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12 January 2006 (15:58)
JB 1996 JB 1997 JB 1998 JB 1999
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Zusammenfassung der wichtigsten Forschungsaktivitäten im Jahr 2000


INHALT
  1. Wissenschaftliche Arbeiten
  2. System-Administration
  3. Tagungen, Gast- und Beobachtungsaufenhalte
  4. Gäste
  5. Publikationen
  6. Team
I. Wissenschaftliche Arbeiten
  1. Theoretische Arbeiten
  2. Experimentelle Bestimmung astrophysikalischer Parameter
  3. Satellitenexperimente
  4. Datenbanken
1. Theoretische Arbeiten

1.1 Konvektion

Als ein wichtiger Schritt zur Anwendung von Konvektionsmodellen, die über das Mischungslängenmodell hinausgehen, wurden heuer umfangreiche Gitter von Modellatmosphären mit den in den Vorjahren entwickelten Programmen neu berechnet bzw. komplettiert. Die neuen Modellgitter fanden eine erste Anwendung durch J. Montàlban und F. D'Antona, die die Modellatmosphären, basierend auf Mischungslängentheorie (MLT) und dem Modell von Canuto-Goldman-Mazzitelli, als Randbedingung für Sternmodelle verwendeten. Die Sternmodelle wurden für Entwicklungsrechnungen für Kugelsternhaufen benötigt. Es bestätigte sich, daß es nicht zulässig ist, verschiedene Konvektionsmodelle und verschiedene Mischungslängenparameter jeweils für die Sternatmosphäre und das Sterninnere zu verwenden. Wird also ein vorhandenes Modellatmosphärengitter verwendet, muß zwangsweise dieselbe Konvektionsbehandlung für das Sterninnere gelten, da es ansonst zu Inkonsistenzen bei den Entwicklungswegen und den synthetischen Farbindizes kommt (und zwar durch inkonsistente Temperaturgradienten). Die Alternative, erst ab dem oberen Rand der Konvektionszone die Atmosphären heranzuziehen, ist ebenfalls nicht akzeptabel. Dies bewies die unmittelbare Notwendigkeit der in Wien durchgeführten Modellgitterrechnungen.

Vergleiche zwischen den verschiedenen Konvektionsmodellen und ihrer Auswirkung auf Spektren, Farben und Flüsse lassen eine einfache Unterscheidung zwischen effizienten und ineffizienten Modellen zu. Erstere sind bisher bei Berechnungen von Modellgittern sehr häufig verwendet worden. Die effiziente Konvektion rührt aber von einer Kalibration der MLT am Radius der Sonne her, während hingegen eine ineffiziente Konvektion nötig ist, um Farben und Balmerlinienprofilen bei A Sternen erfolgreich mit Beobachtungen in Übereinstimmung bringen zu können. Die neuen Modellgitter werden nun eine individuelle Wahl der Konvektionsbeschreibung gestatten, solange ein generell akzeptiertes Modell, das alle relevanten Beobachtungen auf einmal erklärt, noch nicht zur Verfügung steht.

Arbeiten von F. Kupka, um ein solches Modell zu entwickeln, standen wiederum im Zentrum der Untersuchung der hydrodynmischen Momentengleichungen in Form des Reynolds stress approach, die als Grundlage für ein neuartiges, nicht-lokales Konvektionsmodell dienen, konnte in diesem Jahr, soweit es den Vergleich mit idealisierten numerischen Simulationen von H. Muthsam (Institut für Mathematik der Univ. Wien) betrifft, weitgehend abgeschlossen werden. Hinzu kamen das Auffinden einiger neuer, überaus erfolgreicher Closure Relationen (Näherungen, die das Arbeiten mit nur einer kleiner Anzahl statt unendlich vielen Momentengleichungen erlauben) und die ersten realistischen Anwendungen auf A Sterne durch Kopplung des stets weiterentwickelten Momentengleichungslöser mit einem Sternaufbau Programm (gemeinsam mit M.H. Montgomery). Weiters erfolgte das Erstellen eines semiimpliziten Lösungsverfahrens, das Rechnungen vom Sterninneren bis in den Bereich der Sternatmosphäre erst ermöglicht. Die Erfüllung der Ziele des heuer gestarten FwF-Projektes Turbulent Convection in Stars, P13936-TEC, ist damit einen großen Schritt näher gerückt. Die Verbindung mit einem Sternaufbauprogramm gelang damit sogar früher als erwartet.

Die wichtigsten Ergebnisse sind im folgenden gesondert angeführt:

