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12 January 2006 (15:54)
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Zusammenfassung der wichtigsten Forschungsaktivitäten im Jahr 1999

Wissenschaftliche Arbeiten

Überblick:

Theoretische Arbeiten

Anwendung bereits getesteter sog. lokaler Konvektionsmodelle zur Berechnung realistischer Sternatmosphären für, z.B., kühle CP Sterne.

  • Test der besten verfügbaren nicht-lokalen Konvektionsmodelle durch Vergleich mit numerischen Simulationen idealisierter stellarer Konvektion, basierend auf vereinfachter Mikrophysik.
  • Berechnung von Modellatmosphären-Gittern über ausgedehnte Bereiche des HR-Diagramms unter Verwendung verschiedener lokaler Konvektionsmodelle, sowie Anwendungen und Tests derselben.
  • Modellieren von CP-Sternatmosphären mit individuellen Elementhäufigkeiten
  • Synthetische Photometrie (Genfer-System, Strömgren-System, D a)

Experimentelle Bestimmung astrophysikalischer Parameter

  • Beschaffung und Auswertung von roAp Sternspektren zur Häufigkeitsanalyse von möglichst vielen Elementen und Bestimmung von Teff und logg, sowie eines gleichartigen Materials von non-roAp und normalen Sternen.
  • Beschaffung und Auswertung von gleichmäßig über die Rotationsperioden erteilten roAp Sternspektren zur Doppler-Kartographie der Elementverteilungen.
  • Untersuchung des Phänomens der Überhäufigkeit von 2-fach ionisierten Seltenene Erden, relativ zu neutralen und 1-fach ionisierten Elementen.
  • Häufigkeitsanalysen von l Bootis Sternen, IR Beobachtungen und photometrische Beobachtungskampagnen.
  • Kritische Häufigkeitsanalyse und Bestimmung von Teff und logg des d Scuti Sternes FG Vir.
  • Photometrische CCD Kamera

Satellitenexperimente

  • HST (Fortsetzung der Auswertung von photometrischem FGS Archivmaterial)
  • COROT (Sicherung der Finanzierung bis 2005, Fortsetzung der Hardware-entwicklungen, gem. mit dem IWF-Graz)
  • MOST (Kooperation bei der Erstellung eines photometrischen Satelliten-modelles)
  • FIRST, MONS, GAIA (Mitwirkung bei der Projektentwicklung)

VALD Datenbank

  • Einbau der CNO Daten von NIST
  • Vorbereitung der VALD-III Release (Moleküle)

 

Theoretische Arbeiten

Konvektion

Die Arbeiten an Modellatmosphärengittern, basierend auf lokalen Konvektionsmodellen und an Tests mit Hilfe der Balmerlinienprofile von A-G Hauptreihensternen (gem. mit Smalley & Gardiner/Keele University, England), wurden publiziert und im Rahmen einer Dissertation von R. Gardiner in Keele noch weitergeführt, ebenso wie die Kooperation beim Test von Modellgittern mittels photometrischer und spektroskopischer Methoden. Weiters wurden Modellgitter und synthetische Photometr iedaten für R. Garrido (Granada) und E. Solano (VILSPA) gerechnet. Diese Modelle und Daten finden insbesondere bei der Untersuchung variabler Sterne vom d -Scuti Typ Anwendung. Eine verbesserte Kalibration der Genfer Photometrie, basierend auf zweikomponenten-Modellen ist in Vorbereitung.

Die Untersuchung vollständig nicht-lokaler Konvektionsmodelle ist erfreulich weit gediehen. Insbesondere konnten alle derzeit verfügbaren Closure-Modelle für die sogenannten third order moments, die den nicht-lokalen Transport von kinetischer und potentieller (Wärme-) Energie in Strömungen beschreiben, für ein im Jahr 1998 implementiertes Konvektionsmodell aus 5 Differentialgleichungen (Momentengleichungen) getestet werden.

