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01 March 2006 (11:23)
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
  1. Wissenschaftliche Arbeiten
    1. Theoretische Arbeiten
    2. Experimentelle Bestimmung astrophysikalischer Parameter
    3. Satellitenexperimente
    4. Datenbanken
  2. Systemadministration
  3. Tagungen, Gast- und Beobachtungsaufenhalte
  4. Gäste
  5. Publikationen
  6. Team

I. Wissenschaftliche Arbeiten

Die beiden FWF Projekte: Das Zentrum im Hertzsprung-Russell Diagramm, zur Untersuchung des Aufbaues von Sternen im Zentrum des HRD, basierend auf Information über deren Oberfläche, sowie: Magnetfelder in Hauptreihen Sternen, zur Thematik der Entwicklung und Struktur von (Oberflächen-)Magnetfeldern bei Sternen auf der Hauptreihe, wurden 2005 im geplanten Umfang bearbeitet und durch ein weiteres Projekt mit dem PI Prof. Muthsam (Institut für Mathematik) ergänzt, und zwar zur Thematik: Dynamische Sternatmosphären - Konvektion und Pulsation.


1. Theoretische Arbeiten


LLmodels v.8.0: Eine aktuelle stabile Version des Modellatmosphärencodes wurde erarbeitet. Sie ist kompatibel mit ifc.9.0 (Linux) und ibm-xlf (Apple). An der Parallelisierung des Codes wird gearbeitet.
SynthV: Synthese Code von V. Tsymbal. Die Master-Linienlisten wurden aktualisiert (siehe VALD), die Faltung mit Rotations- und Instrumentenprofil erheblich verbessert und die Kompatibilität mit den neuen Compilern hergestellt.
Fluxconv v.1.3.0 erlaubt die Konversion von Strahlungsflüssen in Tabellen mit beliebiger Wellenlängenauflösung und/oder Schrittweite, Faltung mit Instrumentenprofilen und Berechnung von synthetischer Photometrie (CS).
Zurzeit wird mit LLmodels ein Gitter von Modellatmosphären mit hoch aufgelösten synthetischen Flußverteilungen gerechnet. Angestrebt wird in Zusammenarbeit mit B. Smalley (Keele, GB) und U. Heiter (Uppsala, S) eine Verbesserung der photometrischen Hβ Kalibration (CS). Zusammen mit H.M. Maitzen und F. Kupka (MPA) wurde weiter an einer Erklärung für das Auftreten der 5200 Å Flußdepression in CP2 Sternen gearbeitet. Bei der Analyse von CU Virginis und HR 7575 zeigte sich, dass Elementstratifikation die Ausprägung der Depression erheblich verstärken kann. Kandidaten für die verantwortlichen Elemente dafür sind Fe und Si in heißen und Cr in kühleren CP Sternen (CS, EP).

NEMO: Im Berichtjahr wurden die Arbeiten am NEw Vienna Atmospheric MOdel Grid von JN durchgeführt. Nach den Modell-Files wurden nun auch die fehlenden 583 Fluss-Files interpoliert und daraus auch für alle Modelle die Farben in den verwendeten 15 Farbsystemen berechnet, sodass das Gitter nun als vollständig (91.520 Modelle mit Flüssen und Farben) zu betrachten ist. Mehrere Scripts wurden für folgende Zwecke geschrieben:
- Überprüfung des bei der Modell-Berechnung verwendeten Konvektions-Parameters. Es hat sich herausgestellt, dass bei etlichen Modellen, die zu Beginn des Projekts berechnet wurden, ein falscher Parameterwert verwendet wurde, sodass diese Modelle (insgesamt ca. 1.800) neu gerechnet werden mussten.
Durchsuchen des gesamten Gitters und Prüfen auf Vollständigkeit (bzw. richtige Anzahl) der Modelle und aller Files/Filetypen, Überprüfung der Header der Files (etliche Korrekturen).
- Überprüfung der Fluss-Files auf negative Werte und richtige Exponenten-Schreibweise.
- (Neu-)Berechnung aller Farben des gesamten Gitters bzw. ausgewählter Unterverzeichnisse davon.
- Update der Download-Sektion der Nemo-Homepage.
- (Un-)Packing der Fluss-Files (gesamt oder Unterverzeichnisse).
- Schreiben/Brennen einer DVD auf Grundlage des jeweils aktuellen Gitters.
- Anwenden des Perl-Scripts SMGT auf die interpolierten Modelle und Prüfung der Konvergenz.
- Anwenden des Sternatmosphärenmodell-Programs ATLAS auf interpolierte Modelle (weil SMGT keine Flüsse und Out-Daten liefert).
- Transformation von Out-Files von ATLAS-Style in SMGT-Style.
- Erzeugung von Vergleichsgrafiken von einem beliebigen interpolierten Modell und seinen zur Interpolation herangezogenen 16 "Nachbar"-Modellen im Gitter zur Beurteilung der Qualität der Interpolation. Für ein interpoliertes Modell gibt es insgesamt 105 verschiedene Grafiken, da jede der insgesamt 15 Spalten aus den Modell- und den Fluss-Files gegen jede andere aufgetragen wird. Jede Grafik besteht somit aus vier Subgrafiken, eine für jede Dimension des Gitters (Temperatur, Oberflächenschwerkraft, Metallizität und Mikroturbulenz).
- Von einem Administrations-Script aus können all diese Scripts aufgerufen und somit das Gitter bequem gewartet werden.
- Bei einigen interpolierten Modellen hat die optische Kontrolle gezeigt, dass der Interpolationsalgorithmus in manchen Situationen kein zufrieden stellendes Ergebnis liefert. Erste theoretische Untersuchungen zur Änderung des Algorithmus wurden angestellt, allfällige Auswirkungen auf die 4D-Zwischengitterpunkt-Interpolationsroutine sind noch zu klären (JN).

