVES Spektren noch 10 HARPS Spektren hinzugefügt. Dadurch konnte der Wellenlängenbereich erweitert werden und mit Hilfe von INVERS12 die Verteilungen weiterer Elemente bestimmt werden. (MO, NN, TL).

HD 9289, HD 99563: von beiden MOST Datensätzen liegt die Frequenzanalyse bereits vor. Aufgrund der Rotationsveränderlichkeit beider Sterne wird vor einer etwaigen Publikation noch an der finalen Version der diesbezüglichen Bayes'schen Analysemethoden gearbeitet, um auch über die Pulsationsgeometrie und etwaige Oberflächenstrukturen mehr aussagen zu können (MG).

Die Variation des Magnetfeldes mit der Rotation von beta CrB wurde in verschiedenen Spektrallinien untersucht (SP, VT).

Ein von COROT beobachteter Ap–Stern wurde spektroskopisch untersucht, wobei ein Gitter von Modellatmosphären mit LLModels berechnet wurde, um durch ein iteratives Verfahren auf Basis von äquivalentbreitenmessungen die Atmosphärenparameter und mittlere Häufigkeiten abzuschätzen. Da der Stern deutliche Rotationsvariationen sämtlicher Spektrallinien aufweist, die auf eine fleckige Elementverteilung auf der Sternoberfläche hindeuten, können die so erhaltenen Elementhäufigkeiten als Startpunkt für weitere Analysen mittels Doppler Imaging dienen (TL, NN).


2.5 delta Scuti und gamma Doradus Sterne

In Zusammenarbeit mit V. Antoci und G. Handler (Institut für Astronomie, Wien) wurde eine erste Häufigkeitsanalyse des delta Scuti Sterns rho Puppis durchgeführt. Anhand von hochaufgelösten HARPS Spektren (ESO Archiv) wurden die Atmosphärenparameter Teff=6950 und logg=3.8, sowie vsini=14 km/s und die Häufigkeiten von 21 Elementen bestimmt. rho Puppis ist demnach ein chemisch pekuliaerer Stern mit einem Häufigkeitsmuster typisch für einen Fm Stern. Eine Präsentation der vorläufigen Ergebnisse erfolgte beim HELAS Meeting in Wroclaw, 23.–27. Juni 2008. (NN).

Von HD 263236 liegt ein Klassifikationsspektrum vor, wobei die Effektivtemperatur zu 7000 K bestimmt wurde. Eine sehr unsichere Abschätzung von log g durch den Vergleich der Häufigkeiten von Fe I und Fe II ergab einen Wert zwischen 3.8 und 4.0, welcher gut mit der Genfer Photometrie (aus einer Datenbank) dieses Sterns gut zusammenpasst. Da dieser Stern schnell rotiert, vsini = 60 km/s und das Spektrum eine geringe Auflösung und auch schlechte Qualität aufweist, konnten für die Bestimmung von Log g nur 7 Fe I und 5 Fe II Linien herangezogen werden (MH).

Von den im Vorjahr am OHP beantragten Spektren für 8 Sterne konnten 4 beobachtet werden, was eine Gesamtbeobachtungszeit von einer Nacht bedeutet. Diese Spektren wurden im Service Mode aufgenommen. Die Analyse dieser Spektren ist noch im Gang.


2.6 sonnenähnliche Sterne

We have taken 30 HARPS archive spectra of the solar type metal poor star HD 49933 and averaged them to obtain a very high signal to noise ratio spectrum. We have performed a high precision parameter determination making use of several independent methods and model atmospheres with individualised abundances (LLmodels). The use of both independent methods and models was of crucial importance since it allowed to derive a very accurate and reliable set of parameters that is in the end quite different from what previously obtained by other authors. We performed a very accurate line by line abundance analysis that gave as result a general underabundance of 0.3 dex of all the analysed elements, excluding carbon and oxigen. We have calculated the real metallicity (Z) of the star, revealing that the star is not a metal poor star, but close to solar. This result helped in the model fitting of the frequencies obtained from COROT photometry (LF, TK, MG).

A careful LTE abundance analysis of the superficially normal sharp–lined stars HD145788 (9750 K), 21 Peg (10400 K) and Pi Cet (12800 K) was performed for 2 main purposes: a. To find an abundance reference star in the 10000––13000 K region where plenty of chemically peculiar stars are found. b. To find an object other then the Sun with accurately determined atmospheric parameters and abundances for checking theoretically calculated atomic parameters for high–excitation spectral lines of atomic species not visible in the solar spectrum. HD 145788 appeared to be a slightly metallic star, while both 21 Peg and Pi Cet have abundances for most elements close to solar. We show that Ne and Ar abundances in 21 Peg and Pi Cet (not directly derived in the solar photosphere) are very close to the values obtained for a wide set of early–type B stars but by 0.3––0.5 dex higher than the newly recommended solar photospheric values. The results of our analysis show that accurate NLTE line formation calculations are necessary to remove inconsistencies between different ions for a few elements. Up to now NLTE calculations in 10000–13000 K region are scarse or absent (TR, LF).

Eine Aktualisierung der Ergebnisse der Häufigkeitsanalyse von Beta Virginis, basierend auf neuen Analysemethoden und Atomparametern, ergab eine deutlich Reduktion der Fehler. Das Problem mit dem verwendeten Spektrographen (BOES) konnte umgangen und Ungereimtheiten in der Bestimmung der Rotationsgeschwindigkeit des Sternes damit geklärt werden (RN). Langzeittrends des allgemeinen Magnetfeldes der Sonne – beobachtet als Stern – wurden untersucht und dabei besdtätigt, dass dieses langfristig nicht Null ist. Die verschiedenen möglichen Ursachen dafür werden untersucht (SP, PR).


2.7 Sternhaufen

We performed the spectral analysis of about 40 stars from early G– up to late B–type belonging to the NGC 5460 and IC 4665 open clusters. Radial velocity, fundamental parameters and abundances were derived for each star. Among the analysed stars, we discovered four previously unknown multiple systems (CD–47 8879, HD 162028, UCAC 11105176, UCAC 11105152). We intend to normalise the abundances obtained for all the stars in the three analysed clusters (Praesepe, NGC5460, IC 4665) to the abundances of the G–type stars in each cluster (to remove the differences due to the abundances of the original cloud) to try to discover any hint on the abundance evolution for main sequence early type stars (LF).

We compiled from the literature all the known physical properties of the cluster member HD 73666 (NGC 2632), focusing in particular on possible binarity and the abundance pattern. HD 73666 appears to be slowly rotating, has no detectable magnetic field, and has normal abundances, thereby excluding close binary evolution and mass transfer processes. There is no evidence of a hot radiation source. With the use of theoretical results on blue straggler formation present inliterature, we concluded that HD 73666 was probably formed by physical collision involving at least one binary system, between 0.1 and 350 Myr (50 Myr if the star is an intrinsic slow rotator) ago (LF).

A survey of magnetic fields in Ap stars in open clusters was carried out in order to obtain the first sample of magnetic upper main sequence stars with precisely known ages. The data will constrain theories of field evolution in these stars. A survey of candidate open cluster magnetic Ap stars was carried out using the new ESPaDOnS spectropolarimeter at the CFHT and FORS1 at ESO/VLT.We selected a sample of stars that are probably (1) cluster or association members and (2) magnetic Ap stars. For all these stars we determined the fundamental parameters (effective temperature, luminosity and mass). With these data and the cluster ages we assigned both absolute age and fractional age. We obtained several measurements of the mean longitudinal fields of the selected stars, with a median uncertainty of about 45 G. About half of theselected stars have definite field detections. We find that ESPaDOnS provides field measurements comparable to those obtained with FORS1, and that these data also contain a large amount of useful information not readily obtained from lower resolution spectropolarimetry. The analysis of the data set of cluster Ap stars indicates that stars with masses in the range of 2 – 5 solar masses show RMS fields larger than about 1 kG only when they are near the ZAMS. The time scale on which these large fields disappear varies strongly with mass, ranging from about 250 Myr for stars of 2 – 3 solar masses to 15 Myr for stars of 4 – 5 solar masses. Our data are consistent either with emergent flux conservation for most (but not all) Ap stars, or with modest decline in flux with age (LF).


