Die Reihenfolge der Aktivitäten in den Unterkapiteln "Wissenschaftliche Arbeiten" hat keinerlei Bedeutung.

Llmodel grid: Calculation and analysis of a grid of model atmospheres with individual abundances pattern. We investigated the influence of individual abundances of different chemical elements on the model structure and observable characteristics of CP stars and showed that among others, Si, Cr and Fe are the most important elements which produce most noticeable effects in the model atmosphere structures. We confirmed that model atmospheres with scaled abundances can not be used to simulate accurately effects of the individual abundance patterns. Our investigation also showed that the implementation of models with individual abundances may lead to systematic abundance differences of up to 0.25dex compared to scaled-solar models. This difference may increase to as much as 0.4dex for stratified abundances models (DS).

Investigation of magnetic pressure effects in atmospheres of CP2 stars. We have detected and studied the variability of Stark broadened profiles of Halpha, Hbeta, and Hgamma lines in the atmosphere of the CP2 star HD40312 taking Lorentz force effects into account. The shape of Balmer lines variability is dominated by Lorentz force effects and in addition, model atmospheres with individual abundances and surface chemical spots cannot produce the observed variability. Our model shows good agreement with the observations if the outward-directed magnetic force is applied assuming the dipole+quadrupole magnetic field configuration with the induced effective equatorial electric field of 10^(-11) CGS units. Also, the dipole+quadrupole magnetic model, with the quadrupolar strength being twice as strong as the dipole, reproduces phase-resolved Hbeta and Hgamma spectra (DS, VT).

Improvement and application of stellar model atmospheres with complete treatment of Zeeman effect and polarized radiative transfer. Using the ESO UVES observations of mCP star HD137509 we showed that magnetic field effects have to be included in model atmospheres of stars with strong surface magnetic fields to achieve self-consistency. This investigation is a first attempt to implement newly developed magnetic model atmospheres to real stars (DS).

We developed a model atmosphere of the most extreme CP star, HD101065, using recently calculated PrII-III, NdII-III and SmII transitions. We showed that the REE opacities play a key role in producing the observed spectral and photometric anomalies for cool CP stars. For the first time we were able to achieve a good agreement between theory and observations (DS).

Vedyn: Die Modellierung von Sternhüllen mit dem velocity dynamics Code wurde Anfang Herbst an einem konkreten Objekt, HD108642, erfolgreich getestet. Mit diesem Werkzeug wird es möglich sein, Konvektion an einem größeren Sample von Sternen im Bereich der mittleren Hauptreihe zu untersuchen und die gewonnene Information direkt in der Spektralanalyse zu nutzen. Ein Beispiel wäre die Vorhersage der turbulenten Linienverbreiterung aus dem Vedyn Atmosphären/Hüllen Modell. Um auch quantitative Aussagen machen zu können, hatten wir zusätzlich die vorläufige Erweiterung des Solvers in die Sternatmosphäre hinein zunehmen. Des weitern war noch ein Spektrumsynthesecode (SynthV von V.Tsymbal) unseren Bedürfnissen anzupassen. Die synthetischen Spektren aus unseren Modellen von HD108642 vergleichen sich gut mit HiRes Beobachtungen von Landstreet und Kupka. Die Vorhersagen für Mikroturbublenz und auch die Größenordnung und Form der Bisektoren sind im Einklang mit den Beobachtungen. Um ein auch für den praktischen Astronomen nutzbares Software Paket bereitstellen zu können, sind nun noch frequenzabhängiger Linentransfer im Modell und ein verbessertes Userinterface für das Syntheseprogramm einzubauen (CS)

Als Startmodelle für Vedyn können nun Polytrope eingesetzt werden. Die fehlenden physikalischen Parameter konnten berechnet und implementiert werden. Das Ausgabeformat wurde homogenisiert. Derzeit wird an der sphärischen Polytropenrechnung gearbeitet (CS, RN).

Im Zusammenhang mit den bereits von MOST gewonnenen Daten und auch im Hinblick auf COROT und BRITE wurde die Effizienz der Datenreduktion (Streulichtkorrektur), basierend auf der CINDERELLA-Methode, durch den quantitativen Vergleich von Fourier-Spektren weiter gesteigert und getestet (PR).

CINDERELLA stellt Spektren von Variablen denen des Himmelshintergrunds und/oder von konstanten Vergleichssternen gegenüber. Das Resultat ist die Wahrscheinlichkeit dafür, dass ein im Target-Spektrum identifizierter Peak (=Frequenz und Phase) die gleiche Ursache hat wie ein Peak bei einer ähnlichen Frequenz in einem Vergleichsspektrum.

CINDERELLA verwendet die Resultate von SigSpec (Reegen 2007), das sind fertige aus einer Prewhitening-Sequenz gewonnene Listen signifikanter Signalkomponenten. Sie enthalten unter anderem Frequenzen, Amplituden, Phasen und spektrale Signifikanzen. Das Argument, dass ein Streulichtartefakt als "echt" eingestufte Komponente die weitere Sequenz und damit alle später identifizierten Komponenten verfälsche, führte zu einer Weiterentwicklung von SigSpec: Nunmehr steht der quantitative und statistisch einwandfreie Vergleich von Fourier-Spektren bereits im Rahmen der Prewhitening-Sequenz zur Verfügung. Das auf der neu eingeführten "differenziellen spektralen Signifikanz" beruhende Verfahren erlaubt die Identifikation von Signal unter Berücksichtigung allfälliger Signale gleicher Frequenz in Vergleichsspektren.

