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| JB 1996 | JB 1997 | JB 1998 | JB 1999 |
| JB 2000 | JB 2001 | JB 2002 | JB 2003 |
| JB 2004 | JB 2005 | JB 2006 | JB 2007 |
Jahresbericht 2006
Inhalt
| I. | Wissenschaftliche Arbeiten | |
| 1. | Theoretische Arbeiten | |
| Kontext Sternatmosphären
Kontext Frequenzanalysen | ||
| 2. | Spektroskopie | |
| Softwareentwicklungen
CP2 Sterne δ Scuti und γ Doradus Sterne λ Bootis Sterne Sternhaufen Sonstiges | ||
| 3. | Photometrie | |
| Vor-Hauptreihensterne (PMS)
B-Sterne CP2 Sterne δ Scuti und γ Doradus Sterne Sonnenähnliche Sterne, Exoplanetensysteme G - K Riesen RR-Lyr Sterne Sonstiges | ||
| 4. | Satellitenexperimente | |
| MOST
COROT BRITE-Constellation Vienna Ground Station (VGS) | ||
| 5. | Datenbanken | |
| NEMO
VALD VISAT WEBDA | ||
| II. | Systemadministration | |
| III. | Tagungen, Gast- und Beobachtungsaufenhalte | |
| IV. | öffentliche Funktionen | |
| V. | Gäste | |
| VI. | Kooperationen | |
| VII. | Team | |
| VIII. | Publikationen | |
Die Reihenfolge der Aktivitäten in den Unterkapiteln "Wissenschaftliche Arbeiten" ist rein willkürlich.
| I. Wissenschaftliche Arbeiten | ||
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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 2006 im geplanten
Umfang bearbeitet. Ebenso als Mitantragsteller das Projekt zur Thematik:
Dynamische Sternatmosphären - Konvektion und Pulsation (PI Prof. Muthsam,
Institut für Mathematik). Weiters wurden die Vorarbeiten für die
Beobachtungen mit dem am 27.12. gestarteten CoRoT Satelliten fortgesetzt,
wie auch laufende Beobachtungen mit MOST und die Vorarbeiten für BRITE-
Constellation.
Details dazu finden sich in den nachfolgenden Kapiteln.
Ein 3. Preis beim vom Fonds zur Förderung der wissenschaftlichen Forschung (FWF) ausgeschriebenen Bewerb um Kommunikationsprojekte wird es erlauben, die Thematik der Weltraumastronomie, im speziellen der Astrophysik, einer breiten Öffentlichkeit näher zu bringen. Details dazu im Abschnitt I.3. Satellitenexperimente / MOST. | ||
| 1. Theoretische Arbeiten | ||
| 1.1 Kontext Sternatmosphären | ||
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Eine neue Methode zur Bestimmung der Stratifikation von Elementen in Sternatmosphären durch Lösen des vertikalen Inversionsproblems (VIP) wurde entwickelt und publiziert (VT). Der Effekt der durch Magnetfelder induzierten Lorentz Kraft wurde in den Atmosphärencode implementiert. Die Atmosphäre von Θ Aur wurde untersucht und die Wasserstofflinien Variationen reproduziert (VT, DS). Für die Populationssynthese von Galaxien wurde ein umfangreiches Gitter von Spektren gerechnet (VT). Vedyn: Der Code HME Envelope von F.Kupka, welcher das Canuto Dubovikov RSM Konvektionsmodel in Sternhüllen löst ist von Compaq Digital auf Intel Linux übertragen worden. Tests an einem A-Stern liefen erfolgreich. Die Übersetzung der EOS Routinen (M.Montgomery) in Standard Fortran 90 wird zurzeit getestet. Der HME Solver wird nun umstrukturiert um die Methode auf Sternatmosphären zu erweitern (CS). | ||
| 1.2 Kontext Frequenzanalysen | ||
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Dank SigSpec (Reegen 2004, IAUS 224, 791; 2007, A&A, submitted) steht nun eine statistisch einwandfreie Methode zur Unterscheidung von Periodizitäten und durch Messfehler verursachte Signale zur Verfügung. Die Möglichkeit, eine Wahrscheinlichkeit anzugeben, mit der eine in einem Fourier-Spektrum auftretende Amplitude durch einen Zufallsprozess verursacht werden kann, erlaubt nun einen quantitativen Vergleich verschiedener Datensätze (PR). CINDERELLA: CIndeRelLA (Comparison of INDEpendent RELative Least-squares Amplitudes) erlaubt es, Ergebnisse von verschiedenen mit SigSpec berechneten Zeitserien von Datensätzen die Gemeinsamkeiten haben, quantitativ zu vergleichen. Somit können z.B. WahrscheinlichkeitenWahrscheinlichkeiten für den Ursprung bestimmter Periodizitäten (z.B.: instrumentell oder intrinsisch) angegeben werden (MG, MH, PR). Wird zum Beispiel ein Target-Datensatz mit einem Hintergrund- Datensatz verglichen, lässt sich für einen Peak im Target- Amplitudenspektrum, der auch im Hintergrund auftritt, eine Wahrscheinlichkeit angeben, mit der dieser trotzdem als intrinsisch zu betrachten ist. Mit diesem Verfahren lässt sich erstmals ein Teil der kritischen Bewertung von Frequenzen objektiv durchführen, was an einigen photometrischen Beobachtungsreihen des MOST-Satelliten eindrucksvoll verifiziert werden konnte. Das Streulichtverhalten des Satelliten ist so kompliziert, dass die bisher entwickelten Reduktionsverfahren (Reegen et al. 2006) die Streulichteinflüsse nicht vollständig beseitigen können. Die verbleibenden Artefakte wurden von CIndeRelLA einwandfrei identifiziert. In einer weiteren Ausbaustufe wurde CIndeRelLA auch auf mehr als zwei Datensätze gleichzeitig anwendbar, was im Fall der MOST- Leitsternphotometrie zu überzeugenden Ergebnissen führte. Diese Variante wird speziell im Hinblick auf COROT weiterentwickelt. (PR, MG, DH). Änderungen am Programm COMBINE zur Identifikation von Frequenz- Kombinationen in einem komplexen Fourierspektrum. In diesem Zusammenhang Überlegungen bezüglich von Aliases in Amplitudenspektren (DP, PR) | ||
| 2. Spektroskopie | ||
| 2.1 Softwareentwicklungen | ||
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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). Für das relativ neue Instrument ESPaDONs wurden spezielle C-Routinen zur Datenreduktion entwickelt. ROTATE: Ein Konzept für eine modernisierte Version des IDL Programms ROTATE, welches zum visuellen Vergleich von synthetischen Spektren und Beobachtungen dient, wurde erstellt. Die verschiedenen Versionen des Codes, die in den letzten Jahren unabhängig von verschiedenen Benutzern weiterentwickelt wurden, enthalten teils sehr unterschiedliche Bedienungselemente und sollen in nächster Zukunft zu einer optimierten "Allroundversion" komprimiert werden. (NN, CS, TL, RN, LF) Aufgrund des mittlerweile umfangreichen Archivs von qualitativ hochwertigen Spektren und der daraus resultierenden Notwendigkeit einer teilweisen Automatisierung des Analysevorganges folgten ausgiebige Tests der Software SME (Spectroscopy made easy, J. Valenti und N. Piskunov) zur automatischen Häufigkeitsanalyse. Wegen mangelnder Stabilität und für unsere Zwecke unzureichender Automatisierbarkeit, entschieden wir uns zur Entwicklung einer eigenen Software. Ein iterativer Spektralanalysealgorithmus inklusive automatischer Linienselektion, basierend auf Spektralsynthese wurde entwickelt. Programmierung und Test des neuen Programmes ("RIspect", Programmiersprache Java) an bereits analysierten Sternen (β Virginis, HD8801) bestätigen die Zuverlässigkeit und Genauigkeit. Weitere quantitative Tests mit synthetischen Spektren sind in Arbeit (RN, MO, CS, VT). Weiterentwicklung von Software zur Bestimmung der vertikalen Atmosphären Struktur aus Echellespektren, zur Thematik der Diffusion von Elementen (VT, NN mit O. Kochukhov, Uppsala). Einen Schritt weiter in der zumindest teilweisen Automatisierung der Häufigkeitsanalyse von Sternen sind wir durch den Code-Teil Zelector gekommen. Dieser erlaubt eine automatische Selektion von Atomlinien zur Analyse eines Sternspektrums abhängig vom Blending durch benachbarte Linien. Die natürliche Linienstärke wird von der VALD Software 'select3' näherungsweise berechnet, Verbreiterung wegen der Instrumentenauflösung und der Sternrotation werden modelliert. Eine weitergehende Analyse des Sternspektrums im Bereich der auf diesem Wege ausgesuchten Linien ist vorgesehen (CS). | ||
| 2.2 CP2 Sterne | ||
