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12 January 2006 (15:48)
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Zusammenfassung der wichtigsten Forschungsaktivitäten im Jahr 1998


Theoretische Arbeiten:

Konvektion:

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

  1. Untersuchung der Brauchbarkeit lokaler Konvektionsmodelle zur Berechnung realistischer Sternatmosphären, sowie die
  2. Untersuchungen mit nicht-lokalen Konvektionsmodellen , welche primär an idealisierten Systemen (Sternatmosphären mit einfacher Mikrophysik) durchgeführt wurde (Kupka, Schmidt mit V. Canuto/NASA-GISS, M. Doubovikov/NASA-GISS).

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

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

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

  • die Untersuchung und Auswahl geeigneter numerischer Lösungsverfahren und
  • die Anwendung eines solchen Verfahrens auf idealisierte Systeme, wie sie Gegenstand zahlreicher zwei- und dreidimensionaler (zeitabhängiger) numerischer Simulationen von Konvektion in der stellaren Astrophysik sind.

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

  • Schon die einfache Downgradient-Näherung für die Momente 3. Ordnung war in der Lage, qualitativ und auch quantitiv grundlegende Größen wie den konvektiven Fluß, den Strahlungsfluß und Temperaturgradienten zu liefern, die mit den aus numerischen (3D) Simulationen bestimmten Mittelwerten recht gut übereinstimmen.
  • Insbesondere Verlauf und Ausdehnung von Overshooting Regionen stimmen für verschiedene Modellkonfigurationen (stabil-instabil-stabil, instabil-stabil-instabil, instabil-stabil, stabil-instabil, etc.) gut mit den numerischen Simulationen überein.
  • Die bisher in der Astrophysik ausschließlich verwendete lokale Näherung für die Dissipation der ("turbulenten") kinetischen Energie ist für Konvektionszonen mit angrenzender stabil geschichteter Region (Overshootingbereich) unbrauchbar (viel zu langsames Abklingen der Geschwindigkeitsfelder im Vergleich zu den Simulationen).
  • Die grundlegendenste topologische Eigenschaft von Konvektionszonen - das Flächenverhältnis von auf- zu absteigender Materie als Funktion der Tiefe - konnte in den bisherigen Rechnungen mit Hilfe der "Skewness" der Geschwindigkeitsverteilung qualitativ und auch nahezu quantitativ richtig abgeleitet werden.
  • Die Rechnungen sind robust gegenüber Änderungen der freien Parameter (genauer: der "Closure-Parameter") in folgendem Sinn: wohl hängen die quantitativen Resultate von der Wahl dieser Parameter ab, aber qualitativ (Lage der Extremwerte und Nullstellen, Krümung der Funktionen, etc.) bleiben die Ergebnisse unverändert.

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

Sternatmosphären:

Entwicklung, Implementierung, Erprobung und Anwendung zweier Tools die zur weitgehend automatisierten und systematischen Berechnung von ATLAS-Modellgittern, Flüssen und synthetischen Farben verwendet werden können. Beide Tools, AMG (ATLAS Model Grids) und SMGT (Stellar Model Grid Tool), sind in der Scriptsprache 'Perl' implementiert, wobei SMGT eine vollständig überarbeitete, erheblich erweiterte und verallgemeinerte Weiterentwicklung von AMG darstellt (Schmidt).

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

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

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

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

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

 

Experimentelle Bestimmung astrophysikalischer Parameter:

CP2 Sterne:

Im Rahmen des Projektes zur Bestimmung der Elementhäufigkeiten von roAp Sternen wurden folgende Objekte untersucht.

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

 

Doppler Imaging von u.a. He, Mg, Si, Cr, Ti, Mn und Fe in den Atmosphären der magnetischen Ap Sterne CU Vir, Theta Aur, ET And und Phi Dra wurden abgeschlossen und zur Publikation vorbereitet, sowie zusammen mit Grant Hill (McDonald Observatory), Gregg Wade (Univ. Toronto) und Artie Hatzes (Univ. Texas) drei Beoabachtungsaufenthalte am McDonald Observatory in Texas organisiert. Ziel dieses Programmes ist, von möglichst vielen magnetischen Ap Sternen, die heller als mag(V) = 6 sind, Spektren mit hoher Auflösung (R > 40000), grossem Signal-Rausch Verhältnis und in einem möglichst grossem Wellenlängenbereich (zumindest 500 Å und maximal bis zu 4000 Å) aufzunehmen.
Von 15 Ap Sternen liegt bereits Material von ausreichender Phasenüberdeckung und verbesserter Qualität vor. Elemente, wie z.B. Ca, Co, Be, Zr und Ni, die im vorliegenden Material nur als Blends beobachtbar sind, ergeben trotz des speziell zur Analyse von Blends entwickelten Multi-Element Inversionscodes "INVERS11" (von Piskunov) keine glaubwürdigen Ergebnisse. Bei der Synthese, wie auch beim Mapping einiger Linien stellte sich weiters heraus, daß die Linienflügel oft nur schlecht mit dem beobachteten Profil übereinstimmen und dadurch beim Mappen auch nach einer hohen Anzahl von Iterationen relativ große Abweichungen zu den Beobachtungen vorliegen. Gründe dafür könnten fehlende Atomdaten oder auch zusätzliche Geschwindigkeitsfelder auf der Sternoberfläche sein. Zum Test wurden hoch aufgelöste Echelle-Spektren vom McDonald Observatorium mittels IRAF verarbeitet, aber ein Mapping mit den betroffenen Linien ergab keine Verbesserung. Der Verdacht von mangelhaften Atomdaten konnte allerdings erhärtet werden (Kuschnig, Lüftinger gem. mit Piskunov/Uppsala, Ryabchikova/Moskau).