In Zusammenhang damit wurde auch die Möglichkeit geschaffen, mehrere Peaks gleichzeitig für eine Gesamtwahrscheinlichkeit zu verwenden. Diese Methode erlaubt eine Frequenz und ihre ganzzahligen Vielfachen simultan auf ihre spektrale Signifikanz hin zu untersuchen und auf diese Weise auch nicht- sinusförmige Periodizitäten einwandfrei zu identifizieren. Ein zusätzlicher Vorteil zur häufig verwendeten Phase-Dispersion-Minimisation (PDM, Lafler & Kinman 1965, ApJS, 11 216; Stellingwerf 1978, ApJ, 224, 953) entsteht daraus, dass diese Analyse gleichzeitig einen Fit an die Lichtkurve liefert (PR)

Eine zweite Aktivität, die insbesondere im Hinblick auf das Datenmaterial von COROT vorangetrieben wurde, ist die Entwicklung eines vollautomatischen Verfahrens zur Identifikation von Unstetigkeitsstellen in Datenreihen. Hier werden insbesondere Kombinationen von polynomischen Regressionen und dem Student-t-Test auf ihre Leistungsfähigkeit, Treffsicherheit und Zuverlässigkeit hin untersucht (PR, MG).

Eine realistische Fehlerabschätzung in der Frequenzanalyse von periodischen Signalen erlangt immer mehr an Bedeutung (z.B. photometrische Modenidentifikation). Mit Hilfe einer aufwendigen Simulation (mehr als 45000 künstliche Datensätze wurden analysiert) konnte ein eindeutiger Zusammenhang zwischen dem Betrag des Frequenzfehlers und dem Signal-Rausch- Verhältnisses eines harmonischen Signals nachgewiesen werden. Weiters ließ sich eine Obergrenze für den Frequenzfehler ableiten die besagt, dass der Fehler um den Faktor Wurzel aus der spektralen Signifikanz kleiner ist als der Kehrwert der Datensatzlänge - auch Frequenzauflösung genannt (TK).

S.Plachinda, external team member from Crimea, participated in the installation of a new spectropolarimeter at BOES (South Korea). This instrument is designed for high resolution (R ~ 60000) spectra in a 4000- 8000Å wavelength region. Hundreds and thousands of spectral lines will become available for the analysis of stellar magnetic fields. Practically the same spectropolarimeter is now being developed for a new echelle- spectrometer (SPESHKU) for the 2.6m telescope of the Crimean Astrophysical Observatory (VT, SP, DL).

Rotate ist ein Programm, dass zur Analyse von Sternspektren verwendet wird und liegt mittlerweile in mehreren Varianten vor, die parallel zueinander in den letzten Jahren entwickelt wurden. Um diese Programme zu homogenisieren, die wichtigsten Features der unterschiedlichen Versionen in ein Tool zu integrieren, und um zusätzliche Funktionen einzubauen, wurde die Arbeit an Ultimate Rotate (Arbeitstitel) begonnen. Das Programm wird bereits verwendet und ständig weiterentwickelt (MG).

Das ATC Interface wurde weiter entwickelt, um den neuesten Verbesserungen von LLmodels, Synth3mag_dda und s3di gerecht zu werden (CS).

Das Syntheseprogramm SynthV von V.Tsymbal wird komplett überarbeitet. Die Idee war eine Möglichkeit zu schaffen, Geschwindigkeitsfelder in der Liniensynthese zu berücksichtigen, dabei aber weiterhin alle anderen Optionen dieses Codes beizubehalten und seine Effizienz nicht zu schmälern. Nun wollen wir die Software noch allgemeiner, portabler und vor allem einfacher in der Benutzung gestalten (siehe Sektion 1.1) (CS).

Tutorial für Häufigkeitsanalyse: Dieses soll sowohl als Nachschlagewerk als auch zum Vertraut werden mit den in der Gruppe eingesetzten Methoden und Programmen benutzt werden. Ihre Anwendungen werden Schritt für Schritt beschrieben und auch erklärt wie Fundamentalparameter und Elementhäufigkeiten eines Sterns bestimmt werden können (MO).

Echelle spectra reduction: As stellar spectra of 4 Stokes parameters (I, V, U, and Q) are considerably different for different polarization, the requirements for an accurate spectrum procession are extreme. The signal level in a spectrum of circular polarization typically is smaller than the usual noise level (1-1.5%) and we developed a new software to cope with this problem. We are found it particularly difficult to subtract reliably scattered and sky light. The shape of the "background" in echelle spectra is very complicated and cannot be approximated by a smooth 2D surface resulting in wave-like trends which sometimes look like a real effect connected to magnetic fields (VT, DL).

The LSD (Least Squares Deconvolution) approach was developed for analyzing Stokes parameter spectra with small S/N ration (M.Semel, J.-F.Donati, and D.E.Rees, Zeeman-Doppler imaging of active stars, 1993, A&Ap, 278,231-237). We developed a code for calculating LSD profiles from observed spectra and found that this method can be extremely useful also for usual stellar spectra, for example to determine the rotational velocity of stars from spectra with low resolution, for automatic chemical abundance analyses, for investigating binary and multiple stellar systems etc. This method (with additional modifications) is especially useful for analyzing time-series observations of, for example, pulsating stars (VT).

Insgesamt wurden heuer die Fe Stratifikationsprofile von 11 roAp Sternen bestimmt (HD 217522, HD 122970, HD 24712, , HD 92499, HD 154708, HD 965, HD 137949, HD 176232, HD 201601, HD 116114 und HD 18610). Dafür wurden Beobachtungen mit dem ESO-VLT Spektrographen UVES und von Dr. O. Kochukhov zur Verfügung gestellte HARPS Spektren vom 3.6m Teleskop des ESO La Silla Observatory für HD 92499 verwendet. Für jeden einzelnen Stern mussten die geeignete Linien sorgfältig ausgesucht werden. Besondere Aufmerksamkeit lag hier bei den magnetischen Sternen, da deren komplizierte, durch den Zeemaneffekt aufgespalteten Absorptionslinienspektren, nicht immer optimal modelliert werden können (NN).