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Fe Stratifikation in (ro)Ap Sternen: Dank unserer Datenbank von VLT-UVES Spektren von (ro)Ap Sternen ist es uns nun möglich, eine systematische Analyse der vertikalen Verteilung der Elemente in Sternen mit unterschiedlichen Fundamentalparametern (Teff, log g, Heff) durchzuführen. Begonnen wurde mit folgenden Objekten: HD 217522, HD 122970, HD 24712, HD 965, HD 137949, HD 176232, HD 201601, HD 116114, HD 18610. Diese Sterne befinden sich in einem Temperaturbereich zwischen 6900 K und 8100 K. Die Magnetfeldstärken liegen zwischen 0 und 6.3 kG. Alle Sterne wurden mit denselben Werkzeugen untersucht (SYNTH3, SYNTHMAG, LLModels, DDAFIT). Für jeden Stern wurde in einem iterativen Verfahren (DDAFIT) mittels Anpassung synthetischer Eisenlinien an die Beobachtungen ein individuelles Stufenprofil gefunden. Danach wurden die einzelnen Detailparameter der Stufenfunktionen aller Sterne verglichen (äußere Fe-Häufigkeit, innere Fe-Häufigkeit, mittlere optische Tiefe der Übergansregion, Breite der Übergangsregion). Ein erster Vergleich der Ergebnisse deutet auf einen linearen Zusammenhang zwischen Effektivtemperatur und optischer Tiefe der Übergangsregion hin. Um genauere Aussagen treffen zu können, müssen die vorliegenden Analysen noch verfeinert werden indem noch mehr Fe-Linien für jeden Stern verwendet und weiter Elemente, z.B. Cr, Si, Mg, untersucht werden. Die Ergebnisse können dann als Anhaltspunkte zur Weiterentwicklung der allgemeinen Diffusionstheorie in Atmosphären von Ap Sternen dienen. (NN, TR) Δ-a Index und Stratifikation: In Fortsetzung der Untersuchungen bezüglich der bei CP Sternen beobachteten Flussdepression bei 522 nm, wurde die heißen (Teff > 10000 K) Vertreter dieser Gruppe untersucht. Mit der Annahme einer vertikal homogenen Elementverteilung konnten mit den beobachteten individuellen Häufigkeitsmustern nur die Δ-a Photometrie der Untergruppen der CP3 und CP4 Sterne erklärt werden. Für die magnetischen CP2 Sterne wurde oftmals ein höherer Δ-a Index beobachtet als unsere Modelle vorhersagen. Berücksichtigt man jedoch auch vertikale Stratifikation in den Modellen (LLmodels SE/8.0) wird die Depression stärker und reicht aus, um die hohen Δ-a Werte zu erklären (CS). HD 24712: Mit einem speziell entwickelten, hochleistungsfähigen Computercode, INVERS10 (Autoren: N. Piskunov und O. Kochukhov, Uppsala), ist es möglich, spektropolarimetrische Beobachtungen (in den Stokes Parametern I, Q, U, und V) die Magnetfeldgeometrie und die chemische Elementverteilung an der Oberfläche von Ap- und der pulsierenden Untergruppe der roAp Sterne, zu bestimmen. Mit einer Adaptierung dieses Codes ist es zum ersten Mal gelungen, konsistent und ohne vorherige Annahmen, die Magnetfeldgeometrie an der Oberfläche eines roAp Sternes aus der Variation der Stokes Profile von fünf verschiedenen FeI und sieben unterschiedlichen NdIII Linien zu bestimmen. Das resultierende Dipolfeld, das zwischen 2.2 kG und +4.4 kG variiert, wurde herangezogen, um die Verteilung von 14 zusätzlichen Elementen - eine bisher kaum erreichte Vielfalt - zu analysieren. Es wurde die Oberflächenverteilung von Magnesium, Kalzium, Scandium, Titan, Chrom, Eisen, Kobalt, Nickel, Yttrium, und der seltenen Erden Lanthanum, Cerium, Prasaeodymium, Neodymium, Gadolinium, Terbium und Dysprosium bestimmt und mit den Ergebnissen aus den Pulsationsanalysen der zeitlich und spektroskopisch hochaufgelösten VLT-UVES Daten und der Weltraumdaten des MOST Satelliten korreliert. Es gibt zwei Gruppen von Elementen: Chrom, Titan, Magnesium, Scandium, Eisen und Nickel, die zum Teil extrem überhäufig um die Phase des magnetischen Minimums, und Cerium, Lanthanum, Dysprosium, Yttrium, Prasaeodymium, Neodymium, Gadolinium, Kobalt, Terbium und Kalzium, die alle überhäufig um die Phase des magnetischen Maximums sind. Erstaunlich ist, dass die Häufigkeitsmuster nicht mit entweder beiden Magnetfelpolen für ein und dasselbe Element, oder dem magnetischen Äquator korreliert sind, sondern bevorzugt um jeweils einen Pol über- oder unterhäufig verteilt sind. Ausserdem scheinen die Zentralregionen der Über- bzw. Unterhäufigkeitsmuster einiger Elemente phasen- und auch in stellarer Breite zueinander verschoben zu sein. Diese Verschiebung in stellarer Breite könnte, theoretischen Vorhersagen zufolge, die beobachteten, unerwarteten Phasenshifts in den Radialgeschwindigkeitskurven von NdIII und PrIII erklären. Die kombinierte Analyse von spektropolarimetrischen Beobachtungen (mittels 'Magnetic Doppler Imaging'), zeitlich und spektroskopisch hoch aufgelösten Spektren (zur Ermittlung der Pulsationssignatur verschiedener Elemente) und ihre Korrelation mit qualitativ höchstwertigen photometrischen Daten des MOST Satelliten geben einzigartigen Aufschluß über den Zusammenhang zwischen Magnetfeldgeometrie, Häufigkeitsvariationen und Pulsation in der Atmosphäre von roAp Sternen und machen HD 24712, abgesehen von der Sonne, zum möglicherweise am vielfältigsten studierten Stern (TL). AO Velorum: Im Anschluss an die erste Analyse des jungen Quadrupolsystems AO Vel mit einer BpSi Primärkomponente wurden hochaufgelöste Spektren mit dem VLT-UVES Spektrographen aufgenommen und untersucht. Die neu bestimmten Fundamentalparameter stimmen mit der Analyse der FEROS Spektren mit niedrigerer Auflösung und S/N überein. Anhand von Äquivalentbreitenmessungen und synthetischen Spektren wurden Elementhäufigkeiten für alle 4 Komponenten bestimmt. Dabei stellte sich heraus, dass das masseärmere der beiden Doppelsternsysteme aus zwei HgMn Sternen besteht. Dieses junge, einzigartige System aus verschiedenen Typen von pekuliaren Sternen soll in Zukunft weiter untersucht werden um Aufschlüsse über die Oberflächenverteilung der Elemente zumindest der Primärkomponente zu bekommen (NN). HD154708: Der kürzlich entdeckte roAp Stern HD 154708 mit einem extrem starken effektiven Magnetfeld von 24.5 kG wurde einer detaillierten Häufigkeitsanalyse mit SYNTHMAG unterzogen. Dazu wurden neue VLT-UVES Beobachtungen verwendet. Der Stern zeigt ein typisches roAp Häufigkeitsmuster. Eine Analyse der Wasserstofflinien, basierend auf normalen und magnetischen Modellatsmosphären (LLModels), ergab eine Korrektur der zuvor bestimmten Temperatur auf Teff = 7500 K. Zur Bestimmung der Magnetfeldgeometrie wurden einige Simulationen mit INVERS12 (gemeinsam mit Oleg Kochukhov, Uppsala) gemacht. Es zeigte sich, dass Absorptionslinien, die unter sehr starker Zeeman-Aufspaltung leiden am besten mit einem reinen Dipolfeld von 30 kG modelliert werden können und unter der Annahme einer Pole-On Beobachtung. Der SYNTHMAG Code wurde entsprechend modifiziert, sodass nun eine realistischere Reproduktion der Linienprofile mit der obigen Magnetfeldgeometrie möglich ist. Elementhäufigkeiten werden derzeit neu bestimmt und die LLModels-Atmosphären angepasst. Die Differenz zwischen beobachteten und synthetischen Strömgren-Farben soll so minimiert werden. Obwohl sich die absoluten Häufigkeiten aus der neuen Analyse von den alten unterscheiden, bleibt das allgemeine roAp Häufigkeitsmuster erhalten. (NN, SK) 10Aql: Eine neue, detailliertere Häufigkeitsanalyse wurde durchgeführt. Hochaufgelöste VLT-UVES Spektren (R~100000) wurden zuerst mittels Äquivalentbreitenmessung analysiert. Danach wurden synthetische Spektren erstellt und die vertikale Verteilung der Elemente untersucht. Für die erste Stratifikationsanalyse wurden 33 sorgfältig ausgewählte Eisenlinien mit unterschiedlichen Atomparametern verwendet. Das mit der Software DDAFIT ermittelte Fe-Stratifikationsprofil zeigt eine sehr breite Übergangszone zwischen dem Bereich niedriger Fe-Häufigkeit (τ < -2) und den tiefer liegenden Schichten mit hoher Fe-Häufigkeit (τ > 1.5). Dies kann als Hinweis auf eine signifikante Abweichung der tatsächlichen Vertikalverteilung von einem simplen Stufenprofil interpretiert werden. Zur Überprüfung dieser Annahme werden parallel zur Analyse mit DDAFIT Rechnungen auf der Basis der vertikalen Inversionsmethode (VIP) durchgeführt (OK, TR) und so ein komplexeres Eisenstratifikationsprofil erstellt. Weitere Elemente werden derzeit ebenfalls mit beiden Methoden untersucht, siehe auch das Kapitel Photometrie (NN, TR) HD 3980: Anhand von UVES Spektren, aufgenommen mit dem ESO-VLT (Programm 074.D-0392(A)), wurde eine erste Häufigkeitsanalyse unter Verwendung von LL- Models, VALD und SYNTH durchgeführt. Der für roAp Sterne typische Unterschied zwischen verschiedenen Ionisationsstadien der Elemente Nd und Pr wird bestätigt. Die Analyse ergab eine Effektivtemperatur von 8500 K und log g = 4.0. Bis jetzt wurden die aktuelleren UVES Spektren (Programm 076.D- 0535(A)), welche Teile des Bereichs von 3300 bis 10000 Å umfassen, bereits von 3300 bis 7200 Å fertig reduziert. Diese überdecken, bis auf zwei Lücken, relativ gleichmäßig die ganze Rotationsphase. In Kombination mit weiteren Spektren wird im nächsten Schritt die Elementverteilung auf der Oberfläche des Sterns mittels "Doppler imaging" untersucht (MO, NN, TL, VT). HR 7224: Dieser rasch rotierende He-weak Si Stern mit stark ausgebildeten Sternflecken wurde mit Doppler Imaging Methoden untersucht (VT). | ||