3. Photometrie

3.1 Abschätzung stellarer Fundamentalparameter

Photometry to Fundamentals (P–2>F) is intended to complement the well established tool TempLogG. It is not a classical black–box for determining fundamental parameters of stars from photometric measurements, because for complicated cases, mostly at the boundaries between areas of validity of various calibrations, a black box frequently fails to make the correct decision of which calibrations to use. In addition we want to give the users of P–2>F the freedom to decide for themselves in this matter. The main routines of P–2>F are written in Perl. The basic and most versatile interface is the good old command line, because it is simple, fast and easy scriptable. We also provide a Web based interface (http://www.univie.ac.at/p2f/), that lacks some of the functionality mainly because we don't want to open the web servers for file uploads. In general one photometric system will be calibrated at a time. Dereddening and calibrating can be done in one step when working on the command line. In this case file input needs two files, one containing the necessary indices to determine the interstellar extinction, the other the indices required by the selected calibration. Objects should of course be in the same order. In the event that a calibration already includes its own reddening determination, we decided to neglect previously determined values for the extinction. P–2>F currently supports 7 explicit dereddening procedures and 11 color calibrations.Error calculation is not only included but also described for each calibration (CS, EP).


3.2 Vor– Hauptreihen Sterne (PMS)

HD 142666: Die Frequenzanalysen der beiden Datensätze aus den Jahren 2006 und 2007 wurden mit einer verbesserten Version von SigSpec wiederholt. Von den vielen formal signifikanten Frequenzen konnte der Grossteil der Orbitfrequenz des Satelliten, ihrer Vielfachen und 1d–1 Sidelobes, als auch diverser Scheinfrequenzen zugeordnet werden. 12 signifikante Frequenzen, die in beiden Datensätzen aufscheinen, wurden der Pulsation zugeordnet. Sie liegen zwischen 5.7 und 28 d–1 (d.h. 66.7 bis 325 mHz) und haben Amplituden zwischen 2.7 und 0.1 mmag. Unter Verwendung der 3 bzw. 5 Peaks mit den höchsten Amplituden, konnten gute Modelle mit χ2 < 1 für ℓ = 0, 1 und 2 p–Moden gefunden werden. Allerdings liegt keines dieser Modelle im Hertzsprung–Russell Diagramm in der Nähe der Position des Sterns, wie sie durch Spektroskopie gefunden wurde. Es gibt verschiedene Möglichkeiten diese Diskrepanz zu erklären: da der Stern umgeben ist von einer dichten zirkumstellaren Scheibe, kann es sein, dass man die Temperatur und Leuchtkraft von HD 142666 immer nur durch den Staub verschleiert messen kann, während die Asteroseismologie davon unabhängig ist. Oder man müsste bei den asteroseismischen Modellen von Vorhauptreihensternen noch die Akkretion berücksichtigen und mitmodellieren. Die Publikation ist be A&A im Druck (KZ, TK mit D. Guenther, Kanada).

V588 Mon & V589 Mon: In Fortsetzung der Arbeiten aus den Vorjahren wurden die Ergebnisse der bodengebundenen Kampagne und eine erste asteroseismische Analyse publiziert. Die Publikation der MOST Beobachtungen steht kurz vor der Fertigstellung (TK, KZ).

HD 34282: Ende 2007 begannen Beobachtungen diese pulsierenden Vorhauptreihensterns mit MOST, die bis in den Jänner 2008 andauerten. HD 34282 zeigt mit nur 19 min die kürzeste delta Scuti ähnliche Pulsationsperiode. In Kollaboration mit Pedro Amado (IAA, Granada) wurde der Frage nachgegangen, ob es sich tatsächlich um den kürzest pulsierenden delta Scuti Stern handelt oder um einen roAp Stern mit sehr langer Periode. MOST beobachtete HD 34282 für fast 30 Tage ohne Unterbrechungen. Pedro Amado konnte eine Nacht am VLT mit UVES “parallel” mit MOST hochaufgelöste Zeitserienspektroskopie aufnehmen. In der MOST Lichtkurve konnten 14 Pulsations–frequenzen eindeutig und 7 weitere mit sehr niedrigen Amplituden identifiziert werden, die alle bei hohen Frequenzen, d.h. zwischen 57 und 79.2 d–1, liegen. Das entspricht Perioden zwischen 25.2 und 18.1 Minuten. Es ist bis dato ungeklärt, warum dieser Stern unterhalb von 57 d–1 keine Pulsationen bis zu sehr niedrigem Rauschniveau zeigt. Eine asteroseismologische Untersuchung ist noch ausständig. In den UVES Spektren fanden sich in einzelnen Linien Hinweise auf Pulsationen hohen Grades, die vermutlich in der Photometrie nicht identifizierbar sind. Erste Analysen der Spektren zeigten allerdings keine Häufigkeiten, wie sie für roAp Sterne typisch sind. Daher bestätigt sich die ursprüngliche Annahme, dass HD 34282 ein Vor–Hauptreihenstern mit delta Scuti ähnlicher Pulsation ist (KZ).

NGC 2264: Der junge offene Sternhaufen NGC 2264 wurde Ende 2007 von MOST beobachtet mit dem Ziel, neue pulsierende Vorhauptreihensterne zu entdecken und alle pulsierenden Haufenmitglieder gemeinsam asteroseismologisch zu modellieren. 68 Sterne im Feld von NGC 2264 wurden von MOST alternierend in zwei Feldern beobachtet. Bei der Feinanalyse stellte sich heraus, dass die Datensätze eines Feldes unvollständig waren. Daher mussten die Sterne dieses Feldes noch einmal neu reduziert und analysiert werden. Von den 68 beobachteten Sternen zeigen 30 Variabilität aufgrund verschiedener Ursachen: 4 neue pulsierende Vorhauptreihensterne – HD 261230, HD 261711, HD 261387 und NGC 2264 104 – konnten entdeckt werden und die beiden schon bekannten Sterne V 588 Mon und V 589 Mon wurden wieder beobachtet; weiters sind 10 pulsierende B Sterne, 2 potentielle gamma Doradus Sterne, ein pulsierender K Riese, 4 Bedeckungsveränderliche, 2 Bp Sterne und 3 Sterne mit Rotationsmodulation in den Daten enthalten. Für alle Sterne wurde eine detaillierte Frequenzanalyse mit SigSpec durchgeführt. Die vier neuen pulsierenden Vorhauptreihensterne zeigen jeweils zwischen 2 und 7 Pulsationsfrequenzen, die zwischen 9 und 62 d–1 liegen (was Perioden zwischen 2.7h und 23min entspricht) und Amplituden im Millimagnitudenbereich haben. Für HD 261387 wurden in Kollaboration mit Pedro Amado (IAA, Granada) am Sierra Nevada Observatorium Zeitserien in den Strömgren uvby Filtern gleichzeitig zu MOST mit beobachtet.