Durch die neuen Beobachtungsdaten für HD 92499 ergab sich eine interessante Möglichkeit, drei Sterne (HD 24712, HD 92499 und HD 154708) in unserem Sample miteinander zu vergleichen, die sehr ähnliche Temperaturen um 7000 K aufweisen, sich jedoch in ihren Magnetfeldstärken stark unterscheiden (2.5kG, 8.5kG und >24kG) (NN).

Ein weiteres Ergebnis unserer Studie zeigt eine Korrelation zwischen Effektivtemperatur und der Tiefe des Fe-Häufigkeitssprungs in der gesamten Gruppe der untersuchten roAp Sterne. Mit steigender Teff verschiebt der Häufigkeitssprung log(rhox_step) in Richtung höher liegender Atmosphärenschichten. Ein zukünftiger Vergleich mit theoretischen Diffusionsmodellen ist angestrebt (NN).

gamma Equulei: Die Analyse der MOST-Daten wurde abgeschlossen und 7 Frequenzen konnten identifiziert werden, die neue Informationen zu diesem gut studierten Stern liefern können. In Zusammenarbeit mit H. Saio von der Universität Tokyo wurden magnetische Pulsationsmodelle gerechnet und mit den gefundenen Frequenzen verglichen, was somit im Bereich der roAp-Sterne als erste rein asteroseismologische Untersuchung im Sinne der Bestimmung fundamentaler Parameter, im Besonderen der Magnetfeldstärke, gelten darf. Eine Publikation wurde von Astronomy & Astrophysics angenommen (MG).

10 Aql: Die Häufigkeitsanalyse von 10 Aquilae wurde vervollständigt und mit neuen Liniendaten aus der VALD Datenbank verbessert. Zusätzlich zur bisherigen Stratifikationsanalyse von Fe wurden die vertikalen Schichtungsprofile von Cr, Si, Mg, Ca und Sr bestimmt. Dazu wurden der bereits hinlänglich getestete ddafit code (Kochukhov, 2007) in Verbindung mit magnetischer Spektrensynthese mit synthmag (Kochukhov, 2007) und LLModels (Shulyak et al., 2004) verwendet. Ergebnisse dieser Analyse wurden erstmals am CpAp Workshop in Wien präsentiert.

Die Zusammensetzung der Atmosphäre von 10 Aquilae entspricht der eines typischen roAp Sternes. Während die Elementhäufigkeiten von Ca, Cr und Sr stark zwischen inneren und äußeren Atmosphärenschichten variieren, zeigen sich Mg, Si und Fe eher wenig stratifiziert. Bei allen 6 Elementen beobachten wir eine Überhäufigkeit in tieferen Atmosphärenschichten. Für 10 Aquilae wurden Häufigkeiten von insgesamt mehr als 30 Elementen bestimmt (NN).

A spectroscopic time-series was obtained in July 2006 with the UVES and SARG spectrographs simultaneously with the MOST mini-satellite photometry. The spectra were analysed for radial velocity (RV) variations. About 150 lines out of the 1000 measured clearly reveal pulsation. A frequency analysis of the spectroscopic data results in four frequencies. The three highest amplitude frequencies coincide with the photometricaly observed ones. Phase-amplitude diagrams created for the lines of different elements/ions show that atmospheric pulsations may be represented by a superposition of standing and running wave components, similar to other roAp stars. The highest RV amplitudes, 300 to 400 m/s were measured for Ce II, Dy III, Tb III, and for two unidentified lines at about 5471, and 5556 A (TR).

We discovered a phase jump in the RV measurements across the Nd III line profiles corresponding to 0.4 of a period. It indicates the presence of a pulsation node in the stellar atmosphere. The phase jump occurs at nearly the same atmospheric layers for the two main frequencies (TR).

Auf die parallel verlaufende photometrische Untersuchung von MG anhand von MOST Daten (siehe 3.2) sei an dieser Stelle hingewiesen.

(Theta Aur: Several dynamical processes may induce considerable electric currents in the atmospheres of magnetic chemically peculiar (CP) stars. The Lorentz force, which results from the interaction between the magnetic field and the induced currents, modifies the atmospheric structure and induces the characteristic rotational variability in the hydrogen Balmer lines. To study these phenomena we have initiated a systematic spectroscopic survey of the Balmer line variations in the magnetic CP stars Theta Aur (HD 40312). We detected a significant variability in the Halpha, Hbeta, and Hgamma spectral lines during the full rotation cycle of the star. This variability is interpreted in the framework of the model atmosphere analysis, which accounts for the Lorentz force effects. Both the inward- and outward-directed Lorentz forces are considered under the assumption of the axisymmetric dipole or dipole+quadrupole magnetic field configurations. We demonstrate that only the model with the outwardly directed Lorentz force in the dipole+quadrupole configuration is able to reproduce the observed hydrogen-line variation. These results present new strong evidence of non-zero global electric currents in the atmosphere of an early type magnetic star (VT, DS).

HD 3980: Eine detaillierte Häufigkeitsanalyse wurde anhand von hochaufgelösten UVES Spektren (074.D-0392 und 076.D- 0535) unter Verwendung von VALD, LLmodels und SYNTH durchgeführt. Dabei zeigte sich eine starke Lithium Überhäufigkeit gegenüber der Sonne von knapp 3 dex (oder 2.9 dex). Mit Hilfe dieser Häufigkeiten konnte damit begonnen werden, die chemische Elementverteilung an der Oberfläche von HD 3980 zu untersuchen. Dafür wurde der Doppler Imaging Code INVERS12 verwendet und im Zuge dessen mit Oleg Kochukhov zusammengearbeitet. Dabei wurde eine auffallende Korrelation zwischen den Häufigkeitsmustern der verschiedenen Elemente entdeckt, welche sich mit hoher Wahrscheinlichkeit durch den Einfluss des Magnetfelds erklären lassen. (MO, NN, TL).