| 2.3 δ Scuti und γ Doradus Sterne | ||
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Zur Vorbereitung der asteroseismologischen Analyse von 44Tau durch W.Zima (Gruppe Breger) wurde eine detailierte Häufigkeitsanalyse dieses Sternes durchgeführt (CS). 14 weiteren γ Doradus Sternen wurden mit dem ESO-Feros Spektrographen beobachtet. Die Spektren wurden mit der von Vadim Tsymbal et al. entwickelten Pipe-Line Software reduziert und auf Anzeichen für Doppelsternnatur mittels einer neu entwickelten Cross Correlation Software überprüft, sowie die Einsatzfähigkeit der LSD (least squares deconvolution) -Technik untersucht (RN, VT, WW). Aufgrund des mittlerweile großen Samples (51 γ Doradus Sterne) und der daraus resultierenden Notwendigkeit einer teilweisen Automatisierung des Analysevorganges waren umfangreiche Tests existierender Softwarepakete erforderlich, die schließlich zur Entwicklung eigener, optimierter Software führte (siehe 2.1., RN, CS). | ||
| 2.4 λ Bootis Sterne | ||
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Die langjährigen erfolgreichen Untersuchungen wurden fortgesetzt. Daten von SPITZER im Infraroten wurden mit NaD Linienprofile verglichen. Die ersten Ergebnisse zeigen eine Korrelation zwischen der Dichte des lokalen ISMs und der Elementhäufigkeit von Natrium in der stellaren Atmosphäre. Das ist ein weiteres starkes Indiz für Richtigkeit der Akkretionshypothese (EP). Eine Hypothese von Faraggiana und Bonifacio besagt, dass die meisten der λ Bootis Sterne eigentlich spektroskopische Doppelsterne seien, deren Komponenten 'normale' F-A Sterne mit sonnenähnlichen Elementhäufigkeiten sind. Zur Überprüfung wurden Doppelsternsysteme im Parameterraum der λ Bootis Sterne modelliert. Ein Vergleich der daraus resultierenden synthetischen Photometrie mit Beobachtungen von 57 Sternen im Stroemgren und Genfer System schloß diese Hypothese für 52 der Sterne aus. Im Gegentest wurden diese Simulationen mit den publizierten Elementhäufigkeiten von den λ Bootis Sternen HD107233 und HD204041 wiederholt. Die synthetischen Werte stimmten in beiden photometrischen Systemen hervorragend mit der Beobachtung überein. Wir sehen darin einen weiteren Beleg dafür, dass die Gruppe der λ Bootis Sterne real ist (CS). | ||
| 2.5 Sternhaufen | ||
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Im Rahmen des Projektes wird die unterschiedliche Atmosphärenchemie von normalen und pekuliaren Sternen in offenen Haufen untersucht. Aus der Zugehörigkeit zum selben Haufen ergeben sich für alle Sterne dasselbe Alter und dieselben Entstehungsbedingungen. Im Vergleich zu Feldsternen kann das Alter von Haufenmitgliedern deshalb mit größerer Genauigkeit bestimmt werden. Durch Vergleich von Sternen ähnlicher Massen aber aus verschiedenen Sternhaufen unterschiedlichen Alters, kann die Entwicklung der Atmosphärenchemie und anderer Parameter, wie z.B. der Magnetfeldstärke, studiert werden. Mithilfe einer automatischen Selektionsprozedur für verschiedene Kataloge wurden 41 A und B Sterne aus dem Praesepe Haufen (log t = 8.9) als Beobachtungstargets ausgewählt. Davon wurden im Dezember-Jänner 8 Sterne mit dem CFHT-ESPaDONs Spektrographen und 3 mit dem neuen SOPHIE Spektrographen am 1.9m Teleskop des OHP aufgenommen. Spektren für weitere 5 Sterne wurden aus den Elodie- und MuSiCoS Archiven extrahiert. Zusaetzlich zur Haeufigkeitsanalyse wurden mithilfe von zirkular polarisierten ESPaDONs und MuSiCoS Spektren mittels LSD-Technik (= Least Squares Deconvolution) Magnetfelder gemessen und deren relative Fehler bestimmt. Unsere Daten bestätigen einen Zusammenhang zwischen Eisenhäufigkeit und Sternrotation (v sini), was bereits bei anderen Sternhaufen ähnlichen Alters gefunden worden ist (LF). 5 weitere Beobachtungsanträge wurden für dieses Projekt bei ESO, OHP, NOT und AAT eingereicht. Mit der erwarteten großen Menge an Daten wird es auch möglich sein, das Modellatmosphärenprogramm LLModels ausgiebig für einen großen Bereich verschiedener Fundamentalparameter, Häufigkeiten und Magnetfelder zu testen. (LF, TR) | ||
| 2.6 Sonstiges | ||
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Böhm-Vitense Gap: 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). GAIA - Ap/Am Sterne: Im Zuge der Vorbereitungen für das Satellitenexperiment GAIA wurde eine Standardliste von Ap/Am Sternen zusammgestellt. Diese beinhaltet "extreme" Vertreter aller Untergruppen (z.B. Si, Sr-Cr-Eu, Hg-Mn). Ziel ist es, hochaufgelöste Spektroskopie dieser Sterne mit den simulierten instrumentellen Möglichkeiten von GAIA zu vergleichen und eine automatische Klassifikation zu erlauben. Damit wird es möglich sein, neue Mitglieder dieser Sterngruppen in offenen Sternhaufen innerhalb der GAIA Daten effizient aufzufinden (EP). | ||
| 3. Photometrie | ||
| 3.1 Vor - Hauptreihen Sterne (PMS) | ||
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Untersuchung über pulsierende Vorhauptreihensterne und andere Variable in den jungen Sternhaufen IC 4996 und NGC 6530 wurde abgeschlossen und in A&A publiziert. Eine genaue Überprüfung des Instabilitätsstreifens von pulsierenden Vorhauptreihensternen im Verhältnis zu klassischen δ Scuti Sternen wurde durchgeführt: Dazu wurde zunächst eine intensive Literatursuche nach Informationen über die 37 bekannten pulsierenden Vorhauptreihensterne durchgeführt. Da diese Objekte aber sehr lichtschwach sind, gibt es außer V und B Helligkeiten kaum weitere astrophysikalische Parameter. Für die 20 Haufensterne können der Entfernungsmodul und die Verfärbung des Sternhaufens verwendet werden, um zu absoluten Helligkeiten und einer entfärbten Farbe zu kommen. Zusätzlich gibt es für 4 dieser Sterne auch Strömgren Photometrie. Soweit die Haufenmitgliedschaft der Sterne nicht schon aus der Literatur bekannt war, wurde anhand von Eigenbewegungsmessungen und der Position im HR-Diagramm des jeweiligen Sternhaufens die Wahrscheinlichkeit der Mitgliedschaft für jeden Stern individuell untersucht. Von den 17 pulsierenden Herbig Ae Feld-Vorhauptreihensternen existieren für 15 Parallaxenwerte, die aber für etwa die Hälfte mit großen Fehlern behaftet sind oder unglaubwürdige Werte aufweisen. Die Verfärbung wurde für keinen der Feldsterne bestimmt. Allerdings gibt es für 7 der 17 Sterne Strömgren Photometrie. Um den Instabilitätsstreifen für δ Scuti Sterne mit dem für pulsierende Vorhauptreihensterne vergleichen zu können, müssen aussagekräftige Parameter gefunden werden, die für beide Stergruppen mit vergleichbarer Genauigkeit vorliegen. Der beobachtete Instabilitätsstreifen für δ Scuti Sterne wird oft mit absoluter Helligkeit gegen Strömgren (b-y)0 angegeben. Da es für die pulsierenden Vorhauptreihensterne kaum Strömgren Messungen gibt, wurden die entfärbten (B-V)0 Werte in (b-y)0 transformiert (Transformationen gegeben im SAAO Circular No. 15, 1993) und auch - zur Kontrolle - vice versa, d.h. die (b-y)0 Werte aller bekannten δ Scuti Sterne wurden in (B-V)0 transformiert. Dann war es möglich, beide Arten von Pulsierenden in dasselbe HR-Diagramm einzuzeichnen und ihre relative Lage zueinander zu untersuchen. Es zeigte sich, dass die pulsierenden Vorhauptreihensterne und die klassischen δ Scuti Sterne denselben Parameterraum aufspannen und daher die Grenzen ihrer jeweiligen Instabilitätsstreifen zusammenfallen. Gleichzeitig aber wurde die Notwendigkeit der gewählten Vorgangsweise klar, da die in der Literatur vorhandenen Werte teilweise sehr unterschiedlich und mit großen Fehlern behaftet sind (KZ). Die Beobachtungen von NGC 6611 wurden mit IRAF reduziert und die Lichtkurven erstellt. Die bisher gewonnenen Daten lassen darauf schließen, dass einige Kandidaten für pulsierende Vorhauptreihensterne in NGC6611 enthalten sind (SP, KZ). Beobachtungsanträge für das ESO (VLT), NOAO-CTIO (0.9m Teleskop) und am AAT (Spektropolarimetrie) wurden gestellt (KZ). Der MOST Satellit hat den pulsierenden Herbig Ae Stern HD 142666 für 11.5 Tage im April 2006 beobachtet. Schon die erste Analyse ergab, dass der Stern multiperiodisch ist und nicht nur eine Periode von ~67 Minuten aufweist, wie bislang angenommen. Da das Licht des Sterns sehr stark von seiner dichten zirkumstellaren Staubscheibe beeinflusst wird, zeigt die Lichtkurve irreguläre Schwankungen von bis zu einer Magnitude. Im Millimagnituden