  • Die Implementation eines neuen Closures ("Abschlusses") jener Momente 3. Ordnung, die nicht-lokale Transportprozesse beschreiben (Fluß der kinetischen Energie, Schiefe der Verteilungsfunktionen für Geschwindigkeits- und Temperaturfluktuationen, etc.) brachte enorme Verbesserungen. Dies wurde anhand des Vergleichs mit numerischen Simulationen festgestellt, der nun sowohl qualitativ als auch quantitativ sehr zufriedenstellend ist. Der Angelpunkt des neuen Closures ist die Aufgabe der zu stark vereinfachenden Annahme, die Momente 4. Ordnung würden einer Gaußschen Verteilung gehorchen, der (gedämpften) "Quasi-Normal Approximation'".
  • Für die verwandten Momente, die Transportprozesse beschrieben, die für Druckfluktuationen und Dissipation der turbulenten kinetischen Energie eine Rolle spielen, konnten mit V.M. Canuto während eines Aufenthalts am GISS/NASA neue Closures gefunden werden, die sehr gut beim Vergleich mit einer Vielzahl numerischer Simulationen abschnitten.
  • Die genannten Tests von Closuremodelle profitieren von der Ausdehnung der numerischen Simulationen von H. Muthsam auf einen größeren Parameterbereich (Prandtl Zahlen von 0.1 bis 1), sowie sorgfältiger Ausrelaxation und Mittelung, um zuverlässige Statistik der hydrodynamischen Momente zu erhalten. Schließlich wurde die größte noch vorhandene Schwachstelle der jetzigen Version der Momentengleichungen untersucht, die Duck(gradients)-Korrelationsfunktionen. Ihr Verbesserung könnte durch eine vollständigere Beschreibung der Anisotropieeffekte erzielt werden, was gerade eingehend untersucht wird.
  • Durch Zusammenarbeit mit M.H. Montgomery, bis Oktober Post-Doc am Institut (nun in Cambridge, England) war es möglich, das Momentengleichungsprogramm im Hinblick auf Randbedingungen und Verwendung einer realistischen Zustandsgleichung und realistischen Opazitäten so zu verändern, daß eine Anwendung auf A-Hauptreihensterne und weiße Zwerge vom Typ DB erstmalig möglich wurde. Einige Ergebnisse für He II Konvektionszonen von A Sternen wurden auf der IAU Generalversammlung im August sowie beim einem COROT-Treffen (Milestone 2000) im September präsentiert.
  • Das Programm wurde daraufhin weiter modifiziert: es kann mittlerweile im Prinzip mit jeder Art von Gittern arbeiten, soferne diese als Funktion einer Variablen definiert sind, in der die Gitterpunkte äquidistante Abstände haben. Ein "Massengitter" (unabhängige Variable ist dabei log(Masse von der Oberfläche weg)) wurde umgehend implementiert, ein weiter verbessertes Gitter (um die Wasserstoff Konvektionszone in A Sternen mit weniger Aufwand numerisch darstellen zu können) schon entwickelt. Weiters wurden alle molekularen und radiativen Diffusionsterme in eine implizite Darstllung gebracht. Das darauf basierende semiimplizite Lösungsverfahren wurde in nur einer Woche entwickelt und erfolgreich ausgetestet. Damit ist die Anwendung auf den gesamten konvektiven Teil der Hülle von A Sternen und weißen (DB-) Zwergen möglich geworden. Insbesondere kann (in grauer bzw. in Diffusionsnäherung) die Atmosphäre in die Rechnungen miteinbezogen werden.
  • Das Progamm benötigt jetzt je nach Problemstellung von knapp 1 Minute bis zu mehreren Stunden, um die Gleichungen zu lösen, numerische Simulationen mit vergleichbarere Auflösung benötigen auf derselben Hochleistungsworkstation (1 CPU-Modus) zumindest mehrere Monate, um daraus die gesuchten Größen wie Temperatur- und Druckgradient zu gewinnen.
  • Schließlich wurden die Effekte von Strahlungsverlsuten auf verschiedene Closure-Terme gemeinsam mit M.H. Montgomery eingehend untersucht. Es konnten neue, gegenüber der Originalarbeit von Canuto und Dubovikov aus 1998 verbesserte Ausdrücke gefunden werden, die die mit den Strahlungsverlusten zunehmende Dämpfung der Konvektion beschreiben.
Die Weichen für eine routinemäßige Anwendung der Momentengleichungen auf Konvektionszonen in A-Sternen sind somit gestellt. Die Anwendung auf F und G Riesen und Überriesen (RR Lyrae und d Cephei Sterne) gemeinsam mit M. Feuchtinger und E.A. Dorfi ist als nächster Schritt geplant. Die Anwendung der Gleichungen auf die Beschreibung der Sonne ist damit in greifbare Nähe gegrückt, ebenso jene auf realistischere Sternatmosphären. Die dazu noch durchzuführenden Erweiterungen werden das Hauptarbeitsziel für das kommende Jahr sein.

1.2 Sternatmosphären

Die Software-Toolsuite zum Berechnen von ATLAS9-Modellatmosphären mit realistischer chemischer Zusammensetzung (individuellen Häufigkeiten) hat Produktionsstatus erreicht. Eine umfangreiche Beschreibung der Software erscheint im Februar 2001 im Astrophysical Journal (Piskunov & Kupka). Sie umfaßt auch einen Vergleich mit Standard-ODFs (von R.L. Kurucz) und Modellrechnungen für Vega. Ebenso sind Modellrechnungen für ET And und HD 101065 darin beschrieben. Das wichtigste Ergebnis für Si-pekuliare Zusammensetzungen ist, daß im Unterschied zu den anderen CP-Sternen bei Si-Sternen (CP2-Untergruppe) je nach detailiertem

He/Si-Verhältnis nicht nur eine verstärkte Absorption durch Spektrallinien vorliegt, sondern sogar das mittlere Molekulargewicht modifiziert werden kann, was wiederum Auswirkungen auf die Bestimmung der Oberflächenschwerkraft mittels spektroskopischer oder anderer Verfahren hat.

Die Brauchbarkeit der Modelle für die Atmosphäre von ET And konnte durch einen Vergleich von theoretischen Flüssen mit IUE Daten gezeigt werden. Der Test ist ein besonderer Erfolg insofern, als er a-posteriori auf Verlangen der Gutachterin der Publikation durchgeführt wurde. Das Modell von HD 101065 wurde als Beispiel der chemisch gesehen extremsten bekannten Zusammensetzung ebenfalls eingehend diskutiert und komplementiert damit die bisher umfassendste und realistischste spektroskopische Untersuchung dieses Sterns.

Die neu zu Verfügung stehende Hardware gestattet das Rechnen kleinerer Modellgitter über Nacht (oder in noch kürzerer Zeit) für alle relevanten chemischen Zusammensetzungen, was den Routine-Einsatz von Modellatmosphären mit individuellen Häufigkeiten in der stellaren Spektroskopie erst ermöglicht.

Eine erste umfassende (Routine-) Anwendung war die Analyse und Parameterbestimmung von Targetsternen für die Untersuchungen der D-a Problematik (mit H.M. Maitzen). Ausgangspunkt waren Modelle, die im Vorjahr anhand von Parametern aus der Literatur berechnet worden waren. Der Vergleich mit photometrischen und spektrophotometrischen Beobachtungen und

Komplettierungen der Elementhäufigkeit anhand weiterer Literatur konnte für die meisten der nachfolgend gelisteten Targets einen zufriedenstellende Übereinstimmung erbringen: HD 5737, HD 25823, HD 43819, HD 78316, HD 79158, HD 89822, HD 108651, HD 124224, HD 137909, HD 137949, HD 188041, HD 196502, HD 201601 und HD 204411. Dies erforderte unter anderem auch eine Berücksichtigung der Doppelsternnatur einiger Objekte.

Das D-a Phänomen sollte damit für CP1, CP3, und kühle CP2 Sterne vollständig, für heiße CP2 und CP4 Sterne jedenfalls weitgehend erklärt werden können. Detailierte Analysen der für die Linienabsorption im Bereich um 5200 A verantwortlichen Ionen sind bereits im Gange, unterstützt auch durch (teilweise neues) spektroskopisches Beobachtungsmaterial für einen Großteil der Targets, die zumeist auch den uns unmittelbar interessierenden Wellenlängenbereich abdecken.

Die Berechnung von Modellgittern im Parameterbereich, wie im Jahresbericht 1999 angegeben, wurde fortgesetzt. Kleinere Verbesserungen am Perl-Script SMGT wurden vorgenommen. Die Berechnungen aller Gitter mit Mikroturbulenz 2 km/s konnten abgeschlossen werden und wurden auf ihre Konvergenzeigenschaften und das Verhalten der Konvektionszone, abhängig von den Modellparametern Teff, log g, [M/H] und der Schichtzahl, untersucht.

Drei verschiedene Beobachtungen des Strahlungsflusses der Sonne wurden mit unterschiedlichen Konvektionsmodellen verglichen. Es zeigte sich anhand der neueren Beobachtungen, daß das Modell mit Overshooting diese nicht am besten wiedergibt, wie in der Literatur behauptet wird (Castelli et al., 1997, A&A 318, 841).