Die Tests der verschiedenen Varianten des untersuchten Konvektionsmodells verlangten umfangreiche numerische Simulationen von Konvektionszonen in 3 räumlichen Dimensionen (gem. mit H. Muthsam/Inst. f. Mathematik, Wien). Um dabei auch gleichzeitig die häufig gemachte Vereinfachung einer 2D-Simulation anstelle einer 3D-Simulation zu testen, wurden für die meisten Rechnungen auch begleitende 2D-Simulationen ausgewertet. Die Ergebnisse für Konvektionszonen von 1 bis 4 Druckskalenhöhen (bis zu 5 Druckskalenhöhen tiefe Simulationszonen) mit moderatem Dichtekontrast (1:10 bis 1:100) und verschiedener Effizienz des Strahlungstransportes (30% bis 80% Mindestanteil des radiativen Flusses am Gesamttransport) waren recht positiv. Einzelne Überraschungen blieben nicht aus, im wesentlichen wurden aber die Erwartungen aus den ersten Arbeiten im Jahr 1998 bestätigt. Weiters wurden leistungsfähigere Modelle untersucht, die nun auch quantitativ erhebliche Verbesserungen bringen, ja sogar den wesentlich teureren 2D-Simulationen in vieler Hinsicht deutlich überlegen sind.

 

Nachfolgend seien die wichtigsten Ergebnisse zusammengefaßt:

  • Der Abschluß der Momentengleichungen erzielt mit Hilfe der Downgradient Näherung qualitativ brauchbare Resultate. Für quantitativ akzeptable Resultate, insbesondere für verschiedene Modellprobleme und ohne ständiges Justieren der Closure-Parameter, sind vollständigere Modelle erforderlich. Getestet wurden daher nach Justierung eines der Closure-Parameter das Intermediate (oder Skewness) Modell, das 1998 von Canuto & Dubovikov vorgeschlagen wurde, das verallgemeinerte Downgradient-Modell (in Kupka 1999, ApJL 526, L45, vorgeschlagen und diskutiert), sowie das teurere, voll zeitabhängige Modell, das 1992 von Canuto vorgeschlagen wurde. Das Matrix Modell für stationäre Probleme, 1993 von Canuto vorgeschlagen, wurde falsifiziert. Es liefert, im Unterschied zum Problem des Planetary Boundary Layer Unstetigkeiten in einem der third order moments im Overshooting Bereich um Konvektionszonen.
  • Position und Ausdehnung der Overshooting-Regionen für verschiedene Schichtungen fallen mit dem in 3D Simulationen gefundenen Werten zusammen. Dies gilt besonders für die Vorzeichenwechsel des konvektiven Flusses und des superadiabatischen Gradientens.
  • Die lokale Näherung für die Dissipation der turbulenten kinetischen Energie, e , mittels einer Mischungslänge ist als schwächstes Glied in den bisher in der Astrophysik verwendeten Konvektionsmodellen identifiziert worden.
  • Es ist möglich, vernünftige Flächenverhältnisse von auf- relativ zu absteigendem Material aus den Momentengleichungen abzuleiten.
  • Die Resultate sind robust in Hinblick auf kleine Änderungen (10%) der Closure-Parameter in dem Sinne, daß qualitative Eigenschaften, wie die Extremwerte, Nullstellen und sogar die Krümmung der Lösungsfunktionen der Momentengleichungen nahezu unverändert bleiben.
  • Die Verbesserungen des Konvektionsmodells sind gerade da am größten gegenüber den lokalen Modellen, wo sie am meisten gebraucht werden: nahe den Rändern der Konvektionszonen sowie in den daran anschließenden stabilen Schichten (Overshooting Regionen).
  • Die größte Schwachstelle aller bisher getesteten Näherungen ist der Closure der Momente dritter Ordnung, der mathematisch gesehen stets einem Diffusionsansatz entspricht (sei es über die Downgradient Näherung oder über die quasi-Gaußsche Näherung der Momente vierter Ordnung.
  • 2D Numerische Simulationen sollten im allgemeinen den Momentgleichungen als Substitut für 3D Rechnungen nicht vorgezogen werden. In der Tat sind deren Resultate typscherweise sogar schlechter als jene aus den besten Momentengleichungen, aber mit zusätzlich wesentlich höherem Rechenaufwand verbunden. Dies gilt wenigstens für den Fall, daß der Strahlungstransport in der Konvektionszone diffusiv erfolgt. Vom physikalischen Standpunkt aus ist dieses Ergebnis nicht weiter verwunderlich (es liegt ja keine Quasi-2D-Situation vor, sondern es besteht ein fundamentaler Unterschied in der Dynamik bei den 2D und 3D Versionen der Navier-Stokes Gleichungen), trotzdem werden derzeit solche Rechnungen häufig in der stellaren Astrophysik verwendet.
  • Wie erwartet, ist die Zeitersparnis bei der Lösung der Momentengleichungen gegenüber den Simulationen enorm (zumindest ein Faktor 100 bis 1000 bei derzeitigen Gittergrößen). Dies ist ein akzeptabler Tausch für die Nachteile, die sich aus den unvermeidlichen Closure Näherungen ergeben.
  • Für dünne, interagierende Konvektionszonen sind die quantitativen Resultate sogar noch besser als bei isolierten Zonen. Diese macht die künftige Anwendung der neuen Konvektionsmodelle auf A-Hauptreihen und F-Riesensterne besonders attraktiv. Die Anwendung der Gleichungen auf realistische Rechnungen von Konvektionszonen in A- und F-Sternen erscheint somit derart vielversprechend, daß diese ein Hauptarbeitsziel für das kommende Jahr sein wird.

