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12 January 2006 (15:45)
JB 1996 JB 1997 JB 1998 JB 1999
JB 2000 JB 2001 JB 2002 JB 2003
JB 2004 JB 2005 JB 2006 JB 2007
  
         INHALT
I.     Wissenschaftliche Arbeiten
II.    Instrumentation, System-Administration
III.  Tagungen, Gast- und Beobachtungsaufenhalte
IV.  Gäste
V.    Publikationen
VI.   Team

I. Wissenschaftliche Arbeiten
1. Theoretische Arbeiten
2. Experimentelle Bestimmung astrophysikalischer Parameter
3. Satellitenexperimente
4. Datenbanken

1. Theoretische Arbeiten
1.1 Konvektion
Nach den erfolgreichen Vorarbeiten der vergangenen Jahre konnte heuer die Untersuchung der hydrodynamischen Momentengleichungen in Form des "Reynolds stress approach" anhand numerischer Simulationen von Prof.H. Muthsam abgeschlossen werden. Detailierte und genaue Korrelationsstatistiken stehen für alle wesentlichen Größen in den Momentengleichungen für einen nochmals erweiterten Parameterbereich zur Verfügung. Die Ergebnisse werden nun für eine ganze Reihe von Veröffentlichungen zusammengefaßt. Weiters wurde der Momentengleichungslöser weiterentwickelt, sodaß erstmalig komplette, selbstkonsistente Hüllen von A-Sternen gerechnet werden konnten gemeinsam mit Dr. M.H. Montgomery). Die ersten Ergebnisse daraus sind bereits zur Veröffentlichung (in MNRAS) akzeptiert. Der erfolgreiche Vergleiche mit 2D Simulationen und grundlegenden Beobachtungsparametern, sowie der enorme qualitative und auch quantitative Fortschritt gegenüber herkömmlichen (lokalen) Konvektionsmodellen, hat damit die Erfüllung des Hauptziels des Projektes "Turbulent Convection in Stars", P13936-TEC, möglich gemacht, was sicher zur erfolgreich beantragten Verlängerung um ein weiteres halbes Jahr beigetragen hat.

Die wichtigsten Ergebnisse aus diesen Arbeiten über nicht-lokale Konvektionsmodelle im Rahmen von P13936-TEC seien im folgenden nochmals gesondert angeführt:

  • Bestätigung der Brauchbarkeit des Modellansatzes von Canuto (1992, 1993, etc.) für nicht-lokale Konvektionsmodelle aufgrund der  qualitativen und - quantitativ gesehen ebenfalls hinreichenden - Übereinstimmung  mit den numerischen Simulationen von H.M.~Muthsam für den Fall vollkompressibler Konvektion in Systemen mit idealisierter Mikrophysik. Dies rechtfertigt den nunmehrigen Abschluß der Untersuchung der Closure-Relationen für die hydrodynamischen Momentengleichungen anhand numerischer Simulationen. Die Ergebnisse dieser Zusammenarbeit werden in mehreren Arbeiten beschrieben und in den nächsten Monaten zur Veröffentlichung eingereicht.
  • Untersuchung der von V.M. Canuto 1997 vorgeschlagenen Polytropenrelation zur Beschreibung von Druckkorrelationen  in vollkompressiblen Fluiden. Eine einfache Parametrisierung kann anhand der numerischen Simulationen von H.M. Muthsam vorgeschlagen werden. Die Ergebnisse werden derzeit in einer Publikation zusammengefaßt.
  • Erweiterung des Momentengleichungslösers in mehrfacher Hinsicht, sodaß nun erstmalig komplette Hüllen von A-Sternen auf Basis eines voll nicht-lokalen Konvektionsmodells (mittels der hydrodynamischen Momentengleichungen) gerechnet werden konnten.  Dazu zählten: Verallgemeinerung des Modells für Strahlungsverluste in optisch dünnen Medien, Berücksichtigung des Effektes einer stabilen Schichtung auf Druckkorrelationen, Definition (gemeinsam mit M.H.~Montgomery) und Implementation eines adaptiven Massengitters zur Auflösung steiler Gradienten (insbesondere des Temperaturgradienten in den Ionisationszonen von H und He), Verbesserung der Interpolation der Zustandsgleichung und Opazitäten (durch Montgomery), sowie Implementation der grauen Modellatmosphäre, wie sie im Sternaufbauprogramm von Paczynski verwendet wird. Dadurch war das Berechnen von A-Sternhüllen von der äußeren Atmosphäre bis zu Regionen mit etwa T=100000K  möglich (und durch fortgesetzte klassische Integration des  radiativen Teils der Hülle damit im Prinzip bis zum Kern).
  • Dies wurde in einer ganzen Serie von Rechnungen für Hauptreihen  A-Sterne mit Effektivtemperaturen zwischen 7000K und 8500K und unterschiedlichen Metallizitäten genutzt. Die so erstellten Modelle wurden mit Beobachtungen verglichen (genauer: Mikro- und Makroturbulenz Geschwindigkeiten, als erster Vorstufe zu einem  detaillierten Vergleich mit Linienprofilien wie sie am CFHT beobachtet  wurden), weiters mit aufwendigen numerischen Simulationen von B. Freytag, sowie traditionellen lokalen Konvektionsmodellen. Die  wichtigsten Ergebnisse daraus lauten:

  •     a) Die Modelle sagen mittlere Geschwindigkeiten (oder zumindest deren untere Grenze) und Asymmetrie der       Geschwindigkeitsfelder in übereinstimmung mit den Beobachtungen voraus (2 km/s, Füllfaktor kleiner 0.5 und damit Asymmetrie der Spektrallinien durch Blauverschiebung der Linienflügel). Alle lokalen Konvektionsmodelle versagen hierin völlig.
        b) Die Konvektionszonen in A-Sternen sind alle durch Overshooting miteinander verbunden (Geschwindigkeiten von mehr als 1 km/s, auch wenn dazwischen die Temperaturgradienten fast rein den radiativen entsprechen, wiederum       im Gegensatz zu allen lokalen Modellen, aber in übereinstimmung mit  numerischen Simulationen von B. Freytag.
        c) Das Überschießen unterhalb der tiefliegendsten Konvektionszone beträgt typscherweise eine  halbe Druckskalenhöhe, was unterhalb des Wertes aus den Simulationen liegt, die (da nur in 2D) allerdings bloß eine obere Schranke liefern können.
        d) Die Temperaturgradienten sind flacher als jene der lokalen Modelle von Canuto und Mazzitelli sowie Canuto, Goldman und Mazzitelli, während um bloß die Maxima des konvektiven Flusses mit Mischungswegtheorie wiederzugeben, die Mischungslänge beim Vergleich von Sternen mit Effektivtemperaturen von 7100 K und 8000 K halbiert werden muß, wiederum in zumindest qualitativer übereinstimmung mit den Simulationsrechnungen.  Diese Ergebnisse sind, wie schon erwähnt, mittlerweile zur Veröffentlichung akzeptiert.
Insgesamt liefert daher das nicht-lokale Konvektionsmodell ein Bild, das sowohl mit Beobachtungen als auch mit den viel aufwendigeren numerischen Simulationen auf alle Fälle qualitativ, aber auch grob quantitativ (typsicherweise mit einem Unsicherheitsfaktor von 1.5) übereinstimmt. Für die traditionellen lokalen Modelle gilt dies nicht. Dies war nach den schon früher gefundenen Unstimmigkeiten (vergleiche vergangene Jahresberichte) nicht anders zu erwarten. Zumindest für A-Sterne,
vermutlich auch für Riesen und überriesen vom Spektraltyp F, sowie für frühe weiße Zwerge vom Typ DA oder DB, stellen daher die nicht-lokalen, hydrodynamischen Momentengleichungen eine erhebliche Verbesserung zur Beschreibung von Hüllenkonvektionszonen dar. Derzeit ist ein Routineeinsatz aufgrund der langsamen zur Verfügung stehenden Numerik noch nicht möglich. Zu Verbesserungen in dieser Hinsicht wurden (gemeinsam mit Prof.  E.A. Dorfi) erste Schritte in Angriff genommen. Erst dann können über die Leistung des Modells in anderen Bereichen (Konvektion im Kern, tiefe Konvektionszonen, Kopplung mit einem Programm zur Berechnung von Modellatmosphären) weitere Resultate erwartet werden.

1.2 Sternatmosphären
Das Fortran90-Programm mit dem (vorläufigen) Arbeitstitel "colors" wurde fertiggestellt. Es handelt sich dabei um eine Zusammenfassung und Umschreibung der 14 Fortran77-Programme "beta.for", "cousins.for", "ddo.for", "fluxpack.for",
"geneva.for", , "jhkcit.for", "redden.for", "rijkl.for", "thirteen.for", "ubvbuser.for", "uvby.for", "uvbyca.for", "vbluw.for" und "vilnius.for" von der Kurucz CD 13 (ATLAS9 ... SAO).

Das zusätzliche (nicht-GUI) BenutzerInnen-Interface ermöglicht u.a. folgende Features:

  • Neben den (aus Performance-Gründen) hartcodierten oben angegebenen Farbsystemen kann auch ein beliebiges, selbstdefiniertes "externes" gerechnet werden.
  • Parameter einer Berechnung für spätere Wiederholung oder Fortsetzung können abgespeichert und wiedergeladen werden.
  • Das Programm ist in einen "batch"-Mode versetzbar, um Bildschirmausgaben und User-Interaktionen zu unterdrücken.
  • Vom Programm aus können Systembefehle ausgeführt werden (nicht Fortran90-Standard).
Ausserdem wurde eine Variante des Genfer Systems implementiert. (verbesserte Kalibration der Genfer Photometrie, basierend auf einem Zweikomponenten-Modell)

Von den im folgenden Parameterbereich vorhandenen ATLAS9-Modellatmosphären(-Flüssen) wurden die synthetischen Farben aller oben angeführten Systeme sowie Geneva_neu und als "externe" die HST-Farben (Hubble Space Telescope) gerechnet:

  • Teff: 4 - 10 kK (Schrittweite 200 K, 31 Werte)
  • log g: 2.0 - 5.0 (Schrittweite 0.2, 16 Werte)
  • log Z: -2.0, -1.5, ±1.0, ±0.5, ±0.3, ±0.2, ±0.1, 0.0 (13 Werte)
  • vmicro: 0 (geplant), 1 (noch nicht vollständig), 2, 4 km/s (4 Werte)
  • KonvektionSchichtzahl: MLT72, CGM72, CGM288, CM288 (4 Werte)
    (MLT: MischungsLängenTheorie; CGM: Canuto-Goldman-Mazzitelli; CM: Canuto-Mazzitelli)

Der Einfluß von unterschiedlichen Konvektionsmodellen auf den emittierten Oberflächenfluß wurde für verschiedene Modellparameter untersucht.

Die Software-Toolsuite zum Berechnen von ATLAS9-Modellatmosphären mit "realistischer" chemischer Zusammensetzung (individuelle Elementhäufigkeiten; siehe Piskunov & Kupka 2001), entwickelt in den vergangenen Jahren und nun veröffentlicht, wird jetzt routinemäßig eingesetzt. Ein Beispiel ist die Berechnung von Modellatmosphären für HD32115 und HD37594, die als "Standard A-Sterne" (mit möglichst unauffälliger Häufigkeitsverteilung) die Untersuchung von kühlen CP-Sternen erleichtern sollen. Dazu werden möglichst realistische Referenzmodelle benötigt.