2. Experimentelle Bestimmung astrophysikalischer Parameter

Zur rascheren und homogenen Reduktion des bis dato gesammelten spektroskopischen Beobachtungsmaterials wurden in Zusammenarbeit mit V. Tsymbal (Simferopol) und N. Piskunov (Uppsala Astronomical Observatory) die verwendeten Algorithmen laufend verbessert. Besonderes Augenmerk wurde auf ein optimales Pseudokontinuum gelegt. Besonders schwierig war dies bei den Echelleordnungen, welche die Ha und Hb Linien enthalten, da deren Flügel sich über bis zu 4 Ordnungen erstrecken und in diesen Ordnungen somit keine direkten Anhaltspunkte für das Kontinuum zu finden sind. Es wurde versucht, diese Ordnungen mit Hilfe der benachbarten unbeeinflußten Ordnungen zu interpolieren. Die Anahme, daß sich Form und Intensität des Kontinuums linear mit fortschreitender Ordnung ändert ist im Bereich der Hg und Hb Linien erfüllt, nicht jedoch am roten Ende der Spektren, wo die Ha Linie liegt. Der Verlauf des Kontinuums der von dieser Wasserstofflinie beeinflußten Ordnungen ist sehr unsicher. An einer Vereinheitlichung der Reduktionsverfahren zwischen den Observatorien wird gearbeitet.
 

  1. CP2 Sterne
  2. l Bootis Sterne
  3. d Scuti und andere (variable) Sterne
  4. Pulsierende PMS Sterne


2.1 CP2 Sterne

Vertikale Stratifikation von Elementhäufigkeiten: Untersuchungen der Ca-Häufigkeiten von 6 CP2 Sternen durch T. Ryabchikova bestätigen eine von Babel (A&A 258, 449, 1992) diskutierte Stratifikation der Ca-Häufigkeit mit einem Sprung von etwa 2 dex zwischen log t5000 = 1.2 und -0.6. Für g Equ finden wir eine ähnliche Stratifikation, nämlich eine Unterhäufigkeit in der äußeren Atmosphäre, für Si, Na, Ca, Cr, Fe und Ba, hingegen eine Überhäufigkeit für die Seltenen Erden Pr und Nd. Bei b CrB zeigen unsere Unstersuchungen, daß ein 2-Schichtenmodell für die vertikale Häufigkeitsverteilung auch die Diskrepanz bei Häufigkeiten beseitigt, die bei Linien mit hoher und niederer Anregungsenergie gemessen wurde. Unabhängig von uns kommt auch G. Wade (Kanada) zu ähnlichen Ergebnissen.

g Equ: Zeitreihenuntersuchungen von Spektren (R=166000, jeweils S/N=130) die mit dem 3.6m ESO Teleskop kontinuierlich während 1.5 Stunden gewonnen worden sind, zeigen aufgrund von Pulsation bei 29 Linien von 17 verschiedenen Ionen klare Linienprofilvariationen. Dabei weisen Seltene Erden die bei weitem größte RV-Amplitude auf, bis zu 0.8 km/s. Eine in der Literatur behauptete Korrelation zwischen RV Amplitude und Linienstärke konnte nicht verifiziert werden. Der Pulsationsmode mit der größten Amplitude dürfte l = 2±1, |m| = 2±1, vP ~ 10 km/s haben. Alle spektroskopischen Evidenzen zusammen ergeben, daß die größten RV Amplituden in den äußersten atmosphärischen Schichten auftreten, während nur etwa 100 m/s in den Regionen beobachtet werden, wo Spektrallinien typischerweise entstehen.

e UMa: Die Oberflächenverteilung der Elemente Cr, Fe, Ti, Mg, Mn, Sr und Ca wurde von T. R.-Lüftinger unter Verwendung aller in Frage kommender Linien und Blends bestimmt. Die Ergebnisse zeigen, daß die beiden Elemente Chrom und Eisen, obwohl man aufgrund des schwachen Magnetfeldes von e UMa eine Korrelation mit dem Magnetfeld nicht erwarten würde, an den Magnetfeldpolen überhäufig sind und die Region des magnetischen Äquators völlig meiden. Mangan zeigt ähnliches Verhalten. Chrom und Mangan sind etwa 0.8 dex überhäufig, und Eisen weist Sonnenhäufigkeit auf. Titan, im Gegensatz zu den vorigen Elementen, tritt am magnetischen Äquator in Erscheinung und kommt an den Polen nicht vor. Strontium scheint sich ähnlich wie Titan zu verhalten, Magnesium und Kalzium zeigen keinerlei Korrelation mit dem Magnetfeld des Sternes. Magnesium weist Flecken entlang eines Ringes in der nördlichen Hemisphäre auf. Titan ist mit etwa 0.3 bis 0.5 dex, Magnesium mit 0.1 dex unterhäufig, und Strontium zeigt Sonnenhäufigkeit.

Wenn man die Verteilung dieser Elemente zu der an der Oberfläche anderer Ap Sterne in Bezug setzt (CU Vir, q Aur, ET And, f Dra; Kuschnig 1998), fällt auf, daß Chrom und Eisen der Vergleichssterne die magnetischen Polregionen meiden, sich also genau gegengleich zur Verteilung an der Oberfläche von e UMa verhalten. Die Annahme, daß ein unterschiedlicher Evolutionsstand der Sterne Grund für diese Diskrepanz ist, wurde durch die ihrer Bestimmung der Position im HRD entkräftet. Aus der Elementverteilung an der Oberfläche von Ap Sternen und deren Korrelation mit dem Magnetfeld können neue Erkenntnisse über strahlungsgetriebene Diffusion, Akkretion, deren Zusammenspiel mit dem stellaren Magnetfeld und in weiterer Folge über den Aufbau der Atmosphäre dieser Sterne erwartet werden.

56 Arietis: Zur Zeit wird eine chemische Feinanalyse durchgeführt. Das über mehr als 45 Jahre angehäufte spektroskopische Material ergibt eine deutlich Zunahme der Rotationsperiode von 2 sec pro Jahr. Die Oberflächenverteilung der Elemente Silizium, Magnesium und Eisen in den Spektralbereichen 6342Å bis 6351Å und von 6367Å bis 6375Å wurde bestimmt. Doppler Karten von Si aus den Jahren 1985-86, 1996-97 und 1998-99 sehen alle gleich aus, was ein Konzept von S. Adelmann, dem eine Präzessionsperiode von 5 Jahren zugrunde liegt, ausscheidet.

roAp Sterne: Die chemische Analyse der roAp Sterne un deren astrophysikalischer Fundamentalparameter wurde fortgestzt und auf Gruppen von Vergleichssternen (non-roAp und normal A) vor allem durch P.Knoglinger, N.Nescvacil und Ch. Stütz ausgeweitet.