Stratifikation: Die Methode "Vertical Inverse Problem" (VIP) wurde entwickelt, um chemische Stratifikation in Sternatmosphären zu untersuchen. VIP versucht vertikale Häufigkeitsverteilungen mit Hilfe von Linienprofilen zu entdecken. In dieser Methode wird die Elementhäufigkeit in jeder atmosphärischen Schicht als ein freier Parameter angenommen und die vertikale Häufigkeitsverteilung anhand einer regularisierten inversen Lösung ähnlich zu der bekannten Technik des Doppler Imaging rekonstruiert. Derzeit werden Magnetfelder in VIP nicht berücksichtigt. Die ersten Resultate mit der VIP Methode wurden bei Sternen mit schwachen Magnetfeldern erzielt. Es handelt sich dabei um HD 175232 (10 Aql - Ca Verteilung) und HD 133792 (Mg, Si, Ca, Cr, Fe, Sr Verteilungen). Die direkte Lösung von VIP bietet eine zusätzliche Bestätigung für die Verwendung einer Stufenfunktion in Stratifikationsuntersuchungen von größeren Gruppen von Sternen (TR, VT mit O. Kochukhov).


2. Experimentelle Bestimmung astrophysikalischer Parameter


2.1 Softwareentwicklungen:

Weiterentwicklung von Softwarepaketen zur automatischen, sowie auch interaktiven Reduktion von digitalen Spektren (Echelle und Echelec Formate), von den Rohdaten bis zu auf Kontinuum normierten Wellenlängen kalibrierten Spektren, gewonnen mit verschiedenen Spektrographen, wie z.B. FEROS, HARPS, SAPS, UVES, MUSICOS, etc. (DL, VT). Weiterentwicklung von Softwarepaketen zur automatischen, sowie auch interaktiven Häufigkeitsbestimmung chemischer Elemente in Sternatmosphären (RN, VT). Software zur Bestimmung der vertikalen Atmosphären Struktur aus Echellespektren, zur Thematik der Element Diffusion (VT mit O. Kochukhov, Uppsala).


2.2 Pulsierende PMS Sterne

Die photometrischen CCD-Zeitserien des jungen offenen Sternhaufens NGC 6530 (aufgenommen am CTIO 0.9m Teleskop in Johnson B & V Filtern) wurden einer detaillierten Frequenzanalyse (mit Period98 und SigSpec) unterzogen. In den 194 vermessenen Sternen wurden 28 neue Variable entdeckt, davon sechs bona fide PMS δ Scuti Sterne und ein PMS δ Scuti Kandidat. Darunter befand sich auch ein Stern (NGC 6530 265), der zwei Perioden von 8.5 h und 11.3 h zeigt. Solche Perioden können nicht mit δ Scuti ähnlicher Pulsation erklärt werden. Ein Stern mit einer ähnlichen Periode war schon aus den Daten des jungen Sternhaufens IC 4996 bekannt (IC 4996 106). Genaue Überprüfung ergab, dass es sich wahrscheinlich um eine neue Klasse von pulsierenden Vorhauptreihensternen handelt, nämlich um solche analog zu γ Doradus Sternen. Zusammen mit den anderen im Rahmen der Dissertation gefundenen pulsierenden Vorhauptreihensternen und Entdeckungen anderer Autoren konnte das erste Mal ein empirischer Instabilitätsstreifen für Vorhauptreihensterne definiert werden. Derzeit (Stand Dez. 2005) sind 37 pulsierende Vorhauptreihensterne (bona fide und Kandidaten) bekannt. Davon wurden 15 im Rahmen der Dissertation von KZ gefunden, von denen wieder 10 bona fide PMS δ Scuti Pulsierende, 3 PMS δ Scuti Kandidaten und 2 vermutete PMS γ Doradus Sterne sind. Durch die nun deutlich höhere Anzahl an bekannten Sternen dieser Art (nur 8 pulsierende PMS Sterne waren im Jahr 2000 bekannt), konnten die ersten Gruppeneigenschaften abgeleitet werden. PMS Pulsierende zeigen radiale und nicht radiale Schwingungen, wobei die höheren Obertöne auch höhere Amplituden haben und damit leichter entdeckbar sind. Die Ursache wird in der Konvektion vermutet, die speziell am roten Ende des Instabilitätsstreifens und damit bei den fundamentalen Moden und niederen Oberschwingungen eine Rolle spielt und die Pulsationsamplituden zu dämpfen scheint. Insgesamt wurden für die Untersuchung 195.8 Stunden photometrischer Zeitserien von 593 Sternen in zwei Filtern verwendet, wobei 71 Sterne Variabilitäten mit unterschiedlichen Ursachen und mit verschiedenen Amplituden zeigen (KZ).
Die 2 PMS Sterne V588 Mon und V589 Mon (im Sternhaufen NGC 2264) wurden um die Jahreswende 2004/2005 mehr als 48 Tage lang mit MOST beobachtet. Die Daten zeigen in beiden Sternen eine Vielzahl von Frequenzen, wobei die stärksten Signale schon vom Boden aus (TK, KZ, Kampagne 2002) beobachtet wurden. Mindestens ein Rotations-Triplet wurde im Frequenzspektrum gefunden. Aus ersten Vergleichen mit Modelfrequenzen ist bereits absehbar, dass es sich bei einigen der Frequenzen um g-Moden handelt. Durch den gravitativen Kollaps der Sterne zur Hauptreihe hin kommt es zu einer Periodenänderung der Eigenfrequenzen. Diese konnte erstmals direkt gemessen werden. Der Betrag der Periodenänderung ist aber um ein Vielfaches größer als auf Grund der Theorie vorhergesagt. Mit Hilfe eines passenden Pulsationsmodels bieten diese Änderungen erstmals die Möglichkeit, die Sternentwicklungstheorie direkt zu testen. In Kooperation mit David Guenther (Halifax) wurde begonnen, ein umfangreiches Gitter von Modellfrequenzen für PMS Sterne zu erstellen (TK).
NGC 6611 ist ein weiterer junger offener Haufen mit vermutlich pulsierenden PMS Sternen als Mitglieder. Die Analyse von umfangreichen CCD Zeitserien ist im Gang (SP, KZ).