3.3 SPB Sterne

Von nahezu 30 Leitsternen mit Spektralklasse B der Satellitenmission MOST wurde mit Period04 und SigSpec (und teilweise Cinderella) eine Frequenzanalyse durchgeführt. Vier dieser Sterne sind Mitglieder des jungen Sternhaufens NGC 2264 und weitere vier des Sternhaufens NGC 2244. Alle untersuchten Leitsterne zeigen typische SPB Pulsationen und mit Hilfe von H. Saio konnte bereits ein Sternentwicklungsmodell eines dieser Sterne gerechnet werden. Da für sechs Leitsterne Genfer Photometrie vorliegt, wurde mit Hilfe der Kalibrierungssoftware “calib.f” von Künzli die Effektivtemperatur und die Schwerebeschleunigung bestimmt. Von allen anderen Sternen gibt es im Moment leider weder Mehrfarbenphotometrie, noch Spektren um die Fundamentalparameter zu bestimmen (DG).


3.4 CP2 Sterne

HD 50773 wurde anhand der im April 2007 aufgenommenen CoRoT–Daten (mehr als 50 Tage) photometrisch genauestens analysiert. Die Lichtkurve zeigt eindeutige Variationen mit der Rotation des Sternes, die mit Flecken an der Sternoberfläche korreliert sind. Anhand der Satellitendaten konnte die Rotationsperiode des Sternes genau bestimmt werden und mittels eines Bayes'schen Ansatzes zum Modellieren von Sternflecken wurden stellare Längen, Breiten und Radien von drei verschiedenen (dunklen) Fleckenregionen bestimmt. Ebenso wurden zusätzliche Parameter, wie die stellare Inklination, die Restintensität der Flecken sowie die Randverdunklung emittelt. Die CoRoT Beobachtungen initiierten eine grossangelegte bodengebundene spektroskopische Beobachtungskampagne – siehe Abschnitt Spektroskopie (MG mit Hans–Erich Fröhlich, AIP Potsdam).

Modelling of the ligh–curves of 56 Ari and HD 24712. It is shown that it is not possible to fit the amplitude of the observed variability of color–indices with any model atmosphere and integration scheme. A surface map obtained with a Doppler Imaging technique, which includes more chemical elements, is needed (DS).

Investigation of the influence of element stratification on the observed photometric parameters of the CP stars HD 24712 and alpha Cir. We find no critical changes in the calculated photometric indexes when the stratification of chemical elements is introduced in model atmosphere calculation (DS).

Die Analyse der Beobachtungen von gamma Equ wurde akzeptiert und in A&A veröffentlicht. Ein Vergleich der MOST Daten mit mehrjährigen Radialgeschwindigkeits– messungen war nicht vollständig möglich. Aufgrund grosser Lücken in den Radialgeschwindigkeitsdaten, kann lediglich festgestellt werden, dass die spektroskopischen Ergebnisse jene der MOST Daten grundsätzlich bestätigen (MG, TR).

2 Lichtkurven (10 Aql und gamma Equ) wurden der Datenbank mCPod der Masaryk Universität hinzugefügt, eine Arbeit im Rahmen der Wissenschaftlich–technischen Zusammenarbeit mit der Slowakei (WTZ, PI ist EP). Es wurde über einen möglichen CP Stern, der von MOST beobachtet wurde diskutiert. Da es kaum Information über diesem Stern gibt, wurde von den tschechischen Kollegen vorgeschlagen Spektren aufzunehmen. Die Variabilität dieses Sterns kann auch in den ASAS Daten, die eine Zeitbasis von 6 Jahren aufweisen, gefunden werden. Zusätzlich zu der Variation, die höchstwahrscheinlich durch Sternflecken verursacht wird, wird eine weitere Variation mit einer Frequenz von 3.42 pro Tag, die wahrscheinlich Pulsation darstellt, beobachtet (MH).

Im Rahmen dieses WTZ–Projektes wurde auch eine Auswahl von heissen CP–Sternen bestimmt, auf deren Basis das Modellieren von Lichtkurven mit aus der Spektroskopie bekannten Elementverteilungen an der Sternoberfläche überprüftt und weiterentwickelt werden soll. Ausserdem wurde ein Katalog von CP–Sternen erstellt, die für Beobachtungen mit BRITE–Constellation bezüglich des 'magnetic breaking' Effektes interessant sein werden (TL).


3.5 delta Scuti und gamma Doradus Sterne

Die Arbeit an HD 61199, einem delta Scuti Stern, der sich als Dreifachsystem herausstellte wurde in Zusammenarbeit mit Oleg Kochukhov, Patrick Lenz, Holger Lehmann und Vadim Tsymbal fertig gestellt und die Arbeit “MOST discovers a multimode δ Scuti star in a triple system: HD 6119” wurde in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics publiziert. Dazu wurde ein Gitter mit synthetischen Spektren erzeugt (VT) und mit den Spektren der Einzelkomponenten verglichen. Die Parameter, die durch die Analyse des Gesamtspektrums gefunden wurden, wurden bestätigt. Es zeigte sich, dass wie erwartet die hellste Komponente schon weiter entwickelt ist, als die beiden Komponenten des engen Doppelsterns. Es konnte kein sicherer Beweis gefunden werden, dass das System wirklich ein physikalisches Dreifachsystem darstellt. Jedoch sind die fundamentalen Parameter der Komponenten, die spektroskopisch gefunden wurden konsistent mit einem Dreifachsystem. Für das enge Doppelsternsystem, das durch die Komponenten Ba und Bb gebildet wird, konnte die Inklination der Orbitebene zu 47° – 57° eingeschränkt werden. Ungeklärt blieb die Frage, wodurch die Periode von 3.93 Tagen verursacht wird, die recht nahe bei der Umlaufperiode des engen Doppelsterns von 3.57 Tagen liegt – sich jedoch signifikant unterscheidet (MH, WW).

Die Frequenzanalyse eines Gamma Doradus Sterns (MOST Beobachtung) ergab 34 signifikante Frequenzen, wobei auch einige sehr niederfrequent sind. Die Analyse der Lichtkurven von Sternen, die im COROT Exofeld beobachtet wurden, zeigte ebenfalls niederfrequentes Signal. Das könnte bedeuten, dass es sich um Rotationsaufspaltung handelt und die wahre Rotationsperiode dieser Sterne aufgrund des Pulsationsspektrums gefunden werden kann (PR, MH).

Beim Workshop in Nizza über Gamma Doradus Sterne im COROT Exofeld wurden der Stern, der mit MOST beobachtet wurde vorgestellt. Im “COROT Thematic Team on Gamma Doradus Stars” wurde vereinbart, dass jede Gruppe 6 Sterne untersucht und die Ergebnisse verglichen werden. Dies wurde durchgeführt und es gibt keine wesentlichen Unterschiede zwischen den Ergebnissen der verschiedenen Analysetechniken, die von den Mitgliedern der Arbeitsgruppe durchgeführt wurden. Desweiteren wurden die Lichtkurven von 32 Sternen, die vom CVC (COROT Variable Classification) als P1 Gamma Doradus Sterne identifiziert wurden, analysiert und and das Thematic Team gesandt (MH).

Aus allen Exo–Lichtkurven con COROT wurden die delta Scuti und gamma Doradus Sterne identifiziert und die zugehörigen Pulsationsfrequenzen bestimmt. Aus den vorhandenen AAO Klassifikationsspektren für das LRa01 Feld wurden jene Delta Scuti und gamma Doradus Sterne identifiziert, welche in dem überlappungsbereich vom IRa01 und LRa01 Feld liegen. Für diese Sterne wurden aus den Spektren die Temperaturen und aus Strömgren ubvy Daten logg und weitere Fundamentalparameter bestimmt (AK).