Ein Vergleich von Ha und Hb Linienprofilen von roAp Sternen und etwa gleich kühlen non-roAp Sternen zeigt bei ersteren ein Profil, das durch keine Modelle reproduziert werden kann. Die Linienkerne sind wesentlich schlanker und am Übergang zu den Flügeln treten emmissionsähnliche Flußexzesse auf.

Vorbereitungsarbeiten zur Analyse ihrer spektroskopischen Pekuliaritäten mittels Zeeman Doppler Imaging wurden begonnen. Es sollen hochaufgelöste Beobachtungen in allen Stokes-Parametern (I, Q, U, V) gemacht werden, um damit die Elementverteilung von seltenen Erden an der Oberfläche dieser Sterne verläßlich zu bestimmen. Ziel ist außerdem, Pulsationsmoden mit den Elementverteilungen als räumliches "Filter" auf der Sternoberfläche identifizieren zu können. Pekuliaritäten, die nicht durch Pulsation oder Flecken erklärt werden können, sind möglicherweise auf Pulsationswellen zurückzuführen, die sich durch eine Atmosphäre mit geschichteten Häufigkeiten ausbreiten. Zur Überprüfung soll ein Spektrensynthesecode so modifiziert werden, daß sich in der Atmosphäre ausbreitende Geschwindigkeitsfelder auch modelliert werden können.

2.2 l Bootis Sterne

Ziel von zwei in diesem Jahr abgeschlossenen Dissertationen (E. Paunzen und U. Heiter) war es

  • eine homogene Gruppe von metallarmen Sternen zu definieren, die in der Literatur auch als l Bootis Sterne bezeichnet werden, und
  • eine detaillierte Analyse der Gruppeneigenschaften mit spektroskopischen und photometrischen Methoden durchzuführen.
Da das publizierte Datenmaterial zu Beginn der Untersuchungen nicht ausreichte um diese Ziele zu erreichen, wurden Beobachtungen vom Ultravioletten bis zum fernen Infraroten durchgeführt. Basierend auf einer publizierten Liste von sicheren Mitgliedern (Gray & Corbally) wurden photometrische Bereiche definiert in denen die Entdeckungswahrscheinlichkeit maximal ist.

Es wurden 708 Programmsterne im galaktischen Feld, in sechs offenen Sternhaufen und in der Orion OB1 Assoziation mittels Klassifikationsspektroskopie untersucht. Dabei wurden 26 neue l Bootis Sterne gefunden und weitere 18 Objekte konnten als definitive Mitglieder klassifiziert werden. Das dabei benutze Klassifikationsschema ist weitgehend identisch mit jenem von Gray & Corbally. Mit der Ausnahme von sechs Objekten sind alle Spektren der Mitglieder in einem Atlas am Ende der Dissertation von E. Paunzen zusammengefasst (gem. mit R.O. Gray, Boone).

Die entgültige Liste von l Bootis Sternen enthält 66 individuelle Objekte, sowie zwei spektroskopische Doppelsterne, wobei jeweils beide Komponente l Bootis Sterne sind (gem. mit I.Kh. Iliev, Rozhen; C. Koen, SAAO; R. Griffin, Cambridge). Die Anzahl der Mitglieder konnte mehr als verdreifacht werden, wenn man die Ausgangsliste mit 20 Sternen von Gray & Corbally nimmt.

Die präzisen Messwerte der Hipparcos Mission lieferten einen ersten Anhaltspunkt über den Entwicklungszustand der l Bootis Gruppe. Aus den Parallaxenmessungen ergab sich, dass die individuellen Mitglieder den gesamten Bereich vom Beginn der Hauptreihe bis zur Nachhauptreihe bevölkern. Sowohl die galaktischen Geschwindigkeitskomponenten als auch die Entfernungen sind typisch für Population I Objekte. Allerdings ist es mit diesen Daten nicht möglich zwischen Vorhauptreihen- und Hauptreihenentwicklungszustand zu unterscheiden.

Die Verteilung der projizierten Rotationsgeschwindigkeiten für die Gruppenmitglieder ist sehr ähnlich derjenigen von normalen Sternen. Das würde für einen frühen Entwicklungszustand sprechen.

Relative Häufigkeiten chemischer Elemente von insgesamt 15 l Bootis Sternen wurden im Rahmen des Projektes bestimmt, sowie von weiteren 14 Sternen der Literatur entnommen. Außerdem wurden Häufigkeiten von normalen A und F Sternen in den Hyaden und von Feld B und A Sternen gemittelt. Für die l Bootis Sterne ergab sich ein mittleres Häufigkeitsmuster, das folgendermaßen beschrieben werden kann:

  • Sowohl die Häufigkeiten der "Eisen-Gruppe Elemente" von Sc bis Fe als auch die von Mg, Si, Ca, Zn, Sr und Ba sind um 1 dex geringer als in der chemischen Zusammensetzung der Sonne.
  • Al ist etwas unterhäufiger (-1.5 dex) und Ni, Y und Zr sind weniger unterhäufig (-0.5 dex).
  • Die Häufigkeiten der leichten Elemente C, N, O und auch S, basierend auf LTE, bewegen sich um den Wert der Sonne, was angesichts der Definition der l Bootis Gruppe zu erwarten ist. Auch Na ist im Mittel sonnenhäufig, aber die Streuung von Stern zu Stern für dieses Element ist viel größer (± 1 dex). NLTE Rechnungen für C und O ergaben bei einer großen Anzahl von Mitgliedern jedoch eine geringe Unterhäufigkeit relativ zur Sonne.
  • Die Streuung bei der Gruppe der l Bootis Sterne ist zweimal so groß wie für eine vergleichbare Gruppe von normalen Sternen, und zwar für alle Elemente außer Ba. Dies bedeutet, daß für mehr als die Hälfte der schweren Elemente mindestens ein Stern im Sample vorhanden ist, in dem eines oder mehrere dieser Elemente sonnenhäufig ist.
Zusätzlich zu den Häufigkeiten wurden für das gleiche Sample von Sternen verschiedenste Parameter ermittelt (teilweise aus der Literatur): Teff, log g, Alter, Pulsationsperiode, Rotationsgeschwindigkeit. Es zeigte sich, daß die Häufigkeiten einiger Elemente (Mg, Si, Ca, Fe, Sr) nicht gleichförmig über das Alter, die Pulsationsperiode und die projizierte Rotationsgeschwindigkeit verteilt sind. Allerdings reichen die marginalen Korrelationen nicht aus, um eine der existierenden Theorien zur Erklärung des l Bootis Phänomens zu bestätigen oder zu verwerfen, auch weil bisher nur wenige Berechnungen innerhalb dieser Theorien ausgeführt wurden.