2.3 CP2 Sterne

Als Ergänzung des Beobachtungsmateriales von 2003 wurde erfolgreich Beobachtungszeit am NOT (Northern Optical Telescope) mit dem SOFIN Spektrographen beantragt. Um auch für Magnetic Doppler Imaging geeignete roAp Sterne des Südsternhimmels analysieren zu können, wurde Beobachtungszeit am Anglo Australian Telescope (AAT) unter Verwendung des UCLES Spektrographen in Kombination mit dem Spektropolarimeter (SemelPol) genehmigt (TL).

The Ca isotopic anomaly was studied in 21 CP2 stars, based on the spectra obtained with the UVES spectrograph. The Ca stratification in the atmospheres of these stars was derived from Ca I and Ca II spectral lines with negligible isotopic splitting. With the derived stratification the Ca II 8498 line in the IR was modeled. In all stars with the magnetic field Bs 3.5 kG we did not notice an anomalous enhancement of the heavy Ca isotopes, 46 and 48, while in the stars with a small magnetic field these isotopes may be even dominant. Normally, these isotopes are less than 1 % of the total mixture, and the dominant isotope is Ca40 (96 %). A close analysis of the Ca II 8498 line profiles allows to conclude that the heavier isotope should be concentrated higher in the atmosphere compared with Ca-40. This isotopic separation may be caused by light-induced drift, which is working when the line of the trace isotope is located in the wing of the much stronger line of the main isotope, thus causing an asymmetric line profile. Magnetic splitting removes this asymmetry and prevents an isotopic separation (TR with O.Kochukhov and S. Bagnulo).

γ Equ: Eine detaillierte Frequenzanalyse der MOST Beobachtungen ergab ein reichhaltiges Frequenzspektrum. Es wird versucht, ein passendes Pulsationsmodell unter Berücksichtigung eines vergleichsweise starken Magnetfeldes zu finden (TK, WW mit H. Saio, Tokyo).

HD 24712 (HR 1417): More than 300 spectra of the roAp star HD 24712, obtained by O. Kochukhov contemporaneous with MOST photometry in the rotational phases near the magnetic maximum were reduced in collaboration with him. About 600 spectral lines were measured for radial velocity variations. Fourier analysis supported previous results that only lines of the REE elements and the cores of the strong resonance lines of Ca II, Sr II, and H show significant pulsation amplitudes. Direct comparison of the simultaneously observed light and radial velocity curves showed that (TK, TR):
- the frequencies are the same in photometry and spectroscopy
- a phase shift exists between RV and photometric variations (phase lag), which decreases gradually towards the upper atmospheric layers and which was determined for the first time.
- Our experimentally obtained distribution of the pulsation amplitudes and phases in the atmosphere of HD 24712 agrees reasonably well with the first models of nonradial nonadiabatic pulsation in the presence of a magnetic field. A superposition of high overtone (n=38) l=1, 2, and 3 modes also reproduces the observed photometric frequencies (TR with H. Sajo).
Da es bei der Analyse von CP bzw. roAp Sternen mittels Zeeman Doppler Imaging unabdingbar ist, auf den vertikalen Gradienten der Elemtenthäufigkeiten Rücksicht zu nehmen, wurde die Schichtung von Eisen in der Sternatmosphäre in beiden Phasen der magnetischen Extrema (Maximum und Minimum) anhand neuer, besserer Daten vom UVES Spektrographen verfeinert. Zusätzlich wurde die Schichtung von Calcium unter Einbeziehung bisher unerreichbarer Spektrallinien bestimmt, da es dank der Perfektionierung der Reduktionssoftware für UVES Spektren im kurzwelligen Bereich vor dem Balmer Sprung möglich ist, diese sehr wichtigen und extrem interessanten Wellenlängenbereiche in die Analysen zu inkludieren. Die Auswahl der für das Magnetic Doppler Imaging verwendeten Linien wurde optimiert. Dopplerkarten und die Magnetfeldgeometrie werden aktuell unter Verwendung von Linien von Fe I, Nd II und Nd II, Tb III und Co I, Ti I, La II, Pr II und Cr I/II bearbeitet (TL).

AO Vel: In Zusammenarbeit mit F. Gonzalez (CASLEO), S. Hubrig (ESO) und P. North (Lausanne) wurde das junge bedeckungsveränderliche System AO Vel (HD 68826), das eine dominante Bp(Si) Komponente aufweist, spektroskopisch untersucht. Anhand von Echelle-Spektren mit mittlerer Auflösung, die am ESO 2.2m Teleskop mit dem FEROS Spektrographen und am 2.1m Teleskop des CASLEO mit dem REOSC Spektrographen aufgenommen wurden, konnten Orbitparameter und Fundamentalparameter der einzelnen Komponenten des multiplen Systems bestimmt werden. AO Vel besteht aus zwei spektroskopischen Doppelsternen, die einander mit einer Periode von 41 Jahren umkreisen. Das bedeckungsveränderliche und hellere der beiden Doppelsternsysteme beherbergt einen Bp(Si) Stern. Durch diese Analyse gelang es zum ersten Mal für solch ein Objekt Masse und Radius direkt zu bestimmen. Nach einer Trennung des integralen Spektrums in 4 einzelne wurden mithilfe der bewährten Software-Suite (LL-Models, VALD, SYNTH) Effektivtemperatur und log g für jede Komponente bestimmt. Schließlich wurde durch Vergleich mit Entwicklungsmodellen von Schaller et al. (1992) das Alter der Komponenten bestimmt und das junge Alter des gesamten Systems nahe der Nullhauptreihe bestätigt (NN).

HD 3980: In Zusammenarbeit mit N. Drake (Rio de Janeiro), S. Hubrig (ESO) und O. Kochukhov (Uppsala) wurde die Verteilung von Li auf der Oberfläche des roAp Sternes Phe (HD 3980) untersucht. Hoch aufgelöste Spektren vom 74inch Teleskop am Mt. Stromlo Observatory (Australien) wurden mit UVES Spektren vom ESO-VLT (Programm 074.D-0392(A)) kombiniert. Insgesamt wurden 9 Spektren aus verschiedenen Rotationsphasen (Prot = 3.95 Tage) mit dem INVERS12 Doppler-Imaging Code von O. Kochukhov untersucht. Unter Verwendung eines Neigungswinkels von 50 Grad und v sini = 23 km/s ergab sich eine Verteilung von Li in zwei kleinen Flecken nahe des Rotationsäquators mit longitudinalen Positionen von 20 und 200 Grad. Ähnliche Resultate waren von O. Kochukhov für den kühlen magnetischen roAp Stern HD 83368 gefunden worden. Um eine ausgedehnte Untersuchung der Oberflächenverteilung verschiedener Elemente in HD 3980 durchführen zu können, wurde ESO-Beobachtungszeit mit UVES im Ausmaß von 2.3 Stunden genehmigt (Programm 076.D-0535(A)). 10 Spektren im Bereich von 3300 - 10 000 Angström wurden bereits in Service Mode beobachtet und werden demnächst analysiert (NN).