Seine hauptsächliche Verwendung fand diese Software aber bei den Arbeiten zur Untersuchung der durch das D-a System gemessenen Flußdepression bei bestimmten Typen von CP-Sternen. Diese konnte für die kühlen Objekte (Teff < 10000K) abgeschlossen werden. Für Objekte mit Teff < 8750K können die Beobachungen (Farben, Flüsse, und zumindest im Mittel auch Spektren) weitgehend erklärt werden. Das Feature bei 5200 A entsteht bei den CP2 Sternen mit niedriger Oberflächentemperature durch eine Häufung von Linien des Cr in einem bestimmten Wellenlängenbereich. Dies gilt für HD137909, HD137949, HD201601 und HD204411, wozu detailierte spektroskopische Beobachtungen herangezogen wurden. Sterne mit vergleichbarer Effektivtemperatur, aber ohne Überhäufigkeit des Cr relativ zu Fe, zeigen dieses Phänomen nicht (Am Sterne wie HD108642, HD108651, l Bootis Sterne und andere metallunterhäufige Sterne). Eine detaillierte Untersuchung mancher Spektrallinien weist aber schon auf ein Problem hin, das bei den etwas heißeren Sternen wie HD188041 und HD196502 zu Tage tritt: diese zeigen die stärksten gemessenen Flußdepressionen, die aber selbst mit den neuen Atmosphären nicht befriedigend erklärt werden können. Willkürliches Erhöhen der Cr Häufigkeit ist nutzlos, da es nicht erlaubt, die beobachteten Spektren  wiederzugeben. Die aus den Profilen und der Untersuchung von Linien mit verschiedener Anregungsenergie gewonnen Ergebnisse deuten recht unmißverständlich auf einen vertikalen Schichtungseffekt hin, der den Schlüssel für die verbleibenden Unstimmigkeiten bei der Synthese theoretischer Farben, Flüsse und Spektren im Vergleich zu den Beobachtungen liefern sollte. Zusammen mit einer Kalibration der Metallizitätseffekte im D-a System werden diese Ergebnisse gerade zur Veröffentlichung vorbereitet.

Die in Wien in den letzten Jahren berechneten Gitter von Modellatmosphären wurden gemeinsam mit einer Arbeitsgruppe des Observatoire de Paris, Meudon (siehe Besucherliste), getestet. Die hohe räumliche (vertikale) Auflösung der Modelle gestattet nun auch das Berechnen verbesserter Entwicklungstrajektorien von Vorhauptreihensternen (Arbeiten mit J. Montalbàn und F. D'Antona) sowie von Parametern zur Identifikation von Pulsationsmoden (Arbeiten mit R. Garrido et al.) bei Konvektionsmodellen, welche ineffiziente Konvektion in Atmosphären von A-K Sternen vorhersagen, die durch den Vergleich mit Beobachtungen nahegelegt wird. CDROMs mit den Modellgittern wurden erstellt und die Veröffentlichung der Rechnungen und Tests steht unmittelbar bevor.

Die Abhängigkeit der Konvektions-Skalenlänge in Sternaufbaumodellen von der Tiefenauflösung in der Modellatmosphäre wurde untersucht. Für die Berechnung von Sternentwicklungsmodellen im Parameterbereich Teff = 4000-5000 und logg = 3.0-3.5 ist eine Auflösung von mindestens 0.03125 (Dlog tross) notwendig, um Oszillationen in den Entwicklungswegen zu vermeiden (Zusammenarbeit mit F. D’Antona).

Die bereits erwähnte Arbeit mit Montalbàn und D'Antona zeigt die Notwendigkeit, daß Modellatmosphären nur dann in konsistenter Weise als äußere Randbedingung für Sternentwicklungsrechnungen verwendet werden können, wenn sie mit gleichem Konvektionsmodell und (wenigstens recht ähnlichem) Mischungslängenparameter gerechnet werden. Testobjekte waren dabei Kugelsternhaufen und ihre Entwicklungswege von der Vorhauptreihe bis auf den Riesenast. Als ein weiteres Ergebnis dieser Zusammenarbeit konnte eine Erklärung für die "Böhm-Vitense Lücke" in offenen Sternhaufen, insbesondere der Hyaden, bei (B-V) ungefähr 0.35, gegeben werden. Entscheidend für das Auftreten einer solchen Lücke, die teils von Präzisionsmessungen der Hyaden im Rahmen des Hipparcos-Projektes, teils aus neueren Studien anderer offener Haufen nahegelegt wird, ist das rasche Zurückziehen der Hüllenkonvektionszone in die äußersten Schichten bei einer kritischen Masse (ca.\ 1.42 Sonnenmassen, wenn das Modell von Canuto, Goldman und Mazzitelli zugrundegelegt wird). Konvektionsmodelle,
die effiziente Konvektion in der Atmosphäre früher F und später A-Sterne voraussagen (etwa Mischungslängentheorie mit einem Parameter a > 1) zeigen keine solche Lücke. Und abhängig davon also, wie deutlich diese Lücke von künftigen Beobachtungen bestätigt werden wird, stellt sie einen unabhängigen Test von Konvektionsmodellen und in der Zukunft
wohl auch von numerischen Simulationen dar. Insbesondere dürfen Modelle, die die Unterhäufigkeit von Li bei F-Sternen erklären, mit diesen Ergebnissen aus der Photometrie offener Sternhaufen nicht in Widerspruch stehen.
 
 

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.

Das Programm VW-Autofit wurde getestet und den Benutzern des Tycho-Clusters zugänglich gemacht. VW-Autofit ist eine semiautomatische Prozedur, die Hans Bruntt wärend seines fast einjährigen Gastaufenthalts am Institutfür Astronomie, zum Zwecke einer schnellen Häufigkeitsanalyse programmiert worden ist. In Verbindung mit 'width9' kann nun von einem Stern innerhalb eines Arbeitstages eine erste grobe Häufigkeitsanalyse von 5 bis 6 Elementen durchgeführt werden. Zusätzlich wurde eine graphische Oberfläche mit IDL entwickelt, die eine übersichtlichere Handhabung ermöglichen soll und in Kürze in eine erste Testphase übergeht. Die aktuelle Version ist IDL5.4 (UNIX) tauglich und bietet eine graphische Möglichkeit von VWA benötigte Dateien durch Browsen auszuwählen und sie tabellarisch zu editieren, sowie eine vereinfachte Auswahl der benötigten Linienselektionsparameter durch automatische Berechnung empfohlener Werte.

Durch zwei Beobachtungsaufenthalte am CFHT des Mauna Kea Observatory konnten mittels hochauflösender Spektroskopie Daten für zwei unterschiedliche Anwendungen gewonnen werden, die, von Beobachterseite, eine Verbindung zwischen den Arbeiten an CP Sternen und an Konvektionsmodellen darstellen. Im April wurde Linienprofile von Sterne vom Spektraltyp A-G aufgenommen, die aufgrund ihrer geringen Rotationsverbreiterung bei nicht-magnetischen Sternen eine Bestimmung der typischen Geschwindigkeitsfelder in der Atmosphäre (aufgrund des Dopplereffektes) erlauben. Asymmetrie und Verbreiterung von Spektrallinien durch Konvektion stellen eines der wichtigsten direkten Testkriterien für Modelle und Computersimulationen
dar.