 

Sternatmosphären

Die wichtigsten Fortschritte im Berichtsjahr waren:

  • 'Routinemäßiges' Modellieren von CP-Sternatmosphären mit individuellen Elementhäufigkeiten
  • Synthetische D a Photometrie
  • Weiterentwicklung und Management von VALD (Vienna Atomic Line Data-Base)
  • Berechnung von Gittern von Modellatmosphären über ausgedehnte Bereiche
  • des HR-Diagramms unter Verwendung verschiedener lokaler Konvektionsmodelle und Anwendungen bzw. Tests derselben

Der erste Themenbereich umfaßte den Abschluß der Arbeit zur Berechnung von ATLAS9-Modellatmosphären mit realistischer chemischer Zusammensetzung. Die numerischen Methoden wurden abermals verbessert (gem. mit Piskunov/Uppsala). Modellatmosphären können jetzt für alle CP Sterntypen mit der Ausrüstung der Arbeitsgruppe über Nacht gerechnet werden, d.h. sofern mehrere Workstations zur Verfügung stehen. Auf einer Standardworkstation oder einem Hochleistungs-PC benötigt eine solche Rechnung ebenfalls meist weniger als 24 Stunden. Aufgrund der verwendeten ODF-Technik können kleinere Gitter von Modellatmosphären einer bestimmten pekuliaren Zusammensetzung nun binnen 24-48 Stunden erstellt werden, ebenso zugehörige synthetische Farben und Flußverteilungen für den Vergleich mit spektrophotometrischen Messungen.

Die Suite an Programmen wurde an über einem Dutzend Targetsternen, die den gesamten Temperaturbereich der CP1 bis CP4 Sterne umfassen, erfolgreich getestet. Sieht man von den heißeren Sternen (mit Teff > 10000 K) ab, können nun mit Ausnahme extrem exotischer Objekte (wie HD 101065) stets Modellatmosphären konstruiert werden, die für eine bestimmte effektive Temperatur, Oberflächenschwerkraft und chemische Zusammensetzung die gemittelten Beobachtungsgrößen aus Spektrophotometrie und Photometrie sowie - mit naheliegenden Einschränkungen - Spektroskopie selbstkonsistent reproduzieren. Die verbleibenden Diskrepanzen für heiße Sterne und für exotische Extremfälle deuten teils auf nach wie vor unvollständige Daten über Absorption durch Spektrallinien hin, sowie auf Effekte durch vertikale Schichtung, die durch keine Mittelungsprozedur ausreichend wiedergegeben werden können. Für ersteres sind die Si-Autoionisationslinien der Si-Sterne ein Beispiel, für letzteres Linienverbreiterungseffekte und Linienstärken, etwa bei HD 101065.

Das Programm zur synthetischen D a Photometrie, welches im Vorjahr begonnen wurde, kann nun aufgrund der erfolgreichen Tests und der wesentlich höheren Durchsatzgeschwindigkeit der Programme zur Opazitäten Rechnung zügig durchgeführt werden. Für die verschiedenen Gruppen von CP Sternen wurden bereits exemplarisch Rechnungen durchgeführt. Eventuell mit Ausnahme einiger Gruppen von heißen CP-Sternen, wo vermutlich Si-Autoionisationslinien eine größere Rolle spielen, dürfte aller Voraussicht nach die Ursache der 5200 Å Flußdepression vollständig erklärt werden können. Der Abschluß dieser Untersuchungen wird im kommenden Jahr erfolgen.