lambda-Bootis Sterne:

Spektralanalysen von HD 107233, HD 168740 und HD 170680 basierend auf Beobachtung am LNA/Brasilien führten zu folgenden Ergebnissen:

SternT(eff)log gv(turb)[Z]v sin(i)
HD+/-200 K+/-0.3+/-0.5km/s km/s
10723368003.53.0-1.580(10)
16874079003.53.0-1.0130(10)
170680100004.12.0-0.5200(10)

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

Reduktion von ISO-Daten (Photometrie und Spektroskopie) und Vergleich mit Staubscheibenmodellen (Paunzen gem. mit Kamp/Kiel)

Fortsetzung der Beobachtungsreihe zu spektroskopischen Doppelsternen mit mindestens einem lambda-Bootis Stern als Komponente (Paunzen gem. mit Iliev/Smolyan, Bohlender/CFHT).

Abschluß und Publikation der photometrischen Survey nach Pulsation in lambda-Bootis Sternen.

C, N, O und S in lambda-Bootis Sternen. Abschluß der Analyse von C und O. Beobachtungen von N und S. (Paunzen gem. mit I.Kh. Iliev, I. Kamp, F. Kerber und O. Pintado)

Teilnahme an der 29 Cygni photometrischen und spektroskopischen Kampagne im Juni/September/Oktober mit dem APT (Paunzen gem. mit Mkrtichian/Odessa).

delta-Scuti und andere Sterne:

Nach Erhalt und Reduktion des neuen Beobachtungsmaterials (Mc Donald Observatorium) des delta-Scuti Sterns FG Vir bestätigte sich, daß ebenso wie bei den bislang bearbeiteten Beobachtungen, die Linienprofil-Flügel nur durch eine Erhöhung der Makroturbulenz an die Synthese angepaßt werden können, was vermutlich auf konvektionsbedingte zusätzliche Geschwindigkeitsfelder hindeutet. Allerdings ist mit derzeitigen Modellatmosphären eine genauere Deutung, bzw. gezielte Behandlung dieses Effekts noch nicht möglich. Weiters verstärken sich Hinweise auf Ungenauigkeiten von Dämpfungskontanten, die jedoch alleine die beobachteten Linienprofil Abweichungen nicht erklären können (Mittermayer).

Beobachtungen und Reduktion von Sakurai's Object, a born-again PN (Paunzen gem. mit Kerber/Innsbruck).

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

Satellitenastronomie (HST-FGS, COROT, MOST):

Hubble Space Telescope:
Anfang des Jahres wurden die Guide Star FGS Daten vom HST-Deep Field (Nord) Programm durch Korrelation des Phasenwinkels von HST zur Sonne und relativ zum Erdzentrum mit den gemessenen Intensitätswerten auf Streulicht korrigiert. Nach der Streulichtkorrektur verblieben im Amplitudenspektrum nur noch Frequenzen die in beiden Datensätzen gleichermaßen auftraten und somit instrumenteller Natur sind und nach Prewhitening damit ergab sich bei einem Rauschniveau von 80 ppm kein Hinweis auf solare Oszillationen. Klassifikationsspektroskopie führte zu G2mG0 IV für GS0416200054 und zu K1 V für GS0416200075. Am neunten Tag der HDF Beobachtungen fielen leider aus noch ungeklärtem Grund die Meßwerte beider Y Kanäle des FGS2 über einen Zeitraum von 11 Stunden signifikant ab. Die beiden X Kanäle hingegen waren davon nicht betroffen (Kuschnig, Zwintz gem. mit Gray/Appalachian Mountain).

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

ISO:
Wie im Abschnitt 'lambda-Bootis Stars' bereits beschrieben, wurden die photometrischen und spektroskopischen Beobachtungen im Rahmen des Programmes LBDISK ausgewertet und sie werden gegenwärtig einer theoretischen Untersuchung unterzogen.