Bereich und auf viel kleineren Zeitskalen befinden sich die δ Scuti ähnlichen Pulsationen des Sterns. Daher musste zunächst ein Modell für die großen Variationen, die vom zirkumstellaren Staub stammen, gefunden werden. Eine Spline Interpolation ergab das beste Modell für die globale Form der Lichtkurve, ohne auf den Zeitskalen der Pulsationen künstliches Signal hinzuzufügen. Im nächsten Schritt wurden die Originallichtkurve, das Spline-Modell und die Hintergrundlichtkurve mit SigSpec einer Frequenzanalyse unterzogen. Alle drei Ergebnisse wurden dann einer Analyse auf gleiche Frequenzen mit Cinderella unterzogen. Von den ursprünglich 141 signifikanten Frequenzen in der Originallichtkurve konnten schließlich 22 dem Stern zugeordnet werden (KZ). Weiters wurden für diesen Stern Pulsationsmodelle gerechnet. Da über die chemische Zusammensetzung des Sterns keine Information vorhanden war und die drei Modelle mit (X,Z) = (0.7,0.02); (0.7,0.04) und (0.7;0.01) sehr vergleichbare (2 Werte erzielten, wurde das "mittlere" Modell mit (X,Z) = (0.7,0.02) verwendet. Es ergibt eine Masse von 3.1 Msun, log Teff = 3.838 und log L/Lsun = 1.774 für HD 142666. Von den Pulsationsfrequenzen konnten zwei als l=0, zwei als l=1, drei als l=2 und sieben als l=3 Moden identifiziert werden, wobei die verbleibenden Frequenzen nicht eindeutig zugeordnet werden konnten. Dies bedeutet, dass entweder das Modell noch nicht optimal ist oder aber die nicht modellierbaren Frequenzen trotz kritischer Untersuchung mit Cinderella instrumenteller Natur sind (TK, KZ). Von 15.11. bis 7.12.2006 beobachtete der MOST Satellit den vermutet pulsierenden Herbig Ae Stern UX Ori, der der Namensgeber für die irregulären Lichtveränderungen (UX Orionis Variationen) aufgrund von zirkustellarem Staub um Vorhauptreihensterne ist, wie sie auch um HD 142666 beobachtbar sind. Nach einer ersten groben Analyse scheint der Stern keine Pulsationen zu zeigen. Allerdings werden die eben erst eingetroffenen Daten einer genauen Analyse (analog zu HD 142666) unterzogen, um wirklich Klarheit darüber zu schaffen. Auch der Nachweis eines nicht pulsierenden PMS innerhalb des Instabilitätsstreifens stellt ein möglicherweise wichtiges Faktum dar (KZ mit R. Kuschnig, Kanada). Parallel zu den MOST Beobachtungen wurden bodengebundene Beobachtungen organisiert: Durch eine Kooperation mit Pierre Demarque, Charles Bailyn und dem SMARTS Consortium gelang es, BVRIJHK Messungen von UX Ori am CTIO 1.3m Teleskop über den gesamten Beobachtungszeitraum von MOST aufzunehmen. Weiters konnten Strömgren uvby Messungen sowohl an den kleinen Teleskopen des SAAO (Südafrika) als auch am 0.9m Teleskop des OSN (Spanien) beobachtet werden. Die Daten werden gerade gesammelt und reduziert (KZ). Seit 7.12.2006 beobachtet MOST den jungen Sternhaufen NGC 2264. Um die genaue Positionierung des Satelliten am Himmel fixieren zu können, wurden alle bekannten A und F Sterne, die Mitglieder des Sternhaufens sind und in den beobachtbaren Helligkeitsbereich von MOST fallen, ausgesucht. Dies ergab 39 Objekte. Daraufhin konnten in Zusammenarbeit mit dem Team an der UBC zwei Beobachtungsfelder für MOST definiert werden, die alternierend für je etwa einen halben Orbit beobachtet werden. In Feld 1 werden insgesamt 32 Sterne, darunter 15 A-F Sterne beobachtet, in Feld 2 sind es insgesamt 39 Sterne, davon 24 A-F Sterne. Die ersten Daten zeigen insgesamt 4-6 A-F Sterne, die vermutlich mit sehr niedrigen Amplituden (unter 1 mmag) pulsieren und eine Fülle variabler Sterne anderer Spektraltypen. Die Beobachtungen dauern noch bis Anfang Jänner an (KZ). V588 Mon und V589 Mon: Diese Sterne im Sternhaufen NGC 2264 wurden um die Jahreswende 2004/2005 mehr als 48 Tage lang mit MOST beobachtet. Die Daten zeigen für beiden Sternen eine Vielzahl von Frequenzen (>50), wobei die stärksten Signale schon vom Boden aus (Multi-site Kampagne 2002) beobachtet wurden. Bei den zusätzliche Frequenzen, mit deutlich kleinerer Amplitude, dürfte es sich großteils um Kombinationsfrequenzen handeln, einem Phänomen das man von δ Scuti Sternen kennt. Ein Aussortieren dieser Kombinationsfrequenzen ist nötig, um die unabhängigen Frequenzen (mit genau diesen pulsiert der Stern) eindeutig identifizieren zu können. Nur diese Frequenzen sind zum Anpassen an ein Model geeignet. Da die Fundamentalparameter der beiden Sterne nur sehr ungenau bekannt sind wurde ein sehr großes Modelgitter erstellt, das als Ausgangspunkt für Detailuntersuchungen dient, wie z.B. der Einfluss der Metallizität oder Konvektion auf das Frequenzspektrum. Als vorläufiges Ergebnis kann aber schon gesagt werden, dass in beiden Sternen eine Vielzahl von radialen und nicht-radialer p-Moden und mit großer Wahrscheinlichkeit auch g-Moden beobachtet werden (TK gem. mit D. Guenther, Halifax). Durch den gravitativen Kollaps von PMS Sternen zur Hauptreihe hin kommt es zu einer Änderung der Eigenfrequenzen (sehr langsam, im Bereich von deutlich unter einer Sekunde pro Jahr bei einer Periode von ca. 4h). Durch den Vergleich der hochpräzisen MOST Daten mit bis zu 30 Jahre alten Daten konnte erstmals eine durch die Sternentwicklung hervorgerufenen Periodenänderung bei PMS Sternen direkt gemessen werden. Der Betrag der Periodenänderung ist aber um ein Vielfaches (10- bis 100-mal) größer als theoretisch vorhergesagt. Mit Hilfe eines passenden Pulsationsmodels bieten diese Periodenänderungen erstmals die Möglichkeit, die Sternentwicklungstheorie direkt zu testen. | ||
| 3.2 B Sterne | ||
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Die MOST Beobachtungen des B8Ve Sterns β CMi wurden mittels der C-pipeline Software reduziert und analysiert. Die unabhängige Frequenzanalyse ergab gemeinsam mit jener des Teams an der University of British Columbia (UBC) den Nachweis von Pulsation mit niedriger Amplitude und mit Perioden von ~ 0.3 Tagen. Die Frequenzen wurden von Hidejuki Saio (University of Tokyo) als nicht-radiale g-Moden identifiziert. Die Ergebnisse wurden publiziert und stellen die erste Entdeckung von nicht-radialen g-Moden in Sternen die weiter entwickelt sind als B6 dar. (WW, DH, mit H.Saio, Tokyo) | ||
| 3.3 CP2 Sterne | ||
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γ Equ: Die Frequenzanalyse der MOST Photometrie von konnte mit Hilfe neuer Methoden verbessert und endgültig abgeschlossen werden. Erstmals konnte das beobachtete Pulsationsfrequenzspektrum eines roAp Sterns erfolgreich modelliert werden und damit auch Abschätzungen über das globale Magnetfeld und der Einfluß von Konvektion behandelt werden (MG, DH, TK, WW gemeinsam mit Hideyuki Saio, Japan) 10 Aql: Dieser roAp Stern wurde von MOST im Juni/Juli 2006 für 31 Tage als Direct Imaging Target beobachtet. Zur Reduktion der Rohdaten wurde eine eigene Software entwickelt (siehe Abschnitt Satellitenexperimente/MOST). Zur Frequenzanalyse wurden sowohl selbstständig reduzierte Daten als auch eine Reduktion des Teams der University of British Columbia (UBC) verwendet. Eine vorläufige Analyse der Daten bestätigt 2 der bisher photometrisch bekannten Pulsationsfrequenzen, während die dritte bereits publizierte Frequenz (Heller & Kramer, 1990) nicht verifiziert werden konnte. Dies könnte die seit langem vermutete finite Lebenszeit von Pulsationsmoden in roAp Sternen bestätigen. Durch die lange Zeitspanne der Beobachtung konnte eine weitere, bisher unentdeckte Frequenz aufgelöst werden, wodurch somit insgesamt 3 Frequenzen als definitiv intrinsisch identifiziert werden konnten. 2 der 3 Pulsationsmoden zeigen signifikante Amplitudenmodulationen deren Ursache noch nicht geklärt werden konnte. Ein genauer Vergleich der Ergebnisse beider Reduktionen wird als nächster Schritt Aufschluss über mögliche weitere intrinsische Frequenzen mit niedrigen Amplituden sowie die beobachteten Modulationen geben, bevor die Ergebnisse mit theoretischen Modellen verglichen werden sollen. (DH) Die 3 Frequenzen konnten auch mit der ACS Photometrie identifiziert und bestätigt werden. Keiner von den 15 weiteren Leitsternen weist signifikante Frequenzen innerhalb der Frequenzauflösung 1/T (T = Datensatzlänge in Tagen) auf, siehe auch Abschnitt 2.2 (MH). | ||
| 3.4 δ Scuti und γ Doradus Sterne | ||