Die Untersuchung an mehreren roAp Sternen wurde fortgeführt bzw. abgeschlossen. Insbesondere zu erwähnen sind hier HD 166473 (basierend auf der Dissertation von M. Gelbmann), sowie die Untersuchungen an HD 101065, dem chemisch pekuliarsten Objekt unter den bekannten Ap Sternen, für den eine besonders umfassende Linienidentifikation (an die 8000 Linien) und Häufigkeitsanalyse von 54 Elementen durchgeführt wurde. Die Diskrepanzen in den verschiedenen Methoden der Bestimmung von Teff konnten mit den neuen Modellatmosphären erheblich verringert, aber nicht gänzlich beseitigt werden. Verbleibende Unterschiede sind voraussichtlich auf die immer noch unvollständigen Atomdaten (besonders für die Spektren der Gruppe der Seltenen Erden) zurückzuführen, trotz der ständigen Verbesserung von VALD, sowie auf vertikale Schichtungseffekte. Die Ergebnisse dieser Untersuchung sind zur Veröffentlichung eingereicht worden. Mit diesem extremsten aller bekannten roAp Sterne (und vielleicht aller bekannten CP Sterne) sind zugleich alle für die Interpretation von Sternspektren in der Arbeitsgruppe verfügbaren Techniken einem besonders schwierigen Test erfolgreich unterzogen und die Entwicklung einiger neuer Tools angeregt worden.

Das Tool zur automatisierten Berechnung von ATLAS-Modellgittern und Flüssen SMGT (Schmidt, siehe Jahresbericht 1998) wurde zur systematischen Berechnung von Modellgittern im folgenden Parameterbereich angewandt:

Teff

4000 K bis 10000 K (Schrittweite 200 K)

logg

2.0 bis 5.0 (Schrittweite 0.2)

logZ

-2.0, -1.5, -1.0, -0.5, -0.3, -0.2, -0.1,

0.0, +0.1, +0.2, +0.3, +0.5, +1.0

Vmicro

0, 1, 2, 4 km/s

Konvektion/Schichtzahl

MLT/72, CGM/72, CGM/288, CM/288

Abgeschlossen wurden bisher die Berechnungen der MLT/72 und CGM/72 Gitter für Vmicro = 2.

 

Experimentelle Bestimmung astrophysikalischer Parameter:

CP2 Sterne

Folgende Fragen stehen gegenwärtig im Zusammenhang mit chemisch pekuliaren Sternen und insbesondere mit roAp Sternen im Zentrum der Untersuchungen:

  • Klärung der Frage, ob die 2-fach ionisierten Spektren von Seltenen Erden tatsächlich überhäufigkeiten aufweisen - im Vergleich zu Spektren der neutralen und einfach ionisierten REE.
  • Beschaffung und Auswertung von Spektren möglichst aller roAp Sterne zur Präzisions-Häufigkeitsanalyse für möglichst viele Elemente.
  • Spektren mit einem S/N~200, gleichmäßig verteilt über die Rotationsperioden, geeignet für Doppler-Imaging von roAp Sternen.
  • Als Referenz, jeweils mit gleichen Anforderungen wie vorhin beschrieben, auch für nicht-roAp Sterne und für normale A Sterne im gleichen Teff und logg Bereich.
  • Doppler Imaging von Ap, und insbseondere von roAp Sternen

In diesem Jahr wurden zwei Beobachtungsruns mit dem GIRAFFE Spektrographen am South African Astronomical Observatory absolviert. Da es sich bei dem Detektor am SAAO um ein CCD handelt, das parellel über zwei Verstärker ausgelesen wird, gestaltet sich die Reduktion der Daten etwas schwieriger. Außerdem lassen sich nicht alle instrumentelle Effekte durch Flat-Fielding eliminieren, was zu Probleme bei der Festlegung des Kontinuums führt. Es wurde aber eine vorläufige Reduktionsprozedur bis hin zur Wellenlängenkalibration ausgearbeitet. Eine effiziente Kooperation zur raschen Verarbeitung der bereits vorliegenden Spektren wurde mit Kollegen in Rußland und in der Ukraine installiert.

e UMa: Die Oberflächenverteilung der Elemente Chrom, Eisen, Titan, Magnesium, Mangan, Strontium und Kalzium wurde unter Verwendung aller in Frage kommenden Linien und Blends bestimmt. Die Ergebnisse zeigen, dass Chrom, Mangan und Eisen, obwohl man aufgrund des schwachen Magnetfeldes eine Korrelation mit dem Magnetfeld nicht erwarten würde, an den Magnetfeldpolen überhäufig sind und die Region des magnetischen Äquators völlig meiden. Chrom und Mangan sind etwa 0.8 dex überhäufig und Eisen weist Sonnenhäufigkeit auf.