2.1 CP2 Sterne
Die Reduktion bereits vorhandenen Beobachtungsmaterials von roAp und noAp Sternen wurde fortgesetzt und die Kontinua bereits vollständig reduzierter Spektren wurden besonders im Bereich der H-Alpha Linien des Wasserstoffs nochmals überarbeitet.

Das von Hans Bruntt während seines Aufenthaltes in Wien implementierte IDL Programm 'VWA' wurde ausführlichen Tests
unterzogen und kann nach Behebung einiger Probleme seither zu einer ersten groben Analyse der Häufigkeiten aller reduzierter roAp/noAp Sterne herangezogen. Die so gewonnenen Häufigkeiten wurden als Startwerte für eine eingehende Analyse mit dem bewährten 'AAP' Skript (Gelbmann) eingesetzt. Durch dieses zeitsparende Verfaren konnten bisher die  Elementhäufigkeiten in den Objekten: HD164258, HD6532, HD116114,HD137949, HD170565 und HD212385 grob abgeschätzt werden. Die Analyse der Objekte HD116114(const), HD137949(roAp) und HD212385(const) hat dabei Priorität und ist in den ersten beiden Fällen am weitesten fortgeschritten.

Magnetfeldstärken wurden mit der  Fe II Linie bei l = 6149.26 A durchgeführt.

Bei zwei Beobachtungsaufenthalte am CFHT des Mauna Kea Observatory wurden auch Einzelspektren einiger CP Sterne sowie eine Zeitreihe von HD137909 (b CrB) gewonnen. Letzterer, ein kühler CP2 Stern, stellte sich, wie zu erwarten, als innerhalb eines Fehlers von maximal ca.15m/s als konstant heraus. Er diente damit zugleich als Referenz für die dann im Oktober durchgeführten Beobachtungen dreier roAp Sterne HD24712 (DO Eri), HD176232 (10 Aql) und HD201601 (g Equ), bei denen zum Teil schon während der Beobachtungen anhand der Rohdaten deren Variabilität zu sehen war. Beim gleichen Beobachtungslauf wurden auch Einzelspektren diverser CP Sterne aufgenommen,

Ein Großteil der Spektren von CP2 Sternen, welche im August 1999 am SAAO aufgenommen wurden sind reduziert. Von 28 Sternen wurde, wenn vorhanden, die Magnetfeldstärke anhand der Fe II Linie bei l = 6149.26 A bestimmt. Erste Häufigkeiten von HD164258 und HD18610 liegen vor. Die radiale Verteilung von Fe in der Atmosphere von HD18610 wurde bestimmt, weitere Elemente sind in Arbeit.

10 Aql:  Im Juli wurden am McDonald 2.1m Otto Struve Teleskop in 8 aufeinanderfolgenden Nächten jeweils ein Spektrum mit dem Ziel, die Rotationsperiode dieses Sterns genau zu bestimmen aufgenommen. Ein genauerer Wert für die  Rotationsperiode (zur Zeit P ~ 6d) kann demnächst erwartet werden. Weiters sind zwei Zeitserien von 10Aql produziert worden:
Wellenlängenbereich ..........  5195-6280 AA
Belichtungszeit/Aufnahme ... 100 s
                               <S/N> = 70
Diese Spektren sind jedoch noch nicht reduziert worden.

Hochaufgelöste Beobachtungen in allen Stokes-parametern (I, Q, U, V) sollen  die Bestimmung der Elementverteilung von seltenen Erden an der Oberflaeche von roAp Sternen ermöglichen (Zeeman Doppler-Imaging, (ZDI). Ziel ist ausserdem, Pulsationsmoden mit den Elementverteilungen als 'Maske' identifizieren zu koennen. Pekuliaritaeten, die nicht durch Pulsation oder Flecken erklaert werden koennen, sind moeglicherweise auf Pulsationswellen zurueck zu fuehren, die sich durch eine Atmosphaere mit geschichteten Haeufigkeiten ausbreiten. Um das ueberpruefen zu koennen, soll ein Spektrensynthesecode so modifiziert werden, dass auch sich in der Atmosphaere ausbreitende Geschwindigkeitsfelder modelliert werden koennen.

Erste Analysen von HD 24712 anhand der Daten vom Beobachtungsaufenthalt am Pic du Midi (Jänner 2001) wurden durchgeführt. Es stellte sich heraus, dass das Datenmaterial für Zeeman Doppler-Imaging aufgrund des geringen Signal- zu Rauschverhältnisses nicht geeignet sein wird, allerdings lassen sich Häufigkeitsanalysen, die als Vorbereitungsarbeit zum ZDI ebenfalls nötig sind anhand von Stokes I durchführen. Der diesjährige Beobachtungsrun brachte bereits besser geeignetes Material und im Dez./Jänner 2002 lässt sich eventuell die nötige Phasenüberdeckung erreichen. Für HD 12098 gibt es bereits sehr gutes Datenmaterial, dessen Analyse unmittelbar folgen wird.

Drei Ap Sterne, die nicht pulsieren und kein Magnetfeld besitzen, sollen als Vergleich zum Sample an roAp Sternen mit der gleichen DI Methode analysiert werden. Es wurden HD 153882, k Psc und HD 32633 ausgewählt.

Für die Modifikation des INVERS10 Programmpaketes, das die Inversion von Spektropolarimetrischen Daten unter Berücksichtigung des stellaren Magnetfeldes erlaubt,  gab es erste Vorbereitungsarbeiten (einlesen in das Programm und in entsprechende Literatur).  Ziel ist, auch Signaturen in spektralen  Linienprofilen modellieren zu können, die von stellarer Pulsation herrühren.

Für 56 Ari wurden die Inputparameter für die Inversion der Linienprofile endgültig festgelegt und die daraus resultierende Elementverteilung von  Silizium, Magnesium und Eisen bestimmt und für die Publikation vorbereitet. Datensaetze aus vier Jahren (unterschiedlichen Jahrzehnten) wurden verarbeitet, um eventuelle Periodenaenderungen des Sternes mit Hilfe der Dopplermaps zu herauszufinden.

Die Siliziumverteilung an der Oberfläche von CU Vir wurde anhand neuer Daten analysiert und mit bereits extistierenden Ergebnissen verglichen. Es ergab sich gute Übereinstimmung.