HD 154708: Gemeinsam mit S. Hubrig, G. Mathys (ESO), D. Kurtz (Lancashire) u.a. wurde der kühle Ap Stern HD154708 spektroskopisch untersucht. Nachdem Spektren niedriger Auflösung vom ESO VLT mit FORS1 ein extrem starkes Magnetfeld zeigten, wurde der Stern mit UVES beobachtet. Durch Zeeman-Aufspaltung vieler Linien der Eisengruppenelemente und seltenen Erden zeigte sich ein magnetischer Feldmodulus von 24.5 kG. Dies ist das zweitgrößte Magnetfeld, das je in einem CP2 Stern gemessen wurde. Eine erste Analyse der Atmosphärenparameter ergab eine Effektivtemperatur von T = 6780 K und log g = 4.0. Eine grobe Häufigkeitsanalyse unter Verwendung von LL-Models, VALD und SYNTHMAG zeigte eine für kühle CP Sterne typische Atmosphärenchemie. Die für pulsierende Ap Sterne typische Anomalie des Ionisationsgleichgewichtes der seltenen Erden ist ebenfalls präsent (NN).

HD 74044: Häufigkeitsanalysen von 5 Sternen des jungen Sternhaufens IC 2391 ( 40 Myr) wurden in Zusammenarbeit mit S. Bagnulo (ESO) ausgewerted. Ein schwach chemisch pekuliarer Stern (HD 74044) wurde entdeckt. Da dieser, bei einer effektiven Temperatur von 8000 K, sowohl Charakteristika von CP1 als auch von CP2 Sternen zeigt, könnte er ein Übergangsobjekt von den so genannten normalen A Sternen zu den CP Sternen sein (CS).


2.4 δ Scuti Sterne

HD 61199 wurde von MOST in den Jahren 2004 und 2005 gleichzeitig mit Procyon im direct imaging mode beobachtet. In Kooperation mit H. Lehmann (Tautenburg), O. Kochukhov (Uppsala) und A. Pamjatnykh (Warsawa) wurden die MOST Photometrie und die an der Tautenburger Landessternwarte gewonnen Echellspektren analysiert und ausgewertet. HD 61199 stellt sich als Dreifachsystem dar, wobei ein enges kühles Paar mit einer Umlaufperiode von knapp unter 4 Tagen außerhalb des klassischen Instabilitätsstreifens liegt und einen heißeren Begleiter hat, der vermutlich ein Veränderlicher vom Typ δ Scuti ist. Dieser Befund wäre auch im Einklang mit dem von MOST beobachteten Frequenzbereich von p - Moden (TK, VT, WW).


2.5 γ Doradus Sterne

Bei der systematischen spektroskopischen Untersuchung von Eigenschaften der Gruppe der g Doradus Sterne wurden im Berichtjahr folgende Aktivitäten gesetzt (RN):
Von sechs weiteren g Doradus Sternen wurden am AAT Spektren im service mode gewonnen. Die Analyse eines g Doradus - d Scuti Hybrids, HD 8801, wurde mit Spektren vom 2.7m Teleskop des McDonald Observatoriums (G. Handler) begonnen. Eine Häufigkeitsanalyse, basierend auf Spektrensynthese, ergab deutliche Pekuliaritäten bei s-Prozeß Elementen. Daraufhin wurden Folgebeobachtungen mit dem Spektropolarimeter Musicos am Observatorium Pic-du-Midi (ausgeführt von MG) durchgeführt, welche allerdings keinen Hinweis auf ein möglicherweise dafür verantwortliches Magnetfeld lieferten. Weitere photometrische Beobachtungen eines möglichen Begleitsterns am L. Figl Observatorium des Institutes wurden eingeleitet. Beginn der Häufigkeitsanalyse von HD 40745. Datenreduktion der g Doradus Spektren, die in den letzten Jahre mit FEROS gewonnen worden waren, sowie Tests der automatischen Reduktionssoftware.
Bezüglich neu entdeckter g Doradus Sterne sei insbesondere auf die MOST ACS Photometrie in diesem Jahresbericht verwiesen.


2.6 Sonnenähnliche Sterne

Eines der Hauptziele von MOST war der Nachweis von sonnenähnlicher Pulsation in den Sternen Procyon, η Boo, ε Eri, und β Vir. In allen der bisher mit MOST gewonnenen photometrischen Daten ist eine große Anzahl (bis zu mehreren 100) signifikanten Frequenzen nachweisbar. Leider war es trotzdem nicht möglich, p-Moden Sequenzen eindeutig zu identifizieren. Nach verschiedensten Erklärungsversuchen (wie z.B. kurze Lebenszeit der Moden) wurde festgestellt, dass es sich hauptsächlich um instrumentell bedingte Frequenzen handelt. Die Komplexität des Streulichtsignals macht es in einem großen Frequenzbereich nahezu unmöglich, intrinsisches Signal mit Amplituden kleiner als etwa 20 ppm von instrumentellem Signal zu unterscheiden. Es wurde ein sehr restriktives Filter entwickelt, das mit Hilfe des Hintergrundsignals instrumentell bedingte Frequenzen aussortiert. Ohne zusätzliche Information (wie z.B. stellare Fundamentalparameter) ist es nicht eindeutig möglich, eine p-Moden Sequenz in den verbleibenden Frequenzen zu finden. Die Publikation der Ergebnisse wird vorbereitet (TK, PR, WW mit D. Günther, Halifax).