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Der MOST Guidestar HD61199 ist ein sehr gutes Beispiel für die Gruppe von Hybridsternen, die sowohl kurze, wie auch lange Perioden aufweisen. Ein Großteil der Vorarbeit, um die Datenmenge von mehr als 50 auf Grund des Spektraltyps möglichen Hybrid-Kandidaten zu bewältigen, wurde abgeschlossen: CINDERELLA, Programme zur einheitlichen Vorbereitung der Frequenzanalyse (MG). | ||
| 3.5 Sonnenähnliche Sterne, Exoplanetensysteme | ||
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Wie umfangreiche Untersuchungen klar ergeben haben, wird MOST Photometrie mit Streulicht auch sehr kleiner Amplitude kontaminiert. Es musste leider festgestellt werden, dass man zwar Pulsationsmoden beobachten kann, diese aber nicht zweifelsfrei vom instrumentell bedingten Signal getrennt werden können (TK, WW, mit D. Guenter,Halifax). 85 Pegasi (HD 224930): Dieses visuelle Doppelsternsystem mit dem metallarmen G Hauptreihenstern 85 Peg A wurde für fast 26 Tage von MOST beobachtet. Die Daten wurden mit Hilfe der C-Pipeline für MOST Fabry Imaging Targets (Reegen et al., 2006) reduziert. Die Frequenzanalyse der Daten ergab kein Anzeichen von sonnenähnlichen Pulsationen die signifikant oberhalb eines Rauschlevels von 10 ppm liegen. Die Daten zeigen jedoch eine Variabiltät mit einer Periode von etwa 11 Tagen, welche möglicherweise mit der Rotationsperiode einer der Komponenten des Doppelsternsystems oder der Orbitperiode des noch unentdeckten, jedoch seit langem vermuteten Begleiters von 85 Peg B zusammenhängen könnte (DH). Im Zusammenhang mit dem Aufbau des MOST Datenarchivs wurden drei Sterne analysiert, die extrasolare Planeten aufweisen: Tau Bootis (Beobachtungen in 2004, 2005, 2006), 51 Pegasi und HD 179949. In allen Systemen konnte eine photometrische Variabilität mit einer Periode gefunden werden welche (innerhalb der Frequenzauflösung) der Orbitperiode des Exoplaneten entspricht. Eine Reflexion des Sternlichts an der Planetenoberfläche kann aufgrund der beobachten hohen Amplituden als auch wegen des Zeitpunkts des Helligkeitsmaximums im Vergleich zur orbitalen Position des Planeten ausgeschlossen werden. Eine vermutete Erklärung ist eine gravitative Wechselwirkung der massiven "Hot Jupiter" Planeten mit dem Stern, welche Inhomogenmitäten der Oberfläche (Sternflecken, Sonnenflares) beeinflussen. Eine genaue Analyse der reduzierten Daten erfolgt derzeit durch Gordon Walker et al. (University of British Columbia). (DH, MG) | ||
| 3.6 G - K Riesen | ||
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Ähnlich den PMS Sternen ist die Liste der bekannten pulsierenden roten Riesen in den letzten Jahren stetig gewachsen wobei es noch immer erst etwa 10 Sterne gibt, bei denen Pulsation nachgewiesen ist. Im Gegensatz zu PMS Sternen, bei denen die Ursache für Pulsation der Kappa-Mechanismus ist, handelt es sich bei roten Riesen um stochastisch angeregte Schwingungen, ähnlich unserer Sonne. Einmal angeregt, kann eine Schwingung rasch wieder abklingen. Als Konsequenz ergibt sich eine wesentlich kürzere Lebensdauer von Pulsationsmoden. Gelingt es diese Lebensdauer experimentell zu bestimmen kann man Aussagen über die Stärke und Zeitskala der Konvektion machen. HD 20884: Der als MOST Leitstern verwendete K2 Riese zeigt niederfrequente (einige Stunden bis wenige Tage) multiperiodische Helligkeitsvariationen. Mit Hilfe der Lichtkurven von 3 gleichzeitig verwendeten Leitsternen konnte eine instrumentelle Ursache weitgehend ausgeschlossen werden. Durch Vergleich der beobachteten Frequenzen mit Modelfrequenzen aus einem umfangreichen Modelgitter konnten eine Vielzahl von radialen und nicht- radialen Moden identifiziert werden. Es wurden dabei erstmal nicht-radial Moden in pulsierenden roten Riesen nachgewiesen, deren Existenz bisher nicht bekannt war. Es handelt sich dabei um so genannte mixed-Modes, g- Moden aus dem Sterninneren die als p-Moden an der Sternoberfläche beobachtet werden. Erstmals gelang die Bestimmung der Fundamentalparameter eines K Riesen nur mit Hilfe eines Pulsationsspektrums. Die Abschätzung der Moden Lebenszeit von mehr als 10 Tagen stimmt gut mit theoretischen Überlegungen überein (TK). ε Oph: Weiters ist ein Publikation über den G9.5 Riesen eps Oph in Vorberreitung, der als primäres MOST Target mehr als 28 Tage lang photometriert wurde. Die photometrischen Daten zeigen eine Fülle von signifikanten Frequenzen in einem Frequenz- und Amplitudenbereich in dem schon Signal mit Hilfe von bodengebunden Radialgeschwindigkeitsmessungen gefunden wurde (De Ridder et al., 2006). Durch tägliche Lücken in den RV Beobachtungen gelang es nicht eine eindeutige Frequenzanalyse zu machen. Im Gegensatz dazu ermöglichen die nahezu lückenlosen MOST Beobachtungen eine Frequenzanalyse, wobei zumindest die Frequenzen mit den höchsten Amplituden durch die RV Messungen verifiziert sind. Erste Vergleiche mit Modelfrequenzen bestätigen die Existenz von nicht-radialen Moden in roten Riesen. Die durch spektroskopische Beobachtungen gut bekannte Temperatur und Leuchtkraft des 3.2mag hellen Sterns ermöglicht die Bestimmung von Metallizität und Konvektionsparameter durch modellieren des Pulsationspektrums. Dafür mussten die schon existierenden Modelgitter noch erheblich erweitert werden. Durch Vergleich der Frequenzen mit den älteren RV Messungen und Modellfrequenzen soll eine Modenlebenszeit abgeleitet werden die nach ersten Schätzungen etwa 12 Tage beträgt. Dieses Ergebnis steht in Widerspruch zu Untersuchungen von Barban et al. (2006) die eine Lebenszeit von ca. 2.7 Tage aus dem gleichen Datensatz ableiten. Allerdings beruht deren Methode auf der Annahme, dass nur radial Moden angeregt sind. Untersuchungen von Linienprofilvariationen (Hekker et al. 2006) deuten aber auf l=1 und 2 Moden hin. Eine eindeutige Klärung könnten aber nur Neubeobachtungen bringen (TK). | ||
| 3.7 RR Lyrae Sterne | ||
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AQ Leo: Die MOST Photometrie dieses RRd Sternes wurde sehr konservativ mit SigSpec analysiert. Die Qualität der Beobachtungen und die Fülle von Details bei der Frequenzanalyse sind für diese Klasse von Sternen bisher einzigartig (DH, PR, gemeinsam mit K. Kolenberg, Gruppe Breger, und J. Rowe und J. Matthews, Kanada). | ||
| 3.8 Sonstiges | ||
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Bei der Reduktion der MOST ACS Photometrie, die parallel zu Beobachtunegn von HR1217 gewonnen wurde, konnte ein Am Stern als γ Doradus Variabler identifiziert werden. 2 weitere Datensätze wurden analog analysiert: WR103 mit 20 Leitsternen (3 SPB, 2 variable K Riesen, 1 γ Doradus und 1 δ Scuti Pulsator und ein B2I/II Überriese mit niederfrequenter Pulsation, wahrscheinlich g-Moden) und HD209458 mit 5 Leitsternen (1 δ scuti pulsator mit 85 Frequenzen) (MH). Ziel bei der Untersuchung des WR103 ACS-Datensatzes war es, ein Kriterium für die Glaubwürdigkeit von extrahierten Frequenzen zu finden. Die Vermutung liegt nahe, dass es sich um instrumentelles Signal handeln könnte, wenn dieselben Frequenzen auch in anderen, gleichzeitig beobachteten Sternen vorkommen. Es wurden Aspekte der Frequenzauflösung und der Amplitudentransformation von ADU zu Magnituden diskutiert. In diesem Kontext wurde CINDERELLA (ein Programm zur Berechnung von bedingten Signifikanzen) entwickelt (MG, MH, PR). | ||
| 4. Satellitenexperimente | ||
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Das Wissenschaftskommunikationsprojekt "Das Universum im Koffer - M.O.S.T. für alle" ermöglicht es der astronomieinteressierten Öffentlichkeit, sich um Beobachtungszeit am Weltraumteleskop MOST (Microvariability and Oscillations of Stars) zu bewerben. Mit diesem Wissenschaftskommunikationsprojekt soll ein aktiver Zugang zur Astronomie ermöglicht und zeitgemäße Arbeitsmethoden, insbesondere der Satellitenastronomie vermittelt werden. Dazu ist ein Beobachtungsantrag zu verfassen, der von einer Jury aus Fachleuten bewertet wird. Diese teilt die Beobachtungszeit den Siegerprojekten zu. Das Projekt wurde beim Wissenschaftskommunikationswettbewerb 2006 des FWF mit einem 3. Platz ausgezeichnet. Gegenwärtig arbeitet das Team am Erstellen der für Bewerbungen notwendigen Unterlagen für das Internet und an Kooperationen mit Lehrern an österreichischen Schulen (JÖ, AK, TK, WW, KZ). | ||
| 4.1 MOST (Microvariability and Oscillations of Stars) | ||