3.6 lambda Bootis – Sterne

Die Bahnelemente für zwei lambda Bootis Sterne konnten mittels Beobachtungen weiter verbessert und publiziert werden. Dieses Programm wird seit 1995 erfolgreich auf Rozhen, Bulgarien, durchgeführt (EP mit Iliev, Rozhen). In unserem umfangreichen Archiv haben wir einen weiteren lambda Bootis Stern mit einer SB Charakteristik entdeckt. Leider ist das Datenmaterial relativ beschränkt, aber die Analyse der spektralen Komponenten wird gegenwärtig gemacht (EP, CS mit Heiterer, Uppsala).


3.7 Sonnenähnliche Sterne, Exoplanetensysteme

Der F5 V Stern HD49933 wurden im CoRoT Seismo–Feld während des Initial Runs für etwa 60 Tage beobachtet. Der dabei gewonnen Datensatz beinhaltet den ersten eindeutigen photometrischen Nachweis von sonnenählicher Pulsation in einem Hauptreihenstern der nicht die Sonne ist dar. Eine erste Analyse von Appourchaux et al. (2008) führte aber aufgrund einer überinterpretation der Daten zu einer falschen Modenidentifikation. Es wurden eine neue, auf dem Bayesischen Theorem beruhende Methode entwickelt, die eine möglichst vorraussetzungsfreie Extraktion der Pulsationsfrequenzen und deren beobachtungsbedingten Unsicherheiten ermöglicht. Auf diese Weise konnten mindestens 24 Pulsationsfrequenzen im vorhandenen Datensatz identifiziert werden, die in einer ersten Publikation zusammen mit der Beschreibung der Methode eingereicht wurden. Weiters wurden die Fundamentalparameter des Stern mit Hilfe von ESO Archivdaten neu bestimmt. Die relative kleinen Fehler der Frequenzen erlauben einen sehr guten Abgleich von beobachteten und Modell–Frequenzen. Dafür wurde ebenfalls eine neue Methode entwickelt, die eine direkte Wahrscheinlichkeit für das übereinstimmen eines gegebenen Modells mit den Beobachtungen berechnet. Die korrekte wahrscheinlichkeitstechnische Behandlung des Problems erlaubt den direkten Vergleich verschiedener Modelle innerhalb eines Modellgitters, aber auch verschiedener Modelgitter untereinander. Auf diese Weise konnte nachgewiesen werden, dass der Stern – obwohl er in der Literatur als metallarm gilt – nicht mit einem metallarmen Model erklärt werden kann und die beobachteten Frequenzen viel besser zu einem Model mit sonnenähnlicher Metallizität passen. Die Publikation der Resultate ist in Begutachtung (TK, MG).

85 Pegasi (HD 224930): Eine vertiefte Analyse des zweiten MOST Beobachtungsruns in 2007 lieferte den Beweis, dass jene in 2005 beobachtete Periodizität mit ca 11 Tagen auch hier vorhanden ist. Die beste Erklärung dafür ist nach wie vor eine durch Rotation verursachte Modulation der Sternintensität durch Sternflecken/aktive Regionen eines der Komponenten des Doppelsterns. Zum besseren Modellieren dieser Variation wurden hochaufgelöste Spektren aus dem ESO Archiv entnommen, analysiert und die bisher schlecht bekannte projizierte Rotationsgeschwindigkeit, vsini, besser bestimmt. Weiters wurden Simulationen zur Bestimmung des Detektionslimit für p–Moden durchgeführt (DH,MO,MG).


3.8 G– und K– Riesen

Durch die hochpräzisen Langzeitbeobachtungen im Exo–Feld von CoRoT hat sich die Liste der bekannten pulsierenden Riesen im letzten Jahr stark vergrössert (von ca.10 auf mehrere 100). Auch konnte dadurch die Frage der Interpretation der bisherigen Beobachtungen beantwortet werden. Aufgrund der Mehrdeutigkeit der vorhandenen Beobachtungsdaten wurden die gemessenen Oszillationen von roten Riesen entweder als radiale Schwingungen mit sehr kurzer Lebensdauer oder als radial und nicht radiale Schwingungen mit signifikant längerer Lebensdauer interpretiert. Beide Möglichkeiten haben schwerwiegende Auswirkungen in der theoretischen Behandlung der Kopplung von Pulsation und Konvektion. Erst mit Hilfe der CoRoT Daten konnte eindeutig nachgewiesen werden dass rote Riese, wie auch sonnenähliche Sterne, ein Pulsationsmuster von radialer und nichtradialer Schwingungen aufweisen das der asymptotischen Theorie folgt und die Oszillationen eine Lebensdauer von mehreren Wochen haben. Die MOST Daten der beiden roten Riesen eps Oph und HD20884 wurden jeweils gemeinsam mit einer detaillierten asteroseismischen Analyse publiziert (TK).

Die Extraktion der Modenparameter stellt ein weiteres Problem in der Behandlung von sonnenähnlichen Oszillationen dar. Normale Frequenzanalysemethoden wie sie für klassische Pulsatoren angewendet werden versagen hier weil diese von einem stabilen kohärenten Signal ausgehen welches für sonnenähnliche Schwingungen nicht gegeben ist. Die stochastische Natur dieser Schwingungen führt zu einem verbreiterten Signalprofil im Fourierspektrum das sich gut durch ein Lorentzprofil annähern lässt. Es wurden Methoden zum Fitten solcher Lorentzprofile entwickelt die eine möglichst vorraussetzungsfreie Behandlung der Beobachtungsdaten zulässt. Die Publikation erster Ergebnisse ist in Vorbereitung (MG, TK).

Weiters wurden neue grössere Modellgitter für die anschliessende asteroseismische Analyse gerechnet (TK).


3.9 Sternhaufen

Im Zuge einer Diplomarbeit wird der Sternhaufen NGC 6611 photometrisch und spektroskopisch untersucht. Die photometrischen Daten wurden am CTIO in Chile am 0,9m Teleskop in Form einer CCD Zeitserienphotometrie in Johnson B und V aufgenommen. Zunächst wurden die Rohdaten aufbereitet und mit dem Programm IRAF reduziert und korrigiert. Anhand der Bilder wurden 186 Sterne ausgewählt, die zu einer näheren Untersuchung herangezogen wurden. Es wurden die Lichtkurven erstellt und diese gegen die Extinktion korrigiert. Die anschliessende Frequenzanalyse wurde mit Hilfe des Programms Period durchgeführt und die Ergebnisse zusätzlich noch mit SigSpec überprüft. Zusammenfassend lässt sich sagen, dass von den ausgewählten 186 Sternen, vier als pulsierende veränderliche Vorhauptreihensterne eingestuft werden können. Die anschliessende Tabelle zeigt die erhaltenen Frequenzen für diese vier Veränderlichen.


3.10 Hipparcos Photometrie

Die umfangreiche Variabilitätsstudie der Hipparcos Daten konnte erfolgreich abgeschlossen werden. Neben den schon bekannten delta Scuti Pulsatoren, wurden drei mögliche Bedeckungsveränderliche entdeckt. Diese Sterne sind besonders interessant, da bei bekannten Bahnelementen grundlegende astrophysikalische Parameter, wie die Masse, abgeleitet werden können. Zurzeit werden Nachfolgebeobachtungen geplant (EP, PR).


4. Satellitenexperimente

4.1 MOST (Microvariability and Oscillations of Stars)

Die Pipeline für MOST Leitsterne wurde verbessert und die Arbeit “Data Reduction pipeline for MOST Guide Stars and Application to two Observing Runs” wurde in der Zeitschrift Communications in Asteroseismology publiziert (MH).