Titan, im Gegensatz zu den vorigen Elementen, tritt am magnetischen Äquator in Erscheinung und kommt an den Polen wenig vor. Strontium scheint sich ähnlich wie Titan zu verhalten, Magnesium und Kalzium zeigen keinerlei Korrelation mit dem Magnetfeld des Sternes. Magnesium weist Flecken entlang eines Ringes in der nördlichen Hemisphäre auf. Titan ist mit etwa 0.3 bis 0.5 dex, Magnesium mit 0.1 dex unterhäufig und Strontium zeigt Sonnenhäufigkeit.

Wenn man die Verteilung dieser Elemente bei anderern Ap Sterne in Bezug setzt (CU Vir, Q Aur; Kuschnig 1998), fällt auf, daß Chrom und Eisen der Vergleichssterne die magnetischen Polregionen meiden, sich also genau gegengleich zur Verteilung an der Oberfläche von e UMa verhalten. Grund für diese Diskrepanz könnte ein unterschiedlicher Evolutionsstand der Sterne sein.

Aus dem Wissen über die Elementverteilung an der Oberfläche von Ap Sternen und deren Korrelation mit dem Magnetfeld sind neue Erkenntnisse über strahlungsgetriebene Diffusion, Akkretion, deren Zusammenspiel mit dem stellaren

Magnetfeld und in weiterer Folge über den Aufbau der Atmosphäre dieser Sterne zu erwarten.

56 Ari: Die Oberflächenverteilung der Elemente Silizium, Magnesium und Eisen anhand der Spektralbereiche 6342 Å bis 6351 Å und von 6367 Å bis 6375 Å bestimmt. Dabei werden Verteilungskarten simultan für mehrer Elemente erstellt (gem. mit Piskunov/Uppsala). Daten aus den Jahren 1996/97 und 1997/98 liefern gleiche Elementverteilungsstrukturen. Die Beobachtungsdaten von 1998/99 werden gerade ausgewertet.

 

l Bootis Sterne

Spektralanalysen von HD 106223, HD 74873, HD 110411 und HD 101108, basierend auf Beobachtungen in Asiago (1995), führten zu folgenden Ergebnissen:

Stern

Teff

logg

vturb

[Z]

v sini

HD 74873

8900

4.6

3.0

-1.0

130(10)

HD 101108

7900

4.1

3.0

-1.0

90(10)

HD 106223

7000

4.3

3.0

-1.5

100(10)

HD 110411

9200

4.6

3.0

-1.0

150(10)

Die Analysen der spektroskopischen Doppelsterne HD 84948 und HD 171948 wurden unter Verwendung von Beobachtungen in Asiago (1997) ergänzt.

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

Fortsetzung der Beobachtungsreihe zu spektroskopischen Doppelsternen mit mindestens einem l Bootis Stern als Komponente (gem. mit Iliev/Smolyan).

C, N, O und S in l Bootis Sternen. Abschluß der Analyse von N und S (gem. mit Iliev/Smolyan, Kamp/Kiel, Kerber/ESO und Pintado/Brasilien).

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

 

d Scuti und andere Sterne

FG Virginis: Die Analyse zeigt, daß es sich bei FG Virginis um einen d Scuti Stern mit, im Rahmen der Fehlerbalken, annähernd sonnenähnlicher Zusammensetzung handelt. Eine signifikante Abweichung von den Sonnenhäufigkeiten konnte nur bei Mg, S, Cu, Sr, Y, Ba und Ce festgestellt werden, wobei aber aus Mangel an gut verwertbaren Linien die Ergebnisse für Cu, Sr und Ce eher zweifelhaft sind. Bei Mg und Ba ist noch eine weitere überarbeitung unter genauerer Beachtung der verwendeten Atomdaten notwendig und geplant.

Die vom reinen Lorenz Profil abweichende Form der Spektrallinien wurde durch Anpassung der Makroturbulenz berücksichtigt und dürfte auf konvektionsbedingte Geschwindigkeitsfelder zurückzuführen sein. Ein Versuch die konvektiven Up- und Downdrafts durch Flußmittelung zweier Atmosphärenmodelle mit unterschiedlicher Temperatur zu simulieren ergab nur leicht geänderte Werte für die Elementhäufigkeiten, ließ aber die Linienprofile unverändert.