2.7 Pulsierende G - K Riesen

Die Analyse des HST Guide Stars GSC 09137-03505 wurde abgeschlossen und die Ergebnisse sind publiziert (TK, WW). Der als MOST Leitstern verwendete K-Riese HD 20884 zeigt multiperiodische Helligkeitsvariationen im niederfrequenten Bereich. Mit Hilfe der Lichtkurven von 3 gleichzeitig verwendeten Leitsternen konnte eine instrumentelle Ursache weitgehend ausgeschlossen werden. Ein umfangreiches Gitter von radialen Modelfrequenzen, über weite Bereiche des HRD verteilt, wurde gerechnet und mit Hilfe eines Chi-Quadrat Tests eine Sequenz von aufeinanderfolgenden radialen Moden identifiziert. Damit konnten Masse, Temperatur und Leuchtkraft dieses K Riesen nur mit Hilfe eines Pulsationsspektrums bestimmt werden (TK).


2.8 Sonstiges

Böhm-Vitense Gap: Der Böhm-Vitense-Gap ist ein anscheinendes Defizit von Sternen auf der ZAMS im Bereich der A-F-Sterne, vermutlich hervorgerufen durch das Einsetzen von Konvektion. Dabei wird die effektive Temperatur so stark erhöht, dass Sterne über einen gewissen Temperaturbereich springen. Eine Analyse mit Hipparcos-Daten an den Hyaden ergab zwei Böhm-Vitense-Gaps bei B-V ~ 0.38 mag und bei B-V ~ 0.48 mag (De Bruijne, Hoogerwerf & De Zeeuv, 2000). Interessanterweise zeigen jedoch nicht alle Konvektionsmodelle dieses Verhalten. In der standard MLT treten Böhm-Vitense-Gaps nicht auf. Unter Verwendung von photometrischen Daten einer großen Anzahl offener Sternhaufen mit hilfe von WEBDA, werden diese Gaps näher untersucht (JÖ).


3. Satellitenexperimente

Im Rahmen der "Langen Nacht der Forschung" am 1.10.2005 wurde ein Poster über Weltraumschrott und Satellitenmissionen zu Asteroiden (Titel: 'Asteroiden im Fadenkreuz' und 'Schrottplatz Weltraum') erstellt (KZ). Weiters wurden zwei Vorträge zum Projekt MOST gehalten (KZ), sowie zur Satellitenbodenstation (WK).


3.1 COROT

Vorbereitung der 8. und 9. COROT Science Week, insbesondere Leitung der Additional Programme Working Group (WW). Für das First Announcement of Opportunity (AO1) 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). Die Durchführung des AO1, von der Planung bis zur Reihung der 47 eingetroffenen Anträge nach einem umfangreichen Begutachtungsverfahren war ein bedeutender Schritt für das COROT Projekt und gleichsam Testfall für die Interaktion der COROT Community mit dem Projektmanagment (WW). Nach der COROT Week 8 in Toulouse, Frankreich, stieg die Zahl der Mitglieder der von KZ geleiteten "Pre-Main Sequence (PMS) Cooperation" auf über 70 an.
Die "PMS Cooperation" entschied sich nach dem AO1 im Juli 2005 mehrere Anträge zu stellen. Das umfangreichste Proposal schlug einen speziell gewidmeten "Short Run" von 20 Tagen für den jungen offenen Sternhaufen NGC 2264 vor (PI: Fabio Favata). Vier Subteams behandeln die Themen: Asteroseismologie von Vorhauptreihensternen (Leitung: KZ), Interaktionen von jungen stellaren Objekten mit der zirkumstellaren Umgebung (Leitung: Silvia Alencar), Rotation & Aktivität (Leitung: Giusi Micela), Planeten & stellare Eklipsen (Leitung: Suzanne Aigrain). Um die beobachtungstechnischen Anforderungen aller beteiligten Gruppen zu erfüllen, wurde die genaue Positionierung des Sternhaufens auf den CCDs des Exo-Feldes mehrfach diskutiert. Die derzeit optimale Ausrichtung von COROT ermöglicht gleichzeitig den gesamten Sternhaufen im Exo-Feld und einige asteroseismologisch interessante Feldsterne im Asteroseismologie-Feld zu beobachten (WW, KZ).
Ein weiterer Antrag aus der Addtional Programme Working Group beschäftigt sich mit der systematischen Analyse aller Lichtkurven von Herbig Ae Sternen, die während aller Long- und Short-Runs in den Exo-Feldern aufgenommen werden, um die Grenzen des Instabilitätsstreifens für PMS δ Scuti Sterne zu untersuchen (PI: Claude Catala, KZ).
Ein dritter Antrag behandelt Beobachtungen von dem jungen offenen Sternhaufen Dolidze 25 (PI: Vincenzo Ripepi, WW, KZ). Lichtkurven von 50 Mitgliedern von Dolidze 25 können während eines etwa 150 Tage dauernden 'Long Runs' im Rahmen des COROT Core Programmes beobachtet werden. Wir erhoffen damit asteroseismologische Untersuchungen zum Entwicklungsstadium und zum inneren Aufbau durchführen und die Interaktion mit der zirkumstellaren Umgebung studieren zu können (KZ).
Alle drei Anträge wurden in Phase A bewilligt, und die Planung der genauen Ausführung der Beobachtungen konnte begonnen werden.
Das Team war auch in erfolgreich beantragte Projekte zur Thematik der pulsierenden G- und K-Riesen involviert, sowie für γ Doradus Sterne. Das Projekt zur Untersuchung des klassischen Instabilitätsstreifens für δ Scuti, γ Doradus und roAp Sterne (PI: WW) wurde ebenfalls bewilligt
Mit Hilfe der in Arizona postierten robotischen Teleskopen 'Wolfgang' und 'Amadeus', wurden die im vergangenen Jahr erhaltenen Beobachtungen der Sterne HD 49434 (F1) und HD 34282 (A0) reduziert und anschließend mit SigSpec analysiert. Hauptaugenmerk dieser Arbeit lag dabei am Identifizieren interessanter Targets für COROT (DG).
Untersuchung verschiedener Algorithmen hinsichtlich ihrer Genauigkeit bei der Bestimmung von Sternbildpositionen auf einer CCD Matrix. Entwicklung und Testen eines Algorithmus der auf der Symmetrie der PointSpread-Function beruht. Tests weiterer Algorithmen (Centroid, Interpolshift) zur Positionsbestimmung (GS mit M. Firneis).
2564 Objekte in der Beobachtbarkeitszone von COROT (continuous viewing zone) wurden mit der verbesserten Software TempLogGTNG bearbeitet. Ausgangspunkt dieser Analyse waren die Daten aus dem Catalogue of uvby-beta Data von Hauck und Mermilliod (1997). Im Rahmen der Analyse wurden astrophysikalische Fundamentalparameter wie Teff, log g , Mv undádie Metallizität bestimmt, welche anschließend in die für die Beobachtungsplanung von Corot konzipierte Corotsky Datenbank integriert wurden. Für 5 Kataloge aus der VISAT Datenbank wurden thematische Kataloge für die Integration im Exoplanten- und Seismologieteil der Corotsky Datenbank erstellt und in Corotsky integriert (AK).