Für die Bestimmund der  Verteilung von Hg an der Oberfläche von a And wurden erste Maps erstellt.
 

2.2 l Bootis Sterne
l  Bootis Sterne: Schwerpunkt war der erfolgreiche Abschluss der Suche nach Pulsation in diesen Sternen (sieben neue pulsierende und dreizehn konstante). Daten wurden in SAAO (Beobachter: Handler, Hempel, Nesvacil, Romero-Colmenero und Vuthela) und dem APT gewonnen. Als nächster Schritt wird der mögliche Einfluss der pekuliaren Oberflächenhäufigkeit auf die Perioden untersucht.

Des weiteren konnt zum ersten Mal orbitale Parameter für die spektroskopischen Doppelsternsysteme HD 84948 und HD 171948 bestimmt werden (gem. mit Iliev und Barzova, Rozhen; Griffin, Cambridge; Kamp, Leiden; Claret, Granada; Koen, SAAO). Mit der Hilfe von Hauptreihenmodellen konnte eine sehr hohes Alter für HD 84948 (1 Gyr) bestimmt werden. HD 171948 liegt hingegen unmittelbar auf der Nullhauptreihe. Weitere Abschätzungen für die orbitale Periode konnte für HD 64491 und HD 141851 gewonnen werden. Sämtliche Resultate der spektroskopischen Suche nach neuen l Bootis Sternen wurden publiziert. Es konnten 26 neue Mitglieder entdeckt und 18 Kandidaten bestätigt werden. Insgesamt wurden 732 Sterne im galaktischen Feld und sieben offenen Sternhaufen untersucht (gem. mit Duffee, Keele).

Beobachtungsprogramm am HHT zur Detektion von CO in l Bootis Sternen bei 870 mm, Reduktion durchgeführt, nur obere Grenzen wurden gefunden (gem. mit Kamp, Leiden und Wiesemeyer, IRAM, Grenoble).

Untersuchung der Zusammenhänge zwischen Elementhäufigkeit und Kondensationstemperatur für ll Bootis Sterne und post-AGB Sterne.

2.3d  Scuti und andere (variable) Sterne
Nach dem Abschluß der Analyse von FG Virginis, die einen auffallend niedrigen log g Wert (verglichen mit Werten aus photometrischen Beobachtungen) liefert, wurden die brauchbaren Wasserstofflinien (Ha/teilweise, Hb, Hg) neu reduziert. Im speziellen wurde das Pseudokontinuum durch Interpolation zwischen den benachbarten Echelleordnungen neu gesetzt. Mit Hilfe dieser Balmerlinie soll versucht werden, aus den spektroskopischen Daten weitere Werte für Teff und log g zu bestimmen und mit den schon bekannten zu vergleichen.

Im Herbst 2000 wurde eine Beobachtungskampagne bis Sommer 2001 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, in 2 Farben photometriert wird. Die Gruppe der MAIA-Variablen liegt in einer variabilitätsfreien Zone im HRD (B7V-III ... A2V-III) und sollte eine Helligkeitsänderung mit Perioden von 2,5 ... 7 h mit kleinen Amplituden aufweisen. Jedoch ist die Existenz der Gruppe, und vor allen der Mechanismus der hinter dieser Pulsation steckt, bis heute ungeklärt. Aufgrund schlechten Wetters und zu weniger Datenpunkte konnte jedoch kein Ergebniss erziehlt werden. Im Herbst 2001 wurden 2 einwöchige Beobachtungen von ET And durchgeführt die jedoch aufgrund sehr schlechter Meßgenauigkeit (0.1mag) ebenfalls zu Ergebniss führten.

Die Elementverteilung von Helium und Silizium der vier SPB Sterne HD 131120, HD 105382, HD55522 und HD 138769 wurde anhand der Linien von 4115A bis 4135A (SiII-Dublett bei 4128-4130A, HeI um 4121A und HeI bei 4143 A) analysiert. Alle vier Sterne zeigen enorme Variationen in der Heliumverteilung an der Oberfläche. Das Silizium II-Dublett bei 4128 bis 4130A ist bei einem Teil der Sterne auffällig radialverschoben (bei Helium tritt dieser Effekt nicht auf). Erste Analysen sind abgeschlossen. Es folgt die Feinabstimmung der Inputparameter.

Datenanalyse und Interpretation von Photometrie im Infrarotem von RR Lyrae Sternen in M15 (gem. mit Solano, VILSPA).

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 (gem. mit Kerber, ESO). Spektrale Klassifikation von interessanten astrophysikalischen Objekten (gem. mit Handler und Koen, SAAO).

Zusammenstellung von publizierten Beobachtungsmaterial und Zeitreihenanalyse von RV Tauri Sternen (gem. mit Andronov und Chinarova, Odessa; König/Berlin).

2.4 PMS Sterne
Anfang des Jahres wurden Beobachtungsanträge für die zwei nördlichen Sternhaufen NGC 6910 und IC 4996 und des südlichen Sternhaufens NGC 6383 gestellt. Die gesamte veranschlagte Beobachtungszeit auf dem 0.9m Telskop des Cerro Tololo Interamerican Observatory (CTIO) wurde bewilligt, sodaß zwischen 11.8. und 24.8.2001 photometrische Zeitserien des Sternhaufens NGC 6383 in Johnson V und B aufgenommen wurden. Derzeit werden die so gewonnenen Daten mit IRAF und MOMF (Multi Object Multi Frame) reduziert.

NGC 6383 (a1950 = 17h 31.4m, d1950 = -32° 32') ist ein sehr junger (~1.7 ± 0.4 Millionen Jahre), offener Sternhaufen, in dessen Zentrum der helle spektroskopische Doppelstern HD 159176 (O7 V + O7 V) liegt. Der Haufen hat einen Durchmesser von 10 Bogenminuten und gehört zusammen mit NGC 6530 und NGC 6531 zu der Sgr OB1 Assoziation. Mehrere Studien zeigen, daß alle Mitglieder ab einem Spektraltyp von A0 vor der ZAMS liegen und somit Deuterium brennende Vorhauptreihensterne sind. Weiters haben mehrere Haufenmitglieder Spektraltypen von A bis F und sind daher ideale Kandidaten für die Suche nach Pulsationen auf Zeitskalen zwischen 30 Minuten und 8 Stunden. Aus diesen Gründen wurde NGC 6383 als Kandidat zur Suche nach (d Scuti ähnlich) pulsierenden Vorhauptreihensternen ausgewählt.