HD 9289: MOST konnte im Herbst 2007 diesen wenig untersuchten roAp Stern nur während etwa der Hälfte der einzelnen MOST-Orbits beobachten, weil er außerhalb der CVZ liegt. Eine Untersuchung, ähnlich wie bei gamma Equ und 10 Aql ist angelaufen (MG).

HD 24712: Mit einer Adaptierung von INVERS10 ist es zum ersten Mal gelungen, konsistent und ohne vorherige Annahmen, die Magnetfeldgeometrie, die vertikale Verteilung (Stratifikation) von Eisen in verschiedenen Rotations- bzw. Magnetfeldphasen und die Elementfleckenstrukturen von 16 verschiedenen chemischen Spezies an der Oberfläche des prototypischen roAp Sternes HD 24712 (HR1217, DO Eri) anhand rotationsveränderlicher spektropolarimetrischer Daten, zu bestimmen. Die Magnetfeldgeometrie dieses Sternes weist (im Gegensatz zur Sonne und vergleichbar mit dem Erdmagnetfeld) eine dominante Dipolstruktur auf und die Oberflächenverteilung der Elemente Mg, Ca, Sc, Ti, Cr, Co, Ni, Y, La, Ce, Pr, Gd, Tb, and Dy ist zwar korreliert mit diesem Magnetfeld, aber in einer überraschend komplexen Weise. Dies lässt vermuten, dass gängige Diffusionsmodelle für das Sterninnere überdacht werden müssen und wesentlich komplexer funktionieren, als bisher angenommen.

To investigate the structure of the pulsating atmosphere of this rapidly oscillating Ap stars we analyzed spectra collected during 2001-2004. An extensive data set was obtained in 2004 simultaneously with the photometry of the Canadian MOST mini-satellite. This allows us to connect directly atmospheric dynamics observed as radial velocity variations with light variations seen in photometry. We directly derived for the first time and for different chemical elements, respectively ions, phase shifts between photometric and radial velocity pulsation maxima indicating, as we suggest, different line formation depths in the atmosphere. This allowed us to estimate for the first time the propagation velocity of a pulsation wave in the outer stellar atmosphere of a roAp star to be slightly lower than the sound speed. We confirm large pulsation amplitudes (150-400ms-1) for REE lines and the Halpha core, while spectral lines of the other elements (Mg, Si, Ca, and Fe-peak elements) have nearly constant velocities. We did not find different pulsation amplitudes and phases for the lines of rare-earth elements before and after the Balmer jump, which supports the hypothesis of REE concentration in the upper atmosphere above the hydrogen line-forming layers. We also discuss radial velocity amplitudes and phases measured for individual spectral lines as tools for a 3D tomography of the atmosphere of HD24712 (TL, VT, TR).

The spectroscopic variability of Balmer lines in the atmosphere of the CP2 star HD 40312 due to rotation was investigated based on model atmospheres including magnetic pressure. We also showed that the observed variability can not be explained by inhomogeneous surface abundance distribution (DS).

HD 7224: We investigated the abundance distributions of silicon and iron on the surface of the He-weak Si star HD 7224 and checked for the presence of magnetic fields. We try further to find an explanation for the observed Balmer line variations, alternative to that by surface temperature gradients given in the literature. Based on time series of more than 570 high-resolution spectra we investigated the abundance distribution of silicon and iron using the Doppler Imaging technique applying two independent program codes and using single and multiple components atmosphere models. We further calculated the combined effect of abundance changes of Si, Fe, and He on the Hbeta line profile and compared it with the observations. The mean longitudinal magnetic field strength of HD 7224 was measured spectropolarimetrically.

The Doppler Imaging analysis of HR7224 shows the presence of large silicon and iron spots on the surface, large gradients of the abundances of these elements, and hints to enhanced line strengths near the visible pole of the star. The explanation of the observed Balmer line variations by inhomogeneous abundance distributions alone requires unrealistic large gradients of the helium abundance. Magnetic field measurements gave no definite results; field strength of the order of +400 G are typical. We can exclude the hypothesis that the hydrogen line profile variations of HR 7224 are caused by inhomogeneous abundance distributions of Fe, Si, and He alone or by pressure gradients like in the case of Ap stars. Still, the observed variations can be described only by the combined effects of abundance and temperature gradients. In this case, the derived Doppler imaging maps will reflect also the temperature gradients and the surface will be cooler in regions of enhanced line strength like at the visible pole. At present state, the physical origin of possible surface temperature gradients remains unknown (VT, SP, DS).

HD 92499 and HD 157751: In einem gemeinsamen Projekt mit S. Hubrig (ESO, Chile) wurden zwei neue Ap Sterne mit magnetisch aufgespalteten Linien, HD 92499 und HD 157751, entdeckt. Beide Sterne wurden bisher nie zuvor mit hochauflösenden Spektrographen untersucht. Longitudinale Magnetfelder wurden von Hubrig et al. (2004) mit FORS1 am ESO VLT gemessen. Anhand von Beobachtungen mit dem FEROS Spektrographen (R=48000) am 2.2m Teleskop des La Silla Observatory der ESO in Chile konnten an durch den Zeeman-Effekt aufgespalteten Fe Linien die Oberflächenmagnetfelder gemessen und Atmosphärenparameter bestimmt werden. Beide Sterne haben ein niedriges Vsini (3.0 und 8.5 km/s) und sind somit geeignete Kandidaten für detaillierte spektroskopische Studien. Der Stern HD 92499 mit Teff=7200+/- 200 K und einem Magnetfeld von B=8.5 kG erwies sich als besonders interessant, da er in den Temperaturbereich der roAp Sterne fällt. Eine erste Häufigkeitsanalyse auf Basis von Äquivalentbreitenmessungen ergab ein für roAp Sterne typisches Muster mit einer deutlich sichtbaren REE- Anomalie, d.h. zweifach ionisierte seltene Erden sind im Vergleich zu den einfach ionisierten stark überhäufig. HD 157751 hat eine deutlich höhere Temperatur von Teff=11300+/-300 K und ein Oberflächenmagnetfeld von 6.6 kG. Cr und Fe sind deutlich überhäufig, was bei heißen Ap Sternen zu erwarten ist (NN).