3.2 MOST

Die Eigenschaften der Fabry-Linsen Photometrie wurden vom MOST Reduktionsteam (DF, DH, DP, MD, MG, MH, PR, SS, TK und WW) in Detail untersucht und die Ergebnisse am Jahresende publiziert. Die Erkenntnisse flossen in ein modulares Reduktionssoftwarepaket (Fortran und IDL) ein. Bis dato wurden die MOST Photometrie von γ Equ, Procyon 2004 und 2005, Boo 2004 und 2005, Ohi, HR 1217, ε Eri, 51 Peg und 15 Mon damit reduziert (TK). Diese 'Workbench' Software diente nach umfangreichen Tests als Ausgangspunkt für eine in C geschriebene und deutlich schnellere Pipeline-Reduktion (DF, SS).
Mittels dieser MOST C-Pipeline-Reduktion, die durch ausgiebige Tests der frei wählbaren Parameter optimiert worden ist, wurden bis dato 16 Primary Targets voll ausgewertet und ein Archiv mit Statistiken bzgl. der Effizienz der einzelnen Schritte der Reduktions-Pipeline (siehe http://ams.astro.univie.ac.at/?s=space;most/table_targets2) erstellt. Die Reduktionssoftware wurde durch Implementierung einer Gnuplot-Routine zur Visualisierung der Reduktion vervollständigt (DH).
Weiterentwicklung der Pipeline auf JavaSpaces Software für die Reduktion von Rohdaten des MOST-Projekts, die brachliegende Rechner-Resourcen (sowohl Client-PCs/Workstations als auch Cluster-Nodes) möglichst einfach, effizient und modular ausbaubar nutzbar macht (GZ, in Kooperation mit dem Institute of Software Technology and Interactive Systems (IFS) der TU Wien).
Die reduzierten Daten werden in einem Archiv zusammengefasst, das über das Web benutzerfreundlich zugänglich gemacht ist. Konzepte zur Identifikation von side-lobes bei der diskreten Fourier Transformation wurden erarbeitet (DP).
Das Attitude Control System (ACS) ist für das Ausrichten von MOST zuständig. Es verwendet ein eigenes CCD in dem Leitsterne beobachtet werden, und es ergibt somit eine zusätzliche Attitude Control System Photometrie. Vier Reduktionsverfahren für die ACS-Daten wurden bezüglich ihrer Eignung zur Präzisionsphotometrie getestet:
- differentielle Photometrie,
- Whittaker-Filter,
- normalisiertes Mittel, und
- Dekorrelation.
Die Dekorrelation hat sich als die beste Methode herausgestellt, wobei als Maß die Reduktion der Streulichtamplitude herangezogen wurde. Die Dekorrelationsmethode entspricht der bei der Fabry-Linsen Photometrie angewandten (siehe Publikation), wobei statt Target- bzw. Hintergrundpixel, Variable und Vergleichssterne herangezogen werden. Für folgende MOST Beobachtungen wurde bislang eine ACS Photometrie durchgeführt: 1 Ceti (1 pulsierender K2III und 1 F4IV γ Doradus Variabler), HR1217 (Rotation von 1 M2III und Pulsation von 1 A2m Stern) und NGC 2264 (4 δ Scuti Variable, Rotation von 1 B8V, 2 langperiodische K Sterne, 1 γ Doradus Variabler) (MH).
Für die acht Guide Stars des Sternhaufens, von denen kein Spektraltyp bekannt war, wurden von David Bohlender Spektren (15Å/mm um die Hβ Linie) mit dem DAO 1.8m Teleskop aufgenommen und in Zusammenarbeit mit M. Rode-Paunzen klassifiziert. Es handelt sich um drei Sterne mit Spektraltyp F5, einen F8 Stern, einen G8 Stern, zwei K3 und einen K4 Stern, wobei alle Leuchtkraftklasse V haben dürften (MH, KZ).


3.3 BRITE

Das BRITE Konzept ist das eines Nanosatelliten mit wenigen dm│ Volumen und wenigen kg Masse. Mit der Verfügbarkeit eines Attitude Control Systems (ACS) der Fa. Dynacon, das erstmals erfolgreich bei MOST eingesetzt wurde, ist es nun möglich, mit derart kleinen und daher auch für individuelle Forschungseinrichtungen finanzierbare Satelliten astrophysikalische Forschung an der vordersten Front durchzuführen. Das Konzept von drei baugleichen BRITE Satelliten in LEO wurde erarbeitet, wobei zwei dieser Nanosatelliten (UNIBRITE und BRITE-Austria) jeweils im roten und blauen Spektralbereich arbeiten und ein dritter die Verbesserung des Datenfüllfaktors zur Aufgabe hat. UNIBRITE wurde bereits im Rahmen des Investitionsprogramms der Universität finanziert, BRITE-Austria wurde mit der TU-Graz (PI Prof. Koudelka) im Rahmen des 4. Österr. Weltraumprogramms bei der Forschungsförderungsgesellschaft beantragt und im Rahmen eines internationalen Begutachtungsprogramms ausgewählt. Die Vertragsunterzeichnung ist für Anfang 2006 vorgesehen. Für den dritten BRITE Satellit versucht gegenwärtig ein kanadisches Konsortium die Finanzierung zu sichern (WW).
Als Detektor ist ein CMOS vorgesehen das sich von einem CCD u.a. durch einen Füllfaktor von nur 60% auszeichnet. Wenn nicht 100% der Fläche eines Pixels lichtempfindlich sind und das Sternbild während der Belichtung auf dem Detektor nicht am selben Ort stehen bleibt, findet man auch bei einem konstanten Signal leichte Variationen. Diese wurden mit einem Programm simuliert und die synthetischen Lichtkurven auf ihr Rauschverhalten untersucht (MM).