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MOST wurde am 30. Juni 2003 von Baikonur gestartet und hat mit Jahresende 2006 mehr als 3 Jahre zur vollen Zufriedenheit wissenschaftliche Daten von hervorragender Qualität geliefert. Anbetracht der nominellen Lebensdauer dieses Minisatelliten von 2 Jahren stellt alles was jetzt beobachtet werden kann bereits ein "Geschenk" dar und erhöht entsprechend die Kosten- Nutzenrelation dieses kanadischen Weltraumteleskopes mit Österreichischer Beteiligung. Das lokale MOST-Archiv wurde ausgebaut und erweitert. Neben reduzierten Lichtkurven und Ergebnissen der Frequenzanalyse beinhaltet es nun auch Reduktionsberichte einzelner Sterne welche genauer untersucht wurden. Die Reduktion von allen primären Fabry-Imaging Sternen wurde abgeschlossen. Das Archiv beinhaltet derzeit (Stand Dezember 2006) Daten von 23 Fabry Imaging Targets, 3 Direct Imaging Targets als auch etwa 11 Guide Stars. Eine Webpage mit wieteren Informationen zu den beobachteten Sternen wurde erstellt An der Komplettierung des Archivs mit allen vorhandenen Daten wird derzeit gearbeitet. (DH,DP) Die in C programmierte Reduktionspipeline wurde Anfang 2006 vervollständigt und publiziert. Sie verfügt nun über eine gleitende Dekorrelationsroutine welche "Stufen" in den Lichtkurven verhindert, welche durch unterschiedliche Mittelwerte bei der Wahl von fixen Subsets erzeugt wurden. Die Software ist damit komplett und wurde für jedes von MOST beobachtete Fabry Target erfolgreich angewendet und die Ergebnisse in das lokale MOST- Archiv übertragen. Das entstandene Paket erwies sich mit geringfügigen Modifikationen auch auf die Sekundärtargets anwendbar und führte zu einer brauchbaren Reduktionsmethode auch für die Objekte im direkten Feld (DH,PR). Im Berichtsjahr fiel das ACS CCD aus. Nun muss MOST mit Hilfe des Science CCDs unter Verwendung der ACS Algorithmen ausgerichtet werden. Es zeigt sich, dass die Qualität dieser ACS-Photometrie mit der von Direct Imaging vergleichbar, also sehr gut ist (MH). Eine neue unabhängige Reduktionssoftware (Donut-Fitting) wurde für MOST SDS2 Daten entwickelt. Dabei wird für jedes Frame ein linearer Zusammenhang zwischen den Intensitäten des jeweiligen Frames und einem auf 1 normierten über die Zeitreihe gemittelten Bild bestimmt. Die Koeffizienten der linearen Regression sind dabei unempfindlich gegenüber lokaler Phänomene wie Cosmics oder lokaler Streulichtspitzen. Diese Methode hat den Vorteil, dass sie keinerlei Einfluss auf den niederfrequenten Bereich des Datensatzes hat. Weiters kommt sie ohne einstellbare Parameter aus und es kann ein komkpletter Datensatz innerhalb weniger Minuten reduziert werden. Die Software wurde haupsächlich als schneller und unabhängiger Test für die Standardreduktionssoftware entwickelt (TK). Im Rahmen der Analyse des roAp Sterns 10 Aquilae wurde eine Software zur Reduktion von MOST Direct Imaging Sternen entwickelt. Die Software wurde in IDL programmiert. Sie basiert auf dem gleichen Prinzip wie die bereits publizierte Reduktion für Fabry Imaging Targets: der Dekorrelation von Stern- mit Hintergrundintensität. Um eine feste Definition einer Apertur zu ermöglichen wurde eine Routine entwickelt, welche den Intensitätsschwerpunkt des Sterns auf dem CCD berechnet und die restlichen Pixelintensitäten in Referenz zu diesem Punkt bilinear interpoliert. Durch anschließendes Verschieben der Intensitäten auf die am häufigsten im Datensatz auftretenden Schwerpunkt-Pixelkoordinaten wird das resultierende Bild verkleinert und die Sterne genau übereinander positioniert. Dies ermöglicht eine fixe Definition von Stern und Hintergrundpixel und eine anschließende Pixel-Pixel Dekorrelation. Außerdem verfügt das Programm über Eliminationsroutinen für Pixel mit unplausiblen Werten wie auch eine Cosmics Korrektur. Die Methode wurde an mehreren Direct Imaging Targets getestet und einige Sterne komplett reduziert. An der Optimierung des Programs wird gearbeitet. (DH) | ||
| 4.2 COROT | ||
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Höhepunkt des "Satellitenjahres" war der erfolgreiche Start von COROT am 27. Dezember. Der Start wurde Life via Satellitenkommunikation von CNES aus Baikonur übertragen. Aus diesem Anlass fand auch eine COROT-Launch-Party mit Presseempfang am Institut für Weltraumforschung (IWF) der Österreichischen Akademie der Wissenschaften in Graz statt. Bis zum Zeitpunkt der Berichtslegung funktionieren alle Subsysteme nominal und es ist mit einem planmäßigen Beginn der Forschungsarbeit zu rechnen, nämlich der Beobachtungen im Rahmen von IR1. Rechtzeitig zum Start und zur Jahreswende erschien das COROT Buch (ESA-SP-1306) in dem die Geschichte dieses Experimentes, sowie alle technischen und wissenschaftlichen Komponenten beschrieben sind. Damit liegt ein umfangreiches Referenzwerk zu dieser Satellitenmission vor. Administrativer Höhepunkt war allerdings die fristgerechte Vorlage des Endberichtes zum Projekt "Extractor - der österreichische Beitrag zum Satellitenprojekt COROT". Vertragsgegenstand mit dem Bundesministerium für Bildung, Wissenschaft und Kultur (BM:BWK) war der Bau einer Hardware Komponente für COROT, dem Extractor, der vom IWF in Graz entwickelt und gebaut worden ist. Weiters war die Mitwirkung bei der Definition des Beobachtungsprogramms für COROT zu Beginn der Mission und bei der Optimierung desselben während des Betriebs von COROT der zweite, gleich wichtige Vertragesteil. Der Vertrag mit dem BM:BWK war einmalig, da es der erste und bislang letzte Vertrag zumindest auf dem Gebiet der Weltraumforschung war, der über einen Zeitraum von mehr als 4 Jahren - über eine Legislaturperiode! - abgeschlossen worden war. Der Endbericht umfasst daher den Zeitraum von 1998 bis 2006. Diese Planungssicherheit über einen längeren Zeitraum hat wesentlich zu einer kostengünstigen und effizienten Projektabwicklung beigetragen. An dieser Stelle sei daher besonders Herrn Sektionschef i.R. DI Otto Zellhofer und seiner Nachfolgerin in den Agenden, Frau ADir. Liane Lippsky gedankt! Diese lange Entwicklungsdauer hatte u.a. eine Ausweitung der wissenschaftlichen Zielsetzung mit entsprechenden Rückwirkungen auf die Subsysteme zur Folge. Die daraus entstehenden Zusatzkosten beim Bau des Extractor (in der Literatur auch mit dem französischen Akronym BEX bezeichnet) konnten mit Hilfe der Abteilung für Luft- und Raumfahrt (ALR) der Forschungsförderungsgesellschaft (FFG) finanziert werden, wofür hier ebenfalls den Herren Dr. Klaus Pseiner (FFG) und Ing. Harald Posch (ARL) besonders gedankt wird. Vorbereitung der 10. COROT Science Week vom 6.6. bis 9.6. in Nizza, insbesondere Leitung der Additional Programme Working Group, Teilnahme an Sitzungen des Scientific Committees und der Scientific Operation Group (WW). Die Durchführung des AO für Targets im Rahmen des IR1 (Initial Run 1) (AK, WW). Für den Short Run des jungen Sternhaufen NGC 2264 wurde seine genaue Positionierung am CCD bestimmt, um die beobachtungstechnischen Anforderungen aller am Projekt beteiligten Gruppen zu erfüllen. Die derzeit optimale Ausrichtung von COROT ermöglicht gleichzeitig NGC 2264 im Exo-Feld und einige asteroseismologisch interessante Feldsterne im Asteroseismologie- Feld zu beobachten. In einer detailierten technischen Studie, die mit Hilfe von COROT Ingenieuren in Paris, Meudon, durchgeführt wurde, konnte die genaue Positionierung des Sternhaufens am CCD des Exo-Feldes festgelegt werden. Dazu war die Erstellung erster Targetlisten aller vier Unterprojekte notwendig. Unter Verwendung dieser insgesamt 1350 Sterne und weiterer 640 Objekte, die schwächer als die untere Grenzgröße von COROT im Exo-Feld sind, wurde die Position des Sternhaufens am CCD im Labor simuliert. Der Einfluss saturierter und eng nebeneinander liegender Sterne auf die Beobachtungen ist nicht besorgniserregend: manche hellere Sterne werden voraussichtlich saturiert sein, aber die Messungen der anderen Objekte nicht wesentlich stören. Weiters ist die Distanz zwischen den einzelnen Sternen ausreichend, sodass keine Störungen der wissenschaftlichen Messungen von eng nebeneinander liegenden Objekten zu erwarten sind. Der Hintergrund des Sternhaufens von Emmissionsnebeln wird voraussichtlich zur leichten Erhöhung des Rauschens und der Hintergrundhelligkeit führen, was auf Grund der Simulation ebenfalls unbedenklich ist. Die Studie ergab, dass alle vier wissenschaftlichen Fragestellungen mit den vorgeschlagenen COROT Beobachtungen ohne große Einschränkungen untersucht werden können. Der "Short Run" für NGC 2264 wurde daher auch in Phase II vom COROT Science Consortium bestätigt (KZ). Für die Inital Runs von Corot wurden mit Hilfe von Corotsky (CNES Planungssoftware) 100 Sterne für das Addition Program aus den beiden Exo- CCDs ausgewählt und im entsprechenden Format aufbereitet (AK). | ||