Vorhauptreihensterne liegen im HR Diagramm zwischen der 'Birthline' und der ZAMS, sie unterscheiden sich von Hauptreihensternen hauptsächlich in ihrer inneren Struktur. Sie wechselwirken mit ihrer Umgebung  und zeigen daher unter anderem starke IR-Exzesse und Emissionslinien. Man kann zwischen zwei Kategorien unterscheiden: T Tauri Sterne und Herbig Ae/Be Sterne. Mitglieder beider Gruppen zeigen photometrische und spektroskopische Variabilität auf verschiedenen Zeitskalen (von Minuten bis zu Jahren). Das zeigt, daß die photometrische Aktivität der Sterne schon ganz früh in ihrer Entwicklung stattfindet, noch bevor sie auf der Hauptreihe angekommen sind. Da T Tauri Sterne Spektraltypen zwischen G und M aufweisen, kann der k-Mechanismus, der für die Pulsation verantwortlich ist, nicht wirken und macht diese Gruppe der Vorhauptreihensterne ungeeignet für die Suche nach d Scuti ähnlicher Pulsation. Herbig Ae/Be Sterne hingegen sind heiße Emissionslinien-Sterne mit Spektraltypen von B bis F, die die geeigneten Voraussetzungen für die Suche nach Pulsation haben.
Bis jetzt sind erst 8 Sterne dieser Art bekannt, was nicht ausreicht, um den Instabilitätsstreifen von Vorhauptreihensternen beobachtungstechnisch zu definieren. Dies ist aber unerläßlich für das Testen von Sternmodellen, die den inneren Aufbau und die Entwicklung solcher Sterne beschreiben.

3. Satellitenexperimente
3.1 Hubble Space Telescope-FGS
Zu Jahresbeginn wurden im Rahmen des ESO ASTROVIRTEL (Accessing Astronomical Archives as Virtual Telescopes) Projekts "Asteroseismology with the HST Fine Guidance Sensors" die FGS-Daten (~50GB) der beiden HST Kampangen Hubble Deep Field South und 47 Tucane zugänglich gemacht.
 HDS  12 Tage Beobachtungszeit                           47 Tuc  8.5 Tage Beobachtungszeit
           GSC 09118-00235  13.5mag                                  GSC 09137-03505  12.3mag
           GSC 09118-01351  13mag                                     GSC 09137-02720  12.1mag

Da wir keine über keinen PC-Linux Fortran Complier mehr verfügen und einige Adapierungen in der vorhanden Extraktionssoftware (extrahiert die einzelen Datenpunkte aus den Rohdatenfiles) nötig waren mußte diese von Fortran 90 auf F Standart umgeschrieben werden. In einem umfangreichen IDL Programm wurden die bereits vorhanden Reduktionmodelle der Streulichtkorrektur und Südatlantischen Anomalie zusammengefaßt und weiterentwickelt. Alle 4 Guidestars konnten als variabel identifiziert werden, wobei die genaue Analyse noch austeht. Die vorläufigen Ergebnisse wurden Ende November im Rahmen eines Abschlußtreffens bei der ESO/STECF in Garching am 28.11.2001 präsentiert. Die Publikation der Ergebnisse ist in Vorbereitung. Der Zugang zu weiteren FGS-Daten über ein Webinterface wurde uns vom Astroviertel Team für Anfang 2002 zugesichert.

Die Daten der Guide Stars, die während der HST Beobachtungskampagnen "47 Tucanae (47 Tuc)" und "Hubble Deep Field South (HDF-S)" verwendet wurden, wurden von dem Astrovirtel-Team zur Verfügung gestellt. Eine sorgfältige Reduktion und Analyse der Lichtkurve wurde durchgeführt, ebenso die Software verbessert und die einzelnen Programme zu einem großen Programmpaket zusammengefaßt.

Parallel dazu wurden bodengebundene Beobachtungen organisiert: Im Juni 2001 wurden je 4 Klassifikationsspektren der 4 Sterne in Südafrika von Sonja Isaacs am 1.9m Teleskop des SAAO, Sutherland, aufgenommen.

Im August 2001 konnten Zeitserien der als variable Sterne identifizierten 47 Tuc-Guide Stars, GS 0913703505 und GS 0913702720, in Johnson V und B am 0.9m Teleskop in Chile aufgenommen werden. Diese Daten müssen in Folge reduziert und analysiert werden.
 

Guide Star 
 HST Project
 m(V)
 RA 
DE
Spektraltyp
#
 
 [mag] 
[hh:mm:ss] 
[°°:' ': " "] 
 
0913703505
47 Tuc
12.017 
00:22:51.5
 -72:14:37.2
 K3 III
0913702720
47 Tuc
11.767
00:23:58.5
 -71:54:10.2
G6 III
0911800235
HDF-S
13.783 
22:31:22.3
 -60:25:50.9
G2.5 II
0911801351
HDF-S
12.978
22:33:35.9
 -60:42:51.7
 F8 III

3.2 HIPPARCOS
Im Hinblick auf zukünftige Satellitenexperimente (MOST, COROT, MONS) sollten die instrumentellen photometrischen Eigenschaften des Hipparcos Satelliten an echten Daten getestet werden. Dazu wurden die Zeitreihen von 4800 Sternen, die als konstant gelten (Crossreferenz mit SIMBAD und Hipparcos Katalog), untersucht. Unter den mehr als 17000 gefunden Frequenzen, die ein S/N von mindestens 3,25 haben, gibt es einerseits eine Häufung  in einem Frequenzbereich, der mit der Rotationsperiode des Satelliten (13 c/d) korreliert ist und anderseits eine starke Häufung im Niedrigfrequenzbereich bis 2 c/d. Diese Tatsache läßt den Schluß zu, daß Variablitäten mit Amplituden im Fourierraum, die nur wenige Male größer sind als das Rauschen, mit großer Wahrscheinlichkeit instrumenteller Natur sind.