Routinemässig wurde der Ablauf des MOST Beobachtungsprogramms gewährleistet: Auswahl der Sterne in den Feldern sowie Ausrichtung und Orientierung am CCD, Bestimmung der optimalen Belichtungszeit, der Stackrate und der CCD Kontrolltemperatur, Analyse der täglich aufgenommenen Daten, Vorreduktion der Photometrie von allen Sternen eines Feldes nach Ablauf der Beobachtungsperiode und Erstellung von Berichten an das Wissenschaftsteam. Führen eines kompletten Beobachtungskatalogs und Vorbereitung von Daten für wissenschaftliche Analyse und Aufnahme in Publikationen (RK).


4.2 COROT

Für ein weiteres Announcement of Opportunity wurde eine Webpage erstellt, die es dem Benutzer erlaubt, Beobachtungsanträge im Rahmen des Additional Programmes von COROT einzureichen. Dieser Webpage ist eine Datenbank mit einem Administrationsportal angeschlossen, das die Verwaltung der eingelangten Anträge erlaubt, sowie deren Vorbereitung auf den Begutachtungsprozess (AK).

Für die bisherigen beiden Long Runs LRc2 und LRa2 von Corot wurden mit Hilfe von Corotsky (CNES Planungssoftware) und Exodata (Datenbank der Exoplaneten Arbeitsgruppe) jeweils 100 Sterne, bestehend aus den akzeptierten Beobachtungsanträgen und erweitert um die hellsten A und F Sterne, extrahiert. Diese wurden dann entsprechend der beiden COROT Exo–CCDs aufgeteilt, im spezifizierten Format aufbereitet und an das Exo–Team in Marseille weitergeleitet (AK).

Für COROT Daten musste eine eigene Datenreduktion entwickelt werden, da COROT– Lichtkurven eine andere Charakteristik aufweisen als MOST Daten. Streulicht spielt im ersteren Fall eine sehr untergeordnete Rolle, während die Hauptproblematik bei Diskontinuitäten in den Lichtkurven liegt. Die automatische Detektionssoftware zur Identifikation und Beseitigung von instrumentell verursachten Sprüngen in den Corot Exo–Lichtkurven wurde verfeinert und auf die die Daten der ersten Runs (IRa01, LRc01, LRa01 und SRc01) angewendet (AK, TK, MH).

Zur Vorbereitung des Short Runs (SRa01) zur Beobachtung des jungen offenen Sternhaufens NGC 2264 wurde der Input–Targetkatalog erstellt und die Cross Referenzen mit dem USNO Katalog durchgeführt. NGC 2264 wurde im März 2008 für 23 Tage mit COROT beobachtet, die Daten waren Anfang September 2008 verfügbar. Nach Elimination instrumentell bedingter Effekte (destepping) wurde eine Frequenzanalyse mit SigSpec vorgenommen. Die detaillierten Frequenzanalysen und die Identifikation von Pulsationsfrequenzen in den Datensätzen werden gerade durchgeführt (KZ, AK, MG).

Zur einfacheren Handhabung von ”CoRoT N2”–Daten wurde ein IDL–Tool (”n2XX”) mit visueller Benutzeroberfläche geschrieben, welche es ermöglicht, Lichtkurven direkt aus dem Rohformat vorab zu beobachten und zu analysieren, sowie in eine mehrspaltige ASCII–Datei mit wählbarem Inhalt zu konvertieren. Das Programm ist auf der offiziellen CoRoT–Webseite als downloadbares Tool erhältlich (MG).


4.3 BRITE–Constellation (BRIght sTar Explorer – Constellation)

BRITE Management: Für die öffentliche Präsentation der BRITE–Constellation Mission wurden die auf der Domäne www.brite–constellation.at bereitgestellte Information aktualisiert und entscheidend erweitert. Diese Informationen sollen der Wissenschaftlichen Community, aber auch der Breiten öffentlichkeit, ermöglichen sich über die Planung, die Ziele und den aktuellen Stand der Mission auf dem Laufenden zu halten (AK). Ein Folder wurde erstellt und updates der Webseite www.brite–constellation.at durchgeführt (KZ).

Für das First Announcement of Opportunity (AO) von BRITE–Constellation wurde eine Webpage erstellt, die es dem Benutzer erlaubt, Beobachtungsanträge im Rahmen des Projektes einzureichen. Dieser Webpage ist eine Datenbank mit einem Administrationsportal angeschlossen, das die Verwaltung der eingelangten Anträge erlaubt, sowie deren Vorbereitung auf den Begutachtungsprozess (AK).

Für die wissenschaftliche Vorbereitung der BRITE Mission wurde der BRITE–Constellation Targetkatalog mit den aus dem AO extrahierten vorgeschlagenen Sternen erweitert. Dies dient als erweiterter Input für die Planung des ersten Beobachtungsjahr von BRITE–Constellation (RK).

Kommunikation und Koordination mit den Satellitenentwicklern am UTIAS–SFL und den Betreibern: TUG (BRITE–AUSTRIA) und IfA (UniBRITE). Entwicklung von Kommissionierung und Operationsstrategien der BRITE Satelliten inklusive Kostenabschätzungen. Teilnahme an den regelmässig abgehaltenen Telekonferenzen zwischen den Projektpartnern, UTIAS–SFL, TUG, IfA und den BRITE Science Teams (RK, WW).

Ein Netzwerk für komplementäre bodengebundene Beobachtungen wurde begonnen aufzubauen. Ein erster überblick über mögliche Kollaborationspartner und deren zur Verfügung stehende Instrumente wurde beim BRITE Science Team Meeting in Toronto präsentiert (NN).

Das Team organisierte weiters vom 1. bis 4. Juli in Wien das 2. Internationale BRITE–Constellation Workshop. Mehr als 70 Teilnehmer aus 14 verschiedenen Ländern konnten begrüsst werden.

BRITE Instrumentenentwicklung: Schwerpunkt war die Evaluation der optimalen Punktquellenabildung (Point Spread Function – PSF) der Teleskopoptik am CCD Detektor. Umfangreiche Testaufnahmen im UTIAS–SFL Labor wurden produziert und in Wien ausgewertet. Von diesen Testbildern wurden PSF’s extrahiert die als Vorlage fuer Zeitreihensimulationen dienten. Mittels dieser Simulationen wurde letzlich formal die für die Mission besten PSFs bestimmt und damit der Abstand von Optik zum CCD fixiert. Um diese Aufgaben durchführen zu können, wurde spezielle Testsoftware entwickelt, die einerseits die Auswertung der Testaufnahmen und andererseits eine realistische Simulation gewährleistet. Die Resultate von dieser Prozedur wurden noch zusaetzlich mit Modell PSFs, die direkt aus dem Optischen Design gerechnet wurden, als Referenz verglichen. Diese Untersuchung wurde bis dato am Engineeringmodell des Instruments, welches dem ‚blauen’ Design entspricht, durchgeführt und abgeschlossen. Die dadurch gewonnen Richtwerte und Erfahrung können nun für den Zusammenbau und die Testaktivitäten der Fluginstrumente verwendet werden (RK).

Die zur Simulation des Instrumentes (Optik und Kamera) entwickelte Simulationssoftware wurde entscheidend erweitert. Mit Hilfe des Softwarepaketes ist es nun möglich für Sterne synthetische Flüsse mit Hilfe von Modellatmosphärencodes zu simulieren, diese dann mit den Transmissionseigenschaften der Optik und des Filters zu falteten und unter Berücksichtigung der Quanteneffizienz des Detektors und einer angenommenen Pointing–Genauigkeit des Satelliten eine synthetische Zeitreihe zu simulieren. Diese Simulation wird ergänzt um die Möglichkeit, mit real gemessenen PSFs der Engineering–Kamera Vergleichs–Zeitreihen zu simulieren, um Teile der Performance Evaluation des Systems durchzuführen (AK).