Die beabsichtigte Wiederholung der Analyse unter Verwendung neuer und verbesserter Atomdaten aus VALD2 mußte zunächst verschoben werden, da bei der Adaption der doch relativ heterogenen Softwarepakete immer wieder unerwartet Schwierigkeiten auftraten und eine Umarbeitung den veranschlagten Zeitrahmen bei weitem gesprengt hätte.

Beobachtungen (high-resolution spectroscopy) und Reduktion von interessanten astrophysikalischen Objekten, wie Sakurai's Object (a born-again PN), h Car und verschiedene IRAS-Quellen (gem. mit Kerber/ESO).

Weiterführung des Projektes der Zeitreihenanalyse von pulsierenden Sternen (gem. mit König/Bonn).

 

Photometrische CCD-Kameras:

Die von der Fa. PixelVision bereits einmal überarbeiteten CCD Kameras mußten nach Testmessungen nochmals an die Firma in die USA retourniert werden, da wichtige Parameter, wie das Ausleserauschen und der thermische Dunkelstrom nicht den Spezifikationen entsprach. Anfang des Jahres kamen beide Systeme nach Wien zurück, diesmal mit befriedigenden Kenndaten, allerdings mit einer völlig neuen Steuerungssoftware für die Kameraelektronik. Es war daher notwenig, die gesamte Photometrie-Software, die von Herrn Hafner im Vorjahr entwickelt worden war, von Grund auf zu überarbeiten, wobei allerdings gleich die Benützeroberfläche in Windows erweitert und effizienter gestaltet wurde.

Gegen Jahresende begannen Langzeittests, sowie die Erstellung eines Benützermanuals. Ein routinemäßiger Einsatz jeweils einer Kamera am Observatorium Hvar(Kroatien) und am Observatorium Odessa(Ukraine) und dessen Außenstationen ist im Frühjahr 2000 zu erwarten.

 

Satellitenexperimente

Hubble Space Telescope : Die im letzten Jahr neu reduzierten Guide Star Datensätze von der Periode 1992 bis 1995 werden als Katalog in mehreren Teilen publiziert. Bei den mehr als 200 Datensätzen, die entweder als variabel, vermutlich variabel oder mit einem eindeutigen Trend behaftet klassifiziert wurden, fielen 20 Sterne aufgrund ihrer hohen Qualität und deutlichen Variabilität besonders auf. Sie wurden einer detailierten Fourier Analyse unterzogen und zusammen mit den astrophysikalischen Informationen (Spektraltypen, Farben, Leuchtkräfte, ...), die bei Cross-Referenzen mit bestehenden Katalogen wie dem TYCHO Katalog gefunden wurden, konnte abgeschätzt werden, um welche Arten von Variabilität es sich dabei handeln könnte. Besonders interessant ist die Entdeckung von Variabilität in Sternen später Spektraltypen (K und M) in Zeitskalen von Stunden.

COROT: Nach langwierigen Verhandlungen mit der ÖAW und dem BMWV konnte für die Finanzierung des österreichischen Hardwarebeitrages für das Satellitenprojekt COROT eine exemplarische Lösung gefunden werden. Über einen Forschungsauftrag seitens des BMWV ist das Budget nun bis zum Jahr 2005 festgelegt und gesichert. Dementsprechend konnte die Entwicklung und der Bau der Flughardware am Institut für Weltraumforschung der ÖAW in Graz (Projektleiter am IWF: DI M. Steller) zügig in Angriff genommen werden. Parallel dazu setzten in Wien die Arbeiten zur Vorbereitung der Programmsternauswahl ein.

Mit einem Forschungsaufenthalt von TL in Toulouse begann die Arbeit an der Analyse der Targetsterne für das Central-Programme der Satellitenmission. Um eine optimale Auswahl innerhalb der möglichen Objekte für das Projekt treffen zu können, ist es nötig, Fundamentalparameter, wie Teff, Metallizität und logg möglichst genau zu kennen und zu überprüfen. Es wurden anhand von OHP-Spektren mit hohem S/N bei einer Auflösung von 42000 und anhand photometrischer Daten aus der SIMBAD Datenbasis elf ausgewählte Sterne genauer analysiert: photometrisch mit dem Programm templogg, das modifiziert wurde, um auch im Strömgren System unverfärbte Temperaturen berechnen zu können, spektroskopisch, indem nach der Reduktion der beobachteten Spektren, Ha zur Temperaturanalyse bzw. Fe I und Fe II Linien zur Bestimmung von logg herangezogen wurden. Um die effizienteste Art der Parameterbestimmung für die zu erwartenden 1000 Targetsterne feststellen zu können, wurde auch die TGMET-Methode (Katz et al. 1998) angewendet, die darin besteht, ein beobachtetes Sternspektrum mit einer Bibliothek von am OHP beobachteten Referenzspektren zu korellieren.