COROT:
Gegenstand der Forschung von COROT ist Asteroseismologie von ausgewählten Objekten, sowie der Nachweis terrestrischer Exoplaneten. Mit den ersten bodengebundenen Beobachtungen zur Bereitstellung von Entscheidungsgrundlagen bei der Auswahl von Programmsternen für das Weltraumprojekt wurde begonnen.

MOST:
MOST ist der erste astronomisches Satellit im Programm von Mikrosatelliten der kanadischen Weltraumagentur und er hat Asteroseismologie vom Weltraum aus zum Ziel. Dazu dient ein kompaktes 15cm Teleskop mit einem komplexen CCD System als Detektor. Durch die Bestellung des Teammitglieds R. Kuschnig zum Instrument Scientist ergibt sich eine Intensivierung der Kooperation, insbesondere auf dem Sektor des Modellierens von photometrischen Eigenschaften des Satelliten im geplanten Orbit.

 

Datenbanken:

VALD:

Die Arbeiten an der Datenbank VALD umfaßten vor allem die Integration von über 16000 neuen Spektrallinien für mehrere Dutzend Ionen, für die zum Teil erstmals Atomdaten in einer Datenbank zur Verfügung stehen, in den existierenden Datenbestand. Weiters war die Erstellung eines neuen Datenbankformates (inklusive Software und Datenkonvertierung) notwendig, um künftig Moleküldaten in VALD aufnehmen zu können. Dabei wurden neue (Fortran90) Versionen der Datenbankprogramme erstellt, die erweiterte Extraktionsmöglichkeiten bieten. Ein WWW Server mit einem VALD-Interface (von E. Stempels & N. Piskunov/Uppsala) wird derzeit in Wien eingerichtet. Fortlaufend erfolgte die kontinuierliche Unterstützung von VALD Anwendern (momentan bereits über 230 weltweit). Ferner wurde VALD darauf vorbereitet, Links zu anderen Datenbanken zu ermöglichen. In diesem Zusammenhang wurde ein Projekt in Zusammenarbeit mit mehreren internationalen Teams, die an der Untersuchung von Verbreiterungsmechanismen für Spektrallinien arbeiten, entworfen. Quadratischer Stark-Effekt und Van-der-Waals Verbreiterung stehen dabei im Mittelpunkt der Überlegungen (Kupka gem. mit Luka~Popovic & M. Dmitrijevic/Belgrade Observatory, T.A. Ryabchikova/Moskau, K. Janev/IAEA).

FGSDataBase-98:

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

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

 

Instrumentation:

Satellitenexperimente:

Gegenstand der Forschung von COROT ist Asteroseismologie von ausgewählten Objekten, sowie der Nachweis terrestrischer Exoplaneten. Am Bau des österreichischen Harwarebeitrages zu diesem Projekt - es ist dies der sog. Extractor - der französichen Weltraumargentur CNES wurde begonnen (gem. mit M. Steller/Institut für Weltraumforschung, Graz).

Systemadministation:

Im Februar wurde unter Mithilfe von DI.Kircher (EDVZ-TU Wien) ein System-Upgrade aller Alpha-Workstations auf Digital UNIX 4.0B vorgenommen. Die Umstellung des Institutsnetzwerkes auf Twisted-Pair durch das Rechenzentrums der Universität Wien im Sommer verlief für unser lokales Computernetzwerk ohne nenneswerte Probleme. Seither werden drei unserer Alpha-Workstations an 100 MBit Verbindungen betrieben. Um die Administation des lokalen Rechnerverbundes zu vereinfachen, wurde im Oktober ein Alpha-PC SX164 533MHz von der Fa. DEAS erworben. Sämtliche Festplatten mit einer Gesamtkapazität von über 34 GByte wurden auf diesem Server unter Digital UNIX 4.0D zusammengefaßt (Gelbmann; Mittermayer).

Photometrische CCD-Kameras:

Die zwei im Vorjahr angeschafften CCD-Kamera Systeme der Fa. PixelVision wurden umfangreichen Tests unterzogen, u.a. im Optiklabor des Bundesamts für Eich- und Vermessungswesens. Alle Instrumentenparameter entsprachen den strengen Spezifikationen, die für einen Einsatz vor allem in der Photometrie optimiert worden waren, außer dem Dunkelstrom, der mit 5, bzw. 8 e/pixel/sec den geforderten Wert von 1 e/pixel/sec deutlich überschritten hat. Die Firma bot eine Überarbeitung des CCD-Kamerakopfes an, um tiefere Arbeitstemperaturen mit den vorhandenen Peltier-Kühlelementen zu erreichen, sowie einen Austausch der CCD's durch noch empfindlichere. Es wurden daher beide Kamerasysteme wieder nach den USA geschickt, von wo sie im verbesserten Zustand im Oktober wieder zurückkamen. Bis Ende des Jahres wurden alle Tests an den neuen CCD Photometern wiederholt, eine umfangreiche Dokumentation erstellt und erste Testmessungen zur Publikation vorbereitet.