| 4.3 BRITE-Constellation (BRIght sTar Explorer - Constellation) | ||
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Das BRITE Konzept ist das eines Nanosatelliten mit wenigen dm³ Volumen und wenigen kg Masse. Mit der Verfügbarkeit eines Attitude Control Systems (ACS) das erstmals erfolgreich bei MOST eingesetzt wurde, ist es nun möglich, mit derart kleinen und daher auch für individuelle Forschungseinrichtungen finanzierbare Satelliten astrophysikalische Forschung von Spitzenqualität durchzuführen. Das Konzept von vier baugleichen BRITE Satelliten in LEO wurde erarbeitet, BRITE-Constellation, wobei zwei dieser Nanosatelliten (UNIBRITE und BRITE- Austria) jeweils im roten und blauen Spektralbereich arbeiten. UNIBRITE wird im Rahmen des Investitionsprogramms der Universität finanziert, BRITE- Austria wird an der TU-Graz (PI Prof. Koudelka) im Rahmen des 4. Österr. Weltraumprogramms der Forschungsförderungsgesellschaft gebaut. Für das zweite Paar von BRITE Satelliten versucht gegenwärtig ein kanadisches Konsortium die Finanzierung zu sichern (WW, AK, WK, MM, AS, KZ). Es wurde ein Targetkatalog aller Sterne heller als V=4 mag, die die Hauptziele für BRITE bilden, mit Hilfe der SIMBAD Datenbank erstellt. Dafür wurden Informationen über Farbindizes, Objektklassen und Parallaxen aus diverser Literatur und Datenbanken extrahiert und über verschieden Kalibrationen die Fundamentalparameter dieser Objekte bestimmt. Cross- Checks mit großen Katalogen, wie z.B. dem "General Catalog of Photometric Data", und der VISAT Datenbank wurden durchgeführt. Unter Errechnung der absoluten Helligkeiten und Temperaturen konnte ein HR-Diagramm aller potentiellen BRITE Targets erstellt werden. Jeder der 534 BRITE Target Kandidaten wurde weiters auf Kontaminierung durch Nachbarsterne untersucht. Die SIMBAD Datenbank wurde dazu über alle Objekte innerhalb von 10' Radius um jedes Target abgefragt, was es erstmals ermöglichte eine Statistik von brauchbaren und nicht-brauchbaren Sternen für BRITE zu erstellen wobei sich zeigte, dass ca. 170 Sterne verschiedenster Spektralklassen unbeeinflusst von Hintergrundobjekten zu beobachtbar sind. (AK, KZ). Zur Simulation der photometrischen Eigenschaften von BRITE wurde eine Simulationssoftware in IDL geschrieben. Dabei wurde für die Sterne aus dem Targetkatalog ein synthetischer Fluss mit Hilfe von Modellatmosphärencodes gerechnet und dieser dann mit den Transmissionseigenschaften der Optik, der Filter und der Quanteneffizienz des Detektors gefaltet. Auf diese Weise ließ sich das zu erwartende S/N der 534 Sterne abschätzen und die mediane Wellenlänge für den blauen und den roten Filter des Satellitenpaares bestimmen (AK). Zur Missionsplanung wurde ein Tool entwickelt mit dem für verschiedene Satellitenorbits die maximale Beobachtungszeit eines Targets, unter Berücksichtigung der Verdeckung durch die Erde, die Sonne und des Mondes bestimmt werden kann. Weiters ist es möglich die im Targetkatalog enthaltene Information zu den einzelnen Sternen anzeigen zu lassen (AK mit B. Funk und C. Lhotka, Gruppe Dvorak). Weitere Moduleentwicklungen betreffen die Simulation eines CMOS Chips. Wenn nicht 100% der Fläche eines Pixels lichtempfindlich sind, und das Instrument während der Belichtung "wackelt", findet man auch bei einem konstanten Signal leichte Variationen. Das Ausmaß bzw. die Unterschiede dieser Variationen, hervorgerufen durch verschiedene Intensitätsverteilungen des einfallenden Lichtes (PSF der Optik), wird in einem Programm simuliert und diese künstlichen Lichtkurven anschließend Fourier-Methoden untersucht. In diesem Zusammenhang entstand auch ein Modul, das es erlaubt bei gegebenen Spot-Diagrammen für die Optik mit bestimmten (kleinen) Wellenlängenbereich und bestimmten Einfallswinkel (Stützstellen) die Auflösung von Spot-Diagrammen durch Interpolation zu erhöhen. Dazu sind neben diesen Stützstellen nur folgende Parameter notwendig: die gewünschte Wellenlänge, der Einfallswinkel und die Position des Lichteinfalls auf dem virtuellen Detektor. Um in einer Simulation brauchbare Daten zu erhalten, ist es möglich, einen Wellenlängenbereich, über den "integriert" wird, anzugeben (MM). Eine Webpage für das BRITE Projekt (Deutsch & Englisch) und für den "Public Outreach" inklusive Dokumentation und Archivierung von Presseberichten über Arbeiten der Gruppe wurde eingerichtet (KZ). | ||
| 4.4 Vienna Ground Station (VGS) | ||
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Die Satellitenbodenstation, ursprünglich für die Kommunikation mit MOST geplant, hat sich in den nunmehr vier Jahren ihres Bestehens bestens bewährt. Über 2600 MOST Übergänge wurden betreut, davon 93% erfolgreich, was etwa 350 Stunden an Telekommunikation bedeutet. Das sind im Jahresschnitt 7.1 betreute MOST-Übergänge pro Tag, unbeschadet von Sonn- wie Feiertage, Urlaube, und Krankenstände. Die VGS Software wurde laufend verbessert. Verschleißerscheinungen an Elektronik und Mechanik erforderten Reparaturen von uplink Leistungsverstärker, uplink FM Transmitter, sowie reed-Schalter und Kollektorbürsten im Elevationsrotor. Diese Leistung (1400 Arbeitsstunden) wäre trotz der erfolgreichen Automatisierung und dem Betrieb via Internet nicht zu erbringen gewesen, wäre nicht der hervorragende persönliche Einsatz des VGS Teams (KZ, VK, AK mit Werner Keim (WK) an der Spitze). Eine offensichtliche Würdigung der professionellen Arbeit stellt das Ersuchen der französischen Weltraumbehörde, CNES, dar, die Bodenstation auf ihre Kosten für die Kommunikation mit COROT auszubauen. Dies erfolgte im Berichtsjahr zur Zufriedenheit aller Beteiligten (WK).
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| 5. Datenbanken | ||
| 5.1 NEMO | ||
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Die Erweiterung und Verwaltung des Vienna Model Atmosphere Grids (NEMO) wurde diesen Herbst von Ernst Paunzen und Christian Stütz übernommen. Die unmittelbaren Zielsetzungen sind das Atmosphärengitter zu heißeren Sternen hin zu erweitern, die Suche nach bestimmten Modellen und Flüssen im Gitter zu ermöglichen und die Verwaltung und Präsentation von NEMO zu modernisieren. Letzterer Punkt wird schon bald abgeschlossen sein. Der Dank gilt dem bisherigen NEMO-Administrator, Johannes Nendwich, für vieljährige erfolgreiche und allgemein geschätzte Arbeit (CS, EP). | ||
| 5.2 VALD | ||
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VALD Quality Flags: Aufgrund der großen Menge von Spektren ergibt sich immer öfter die Notwendigkeit neue Tools zu entwickeln, die den Zeitaufwand einer kompletten Häufigkeitsanalyse für einen Stern minimieren. Daher wurde das Tool select_qualityflag entwickelt. Es besteht aus einer Liste von Linien aus der VALD Datenbank, welche typischerweise für eine Häufigkeitsanalyse verwendet werden und welche durch sogenannte "Quality Flags" erweitert wurde. Diese zusätzlichen Parameter ergeben ein schnell zugängliches Maß für die Qualität von Linienparameter und ersparen so dem Benutzer ein langes Suchen in den VALD-Referenzlisten. Die Quality Flags werden durch einen Vergleich mit dem Sonnenspektrum bestimmt und in einer Datenbank von etwa 800 Linien gespeichert. Zur Erweiterung der Datanbank um Linien, welche im Sonnenspektrum nicht vorkommen oder dort geblendet sind, wurden zwei Vergleichssterne, HD 209459 und HD 73666, besonders detailliert analysiert (LF). Wir verzeichnen bei der Atomliniendatenbank VALD (v.2) zurzeit 961 Benutzer. Im Durchschnitt werden 600-700 Anfragen pro Monat abgearbeitet. Momentan sind zwei Neuerungen in der Testphase: Die Möglichkeit größere Mengen an Daten von VALD zu erfragen, genannt 'via ftp' und eine VALD Webinterface news Sektion (CS, mit Eric Stempels (NOT)). Die Master-Linienlisten für den Atmosphärencode LLmodels und das Syntheseprogramm SynthV sind aktualisiert worden (big/little endian). Zur Vorbereitung der Herausgabe der neuen VALD Version (VALD3) wird ein Workshop aller an dieser Produktion Beteiligten unter Federführung des auswärtigen Teammitglieds Ulrike Heiter (Uppsala) für die zweite Hälfte des Februar 2007 in Wien organisiert. | ||