3.3 COROT
Um die Sinnhaftigkeit einer kombinierten Beobachtung des roAp Sterns 10 Aql (Rotationsperiode von ~ 6 Tagen) mit den Satteliten MOST und COROT zu untersuchen wurden synthetische Lichtkurven produziert. Als Grundlage dienten die 3 bereits beobachteten und eine Reihe weiterer frei gewählter Frequenzen (Rotationsaufspaltung, kleinste Amplitude 10ppm). Diese ideal Lichkurve wurde mit verschieden Fehlergrößen gefalltet (Photonerauschen, Südatlantische Anomalie und Streulicht). Aus einer 50 Tage lange simulieten MOST-Lichtkurve konnten das Verhalten des Rauschens und des Spektralwindows studierte werden und alle Input-Frequenzen wieder identifiziert werden. Die geeignete Kombination mit einer COROT Beobachtung soll die Frequenzauflösung erhöht und das Rauschniveau gesenkt werden.

3.4 MOST
ist ein kanadisches Weltraumexperiment zur Präzisionsphotometrie von pulsierenden Sternen und zum Nachweis erdähnlicher Planeten bei nahen Sternen. Im Rahmen einer Kooperation mit dem kanadischen MOST Team wurde

Die Arbeiten an der Bodenstation wurden begonnen und der Sendemast mit der voll steuerbaren 3.1 m Antennenschüssel errichtet. Der Raum für die Steuer- und Empfangselektronik wurde adaptiert (gem. mit Prof. A. Scholtz, TU Wien).

4. Datenbanken
4.1 Vienna Atomic Line Data Bank (VALD)
Mit Jahresende sind mittlerweile mehr als 450 Astronomen registrierte Benutzer der Vienna Atomic Line Data-Base (VALD). Für diese wurde die Betreuung (Anmeldung, Problemlösung bei Benutzungsschwierigkeiten, etc.) fortgesetzt. Nahezu 44000 Anfragen sind seit 1995 von der Vienna Site und den Mirror Sites (Uppsala, Goddard Space Flight Center) automatisch verarbeitet worden.

4.2 Vienna Interactive VISAT
Fortsetzen der Beta-Test Phase (Aufspüren und Ausbesserung von Bugs) der VISAT Datenbank. Die Anzahl der verfügbaren Kataloge wurde wie folgt erweitert:

  • 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
  • Michigan Catalog Vol.5
Derzeit sind 40 Parameter von 50000 Sternen aus 30 Katalogen abrufbar.

Um die eigentlichen Aufgabe von VISAT, die Erleichterung der Auswahl von Targetsternen für die Satellitenphotometrie, weiter zu verfolgen wurde begonnen eine graphische Oberfläche für die Selektion von Sekundärtargets des MOST Satelliten zu entwickeln. Dabei soll die CCD-Maske (36 Fabrylinsen und ein freies Feld) auf den Himmel projeziert werden um die Possitionierung des Primärtargets (in einer der 36 Fabrylinsen) und einen Drehwinkel bestimmen zu können.
VISAT wurde im Rahmen eines MOST Science Team Meetings in Harvard präsentiert.

II. Instrumentation, System-Administration
1. Instrumentation
Die Hardware des Camera-Control PCs wurde überarbeitet. Die Software wurde vollkommen neu installiert um die Ursache für einen immer wieder auftretenden Fehler bei der maximal möglichen Belichtungszeit feststellen zu koennen. In Zusammenarbeit mit der Fa. PixelVison konnte schließlich das obere Limit bei der Exposure-time eliminiert werden. Außerdem wurden zwei identische Kopien der Harddisk des PCs angefertigt, wobei eine davon die defekte Disk des zweiten PCs in Hvar ersetzen wird. Die beiden CCD Kameras (für die Observatorien Hvar und Odessa) wurden bis Mitte des Jahres weiter getestet, ein Update des Manuals wurde durchgeführt.

Die Kamera für das Austro-Croatian 1m Telescope wurden im August zum Observatorium Hvar überstellt und zwischen dem 1.9. und 9.9.2001 am Teleskop getestet und offiziell übergeben. Vom Observatorium Hvar waren Davor Sudar, Domagoj Ruzdjak und Hrvoje Bozic anwesend, ebenso Dr. Pawel Meyer (Prag) und Prof. Dr. D. Rakos. Das Filterrad war mit den Filtern des Da Systems, i.e.: y' (ein modifiziertes Strömgren y), g1 und g2, und mit den Strömgren Filtern u, b und v bestückt.
Schon in der ersten Nacht konnten die First Light Bilder aufgenommen werden, und es wurde die Funktionstüchtigkeit des Systems festgestellt. Als sich bei Langzeitbelichtungen eine ungenügend genaue Aufstellung des Teleskopes ergab, wurde mit Hilfe von Zeitreihenaufnahmen mit der Kamera quantitativ die Drift von Sternbildern in der Fokalebene bestimmt und eine Korrektur der Teleskopaufstellung und Nachführgeschwindigkeit vorgenommen. Leider war die Aufstellung des Teleskopes mangelhaft, sodaß ungeführte Belichtungen von mehr als 5 Minuten ohne Verzerrung der PSF nicht möglich waren. Im Laufe der einwöchigen ersten Testperiode wurden M15, h und c Persei, IC 4996 und Berkeley 94 beobachtet.

Ein neuerliches Update des Manuals und Beheben kleinerer Fehler in der Software (durch M. Sperl) war notwendig.
Eine erste Version einer Webpage über das First Light für das ACT befindet sich unter:
                        http://www.astro.univie.ac.at/~hmm/Hvar/hvar-start.html

Die Kamera für das Observatorium Odessa wurde nach den First Light Beobachtungen in Hvar auf ähnliche Fehler hin getestet. Das Manual wurde ebenfalls auf den neuesten Stand gebracht.

2. Hardware:
Im Zuge des Austausches von defekten Festplatte wurde ein Systemupgrade am Tycho vorgenommen und der verfügbare Plattenplatz erweitert. Durch die Umstrukturierung der Festplatten in RAID-Systeme konnte die Administration weiter vereinfacht werden. Dazu wurde ein externes SCSI-Gehäuse gekauft.