Weiters wurden Elementhäufigkeiten im interstellaren Medium (ISM) in Richtung von 37 verschiedenen Sichtlinien aus der Literatur extrahiert. Die chemische Zusammensetzung der l Bootis Sterne wurde mit der des ISM verglichen, da die gängigste l Bootis Theorie auf der Akkretion von zirkum- oder interstellarer Materie auf die Sternoberfläche basiert. Die beiden Häufigkeitsmuster zeigen bemerkenswerte Unterschiede, insbesondere da einige Elemente (z.B. Mg, S, Zn) in l Bootis Sternen unterhäufiger sind als im ISM, was nicht mit dem Bild der Akkretionstheorie vereinbar ist.

Schließlich wurde das Häufigkeitsmuster der l Bootis Sterne mit denen von Sterngruppen, zu denen eine gewisse phänomenologische Beziehung hergestellt werden kann, verglichen. Dies umfaßt klassische chemisch pekuliare Sterne (He-schwache, Am und Ap Sterne), metallarme Sterne (Horizontalast Sterne und Blue Stragglers im Feld und Hauptreihen-F-Sterne), sowie Sterne mit zirkumstellarer Materie (post-AGB, Vega-ähnliche und A-Sterne mit Gashüllen). Die dafür erforderlichen Häufigkeiten von möglichst vielen Mitgliedern dieser Gruppen mußten wiederum aus der weit gestreuten Literatur zusammengesucht werden. Es zeigte sich, daß eine Gruppe von fünf metallarmen post-AGB Sternen bezüglich des Häufigkeitsmusters den l Bootis Sterne ähnelt, aber größere Unterhäufigkeiten und viel geringere Oberflächenschwerkräfte aufweist. Alle anderen Sterngruppen können durch ihre Elementhäufigkeiten von den l Bootis Sternen klar unterschieden werden.

Obwohl der Schwerpunkt der Arbeiten auf Beobachtungen liegt, wurden auch theoretische Aspekte behandelt. Ein Modell wurde entwickelt, um die Separation von Gas und Staub in den äußeren Hüllen besser zu verstehen. Es zeigte sich, daß die a-priori postulierte Separation tatsächlich astrophysikalisch möglich wäre, was das gefundene Häufigkeitsmuster erklären könnte: Eisengruppenelemente sind verglichen mit der Sonne unterhäufig, hingegen sind die leichten Elemente wie C, N, O und S sonnenhäufig (gem. mit S.M. Andrievsky, Odessa).

Da die meisten Gruppenmitglieder innerhalb des klassischen Instabilitätsstreifens liegen, wurde das Pulsationsverhalten der Objekte untersucht. Dabei konnten 18 neue pulsierende Sterne entdeckt werden, weitere 29 Objekte stellten sich innerhalb der Messgenauigkeit, typischerweise 0.003 mag, als konstant heraus. Die Amplituden und Perioden sind vergleichbar mit denen von d Scuti Sternen. Aber das Verhältnis von pulsierenden und konstanten Objekten innerhalb des Instabilitätsstreifen scheint signifikant höher (über 50%) als für d Scuti Sterne zu sein. Im nächsten Schritt wurden Beobachtungskampagnen für zwei Sterne durchgeführt. Obwohl keine eindeutige Modenidentifikation möglich war, zeigte es sich, dass gängige Pulsationsmodelle die Resultate sehr gut wiedergeben (gem. mit G. Handler, SAAO: P. North, Lausanne; E. Solano, VILSPA; R. Garrido, Granada)

Die INES Datenbasis der neu und homogen reduzierten IUE Daten wurde benützt, um eindeutige Kriterien für eine Mitgliedschaft zu finden. Dazu wurden sowohl niedrig als auch hochaufgelöste Spektren verwendet. Es gelang eindeutige Linienverhältnisse zu finden, die eine Vorselektion von Kandidaten ermöglichen.Weiters konnte gezeigt werden, daß die Flußdepressionen bei 1600 und 3040Å nicht eindeutig und daher nicht als Kriterien heranzuziehen wären (gem. mit E. Solano, VILSPA).

Ein mit dem ISO Satelliten durchgeführtes Beobachtungsprojekt lieferte Spektren und photometrischen Daten im nahen und fernen Infrarot. Ziel war es hier, einen durch die IRAS Daten angedeuteten Infrarotexzeß zu finden. Dieser sollte durch zirkumstellaren Gas und Staub verursacht werden. Leider stellte sich heraus, daß die derzeitigen instrumentellen Kalibrationen nicht ausreichen, um eindeutige Resultate zu erzielen. Allerdings wurde ein (bis jetzt unidentifiziertes) signifikantes Absorptionsmerkmal bei 3.5 micron gefunden (gem. mit I. Kamp, Leiden).

Basierend auf allen durchgeführten Beobachtungen und Analysen, wird folgende Definition für die Gruppe der l Bootis Sterne vorgeschlagen:

l Bootis Sterne sind metallarm, Population I, späte B bis mittlere F Spektralklasse 2.3 d Scuti und andere (variable) Sterne

FG Virginis: Die Bestimmung der Häufigkeiten für 23 chem. Elemente in der Atmosphäre dieses d Scuti Sternes durch P. Mittermayer ergab keine auffälligen Abweichungen von den Sonnenhäufigkeiten. Für die physikalischen Parameter der Modellatmosphäre wurden folgende Werte angenommen: Teff = 7500±200 K, log g = 3.3±0.3, vmicro = 3±1 km/s. Für Teff wurde der Wert aus der Photometrie angenommen, was sich mit der Spektroskopie als übereinstimmend herausgestellt hat. Eine genauere Bestimmung der Effektivtemperatur war mit dem vorhandenen Material nicht möglich. Die Oberflächenschwerebeschleunigung weicht mit log g = 3.3 stark vom photometrisch gefundenen Wert von log g = 3.8-4.2 ab. Allerdings führt diese Abweichung zu keinen nennenswerten Änderungen der Elementhäufigkeiten.

Der Wert für vsin i = 21.3±1 km/s stimmt mit Werten aus anderen Quellen überein. Die Abweichung der Linienprofile vom Lorenz-Profil konnte durch Einführen einer Makroturbulenz von vmacro = 10.9±1.6 km/s modelliert werden. Die Ursache für die Abweichung ist mit großer Wahrscheinlichkeit auf zusätzliche lokale Geschwindigkeitsfelder zurückzuführen, welche von nichtradialer Pulsation und/oder Konvektion herrühren. Andere Faktoren, wie eine Magnetfeld oder Unsicherheiten in den Atomparametern, konnten ausgeschlossen werden, da deren Einfluss auf die Linienprofile zu gering wäre.