We investigated the changes in the model atmosphere structure of HD 101065 due to additional REE opacities and their influence on observed spectroscopic characteristics. We also derived the stratification of Fe, Ba, Ca and Si in the atmosphere of this extremely peculiar star. Self- consistent modelling of the atmospheres of HD 101065 and HD 24712 based on LLModels and a stratification analysis was performed. We showed that:
a. Si and Fe stratification play the most important role in flux redistribution
b. inclusion of hundreds of thousand predicted spectral lines of rare- earth elements allowed us to improve significantly the agreement between theoretical and observed colour indices for HD 101065 (Przybylski's star) - the most peculiar object among Ap stars
c. Taking into account stratification of the rare-earth elements in HD 24712 we get a temperature rise in the upper atmosphere, which is required for modelling of pulsations with near cut-off frequencies (DS, TR)

The effect of inclusion of a magnetic field in model atmosphere calculations for one of the most extreme magnetic CP stars, HD 137509, was investigated and compared to non-magnetic models with individual abundances and scaled-solar abundances. Compared to a model with solar-scaled abundances, the effect of individual abundances dominates the variations of the Balmer Hbeta and Hgamma line profiles. The magnetic field has less influence on the hydrogen lines, however it should be taken into account for stars with very strong magnetic fields. Also, modification of the atmospheric temperature-pressure structure due to a magnetic field and peculiar abundances has in general little impact on the metal line profiles as compared to the non-magnetic case (DS).

Line profile variations of roAp stars: We worked on a detailed analysis of the vertical pulsation mode cross-section in ten rapidly oscillating Ap (roAp) stars based on spectroscopic time-series observations. The aim of this analysis is to derive from observations a complete picture of how the amplitude and phase of magnetoacoustic waves depend on depth. We use the unique properties of roAp stars, in particular the chemical stratification, to resolve the vertical structure of p-modes.

Our approach consists of characterizing pulsational behavior of a carefully chosen, but extensive sample of spectral lines. We analyzed the resulting amplitude-phase diagrams and interpret the observations in terms of pulsation wave propagation. We find common features in the pulsational behavior of roAp stars. Within a sample of representative elements the lowest amplitudes are detected for Eu ii (and Fe in 33 Lib and in HD 19918), then pulsations go through the layers where Halpha core, Nd, and Pr lines are formed. There RV amplitude reaches its maximum, and after that decreases in most stars. The maximum RV of the second REE ions is always delayed relative to the first ions. The largest phase shifts are detected in Tb III and Th III lines. Pulsational variability of the Th III lines is detected here for the first time. The YII lines deviate from this picture, showing even lower amplitudes than Eu II lines but half a period phase shift relative to other weakly pulsating lines. We measured an extra broadening, equivalent to a macroturbulent velocity from 4 to 11-12 km s-1 (where maximum values are observed for Tb iii and Th iii lines), for pulsating REE lines. The surface magnetic field strength is derived for the first time for three roAp stars: HD 9289 (2 kG), HD 12932 (1.7 kG), and HD 19918 (1.6 kG). The roAp stars exhibit similarity in the depth-dependence of pulsation phase and amplitude, indicating similar chemical stratification and comparable vertical mode cross-sections. In general, pulsations waves are represented by a superposition of the running and standing wave components. In the atmospheres of roAp stars with the pulsation frequency below the acoustic cut-off frequency, pulsations have a standing-wave character in the deeper layers and behave like a running wave in the outer layers. Cooler roAp stars develop a running wave higher in the atmosphere. In stars with pulsation frequency close to the acoustic cut-off one, pulsation waves have a running character starting from deep layers. The transition from standing to running wave is accompanied by an increase in the turbulent broadening of spectral lines.

We have carried out the first survey of the pulsational line profile variability in rapidly oscillating Ap (roAp) stars. We analyzed high signal- to-noise ratio time-series observations of 10 sharp-lined roAp stars obtained with the high-resolution spectrographs attached to the Very Large Telescope and Canada-France-Hawaii Telescope. We investigated in detail the variations of Pr III, NdII, NdIII and Tb III lines and discovered a prominent change of the profile variability pattern with height in the atmospheres of all studied roAp stars. We show that, in every investigated star, profile variability of at least one rare-earth ion is characterized by unusual blue-to-red moving features, which we previously discovered in the time-resolved spectra of the roAp star gamma Equ. This behavior is common in rapidly rotating non-radial pulsators but is inexplicable in the framework of the standard oblique pulsator model of slowly rotating roAp stars. Using analysis of the line profile moments and spectrum synthesis calculations, we demonstrate that unusual oscillations in spectral lines of roAp stars arise from the pulsational modulation of line widths. This variation occurs approximately in quadrature with the radial velocity changes, and its amplitude rapidly increases with height in stellar atmosphere. We propose that the line width modulation is a consequence of the periodic expansion and compression of turbulent layers in the upper atmospheres of roAp stars. Thus, the line profile changes observed in slowly rotating magnetic pulsators should be interpreted as a superposition of two types of variability: the usual time-dependent velocity field due to an oblique low-order pulsation mode and an additional line width modulation, synchronized with the changes of stellar radius. Our explanation of the line profile variations of roAp stars solves the long- standing observational puzzle and opens new possibilities for constraining geometric and physical properties of the stellar magnetoacoustic pulsations (TR, VT, DS).