| 5.3 VISAT | ||
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Einige Kataloge wurden aktualisiert und Fehler in diversen anderen bereits implementierten Katalogen korrigiert. Derzeit sind 40 Parameter von rund 111.000 Sternen aus 46 thematischen Katalogen abrufbar. Mit Jahresende 2006 haben 169 User 1560-mal auf die VISAT Datenbank zugegriffen (AK, TK). | ||
| 5.4 WEBDA | ||
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Auch dieses Jahr ist Statistik der Zugriffe von WEBDA (http://www.univie.ac.at/webda/) wieder eindrucksvoll: zirka 300000 Einzelzugriffe von Astronomen weltweit. Sechzig referenzierte Publikationen auf den Gebieten der Erforschung von offenen Sternhaufen, der galaktischen Struktur, Planetensuche, Häufigkeitsanalysen und anderer Galaxien, basieren auf Daten von WEBDA. Mittlerweile sind 3,4 Millionen Einzelmessungen abrufbar. Wesentliches Augenmerk wurde auf die Verbesserung der Schnittstellen und Werkzeuge für die Benutzer gelegt. Darüber hinaus wurden neue Qualitätskontrollen eingeführt. Es wurde ein Letter of Interest für das neue Projekt "EURO-VO" abgeschickt. Eine langfristige Kooperation mit der "SEGUE Open Cluster Survey" im Rahmen von SLOAN wurde abgeschlossen (EP). | ||
| II. System-Administration | ||
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Soft- und Hardwarewartungsarbeiten (Windows und Linux) wurden im üblichen Umfang durchgeführt (AK, TK, CS). Insbesondere wurde das generelle Systemupgrade der Linux PCs auf die neueste RedHat Version (Fedora) wurde fortgestetzt. Es wurden diverse Software-Updates (IDL, Intel Fortran, nedit, Mozilla,...) vorgenommen (TK). Der Apple Cluster wurde so konfiguriert, dass man den gesamten Cluster als eine Maschine verwenden kann. Dies ist im Hinblick auf eine echte Parallelisierung von Jobs notwendig. Ein AFP Shared Directory System wurde auf dem Apple Cluster angelegt und die Lam Parallel Computing Library installiert. Parallele Applikationen können nun am Cluster gestartet werden, jedoch zeigte sich dass das Apple File Protokoll (AFP) auf unserem System (OS 10.3) nicht sehr stabil. Diese Arbeit ist daher noch nicht abgeschlossen. Es wurden Erkundigungen eingeholt (Hauschild, Uni Hamburg) wie der Cluster mit NFS betrieben werden kann. Die neue Lösung wird zu Jahresbeginn 2007 implementiert (TK, CS). | ||
| III. Tagungen, Gast- und Beobachtungsaufenhalte | ||
| Tagungen und Workshops | ||
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COROT Science Team Meetings, Paris, 6.-7.3.,Weiss; Nizza, 5. und 9.6., Weiss; ESTEC, 5. und 9.12., Weiss SONG Workshop, Aarhus, 20.-23.3., Weiss (V) ESTEC (Space Technology Education Conference); Braunschweig, 9.5. - 12.5. (Masser, Kaiser) 10. COROT Science Week, Nizza, 6.-9.6., Kaiser (P), Masser, Weiss (V), Zwintz (V) MOST & BRITE Science Team Meetings, Halifax 16.-18.6., Kallinger (V), Reegen (V), Weiss (V), Zwintz (V); Montreal, 1.-4.12., Hareter (V), Kallinger (V), Weiss (V), Zwintz (V) IAU Generalversammlung, Prag, 15.-25.8., Weiss (V,P) Magnetic Stars Conference, Special Astrophysical Observatory of the Russian AS, 26.8. - 1.9., Lüftinger (V), Weiss (P) 1st Hellenic-European Student Space Science and Technology Symposium, Patras, Griechenland, 09. - 13. 10., Kaiser (P) 5. Vienna Workshop on the Future of Asteroseismology, Wien, 20.-23.9., Gruberbauer, Hareter, Kaiser, Kallinger, Lüftinger, Nesvacil, Obbrugger, Reegen, Weiss (V), Zwintz 7. Science-Center-Netzwerk-Treffen, Wien, 15. 11., Öhlinger | ||
| Sonstige Vorträge und Gastaufenthalte | ||
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Kaiser: Astronomietag, Wien (V); Wiener Arbeitsgemeinschaft für Astronomie (V), 18.11.; Institut für Sternkunde, Leuven, Belgien, 11.-15.12. (V) Paunzen: Göttingen, 12.07. bis 15.07. (V) Weiss: University goes Publik, Brigittenau, 29.3., FWF, Wien, 25.10. (V), Urania, Wien, 13.12. (V), IWF, Graz 27.12. (V) Zwintz: University of British Columbia, Vancouver, 5.-19.12.; Wiener Arbeitsgemeinschaft für Astronomie (V), 18.11. | ||
| Beobachtungsaufenthalte | ||
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ESO (MPG/ESO 2.2m, Feros), 0.5 Nächte (Service Mode, Neuteufel) CTIO (Smarts 0.9m), 7 Nächte (Masser, Zwintz) CTIO (1.3m), 28 Nächte (BVRIJHK Photometrie von HD 142666 im Service Mode, Zwintz) AAO (AAT und UCLES SPektrograph & SEMELPOL), 5 Nächte (Lüftinger) | ||
| IV. Team (mit primären Aktivitäten) link | ||
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Mag. Barbara Funk (BF, BRITE Orbitmechanik) cand phil. Luca Fossati (LF, Sternatmosphären) David Gruber (DG, APT) Michael Gruberbauer (MG, MOST Datenreduktion) Markus Hareter (MH, MOST Datenreduktion) Daniel Huber (DH, MOST Datenreduktion) Dr. Sergej Kahn (SK, Modellatmosphären) Mag. Alexander Kaiser (AK, Theoretische Photometrie, VISAT, BRITE, COROT) Mag. Thomas Kallinger (TK, Satellitenphotometrie, VISAT) Dr. Werner Keim (WK, VGS) Dr. Viktor Kudielka (VK, VGS) Mag. Christian Lhotka (CL, BRITE Orbitmechanik) 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, CP Sternatmosphären) Silvia Neustädter (SN, VGS) Richard Neuteufel (RN, Spektralanalyse von γ Doradus und sonnenähnlichen Sternen) Marlene Obbrugger (MO, CP Sternatmosphären und Doppler Imaging) Jürgen Öhlinger (JÖ, Photometrie, FWF Kommunikationsprojekt) Univ.Doz. Dr. Ernst Paunzen (EP, λ Bootis Sterne, Offene Sternhaufen) Mag. Susanne Pollack (SP, PMS in OCLs) Daniel Punz (DP, MOST Datenreduktion) Dr. Peter Reegen (PR, MOST Datenreduktion und Signifikanzuntersuchungen) Dr. Tanya Ryabchikova (TR, Russ. Academy of Sciences, Moscow, CP Sternatmosphären, Elementhäufigkeiten) Lena Schneider (LS, Photometrie) Univ.Prof. Dr. Arpad Scholtz (AS, TU Wien, VGS) Dr. Denis Shulyak (DS, INTAS Fellowship, Modellatmosphären) Marion Solar (MS, Administration) Mag. Christian Stütz (CS, Modellatmosphären, synthetische Photometrie, VALD, NEMO) Univ.Prof. Dr. Vadim Tsymbal (VT, Univ. Krim, Modellatmosphären, Spektrenreduktion) Univ.Prof. Dr. Werner W. Weiss (WW, Gruppenleiter) Dr. Konstanze Zwintz (KZ, PMS Sterne, Satellitenphotometrie, VISAT) | ||
| V. öffentliche Funktionen, Personelles | ||
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Kaiser: Tutor der LV Beobachtungsorient. Prakt. Teil 3' im, WS 05/06 und WS 06/07 Kallinger: Tutor der LV 'Beobachtungsorient. Pr.Beobachtungsorient. Prakt. Teil 3' im, WS 05/06 und WS 06/07 Neuteufel: Tutor der LV Astronomische Instrumente I' im, WS 05/06 Öhlinger: Tutor der LV Astronomisxche Instrumente, WS 05/06 Paunzen: Mitherausgeber von The Star Clusters Young & Old Newsletter (SCYON); Leiter der Arbeitsgruppe für Nachwuchsförderung der ÖGAA für den Bereich der Universitäten. Weiss: COROT Scientific Committee und COROT Scientific Operation Group; Leiter der COROT Additional Programme Working Group; Leiter der IAU-Inter- Division Working Group on Ap and Related Stars (bis August); Nationales COSPAR Committee; Wahl zum korrespondierenden Mitglied der International Academy of Astronautics Zwintz: Leitung des COROT PMS - Thematic Teams | ||
| VI. Gäste | ||
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St. Bagnulo, ESO V. Canuto, New York D. Guenther, Halifax G. Houdek, Cambridge S. Hubrig, ESO S. Khan, Ontario O. Kochukhov, Uppsala F. Kupka, München R. Kuschnig, Victoria J. Landstreet, Ontario J. Matthews, Victoria St. Mochnacki, Toronto R. Monier, Montpellier M. Rainer, Brera-Merate T. Ryabchikova, Moskau D. Shulyak, Simferopol V. Tsymbal, Simferopol | ||
| IX. Kooperationen | ||
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Vielfältige Kooperationen ergaben sich naturgemäß mit den meisten Teammitgliedern der MOST, COROT und BRITE Projekte. Darüber hinaus ist speziell anzuführen: Pedro Amado (OSN, Granada, Spanien) (KZ) Stefano Bagnulo (ESO, Chile) (LF, TL) Charles Bailyn (Yale, USA) (KZ) Pierre Demarque (Yale, USA) (TK, KZ) J.F. Gonzalez, University of San Juan, Argentinien (NN) David Guenther (St. Marys University, Halifax, Kanada) (TK, KZ) S. Hubrig, ESO, Chile (NN) Ilya Ilyin, Nordic Optical Telescope, La Palma, Spanien (TL) Oleg Kochukhov, Uppsala, Sweden (TL, WW) Marcella Marconi, Vincenzo Ripepi (Observatorium Neapel, Italien) SMARTS Consortium - CTIO (KZ) Gregg Wade (Royal Military College of Canada, Ontario, Kanada) (TL) | ||
| VIII. Publikationen |