BRITE Software: Für alle BRITE wissenschaftlich relevanten Softwaremodule und Datenprodukte wurden, Requirements Documents’ erstellt (RK). Dazu gehören: BRITE_TARGET ist ein Program das Orientierung und Einstellungen der BRITE CCD Kameras ermöglicht und detailierte Setup–Parameters definiert, welche an die Satelliten gesendet werden. SDGC (Science Data Generation Code) produziert die Science Data Records (SDR) am Satelliten. Die SDRs enthalten alle am Satelliten produzierten für die wissenschaftliche Auswertung relevanten Daten. Also Bilder und Photometriedaten von den Targetsternen sowie Instrument und Satellitentelemetriewerte. BRITE_CHOP dekomprimiert und zerlegt den vom Satelliten übertragenen Datenstrom in individuelle SDRs. BRITE_PREVIEW ermöglicht die detailierte Untersuchung einzelner Science Data Records. BRITE_HISTORY stellt die in den SDR enthaltenen Daten als Zeitreihen dar und erlaubt damit die Untersuchung der zeitlichen Variationen verschiedenster Werte ua die Photometrie der Targetsterne. BRITE_DATA komplementiert und formatiert die gesammelten SDR Files in FITS Standard Files welche an das MIssION DATA ARCHIVE gesendet werden.

BRITE Missionsplanung: Mitte Oktober wurde ein internatonaler “Call For Proposals” veröffentlicht mit dem Ziel Beobachtungsanträge für die BRITE–Constellation Mission zu erhalten. Zum Einsendeschluss (Ende November) wurden 38 Vorschläge mit insgesamt mehr als 870 Sternen gesammelt, zusammengestellt von Wissenschaftler aus 12 verschiedenen Ländern. Beim BRITE Science Team Meeting in Toronto (Dezember) wurden diese vorsondiert und diskutiert. Zur Evaluierung der Proposals bzw. der definitiven Auswahl von Bebachtungsfeldern für die das erste Missionsjahr wurde ein BRITE Targetstar Catalog produziert. Mit der Programentwicklung wurde begonnen, die eine Selektion der BRITE Beobachtungsfelder, basierend auf formal definierter Kriterien, erlauben soll (RK).


4.4 PLATO

Das Satellitenprojekt “PLAnetary Transits and Osicillation of stars (PLATO)” http://www.lesia.obspm.fr/perso/claude–catala/plato_web.html stellt eine Fortführung der Forschungskonzepte von CoRoT und KEPLER (Start im Jahr 2009) dar und ist eine Studie für eine M–class ESA Mission. Ende 2009 wird mit einer Entscheidung gerechnet, welche der M–class Missionen tatsächlich realisiert wird. österreich ist sowohl im PLATO Consortium vertreten (WW und Handler, Wien), wie auch im Council (WW). Das Institut für Weltraumforschung der österreichischen Akademie der Wissenschaften, Graz, ist an einer Beteiligung beim Bau von Hard– und Software interessiert und in die Studie involviert.


4.5 Vienna Ground Station (VGS) Organisation und Einschulung des VGS Teams, Erstellen der monatlichen Dienstpläne Kommunikation mit Kanada (Toronto, für MOST) und Frankreich (CNES, für COROT), Organisation der Reparatur der Klimaanlage, Kontinuierliche Updates des VGS Handbuchs, Umstellung der IP Adressen bei der gesamten Anlage, überwachung und Behebung auftretender Fehler an der Bodenstation (KZ mit PR, AK, MO, MG, DG, MH, TL, NN, WK, AS, VK, MF).


5. Datenbanken

5.1 NEMO

Since February the extension with additional 54573 models of the grid to Teff = 20000K is public. They can be obtained via the NEMO online search. Model fluxes for the new models where calculated in May and are available for download. Additional data for the computed models have also been prepared for download via the NEMO online search in July. These files, formerly know as 'the out files', contain now more information as those from the NEMO 2003 grid and have therefor a slightly different format. Also in July we tranfered the NEMO database to a new, professionally hosted server of the university of vienna. The new webaddress reads http://www.univie.ac.at/nemo/ We calculated synthetic filter photometry for all new model fluxes in October. We recalculated also all existing color tables, and added the SDss ugriz and u'g'r'i'z' filter systems. All colors were calculated with the code 'Colors_CR' of Christian Rab, which is based on the program FluxConv of CS. Not only the color indizes, but also the single filter colors have been normalized (CS).


5.2 VALD

A major update of VALD–2 in January was provided. It includes a number of new data as well as corrections to previous files. As was frequently noticed there were abnormally strong Si I lines which have never been observed in stellar spectra. On our request Dr. Robert Kurucz recalculated Si I data and a new file is included in VALD. Accordingly, we removed old Si I data from 'Si.nlt' file, saving the remaining Si II data under the name 'Si2.nlt'. Also, we switched to more precise wavelengths measurements of Cr I lines, and corrected wavelengths of Cr I lines in all files correspondingly to avoid double extraction of a line. We also corrected a few typos in the energy levels which resulted in wrong Ritz wavelengths in the Raassen & Uylings transition probabilities calculations for Cr II and Fe II. Improved wavelengths and oscillator strengths for Ti II are available from the group at Imperial College, London. The DREAM Nd III datafile as well as the Nd III data in file 'Nd' are removed and replaced by the transition probablities calculations based on the reclassification of Nd III energy levels. The old 'gf26_obs' file which contained calculations of the atomic data for Fe lines from Kurucz88 is replaced by new Kurucz calculations from 2006–07 which are based on the extended analysis of the term structure of Fe ions. At present this file contains 241420 spectral lines of Fe I – Fe VI. Mora about Fe lines is discussed below. A collection of the Ca I and Ca II atomic parameters has been created after the detailed study of the NLTE Ca lines formation (see Mashonkina et al. 2007, A&A, 461, 261). New experimental oscillator strength mesurements with error estimates are available due to excellent work of our colleagues from the Lund and Wisconsin Universities. They provide us with the data for Zr II, Mo II, Ni II, Pt I, Hf II and most rare–earth elements from La to Lu. A set of reliable transition probabilities for Th II and U II are available, which are based on the combination of experimental lifetimes and theoretical branching ratios (CS)

Minor updates were in April 2008: The default configuration for the VALD ems service was updated. Certain high excitation lines where not extracted, because of their lower excitation potential being higher than the internal (historical) limit of 50eV. Thus we raised the maximum allowed excitation potential for the lower level to 100eV. September 2008: In spite of our news messages some of the users do not update their personal configuration files according to the updated default.cfg . Therefor these users are not able to retrieve some of the improved atomic data. We asked all the users to update their personal configuration files before October 1st. Starting from this time some of VALD files will be removed from the running instance of the database (CS). It is very important to have the possibility to check the quality of the data present in the VALD database. This possibility is given by well studied slow rotating stars for which the fundamental parameters and the abundances are well known. High resolution, high signal to noise spectra of these stars are used to check the quality of the atomic data present in the database. At low–mid effective temperatures (below 6000K) the spectra of several reference stars are available (e.g. Sun, Procyon), so that lines with a low excitacion potencial can be checked. Hotter stars are needed for lines with a high excitation potencial. This work wishes also to establish whether the chemical composition of the solar photosphere can be regarded as a reference for early A– and late B–type stars. We have obtained optical high–resolution, high signal–to–noise ratio spectra of three slowly rotating early–type stars (HD 145788, 21 Peg and pi Cet) that show no obvious sign of chemical peculiarity, and performed a very accurate abundance analysis of up to 38 ions of 26 elements (for 21 Peg), using a vast amount of spectral lines visible in the spectral region covered by our spectra. We provided an exhaustive description of the abundance characteristics of the three analysed stars with a critical review of the line parameters used to derive the abundances. We compiled a table of atomic data for more than 1100 measured lines that may be used in the future as a reference for tuning the parameters of further spectral lines. We have established that He, C, Al, S, V, Cr, Mn, Fe, Ni, Sr, Y, and Zr show abundances compatible with the solar ones. The abundances of the remaining studied elements show some degree of discrepancy compared to the solar photosphere: those of N, Na, Mg, Si, Ca, Ti, and Nd may well be ascribed to non–LTE effects; for P, Cl, Sc and Co, non–LTE effects are totally unknown; O and Ba show discrepancies that cannot be ascribed to non–LTE effects. The spectra of the three analysed together with the obtained final synthetic spectra and the mentioned line table will be publicaly available on the web site to allow everyone to check the line parameters of the lines visible in the analysed spectra. (LF, TR)