Spektren von langsam rotierenden Am Sternen zeigen sehr breite blaue Linienflügel, welche durch schnelle Bewegungen des Plasmas in der Atmosphäre erzeugt werden. Um Randbedingungen für theoretische Erklärungen dieses Effekts festzulegen, wurden 150 HARPS Spektren des Am Doppelsterns 32 Aqr aus dem ESO Archiv extrahiert. Alle Spektren wurden auf eine Referenzwellenlänge kalibriert und danach aufsummiert, um ein einzelnes Spektrum mit sehr hohem Signal-zu-Rausch Verhältnis zu erhalten. Eine detaillierte Analyse der breiten Linienflügel unter Berücksichtigung der Linien aus verschiedenen Entstehungstiefen wurde begonnen (LF).

Delta Scuti Sterne zeigen keine Häufigkeitsanomalien, allerdings wurden bis dato nur wenige genaue Häufigkeitsanalysen publiziert. Wir beobachteten daher 7 Feldsterne (HD127929, HD138918, HD143466, HD124675, HD124953, HD125161, HD127762) mit dem hochauflösenden SOPHIE Spektrographen und bestimmten Fundamentalparameter und Elementhäufigkeiten, um eventuelle Abweichungen der Atmosphärenchemie der Delta Scuti Sterne von normalen, späten Sterntypen überprüfen zu können. Abgesehen von HD 124953 zeigen alle untersuchten Sterne ähnliche Häufigkeiten wie normale Sterne gleicher Spektralklasse. HD 124953 zeigt jedoch ein für Am Sterne typisches Muster (LF).

Für eine große Anzahl an gamma Doradus Sternen in unserer Datenbank (hauptsächlich Doppelsternsysteme) ist eine vollständige Automatisierung der Analyse nicht möglich. Diese Sterne müssen daher manuell untersucht werden. Abschluss der Häufigkeitsanalyse des gamma Doradus - delta Scuti Hybriden HD 209295. Deutliche Ähnlichkeiten zu HD8801 wurden entdeckt (RN).

Beginn der Häufigkeitsanalyse von HD10167 (gamma Doradus candidate; SB2). Einarbeitung in die Thematik der Häufigkeitsanalyse bei Doppelsternen und Test diverser Software (RN).

Für die von MOST beobachteten gamma Doradus und hybriden Sterne wurde Beobachtungszeit am OHP beantragt. Die Anträge sind derzeit in der Begutachtungsphase. (MH)

Dieses Jahr lag der Schwerpunkt unserer Aktivitäten auf der Analyse der Variabilität dieser Sterngruppe. Die ersten Daten einer Multisite Kampagne von 29 Cygni konnten endlich veröffentlicht werden. Es wurde begonnen, die MOST Daten für HD 142703 zu reduzieren. Ein Stern, mit dem wir uns schon seit 1994 beschäftigen. Interessanterweise wurden bis jetzt unterschiedliche Frequenzen gefunden. Mit der Hilfe von den MOST Daten können wir eine genauere Analyse durchführen.

Die Analyse der vollständigen Photometrie des Hipparcos Satelliten wurde begonnen. Diese Daten wurden noch nie homogen für die gesamte Gruppe der lambda Bootis Sterne untersucht. Der nächste Schritt werden die Reduktion der Daten der All Sky Automated Survey (ASAS) sein. Allerdings sind diese Daten bekanntermassen nicht einfach zu interpretieren (EP, PR, RK).

Ziel der Studie ist die Untersuchung der chemischen Zusammensetzung von Atmosphären später B-, A- und früher F-Sterne, deren Entwicklung und etwaiger Zusammenhänge mit Fundamentalparametern.

Es wurde eine große Zahl von Sternen in 10 offenen Haufen beobachtet (NGC6193, NGC6383, NGC6250, NGC6405, NGC3114, NGC5460 und NGC6633 mit FLAMES am ESO/VLT, IC4665 und NGC7092 mit FIES am NOT und Praesepe mit SOPHIE am OHP). Die gewählten Haufen sind unterschiedlich alt und die Auswahl der zu spektroskopierenden Sterne wurde mit unserer 2006 entwickelten Methode durchgeführt.

Die Häufigkeitsanalyse von 27 A- und F-Sternen im Sternhaufen Praesepe wurde fertig gestellt. Dabei wurde eine starke Korrelation der Pekuliaritäten von Am Sternen und deren Rotationsgeschwindigkeit festgestellt. Die Häufigkeit der unterhäufigen Elemente steigt mit wachsender Rotationsgeschwindigkeit, während für überhäufige Elemente ein umgekehrter Trend beobachtet wird. Die Häufigkeiten sämtlicher Elemente scheinen mit der Fe Häufigkeit korreliert zu sein. Es wurde kein Zusammenhang mit Masse oder Hauptreihenalter der Sterne festgestellt (LF).

V588 Mon & V589 Mon. Diese beiden Sterne zeigen für delta Scuti Sterne typische Pulsationsfrequenzen und -amplituden. Wenn die beiden Sterne, wie auch durch neueste Untersuchungen bestätigt, Mitglieder des jungen offenen Sternhaufen NGC2264 sind, dann sind sie viel zu jung um bereits die Hauptreihe erreicht zu haben und sie bilden somit die Prototypen für die Klasse der pulsierenden Vorhauptreihensterne. Wie seit über 30 Jahren bekannt, sind beide Sterne multi-periodisch - aber erst eine multi-site Kampagne im Jahre 2002 zeigte die Vielfalt der angeregten Eigenschwingungen. Die asteroseismische Analyse von Vorhauptreihensternen, Sternen die noch keine Kernfusion ausgebildet haben und daher relative einfach aufgebaut sind, bietet die Möglichkeit, verschiedene Effekte der Sternentwicklung in den frühesten Phasen zu untersuchen. Die Ergebnisse dieser Kampagne und eine auf verschiedenen Filtersystemen beruhende Bestimmung der Fundamentalparameter wurden zur Publikation eingereicht.