MOST: Dies ist ein kanadisches Satellitenprojekt, das Seismologie von sonnenähnlichen und magnetischen Sternen zum Ziel hat. Mit einer Apertur von nur 15cm kann das Teleskop eine photometrische Genauigkeit kleiner als eine Mikro-Magnitude erreichen und die Targets über mehrere Wochen hindurch kontinuierlich beobachten. Dadurch ist es möglich akustische Moden in sonnenähnlichen und anderen Sternen zu studieren und das Alter metallarmer Sterne in der Nachbarschaft der Sonne zu bestimmen. Damit könnte auch die untere Grenze des Alters des Universums genauer definiert werden.

Das Maksutov-Teleskop wird auf einem Mikrosatelliten montiert, der nur so groß wie ein Koffer ist und zusammen etwa 50kg wiegen wird. Der Satellit soll in einem polaren sun-synchronous Orbit in der Höhe von etwa 800km über der Erdoberfläche operieren.

Während des Aufenthaltes von KZ im März und April 1999 wurden numerische Simulationen der photometrischen Performance des Instrumentariums begonnen. Die detailierten Voruntersuchungen der instrumentellen Effekte und Rauschquellen sind sehr wichtig für die Planung der gesamten Mission. Die auftretenden Effekte müssen modeliert und simuliert werden, bevor der Satellit gebaut wird, da diese Arbeit die Spezifikationen jedes involvierten Elements beeinflussen kann: die Optik, den CCD Detektor, das Attitude Control System und die Elektronik.

 

Vienna Atomic Line Data Bank (VALD

Die Arbeiten an der Datenbank VALD umfaßten vor allem die Integration der CNO-Listen des NIST in den allgemein abrufbaren Datenbestand. Verschiedene kleinere Aktualisierungen wurden durchgeführt und VALD Anwender laufend betreut bzw. neu angemeldet. Bereits über 300 Benutzer sind weltweit als VALD Anwender registriert. Die Zahl der Anfragen an VALD nähert sich einem Wert von 20000 (allein per EMS/Webinterface, ohne direkte Zugriffe). Zwei referierte Publikationen wurden abgeschlossen (teilweise schon 1998) und sind heuer erschienen, womit der Status-quo von VALD auch wieder öffentlich dokumentiert ist. Bei Überprüfung des Science Citation Index wurde festgestellt, daß der sehr intensive Gebrauch von VALD in einem Mißverhältnis mit der vergleichsweise viel zu geringen Zahl an Zitaten steht. Dies ist ein im Bereich der Veröffentlichung bzw. Verteilung von Atomdaten gängiges Problem, auf das VALD Anwender bei mehreren Gelegenheiten hingewiesen wurden (fehlende Zitate würden mittelfristig zu Kostenpflichtigkeit oder Einstellung von gegenwärtig frei zugänglichen VALD Diensten führen, da der dafür nötige Aufwand vor den Forschungsgeldgebern nicht mehr zu rechtfertigen wäre).

 

System-Administration

Hardware:

  • Anschaffung eines 32x-CDROM-Laufwerkes für 'Tycho', um auch mit diesem Rechner Modellatmosphären unter Benutzung der Kurucz-CDs rechnen zu können.
  • Die defekte /scr1-Platte wurde durch eine 9.1 GB UW-SCSI-Platte ersetzt.

  • Die AlphaStation200 4/233 ('Max') wird als Mail-Server am Institut eingesetzt und ist durch einen AlphaPC 164LX mit 600 MHz, 128 MB RAM, unter Digital Unix 4.0E ersetzt worden.
  • Der frühere HP-Laserjet Institutsdrucker wurde in das lokale Netzwerk integriert und ist nun als 'Emmi' benutzbar, sowohl unter Unix wie auch unter Windows.