The latest Kurucz calculations for Fe–peak elements in 9 ionization stages, including transition between the predicted energy levels, were analyzed and converted to the format of the new VALD3 version. Based on the new energy levels measured after 1993 – the year of the public release of Kurucz’ database and which is used in VALD2 – these calculations contain a much larger number of observed and predicted lines. In agreement with R. Kurucz’ analysis of the datasets it was possible to fix and correct errors in previous calculations. The lines resulting from the observed energy levels have now a higher accuracy, which is important for synthetic spectrum calculations, while the increased number of predicted lines is important for model atmosphere calculations. New infrared lines not present in VALD2 are now included in the current version 3 (TR, LF, MO, CS with N. Piskunov, Uppsala).

Adapting different codes to work with and manipulate atomic lines data lists which became recently available, and which are to be included in the new version of VALD. Implementation of new line lists, testing the new versions of the extraction and preselection software (DS, TL, NN, MO). VALD joined the effort to establish a Virtual Atomic and Molecular Data Centre (VAMDC) substantially funded within the 7th Framework Program of the EU. The goal of VAMDC is to provide the community of both European and global users with access to a comprehensive federated set of Atomic and Molecular data and application resources. The PI of the proposal ist the French Centre National de la Recherche Scientific, with 14 more participants from European, Russian and Veneculean institutions. Our EU proposal was ranked second! in a row of impressive proposals and got funded (WW).


5.3 VISAT

Mit Jahresende 2008 haben 204 User 1636–mal auf die VISAT Datenbank zugegriffen. Derzeit sind 40 Parameter von 110.941 Sternen aus 46 thematischen Katalogen abrufbar. Ein Update von VISAT für den speziellen Einsatz für BRITE–Constellation wurde vorbereitet (TK). Einige Kataloge wurden aktualisiert und Fehler in diversen anderen bereits implementierten Katalogen korrigiert (AK).


II. System–Administration

Es wurden regelmässige Backups der gesamten /home–platte von JAN durchgeführt. Alle Rechner der Arbeitsgruppe wurden auf die neue IP range xx.xx.50.xx umgestellt und allgemeine Wartungsarbeiten am Gruppenserver laufend durchgeführt. Einige Rechner wurden durch neue Hardware ersetzt (TK). Administrieren und Warten der Windows System Umgebung in der Arbeitsgruppe (AK).

Die Teamhomepage http://ams.astro.univie.ac.at/ wurde aktualisiert und wird regelmässig gewartet. (DG)

Das generelle Systemupgrade der Linux PCs auf die neueste RedHat Version (Fedora) wurde fortgesetzt. Es wurden diverse Software–Updates (IDL, Intel Fortran, nedit, Mozilla,...) vorgenommen (TK).

Zu ergänzenden Simulationen und dem Einsatz im Rahmen von BRITE–Constellation wurden die bestehenden 6 Lizenzen des Programmpaktes STK von AGI betreut und verlängert (AK).
III. Public Relations

Universum im Koffer (MOST für Alle) ist ein Wissenschaftskommunikationsprojekt, das einer interessierten öffentlichkeit Beobachtungen mit dem Weltraumteleskop MOST (Microvariability and Oscillaction of Stars) ermöglicht. Als wesentliche Zielgruppe wurden astronomische Vereine und Schulen (Oberstufe) zur Teilnahme eingeladen. Ziel des Projektes ist, eine breite öffentlichkeit auf aktuelle astronomische Arbeitsmethoden aufmerksam zu machen und einen Zugang zur Astronomie zu schaffen. Insgesamt wurden zehn Beobachtungsvorschläge im Rahmen von “Universum im Koffer” verwirklicht, fünf in der Kategorie AmateurastronomInnen, fünf in der Kategorie Schulen. Das Projekt wurde am 24. Jänner mit einem Festakt im Haus der Forschung (Sensengasse 1, 1090 Wien) abgeschlossen. Die Antragsteller der erfolgreichen Beobachtungsvorschlägen hatten Gelegenheit, in kurzen Referaten ihrer Projekte vorzustellen. Begleitet wurde der Festakt im Vorfeld und in der Nachbereitung mit einer Medienaktion.


IV. Tagungen, Gast– und Beobachtungsaufenthalte

Tagungen und Workshops

International Workshop on Spectroscopy and Spectropolarimetry of A– and B–type stars, Armagh, 18. – 22.1., Fossati (V)
Interner Workshop zur Thematik der Häufigkeitsanalysen, Wien, 25. – 28.2., Fossati, Lüftinger, Nesvacil
8th Pacific RIM Conference, 5 – 9.5., Phuket, Thailand, Kaiser (V), Kallinger (P)
Gamma Doradus Workshop, Nizza, 26.–28.5., Hareter (V)
CoRoT Co–I Meeting, Paris (Frankreich), 30.5.2008, Weiss (V), Zwintz
2nd KASC Workshop, Aarhus, 9. – 11.6., Reegen (V)
HELAS Workshop, Wroclaw (Polen), 23. – 27.6.2008, Weiss (V), Zwintz (V)
2nd BRITE Workshop, 1 – 4.7.2008, Vienna, Fossati, Gruber, Gruberbauer, Hareter, Huber, Kaiser (V), Kallinger (V), Kudielka, Kuschnig (V), Lüftinger, Nesvacil, Neuteufel, Obbrugger, Reegen, Shulyak, Weiss (V), Zwintz (V)
MOST Science Team Meeting, 5 – 7.7.2008, Vienna, Gruberbauer, Hareter, Kaiser, Kallinger (V), Kuschnig (V), Lüftinger, Nesvacil, Reegen, Weiss (V), Zwintz (V) (V)
Massive Stars Colloquium, Liege, Belgium, ?.7. Kuschnig (V), Gruber (P)
CoRoT Red Giant Team Meeting, 17 – 18.7.2008, Leuven, Belgien, Kallinger (V)
GONG/SOHO Conference, Boulder CO, USA, ?.8. Kuschnig(V)
Kinder–Uni, Steyr, 25. – 28.8., öhlinger (V)
JENAM Tagung, 8–12.9.2008, Vienna, Kallinger (V), Lüftinger (V), Nesvacil (P), Weiss, Zwintz (V)
VALD Workshop, Wien, 15. – 18.9., Fossati, Lueftinger, Nesvacil, Neuteufel, Obbrugger, Shulyak, Stuetz, Weiss
Hertha Firnberg / Elise Richter Workshop des FWF, Tulbingerkogel, 29. & 30.9.2008, Zwintz
IAU Symposium 259 “Cosmic Magnetic Fields: from Planets, to Stars and Galaxies”, Tenerife, Spain, 1. – 7.11., Shulyak (P)
CoRoT NGC 2264–Team Meeting, Palermo (Italien), 1. – 3.10.2008 Zwintz (V)
CoRoT Red Giant Team Meeting, 27 – 28.10.2008, Liege, Belgien, Kallinger (V per Videokonferenz)
38th Liège International Astrophysical Colloquium, Liège, 7.7–11.7.2008, Gruber (P)
Lange Nacht der Forschung, Wien, 8.11. Lüftinger, Nesvacil, Gruber (V)
BRITE Science Team Meeting, Toronto (Kanada), 4. – 6.12., Toronto, Kaiser (V), Kuschnig (V), Nesvacil (V), Weiss (V), Zwintz (V)
MOST Science Team Meeting, 8 – 11.12.2008, Washington DC, Kallinger (V), Kuschnig (V), Zwintz (V)