Aufgrund der vielfältigen Eigenspektren und der limitierten Qualität der vorhandenen Bodendaten wurden beide Sterne 2004 und 2006 mehr als 48 bzw. 25 Tage lang mit dem kanadischen Kleinsatelliten MOST beobachten. Die Daten zeigen eine Fülle von Frequenzen (>50) bei denen vor allem jene mit kleinerer Amplitude Linearkombinationen der stärkeren Signale sind und auf nichtlineare Pulsationseffekte schließen lassen. Die unabhängigen Frequenzen, die in allen 3 Datensätzen vorhanden sind, wurden zum Vergleich mit Modellfrequenzen verwendet und so ein Sternmodel identifiziert, welches das beobachtete Frequenzspektrum bestmöglich reproduziert. Ausgehende davon kann durch Variieren der Modellparameter der Einfluss von z.B. Konvektion untersucht werden. Die Auswertung der MOST Beobachtungen aus dem Jahre 2004 und 2006 wurde gemeinsam mit der asteroseismischen Analyse abgeschlossen. Eine Publikation steht kurz vor der Fertigstellung (TK).

Durch den raschen gravitativen Kollaps von Vorhauptreihensternen kommt es zu einer relativen schnellen Änderung der mittleren Dichte und damit zu einer Änderung der Eigenfrequenzen dieser Sterne. Diese Frequenzänderungen haben Größenordnungen die mit präzisen Messungen bereits zugänglich sind. In den vorhandenen Datensätzen konnten solche Periodenänderungen direkt nachgewiesen werden wobei der Betrag um ein Vielfaches größer ist als theoretisch angenommen. Mit Hilfe eines passenden Sternmodels bieten diese Periodenänderungen die direkte Möglichkeit, die Sternentwicklungstheorie zu testen(TK).

Der pulsierende Herbig Ae Stern (A8 Ve) HD 142666, der auch eine dichte zirkumstellare Scheibe aufweist, wurde vom 18.4. bis zum 28.5.2007 von MOST beobachtet. Mit fast 39 Tagen Zeitbasis ist die 2007er Lichtkurve dieses Sterns mehr als 3 Mal so lang wie die aus dem Jahr 2006. Die Motivation der neuerlichen Beobachtungen war die genauere Frequenzanalyse und das Bestätigen schon gefundener Frequenzen.

Die Reduktionen von MOST Direct Imaging Targets sowohl von Jason Rowe, als auch von DH wurden verwendet, und die Ergebnisse miteinander verglichen. Die so gewonnenen Lichtkurven beider Reduktionen wurden detaillierten Frequenzanalysen mit SigSpec und Cinderella unterzogen, wobei im Resultat kein Unterschied zwischen den beiden Reduktionsmethoden festgestellt wurde. Von den im Jahr 2006 identifizierten 22 signifikanten, intrinsisch erscheinenden Frequenzen, tauchen im Datensatz von 2007 allerdings nur 7 auf. Die Interpretation und asteroseismologische Untersuchung ist noch nicht abgeschlossen (KZ).

Noch Ende 2006 wurde der Herbig Ae Stern UX Ori von MOST beobachtet. Anhand von Bodenbeobachtungen wurden Pulsationen vermutet. Auch eine genauere Frequenzanalyse der MOST Daten ergab, dass UX Ori keine Pulsationen mit einer Amplitude größer als 80 ppm zeigt. Die parallel vom Boden aufgenommene Standardphotometrie in 7 Filtern (B, V, R, I, J, H, K) über den gesamten Beobachtungszeitraum von MOST, d.h. 21 Tage, wird gerade reduziert (KZ).

Seit Anfang Dezember 2007 beobachtet MOST den pulsierenden Herbig Ae Stern HD 34282. Diese Beobachtungen sind eine Kollaboration mit Pedro Amado (IAA, Granada, Spanien) und finden im Rahmen einer von ihm organisierten multi- site Kampagne statt. Gleichzeitig wird ein Teil der Lichtkurve für die Schüler der Schule Mattersburg im Rahmen von "Das Universum im Koffer" zur Verfügung gestellt.

Die photometrischen Daten vom Sternhaufen NGC 6611 wurden am CTIO in Chile mit dem 0,9m Teleskop in Form einer CCD Zeitserienphotometrie in Johnson B und V gewonnen.

|V-Filter |           |            |           |            |           |            |           |            |
          |Frequenz 1 |Signifikanz |Frequenz 2 |Signifikanz |Frequenz 3 |Signifikanz |Frequenz 4 |Signifikanz | 
|Star 7   | 25.149    | 24.143     | -         | -          | -         | -          | -         | -          | 
|Star 71  |  9.316    | 66.861     | -         | -          | -         | -          | -         | -          | 
|Star 82  | 29.875    | 12.711     |  25.699   | 10.211     | 23.19     |  6.267     | 21.507    |  5.228     | 
|Star 180 |  7.739    | 47.254     |  6.435    | 23.832     | 13.336    | 13.537     | 12.862    |  9.678     | 
|B-Filter |           |            |           |            |           |            |           |            | 
|Star 7   | 25.151    | 24.788     | -         | -          | -         | -          | -         | -          | 
|Star 71  |  9.316    | 55.872     | -         | -          | -         | -          | -         | -          | 
|Star 82  | 28.871    | 14.315     | 25.701    |  9.111     | 23.196    |  5.53      | -         | -          | 
|Star 180 |  7.736    | 46.763     |  6.432    | 26.538     | 13.335    | 10.621     | 11.861    |  9.277     |

Von 186 Sternen wurden Lichtkurven erstellt, die anschließende Frequenzanalyse mit Hilfe des Programms Period durchgeführt und die Ergebnisse mit SigSpec überprüft. Von den ausgewählten Sternen, stellen sich vier als pulsierende veränderliche Vorhauptreihensterne dar. Die Tabelle zeigt die erhaltenen Frequenzen für diese vier Veränderlichen (SP, KZ).