Zusammen mit einer fast baugleichen AlphaStation, die vom Institut für Mathematik zur Verfügung gestellt wurde, wurde eine alte Workstation wieder in Betrieb genommen. Diese beiden Rechner ersetzen die noch älteren DEC 3000 Maschinen (Isaac und Jan). Aus der Gruppe Breger wurden zwei alte PCs übernommen. Ein im Zuge dessen ausgemusterter PC wird zum Testen der Steuerung für die MOST-Satellitenantenne zur Verfügung gestellt. Auf den AlphaPCs Leo und Albert wurden die Grafikkarten gegen leistungsfähigere Modelle ausgetauscht. Außerdem wurden auf diesen Rechnern der Arbeitsspeicher auf 384 MB bzw. 1 GB am Edwin aufgerüstet.

3. Software:
Nachdem ein volles Backup/Restore von Tycho auf dem ADSM-Server der Universität infolge der langsamen Netzwerkanbindung des Institutes etwa 1 Woche dauert, wurde ein internes Backupsystem aufgebaut. Damit ist es nun möglich ein volles Backup in etwa 6 Stunden durchzuführen. Durch ein Skript wurde das Backup automatisiert. Es erfolgt jetzt wöchentlich ein volles und täglich ein inkrementelles Backup über das Institutsnetzwerk auf einen zweiten Rechner.

Diverse Software-Pakete (Webserver, PHP, Betriebssysteme, ...) wurden upgedatet und es wurde von der Fa. Creaso ein IDL-Paket mit 5 PC-Lizenzen angekauft. Der Lizenzserver wurde am Tycho installiert.

Die Webpage der Arbeitsgruppe wurde neu gestaltet und inhaltlich überarbeitet.
 

III. Tagungen, Gast- und Beobachtungsaufenhalte
Tagungen und Workshops
Astrophysical Time Scales and Ages, Hilo, 5.2. - 9.2., Weiss
Austro-Croatian Observatory Council, Wien, 15.9., Breger, Maitzen, Weiss
COROT Science Team, Steering Committee, Paris, 2.4. - 3.4., 24.4., Weiss (V)
1st COROT Science Week, Wien, 17.9. - 21.9., Kallinger, Knoglinger,
      Kupka, Mittermayer, Nesvacil, Paunzen (V), Rank-Lüftinger (V), Stütz, Weiss (V), Zwintz
EDDICAM, Wien, 3.4., Weiss, Zwintz
1st EDDINGTON Workshop, Granada, 11.6. - 14.6., Weiss (P)
IAU Colloquium 185, Leuven, 26.7. - 31.7., Weiss (V, P)
7th International Conference on Atomic Spectroscopy and Oscillator Strengths for
      Astrophysical and Laboratory Plasmas, Belfast, 2.8. - 9.8., Ryabchikova (V, P)
MOST Science Team Meeting, Boston, 7.12. - 9.12., Kallinger (V), Weiss (V)
Science Week Austria: 11.5. - 20.5., Heiter (V), Weiss (V)
Weltraumtag, Wien, 28.5., Kallinger, Weiss (V), Zwintz,

Sonstige Vorträge und Gastaufenthalte
Heiter: University Meets Public an der VHS Liesing (V)
Kallinger: Space Telescope European Coordinating Facility (V)
Kupka: Institute of Astronomy, Cambridge, 26.2. - 2.3., (V); Goddard Institute for Space Studies (2x, V); MPI Astrophysik 12.12. - 14.12. (V)
Lüftinger: Angstrom Laboratoriet Uppsala (V)
Weiss: Univ. Hawaii at Hilo, 12.2. (V); Schwerpunktspräsentation beim Fonds zur Förderung der wissenschaftlichen Forschung, 30.3. (V); VILSPA, 7.5. - 11.5.;
Zwintz:  Space Telescope European Coordinating Facility (V)

Beobachtungsaufenthalte
Austro Croatian 1m Telescop: 1m, 9 Nächte (Weiss, Zwintz)
Cerro Tololo Interamerican Observatory: 0.9m, 14 Nächte (Zwintz)
Canadian French Hawaiian Telescope: 3.6m, 2 Nächte (Kupka); 3 Nächte, (Kupka, Weiss)
McDonald Observatory: 2.1m, 8 Nächte (Stütz)
Pic du Midi: 2m, 9 Nächte (Lüftinger)

IV. Gäste
A. Baglin, Obs. Paris (2x)
M. Briquet, Univ. Liege
V. M. Canuto, NASA-GISS (2x)
M. S. Dimitrijevic, Obs. Belgrad
M.-J. Goupil, Obs. Paris
I. Kamp, Leiden Obs.
J. Matthews, Univ. British Columbia
J. Montalban, Univ. Rom
M. Montgomery, Univ. Cambridge
L. Popovich, Obs. Belgrad
C. Van t'Veer-Menneret, Obs. Paris-Meudon (2x)

V. Publikationen

VI. Team (mit primären Aktivitäten)
Hans Bruntt (Gast aus Aarhus, DK, bis Juni; Automatisierte Bestimmung von Elementhäufigkeiten (insbesondere bei d Scuti Sternen))
Dr. Ulrike Heiter (Elementhäufigkeiten bei ll Boo Sternen, Modellatmosphären)
DI Werner Keim (MOST Sende-Empfangsanlage, Bodenstation)
Thomas Kallinger (Satellitenphotometrie, VISAT)
Paul Knoglinger (Elementhäufigkeiten bei roAp Sternen)
Dr. Viktor Kudielka (MOST Bodenstation)
Dr. Friedrich Kupka (Konvektion, Modellatmosphären, VALD)
Mag. Theresa Rank-Lüftinger (Doppler Imaging und Zeeman Doppler Imaging)
Peter Mittermayer (Elementhäufigkeiten bei d Scuti Sternen, Systembetreuung)
DI Johannes Nendwich (Atmosphären, Farben)
Nicole Nesvacil (Elementhäufigkeiten bei roAp Sternen)
Jürgen Öhlinger (Simulation von Satellitenphotometrie)
Dr. Ernst Paunzen (l Bootis Sterne)
Mag. Peter Reegen (MOST Datenverarbeitung)
Dr. Tanya A. Ryabchikova (Ap Sternatmosphären, Elementhäufigkeiten)
Christian Stütz (Webseite, Elementhäufigkeiten bei roAp Sternen)
Univ.Prof. Dr. Werner W. Weiss (Gruppenleiter)
Mag. Konstanze Zwintz (PMS Sterne, Satellitenphotometrie, VISAT)