Sonstige Vorträge und Gastaufenthalte
Fossati: Armagh Observatory, Irland, 18. – 22.1. und 2. – 16.10.
Hareter: Masaryk University Brno, Slowakei, 8. – 12.12.
Kuschnig: Institute for Physics and Mathematics, Zagreb University, Kroatien. ?.–?.3.
Shulyak: Uppsala University, Schweden 17.3. – 17.4.

Beobachtungsaufenthalte
Anglo Australien Observatory (AAT und UCLES Spektrograph & SEMELPOL), 4 Nächte (Lüftinger)
Observatoire de Haute Provence (1.9 m, SOPHIE Spektrograph), 1 Service–Nacht (Hareter)
European Southern Observatory (VLT– FLAMEs), 29 Stunden (CoI Lüftinger, Weiss) und (REM) 120 Stunden (Fossati)
Pic du Midi (NARVAL), 20 Nächte (CoI Lüftinger)

IV. öffentliche Funktionen, Personelles
Fossati: Editor A Peculiar Newsletter
Kaiser: Tutor der LV Beobachtungsorient. Prakt. Teil 3,
Kallinger: Tutor der LV Beobachtungsorient. Prakt. Teil 3,
Neuteufel: Tutor der LV Astronomische Instrumente I,
öhlinger: Tutor der LV Observatoriumspraktikum, ss 08
Paunzen: Mitherausgeber von The Star Clusters Young & Old Newsletter (SCYON); Leiter der Arbeitsgruppe für Nachwuchsförderung der öGAA für den Bereich der Universitäten, Organizing Committee der IAU–Inter–Division Working Group on Ap and Related Stars
Lüftinger: Organisation des 'Special Colloquiums: Women in Astronomy' im Rahmen der JENAM–Tagung 2008: 'NEW CHALLENGES TO EUROPEAN ASTRONOMY', 8. – 12. September 2008
Weiss: korrespondierendes Mitglied der International Academy of Astronautics; Nationales COSPAR Committee; COROT Scientific Committee; Leiter der COROT Additional Programme Working Group; SOC der IAU–Inter–Division Working Group on Ap and Related Stars; SOC der Joint Discussion ”Progress in understanding the physics of Ap and related stars” bei der IAU–Generalversammlung 2009, Mitglied der Berufungskommission “Satellitenastronomie” und Gutachter für die Professur “Galaxienentstehung im frühen Universum”.
Zwintz: Leitung des COROT PMS – Thematic Teams, Mitglied der Berufungskommission “Satellitenastronomie”

V. Gäste
Alain Hui Bon Hoa, Toulouse, Frankreich
Noel Dolez, Toulouse, Frankreich
Hans–Erich Fröhlich, Potsdam, Deutschland
Jean–Christophe Gazzano, Nice, Frankreich
David Guenther, St. Mary’s University, Halifax, Kanada
Jan Janik, Brünn, Slovakei
Renada Konstantinova, Sofia, Bulgarien
Oleg Kochukhov, Uppsala, Schweden
Jiri Krticka, Brno, Tschechien
Zdenek Mikulashek, Brno, Tschechien
Stefan Mochnacki, Univ. Toronto, Kanada
Andrea Miglio, Liege, Belgien
Ewa Niemczura, Leuwen, Niederlande
Vadim Tsymbal, Simferopol, Ukraine

VI. Kooperationen
E. Alecian, Kingston, Kanada
P. Amado, Granada, Spanien
M. Auriere, Toulouse, Frankreich
St. Bagnulo, Armagh, Irland
F. Favata, ESTEC, Niederlande
C. Folsom, Armagh, Irland
H.–E. Fröhlich, Potsdam, Deutschland
M. Gebran, Montpellier, Frankreicj
J. Grunhunt, Kingston, Kanada
D. Guenther, Halifax, Kanada
I. ILiev, Sofia, Bulgarien
O. Kochukhov, Uppsala, Schweden
R. Konstantinova, Sofia, Bulgarien
J. Krticka, Brno, Tschechien
J. Kubat, Ondrejov, Tschechien
J. Landstreet, Ontario, Kanada
H. Lehmann, Tautenburg, Deutschland
Z. Mikulashek, Brno, Tschechien
R. Monier, Nizza, Frankreich
P. Petit, Toulouse, Frankreich
M. Sachkov, Moskau, Russland
I. Savanov, Armagh, Irland
G. Valyavin, Korea Astronomy and Space Science Institute, Korea
G. Wade, Kingston, Kanada
Wissenschaftlich–technische Zusammenarbeit mit der Masaryk Universität Brno (EP, MH, TL)
Vielfältige Kooperationen ergaben sich naturgemäss mit den meisten Teammitgliedern der MOST, COROT und BRITE Projekte.
VII. Team (mit primären Aktivitäten)

cand phil. Luca Fossati (LF, Sternatmosphären)
David Gruber (DG, APT)
Michael Gruberbauer (MG, MOST Datenreduktion)
Mag. Markus Hareter (MH, MOST Datenreduktion)
Mag. Daniel Huber (DH, MOST Datenreduktion)
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)
Dr. Rainer Kuschnig (RK, BRITE Instrument Scientist)
Dr. Theresa Lüftinger (TL, Doppler Imaging und Zeeman Doppler Imaging)
Dr. Dima Lyashko (DL, Univ. Krim, Spektrenreduktion)
DI. Johannes Nendwich (JN, Modellatmosphären, synthetische Photometrie, NEMO)
Mag. Nicole Nesvacil (NN, CP Sternatmosphären)
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)
Dr. Sergey Plachinda (SP, Spectroploarimetrie)
Mag. Susanne Pollack (SP, PMS in OCLs)
Dr. Peter Reegen (PR, MOST Datenreduktion und Signifikanzuntersuchungen)
Dr. Tanya Ryabchikova (TR, Russ. Academy of Sciences, Moscow, CP Sternatmosphären, Elementhäufigkeiten)
Lena Schneider (LS, Bodenstation)
Univ.Prof. Dr. Arpad Scholtz (AS, TU Wien, VGS)
Dr. Denis Shulyak, FWF Lise Meitner Fellow, (DS, INTAS Fellowship, Modellatmosphären)
Marion Solar (MS, Administration bis März 2008)
Mag. Christian Stütz (CS, Modellatmosphären)
Univ.Prof. Dr. Vadim Tsymbal (VT, Univ. Krim, Modellatmosphären, Spektrenreduktion)
Peter Vogl (PV, COROT PHotometrie)
Univ.Prof. Dr. Werner W. Weiss (WW, Gruppenleiter)
Dr. Konstanze Zwintz, FWF Herta Firnberg Fellow (KZ, PMS Sterne, Satellitenphotometrie, VISAT)

VIII. Publikationen