MAIA Sterne: Im Herbst wurde eine Beobachtungskampagne von 19 MAIA-Kandidaten mit dem APT in Arizona gestartet, bei der jeder Stern eine Nacht kontinuierlich, und über den Zeitraum der Kampagne jede Nacht einmal, jeweils in 2 Farben photometriert wird. Die Gruppe der (noch immer umstrittenen) MAIA-Variablen liegt in einer Zone im HRD, die frei von Pulsation sein sollte (B7V-III ... A2V-III) und nach verschiedenen Literaturzitaten weisen sie Perioden von 2,5 ... 7 h mit kleinen Helligkeitsamplituden auf.

RR Lyrae Sternen: Reduktion und Datenanalyse im Zuge der Beobachtungskampagne von RR Lyrae Sternen in M15 (Photometrie im Infrarotem und simultane, hochaufgelöste Spektroskopie; Paunzen gem. mit E. Solano, VILSPA).

Am Sterne: Spektrale Klassifikation von interessanten astrophysikalischen Objekten, wie pulsierende Am Sterne (Paunzen gem. mit C. Koen, SAAO).

Reduktion von hochaufgelöster Spektroskopie von interessanten astrophysikalischen Objekten, wie Sakurai's Object (a born-again PN), h Car und verschiedene IRAS-Quellen zur Linienidentifikation und Bestimmung von Variationen der Radialgeschwindigkeit (Paunzen gem. mit F. Kerber, ESO).

2.4 Pulsierende PMS Sterne

Von K. Zwintz wurde die Literatur bezüglich von Vorhauptreihensternen durchsucht und begonnen, junge offene Sternhaufen zu suchen, in denen Kandidaten für Pulsation bei Pre-Main Sequence (PMS) Sternen vermutet werden können. Helligkeitsschwankungen mit Zeitskalen von mehreren Stunden bis Wochen werden von variabler Extinktion durch zirkumstellaren Staub verursacht, während in Zeitskalen von einer halben bis zu mehreren Stunden die Variation möglicherweise durch Pulsation entsteht, vor allem wenn der Stern in oder nahe bei dem klassischen Instabilitätsstreifen liegt. Derzeit wären 3 Sternhaufen für die Suche nach pulsierenden PMS Sternen geeignet. Beobachtungsanträge an Gastobservatorien werden vorbereitet.

3. Satellitenexperimente

3.1 Hubble Space Telescope

Die detailierte Analyse von 20 ausgewählten variablen Guide Stars, für die entweder Spektraltyp, B-V oder Strömgren Farben vorhanden sind, wurde beendet. Etwa die Hälfte der Sterne sind Kandidaten für multi-periodische Pulsationen vom d Scuti Typ. Ebenso konnten ein neuer Bedeckungsveränderlicher (GS 0739300524) und vier K Sterne mit photometrischen Perioden von wenigen Stunden (nicht durch Rotation erklärbar !) entdeckt werden. Ebenso wurden Vergleiche mit anderen, großen Variabilitätssurveys (z.B. MACHO, EROS, OGLE, AGAPE,...) durchgeführt, und die Unterschiede zu dem HST FGS-Survey untersucht.

Im Juni wurde ein Projekt mit dem Titel "Asteroseismology with the HST Fine Guidance Sensors" im Rahmen des ASTROVIRTEL (Accessing Astronomical Archives as Virtual Telescopes) Programms beantragt (PI K. Zwintz). Im September wurde es zusammen mit 4 anderen Projekten, die sich thematisch stark unterschieden, genehmigt. ASTROVIRTEL wird von der Europäischen Kommission gefördert und von dem Space Telescope European Coordinating Facility (ST-ECF) der ESA organisiert. Das Ziel ist es die mehr als 7 Terabyte an wissenschaftlichen Daten, die auch in ESO Archiven gespeichert sind, für europäische Benutzer als virtuelle Teleskope zugänglich zu machen. Im Zusammenarbeit mit dem Team des ST-ECF sollen große Datenmengen daraus verwertet und analysiert werden. Ende November kam es zu einem ersten Arbeitstreffen mit dem Team des ST-ECF in Garching, wo ein Zeit- und Arbeitsplan für das kommende Jahr erstellt wurde.

3.2 HIPPARCOS

Es wurden die Zeitreihen von über 900 zufällig ausgewählter Sterne, die mit Hipparcos aufgenommen wurden, von T. Kallinger untersucht. Die Sterne sollten als konstant gelten (Crossreferenz mit SIMBAD) und verschiedenen Spektral- und Leuchtkraftklassen aufweisen.

Alle Sterne wurden einer Fourieranalyse unterzogen und die Ergebnisse unter 2 Aspekten ausgewertet:

  • Photonenrauschen begrenzte Photometrie
  • Charakteristische Frequenzen die vom Instrument herrühren
Der von R. Kuschnig et al. (1997 A&A 348,544) für HST-FGS dargestellte lineare Zusammenhang von Photonenrauschen und Rauschen im Amplitudenspektrum konnte auch für Hipparcos eindeutig verifiziert werden. Daraus kann man folgern, das die photometrischen Daten des Satelliten tatsächlich durch das Photonenrauschen begrenzt werden.

Unter den mehr als 3000 gefunden Frequenzen, die ein S/N von mindestens 3,25 haben, gibt es eine Häufung in relativ breiten Frequenzbereichen, die auf die Rotationsperiode (und ihrer Oberschwingungen) des Satelliten zentriert sind. Das lässt den Schluss zu, das sich Zeitreihen zum Nachweis von Perioden in relativ weiten Frequenzbereichen nicht gut eignen.

3.3 COROT

Strategisch wichtigstes Ereignis war im Herbst der erfolgreiche Abschluß der Phase B mit Bewilligung der Phase C/D durch CNES.

Anläßlich des COROT - Milestone 2000 Meetings in Paris wurde die Gründung einer Additional Program Working Group beschlossen, um die wissenschaftlichen Ergebnisse besser optimieren zu können.

Der Bau des österreichischen Hardwarebeitrags zum Experiment geht planmäßig am Institut für Weltraumforschung der ÖAW unter der Leitung von M. Steller weiter.

Im Herbst begann mit Jean-Tristan Buey, Obs. Paris-Meudon, eine Zusammenarbeit mit Elektronikfachleuten, um die für COROT vorgesehenen CCD Detektoren im Labor zu testen.

3.4 MOST

Das Weltraumobservatorium mit den Maßen eines kleineren Reisekoffers wird mit höchster Präzision die Pulsation von Sternen messen und dabei eine Meßgenauigkeit bei Lichtintensitäten bis zu 1 ppm erreichen! Mit Hilfe der beobachteten stellaren Pulsationsfrequenz-Spektren lassen sich Rückschlüsse auf den inneren Aufbau von Sternen ziehen und somit auch auf ihr Alter.

Darüber hinaus wird es die hohe Meßgenauigkeit von MOST erlauben, minimale Helligkeitsschwankungen bei Sternen nachzuweisen, die sich durch den Vorübergang eines erdähnlichen Planeten vor der Sternscheibe ergeben.