3.4 Vienna Ground Station (VGS)

Die Wiener Bodenstation zur Kommunikation mit MOST hat im Berichtjahr zur völligen Zufriedenheit funktioniert. Der Betrieb erfolgt automatisch, über das Internet gesteuert und nur gelegentlich sind Eingriffe vor Ort notwendig, z.B. zur Kalibration der Antennenaufstellung.Mit CNES wurde ein Vertrag abgeschlossen, der den Einsatz von VGS auch für COROT zum Gegenstand hat. Zu diesem Zweck wird die Empfangselektronik um einen weiteren Zweig ergänzt, der parallel zur MOST Elektronik und unabhängig von ihr konzipiert ist. Die VGS wird auch im Rahmen des BRITE-Constellation Projektes zum Einsatz kommen. Die Planung entsprechender Adaptierungsarbeiten ist für 2006 vorgesehen (WK, VK, AS).


4. Datenbanken


4.1 Vienna Atomic Line Data Bank (VALD)

Im Juli wurde ein größeres Update der Datenbank durchgeführt. Die DREAM Databasis (Biemont et al. 1999) wurde inkorporiert (La3, Ce2, Ce3, Pr2, Pr3, Nd2, Nd3, Sm2, Eu3, Tb3, Dy3, Ho3, Er2, Er3, Tm2, Tm3, Yb2, Yb3, Lu1, Lu2, Lu3, Th3). Weiters wurden Linienparameter folgender Elemente verbessert: Ca1, Cr2, Fe2, Co2, Sr1, Nd2. Bis Dezember dieses Jahres wurden 855 Benutzer gezählt und durchschnittlich 850 Anfragen pro Monat bearbeitet. Für den Atmosphärencode LLmodels und das Syntheseprogramm SynthV sind aktuelle Master-Linienlisten mit VALD erstellt und getestet worden (big/little endian). Ebenso Listen von Molekül-Linien (ohne Isotope) für SynthV (CS). Missing spectroscopic data of the atoms and ions of the iron peak were searched using the different bibliographic sources. New data concerning Mn3, Ni1, Fe1-2, Ca2, Co1-2, Sc1-2, V2, and Cr1-2 were compiled. Some data were critically checked using the Cowan Code (Hartree-Fock method) and an orthogonal parameter technique. All newly obtained data were critically compared with the already existed VALD data. The tables with the new and old data for Mn3, Ni1, Fe1-2, Ca2, Co1-2, Sc1-2, V2, and Cr1-2 were developed in the VALDáII and VALDáIII formats. Tables with the most recent experimental data for the rare earth ions of Dy1-2, Nd2 were created in the VALDáII and VALDáIII formats with the adding of Lande factors. A critical comparison of Nd2 experimental data with the recent DREAM team calculations showed discrepancies for weak lines (RK).


4.2 VIenna Selection of Astronomical Targets (VISAT)

Fortsetzen der Beta-Test Phase. Einige Kataloge wurden aktualisiert bzw. zusammengefasst und die Datenbank um folgende Kataloge erweitert:
- Pulsating Pre-Main-Sequence Stars
- NGC 2264 circum
- NGC 2264
- Dolidze25
Fehler in diversen anderen bereits implementierten Katalogen wurden korrigiert. Mit Jahresende 2005 haben 146 Benützer 1467-mal auf die VISAT Datenbank zugegriffen. Derzeit sind 40 Parameter von 110.930 Sternen aus 46 thematischen Katalogen abrufbar (AK, TK).


II. System-Administration

Soft- und Hardwarewartungsarbeiten (Windows und Linux) wurden im üblichen Umfang durchgeführt (AK, TK, CS).


Hardware:

Es wurde ein Cluster Computer gekauft und installiert. Der Cluster besteht aus 5 Stk. Dual G5 Apple Xserve Computern mit jeweils 2GB RAM und insgesamt ca. 700GB Plattenplatz. Die Clusternodes sind mit einem 1GB Intranet verbunden, während der Clusterserver (Tycho) auch mit dem Internet verbunden ist. Mit Hilfe der Software XGRID sollen einzelne Jobs (oder ganze Joblisten) der User an die einzelnen Nodes verteilt, abgearbeitet und die Ergebnisse dem User übermittelt werden. Weiters wurden erste Tests zur echten Job-Paralellisierung unternommen. Gleichzeitig mit dem Cluster wurden 2 Apple IMac's angeschafft die als Gruppenarbeitsplätze verwendet werden (CS, TK).
CPU und Mainboard des PC's 'Isaac' wurden ausgetauscht und die vorhandenen externen USB Platten eingebaut, um ein Software RAID zu erhalten (600GB), das als (wöchentliches) Backup des Server RAIDS (Jan) verwendet wird. Nach einem Server Absturz wurde das gesamte Server RAID rekonstruiert (TK).


Software:

Das generelles System-upgrade der Linux PCs auf die neueste RedHat Version (Fedora) wurde fortgestetzt. Es wurden diverse Software-Updates (IDL, Intel Fortran, nedit, Mozilla, etc.) vorgenommen (TK).
Die Fortran Compiler wurden auf ibm-xlf (Apple) und Intel Fortran 9.0 (Linux) aufgerüstet. Dadurch mussten große Teile der wissenschaftlichen Standard Software geändert werden, um Kompatibilität mit diesen neuen Compilern zu erreichen. Erweiterung des VALD Accounts in Bezug auf Spam-mail Detektion und Filterung (CS).
PODEX (PhOtometric Data Extrator) ist ein auf IDL basierendes Softwarepacket mit graphischer Benutzeroberfläche zur Reduktion von umfangreichen photometrischen CCD Zeitreihen. Es inkludiert alle notwendigen Elemente, um aus den Rohdatenframes eine fertige Lichtkurve zu extrahieren. PODEX wurde eingehend getestet, weiterentwickelt und in CoAst publiziert (TK).