Software:

  • Durch die Installation des Samba-Servers am 'Tycho' ist der Zugriff von Windows-Rechnern auf das Unix-Plattensystem möglich.
  • Der Netscape Communicator und der Apache Webserver wurden laufend auf die neuesten verfügbaren Versionen aktualisiert.
  • Der ADSM-Backupservice des Rechenzentrums der Universität Wien wird seit Beginn dieses Jahres erfolgreich genutzt, um die Datenbestände des Unix-Clusters vor Verlust zu sichern.
  • Es wurde ein Upgrade von IDL 4.0 auf Version 5.2 vorgenommen.

World Wide Web:

Installation eines Webservers am 'Tycho'. Administrative Umstrukturierung, Neudesign und inhaltliche Korrekturen der Webpage der AMS--Gruppe, jetzt erreichbar unter {http://ams.astro.univie.ac.at}. Einbindung des VALD-Webinterfaces.

Systemsicherheit:

Um das System gegen ungewollte Zugriffe von außen abzusichern, wurde auf allen Unix-Rechner Secure Shell installiert und ein Großteil der Dienste mit unverschlüsselter Datenübertragung (telnet, rlogin, ...) deaktiviert. Weiters wurde ein Upgrade des Sendmail-Daemons unter Digital Unix vorgenommen, um auch von dieser Seite ein Versendung von Spam-Mail zu unterbinden.

 

Tagungen, Gast- und Beobachtungsaufenhalte

Tagungen und Workshops

Organisation des Workshops Forschungsstrategie Weltraum, Wien, 6.12.: Heiter,Kupka, Zwintz, Weiss (V)

COROT Science Team Meeting, Paris, 17./18.2., Weiss (V) Österreichisch-Ukrainisches Wissenschaftstreffen, Wien, 15.7., Paunzen, Weiss (V)

UNISPACE, Wien, 19.6.-30.6., Heiter, Kupka, Weiss

d Scuti Workshop, Wien, 4.8.-6.8., Weiss (V)

IAU Coll. 176, Budapest, 8.8.-12.8., Lüftinger (P), Ryabchikova (P), Weiss (V,P), Zwintz (P)

Intl. Conference on Stellar Magnetic Fields, Zelenschuk, 24.9.-28.9., Ryabchikova (V), Weiss (V)

Workshop The treatment of convection in stellar atmospheres, Observatoire de Paris-Meudon, Frankreich, 29.5.-5.6., Kupka (V)

CARTUM Autumn School, JRC-Ispra, Italien, 23.10.-30.10., Kupka(V)

Workshop Parameters of COROT Potential Targets, Observatoire Midi Pyrenees, 3.5.-7.5.: Lüftinger (V)

Mitorganisation des Space Festivals (Jugendfest für Teilnehmer aus allen UN Mitgliedstaaten an der UNISPACE mit Raketenwettbewerb), Wien, 19.7.-30.7., Heiter

50. Kongress der International Astronautical Federation (IAF), Space an integral part of the information age, Amsterdam, 4.10.-8.10., Heiter

12th Nat. Conf. of Yugoslav Astronomers and International Workshop on the Development of Astronomical Databases, Belgrad, 18.11.-22.11., Kupka (V), Ryabchikova (V)

Vorträge und Gastaufenthalte

Kupka:

Univ. of Science and Technology, Hongkong,10.1.-24.1. Kolloquienreihe des Inst. für Astronomie der Univ. Wien, 29.11.

Weiss:

Observatory Cape Town, SA, 10.3.; Institut für Weltraumforschung, Graz, 30.6.; Astronomical Institute of the Russian Academy of Sciences, Moscow, 20.9.-23.9.;

Zwintz:

Observatory Cape Town, SA, 9.9.; University of British Columbia, Vancouver, Canada 12.3. - 12.4.

Beobachtungsaufenthalte

Mittermayer, Weiss:

3.2.1999 - 7.2.1999, South African Astronomical Observatory 1.9m, 4 Nächte

Mittermayer, Zwintz:

24.8.1999 -- 6.9.1999, South African Astronomical Observatory, 1.9m, 14 Nächte

Lüftinger, Mittermayer:

30.11.1999 -- 6.12.1999, Mount Stromlo Observatory, 1.9m, 6 Nächte

Lüftinger:

15.7.-22.7. Observatoire de Haute Provence, 1.93m, 7 Nächte

 

Publikationen link

Team link