MOST fliegt in einer erdnahen polaren Bahn und die Übertragung der photometrischen Daten zum Boden kann nur dann erfolgen, wenn der Satellit über dem Horizont einer der beiden gegenwärtig geplanten Bodenstationen, nämlich in Vancouver und in Toronto sichtbar ist, d.h. nur für wenige Stunden pro Tag. Den Rest der Zeit müssen die Daten an Bord des Satelliten gespeichert werden, solange bis er wieder über dem Horizont einer der Bodenstationen auftaucht. Wegen Beschränkungen bei der Masse, des Volumens und der Energieversorgung ist die Kapazität dieses Speichers an Bord von MOST begrenzt, was eine wesentliche Einschränkung des Umfanges von zum Boden übertragbaren Beobachtungen darstellt.

Die Einrichtung einer Bodenstation in Wien würde eine weitere Kommunikation mit dem Satelliten erlauben, nämlich gerade dann, wenn er von Kanada aus nicht erreichbar ist. Damit könnten fast doppelt so viele Daten für das Forschungsprogramm zur Verfügung gestellt werden, weil bei gleicher Kapazität der Speicher diese öfter abgefragt werden könnten. Die Speicher können aber wegen der beschränkten Verfügbarkeit von Masse und Energie nicht beliebig vergrößert werden. Mit anderen Worten, durch eine Bodenstation in Wien würde die Forschungskapazität von MOST nahezu verdoppelt werden können. Mit diesem wesentlichen Beitrag zur Effizienzsteigerung von MOST würden wir einen wichtigen Partner darstellen und einen aliquote Zugang zur Beobachtungskapazität von MOST erwerben, einem Satellitenprojekt im Wert von etwa 120 Mio ATS (etwa 12 Mio CAD).

Die Bodenstation in Wien muß in Absprache mit den kanadischen Partnern geplant, installiert und getestet werden. Insbesondere sind die Protokolle für das Up- und Downlink zu definieren, für die Speicherung der Satellitendaten zu sorgen, für deren Rohauswertung und die Archivierung und schließlich für den Zusammenschluß mit dem Archiv in Kanada.

4. Datenbanken

4.1 Vienna Atomic Line Data Base (VALD)

Mit Jahresende sind nahezu 400 Astronomen registrierte VALD Benutzer, eine Erhöhung um ein Drittel in nur einem Jahr. Die im Science Citation Index sichtbare Zitathäufigkeit von VALD hat sich in diesem Jahr deutlich verbessert. Bei der Jahresversammlung der Europäischen Astronomischen Gesellschaft im Rahmen von JENAM 2000 in Moskau wurde eine umfassende Präsentation der Datenbank gegeben.

Kontinuierlich wird das Volumen der Datenbank vergrößert und die Qualität der Einträge verbessert. Die nächste Erweiterung betrifft doppelt-ionisierte Seltene Erden.

4.2 Vienna Selection of Astronomical Targets (VISAT)

Es wurde begonnen, eine Datenbank für einen Inputkatalog von sekundären Targets der verschiedenen gegenwärtig entwickelten photometrischen Satellitenexperimente (COROT, EDDINGTON, MOST) aufzubauen, die später auch die von den Satelliten beobachteten Daten verwalten kann. Sie sollte folgenden Anforderungen genügen:

  • Gliederung der einzelnen Kataloge nach Sterntypen (d Scuti, roAP, b Ceph, ....)
  • Abfrage über Internet
  • problemlose Erweiterbarkeit
  • kostengünstig
Gewählt wurde die kostenlose Datenbanksoftware POSTGRESQL, die unter verschiedenen Unix-Systemen und auf Windows-PCs läuft und auf der Workstation Tycho installiert wurde. Von Anfang an war eine völlige Autonomie der Datenbank vom Abfrageskript angestrebt, da die Anzahl und Art der abfragbaren Parameter ständig erweitert werden soll, und somit das Abfrageskript bei einer Datenbankerweiterung nicht geändert werden muss.

Die Notwendigkeit für eine solche Datenbank in Zeiten von SIMBAD, ADS, etc., ergibt sich aus dem Umstand, daß es eine Fülle von astrophysikalisch interessanten Targets gibt, die zwar in "privaten" Listen gesammelt, aber noch nicht in den "offiziellen" Katalogen enthalten sind. Daraus folgt nach z.B. einer SIMBAD Abfrage die Notwendigkeit, erst recht wieder in zusätzlichen Listen mit den unterschiedlichsten Formaten mühsam nachforschen zu müssen. Weiters ergeben sich aus spezifischen Detektorgeometrien und Einschränkungen bei der on-board Datenverarbeitung mitunter komplexe Filterfunktionen für die Auswahl von Targetkandidaten, die z.B. mit SIMBAD nicht direkt simuliert werden können. Aus all diesen Gründen erscheint es effizienter zu sein, eine für photometrische Satellitenexperimente optimierte Datenbank aufzubauen und nicht komplexe Interfaces zu den bereits existierenden Datenbanken zu entwickeln. Den Anforderungen von Portabilität, einem kontrollierbaren Zugang über das Internet und frei erhältlicher Software, konnte durch eine Kombination des Datenbank Management Systems PostgreSQL und dem Hypertext Preprocessor PHP gerecht werden.

Derzeit sind 38 Parameter von 18300 Sternen aus 29 Katalogen abrufbar.

- d Scuti Sterne,
- l Bootis Sterne,
- Feld-, Haufen-, photometrische & LPV b Cepheiden,
- Ap & rapidly oscillating Ap Sterne,
- Kandidaten- & bona-fide g Doradus Sterne ,
- SPB Sterne,
- a Cygni Sterne,
- Maia Kandidaten,
- chromosphärisch aktive Doppelsterne,
- ausgewählte HST Guide Stars,
- interacting binary white dwarfs,
- ZZ Ceti Sterne,
- DBV & DOV Sterne,
- pulsating planetary nebula nuclei,
- HIPPARCOS Mikrovariable, periodische und unaufgelöste Variable,
- Sterne mit extra-solaren Planeten,
- Herbig-Bell Katalog der Emissionsliniensterne
- COROT Exploratory Targets Scenario 1 & 2 Sterne
An der Erweiterung der Datenbank mit zusätzlichen Katalogen für z.B. HgMn-Sterne, Doppelsterne, Am Sterne wird gearbeitet. Für jedes dieser Objekte sind möglichst alle astrophysikalischen Informationen, wie z.B. Spektraltyp, Farbindizes, Teff, log g, v sin i, Parallaxe, Pekuliaritäten, und die äquatorialen Koordinaten (Epoche J2000.0) eingetragen, zusammen mit HD-, HR-, BD-, NGC-, SAO-, GCVS-, HBC-, GSC- und Hipparcos Katalog Bezeichnungen.