III. Tagungen, Gast- und Beobachtungsaufenhalte


Tagungen und Workshops


MOST Science Team Meetings, Montreal, 18.-20.5., Weiss, Reegen und Wien, 10.-12.12. Frast, Gruberbauer, Harteter, Huber, Kallinger, Lüftinger, Masser, Neuteufel, Punz, Reegen, Weiss, Zwintz
International conference 'Element Stratification in Stars, 40 years of Atomic Diffusion', Chateau-de-Mons, 6.6.-10.6., Rybachikova (V)
Atlas12 and related codes Workshop, Trieste, 11.7. - 15.7., Stütz (V)
COROT Science Team Meetings, Paris, 7.3.,Weiss; Toulouse, 23. und 27.5., Weiss; ESTEC, 5. und 9.12., Weiss
COSMIC Vision, Graz, 18.3., Weiss,
8. COROT Science Week, Toulouse, 24.-27.5., Kaiser (P), Reegen (V), Weiss (V), Zwintz (V)
BRITE Conference, Toronto, 18.-20.11., Weiss (V)
9. COROT Science Week, ESTEC, 6.-9.12., Kaiser, Reegen, Kallinger, Weiss (V), Zwintz (V)
Workshop on Interferometry and Asteroseismology, Porto, 30.11-2.12., Gruberbauer


Sonstige Vorträge und Gastaufenthalte


Keim: Astronomietag, 16.4.
Lüftinger: Lange Nacht der Forschung, 1.10.
Nesvacil: Observatorium Triest, 18.-23.7.
Stütz: MPA Garching, 4.7. - 8.7.; Lange Nacht der Forschung, 1.10.
Weiss: Konkoly Observatory, Budapest, 14.-15.4.; ESO-Santiago 8.-26.9.;
Zwintz: Astronomietag, 16.4.; Lange Nacht der Forschung, 1.10.


Beobachtungsaufenthalte


Observatoire Midi Pyrenees (TBL): 10 Nächte (Gruberbauer)
ESO (VLT UT2): 2.3 und 6.2 Stunden, (Service Mode, Nesvacil)
ESO (2.2 m): 33 Stunden (Service Mode, Nesvacil)
NOT (SOFIN): 3 Nächte (Lüftinger)
AAO (UCLES & SemelPol): 4 Nächte (Lüftinger)


IV. Gäste


T. Aarenthoft, Aarhus
St. Bagnulo, ESO
V. Canuto, New York
D. Guenther, Halifax, NS
C. Karoff, Aarhus
S. Khan, London, ON
O. Kochukhov, Uppsala
F. Kupka, München
R. Kuschnig, Vancouver, BC
J. Landstreet, London, ON
J. Matthews, Vancouver, BC
T. Ryabchikova, Moskau
D. Shulyak, Simferopol
V. Tsymbal, Simferopol
G. Wade, Kingston, ON
R. Zee, Toronto, ON


V. Publikationen link


VI. Team (mit primären Aktivitäten) link


DI. Mag. Denis Frast (DF, MOST Datenreduktion)
David Gruber (DG, APT)
Michael Gruberbauer (MG, MOST Datenreduktion)
Markus Hareter (MH, MOST Datenreduktion)
Daniel Huber (DH, MOST Datenreduktion)
Dr. Sergej Kahn (SK, Modellatmosphären)
Alexander Kaiser (AK, Theoretische Photometrie, VISAT)
Mag. Thomas Kallinger (TK, Satellitenphotometrie, VISAT)
Dr. Werner Keim (WK, VGS)
Dr. Rimma Kildiyarova (RK, Russ. Academy of Sciences, Moscow, VALD)
Dr. Viktor Kudielka (VK, VGS)
Mag. Theresa Lüftinger (TL, Doppler Imaging und Zeeman Doppler Imaging)
Dr. Dima Lyashko (DL, Univ. Krim, Spektrenreduktion)
Marco Masser (MM, BRITE, MOST Datenreduktion)
DI. Johannes Nendwich (JN, Modellatmosphären, synthetische Photometrie, NEMO)
Mag. Nicole Nesvacil (NN, ESO Doctoral Studentship, CP Sternatmosphären)
Richard Neuteufel (RN, Spektralanalyse von γ Doradus und sonnenähnlichen Sternen)
Silvia Neustädter (SN, VGS)
Jürgen Öhlinger (JÖ, Photometrie)
Univ.Doz. Dr. Ernst Paunzen (EP, λ Bootis Sterne, Offene Sternhaufen)
Mag. Susanne Pollack (SP, PMS in OCLs)
Daniel Punz (DP, MOST Datenreduktion)
Mag. Peter Reegen (PR, MOST Datenreduktion und Signifikanzuntersuchungen)
Dr. Tanya Ryabchikova (TR, Russ. Academy of Sciences, Moscow, CP Sternatmosphären, Elementhäufigkeiten)
Univ.Prof. Dr. Arpad Scholtz (AS, TU Wien, VGS)
Stefan Schraml (SS, bis Juli, MOST Datenreduktion)
Dr. Denis Shulyak (DS, INTAS Fellowship, Modellatmosphären)
Marion Solar (MS, seit Oktober, Administration)
Gabriel Stöckle (GS, bis Oktober, Astrometrie mit COROT)
Mag. Christian Stütz (CS, Modellatmosphären)
Univ.Prof. Dr. Vadim Tsymbal (VT, Univ. Krim, Modellatmosphären, Spektrenreduktion)
Univ.Prof. Dr. Werner W. Weiss (WW, Gruppenleiter)
Gabriel Zach (GZ, bis November, Softwareentwicklung)
Dr. Konstanze Zwintz (KZ, PMS Sterne, Satellitenphotometrie, VISAT)