Die Datenbank erlaubt unterschiedlichen Zugang. Zunächst kann man nach allen vorhandenen Informationen über ein bestimmtes Objekt suchen. Weiters ist eine Suche nach allen Objekten in einem Rektaszensions- und/oder Deklinations- und/oder Helligkeitsbereich möglich. Die dritte Abfragemöglichkeit geht von einer zentralen Position in Rektaszension und Deklination aus und sucht nach allen Objekten, die innerhalb eines zu definierenden Radius' um diese Position liegen. Speziell für die Auswahl der sekundären MOST Targets gibt es eine Suche nach Objekten, die wegen der Beschränkungen bei der Bildverarbeitung sich in einem etwas aufwendig zu definierenden Umkreis um die primären Targets befinden.

Die Datenbank ist derzeit in der Beta-Test Phase und zu ihrer Benützung müssen sich User registrieren lassen. Es wurde eine automatisierte Verwaltung der Zugangsberechtigung implementiert.

II. System-Administration

Hardware:

Der Drucker 'Henrietta' (DEC Laser 5100) wurde durch einen HP Laserjet 4500N mit Duplexeinheit ersetzt.

Für rechenintensive Anwendungen und Simulationen wurde der AlphaPC 'Edwin' (UP2000) mit zwei Alpha 21264 Prozessoren und 512 MB RAM angeschafft. Ein weiterer PC, 'Karl' (AMD Athlon 900 MHz), wurde als IDL-Workstation angekauft und die IDL Lizenz vom alten Rechner auf diesen übertragen.

Vom Institut für Mathematik der Universität Wien wurde ein AlphaPC 'Gauss' (164LX) als Leihgabe übernommen.

Der defekte CD-Brenner am 'Olaf', das Netzteil am 'Galileo', eine defekte Graphikkarte am 'Max' sowie die Akkus in mehreren ASV-Anlagen wurden ausgetauscht.

Software:

Es wurden Systemupgrades der Linux-Rechner auf die jeweils neueste RedHat-Version vorgenommen.

IDL am 'Tycho' wurde auf Version 5.3 aktualisiert und die AstroLib installiert. Weiters wurde IDL am 'Karl' unter Linux installiert. Der Webserver, Gnuplot, Gcc, IRAF (incl. Tools), Netscape, Perl, Samba und teTeX wurden aktualisiert. Für den Aufbau der Online-Datenbank VISAT wurden die Datenbanksoftware PostgreSQL sowie der Hypertext-Preprocessor PHP4 installiert.

Das Shell-Script AAP (Abundance Analysis Procedure) wurde in der Version AAP3_2 für die Benutzung von VALD2 umgestellt. Die verschiedenen kursierenden Versionen des Tools Rotate wurden in einer neuen Version zusammengefaßt. Ebenso wurde für alle zur Häufigkeitsanalyse notwendigen Hilfsprogramme die Versionsverwaltung vereinheitlicht.

Wegen wiederholten Mißbrauchs des Anonymous FTP-Accounts durch Hacker musste dieser aufgelassen werden.

III. Tagungen, Gast- und Beobachtungsaufenhalte

Tagungen und Workshops

Third MONS Workshop, Science Preparation and Target Selection, Aarhus Universitet, 24.1.- 26.1., Weiss, Zwintz (V)

Science Week Austria, Wien, 19.-28.5., Heiter (P), Kupka (V), Mittermayer (P), Zwintz (P)

MOST Science Workshop, Vancouver, 22.5.-24.5., Weiss (V), Zwintz (V)

JENAM 2000 (Joint European and National Astronomical Meeting), Moskau, 27.5. - 4.6., Kupka (V), Ryabchikova (V);

UKRAST 2000, Kiew, 5.6.-8.6., Weiss (V)

ESA F2/3 und Cornerstone Präsentation12.9.-13.9., Weiss

COROT/SWG/Milestone 2000, Paris, 25.9.-27.9., Heiter (V), Kupka (V), Weiss (V), Zwintz (V)

Sonstige Vorträge und Gastaufenthalte

Heiter: Observatoire de Paris-Meudon

Kallinger: Space Telescope European Coordinating Facility

Kupka: Uppsala Observatory (V); Science Week Wien, Goddard Institute for Space Studies (GISS, NASA), New York (V); Enrico Fermi Institut der University of Chicago (V); University of Western Ontario, London, Kanada (V); Astronomy Department der Yale University New Haven, Connecticut, USA (V); Observatoire de Paris-Meudon

Lüftinger: Uppsala Observatory (V);

Weiss: Space Telescope European Coordinating Facility (2x, V); Department of Physics and Astronomy der University of British Columbia;

Zwintz: Space Telescope European Coordinating Facility (2x, V); Department of Physics and Astronomy der University of British Columbia; Observatoire de Paris-Meudon

Beobachtungsaufenthalte

IRAM: HHT ? Stunden (EP)
Siding Spring: 1.9m 10 Nächte (PM)
Mauna Kea: 2.2m 5 Nächte (PM)
South African Observatory: 1.9m 7 Nächte, 0.7m 14 Nächte (NN)
McDonald Observatory: 2.1m 5 Nächte (CS)

IV. Gäste

V. M. Canuto, NASA-GISS (2x)
M. S. Dimitrijevic, Obs. Beograd
I. Iliev, Natl. Bulgarian Observatory Rozhen
J. Matthews, Univ. British Columbia
N. Piskunov, Obs. Uppsala (2x)
L. Popovic, Obs. Beograd
V. Tsymbal, Univ. Simferopol
C. Van t'Veer-Menneret, Obs. Paris-Meudon (2x)

V. Publikationen

VI. Team (mit primären Aktivitäten)

Hans Bruntt (Elementhäufigkeiten bei d Scuti Sternen)
Dr. Ulrike Heiter (Elementhäufigkeiten bei l Boo Sternen, Modellatmosphären)
Thomas Kallinger (Satellitenphotometrie, VISAT)
Paul Knoglinger (Elementhäufigkeiten bei roAp Sternen)
Dr. Friedrich Kupka (Konvektion, Modellatmosphären, VALD)
Mag. Theresa Rank-Lüftinger (Doppler Imaging und Zeeman Doppler Imaging)
Peter Mittermayer (Elementhäufigkeiten bei d Scuti Sternen, Systembetreuung, VISAT)
Nicole Nesvacil (Elementhäufigkeiten bei roAp Sternen)
Dr. Ernst Paunzen (l Bootis Sterne)
Dr. Tanya A. Ryabchikova (Ap Sternatmosphären, Elementhäufigkeiten)
Christian Stütz (Elementhäufigkeiten bei roAp Sternen)
Univ.Prof. Dr. Werner W. Weiss (Gruppenleiter)
Mag. Konstanze Zwintz (PMS Sterne, Satellitenphotometrie, VISAT)