10 Aql: Die Ergebnisse der Frequenzanalyse der MOST Beobachtungen dieses roAp Sterns wurden in Kooperation mit Hideyuki Saio (Tohoku Universität, Sendai, Japan) mit Modellen verglichen. Die Interpolation der Modellfrequenzen basierte auf der Methode von Gruberbauer et al. (2008) für die Beobachtungen eines anderen roAp Sterns, gamma Equulei. Das Ergebnis des Vergleichs von Beobachtungen zu Modellen zeigte, dass die Anzahl der beobachteten Frequenzen nicht ausreicht, um den Parameterraum dermaßen einzuschränken, dass ein Modell gefunden werden kann welches das Oszillationsspektrum eindeutig beschreibt. Dennoch zeigte sich, dass Modelle bestimmter Masse (1.95 Sonnenmassen) für den Großteil der Fits die besten Ergebnisse liefern. Aus der plausibelsten Lösung von beobachteten Frequenzen wurden schließlich astrophysikalische Parameter wie Temperatur, Leuchtkraft, Masse und polare Magnetfeldstärke abgeleitet. Die resultierende Leuchtkraft steht im Widerspruch zu den 1-sigma Fehlergrenzen der Leuchtkraft die aus der Hipparcos Parallaxe abgeleitet wurde. Frühere Vergleiche von Leuchtkräften die durch Hipparcos und asteroseismologischen Methoden berechnet wurden geben Hinweise darauf, dass die gemessene Parallaxe von 10Aql ungenau sein könnte. Die abgeleitete Effektivtemperatur liegt zwischen den bisher publizierten Werten die bisher durch photometrische Kalibrationen und spektroskopischen Messungen eruiert wurden.

Weiters wurden die Ergebnisse der MOST Photometrie in Kooperation mit Mikhail Sachkov (Universität von Moskau, Russland) mit der simultan aufgenommenen UVES Spektroskopie (4 Nächten über 20 Tage) verglichen. Die Radialgeschwindigkeitsvariationen zeigen dieselben drei Frequenzen, welche jedoch ohne der eindeutigen Lösung durch MOST falsch identifiziert worden wären. Die Residuen zeigen Anzeichen von weiterem Signal, welches jedoch aufgrund der geringen Datenmenge nicht sicher identifiziert werden kann. Weiters wurde die Frequenzlösung der MOST Daten mit den Radialgeschwindigkeitsvariationen direkt verglichen. Wie bereits bei anderen roAp Sternen (i.e. HR1217) beobachtet, zeigt sich ein Phasenshift zwischen Photometrie und Spektroskopie. An der Publikation der Ergebnisse wird gearbeitet (Sachkov et al. 2008). (DH)

Auf die parallel verlaufende spektroskopische Untersuchung von NN (siehe 2.3) sei an dieser Stelle hingewiesen.

HD 50773: Dieser A3(Sr) Stern (SIMBAD) wurde von COROT im Rahmen des Initial Runs für 60 Tage photometriert. Die Lichtkurve weist auf eine Rotationsperiode von fast 2 Tagen hin und mit einem photometrischen Doppler- Imaging wurde begonnen. Vor und nach der COROT Photometrie wurden auch spektropolarimetrische Beobachtungen durchgeführt, ein Magnetfeld damit nachgewiesen und mit einer Häufigkeitsanalyse begonnen (TL).

Es wurde eine enge Zusammenarbeit mit der Arbeitsgruppe um Krticka und Mikulasek (Masaryk Universität, Brno) gestartet. Ziel ist es, das Know-How auf dem Gebiet der Beobachtung und Theorie der CP Sterne auszutauschen und Synergien zu nutzen. Als erster Schritt wurde der Antrag auf ein zweijähriges WTZ-Projekt beim ÖAD gestellt (gemeinsam mit MH, TL und MO).

We investigated the influence of a magnetic field on photometric colour- indices for different photometric systems and compared results with observed colour-indices of the magnetic CP star HD 137509. The effect of magnetic field on photometric colours is very important for some photometric parameters. The combined impact of the magnetic field and the realistic chemistry is more important than the effect of using individual abundances. Magnetic model atmospheres allowed us to obtain a better agreement between almost all observed and theoretical colour indices.

The influence of additional REE opacity on observed photometric colour- indices of the CP star HD 101065 was investigated. We showed that the introduction of this missing opacity allows us to obtain a quantitatively better agreement between observed and theoretical colour-indices.

gamma Doradus Sterne in NGC 752: In Kollaboration mit Heather King und Chris Cameron (University of British Columbia, Vancouver) wurden die MOST- Beobachtungen von NGC 752 bezüglich gamma Doradus Sterne untersucht und mindestens drei neue entdeckt (MG).

HD 61199: Dieser delta Scuti Stern wurde von MOST Anfang 2007 zusammen mit Procyon bereits zum dritten Mal beobachtet. Die Frequenzanalyse dieser drei Lichtkurven hat 13 Frequenzen ergeben, die sich in allen drei Datensätzen finden lassen. Von diesen 13 liegen 11 im delta Scuti Bereich (5-50 c/d) liegen. Zusätzlich wurden noch 2 Frequenzen gefunden, denen Perioden von zirka 4 Tagen entsprechen. Von diesem Stern liegen 45 Spektren von der Thüringer Landessternwarte Tautenburg vor. Die Analyse dieser Spektren hat ergeben, daß es sich bei diesem Stern um ein Dreifachsystem handelt, wobei unklar ist, ob die hellste Komponente wirklich zum System gehört. Die Komponenten A und B bilden ein enges Doppelsternsystem, welches eine Umlaufperiode von 3.57 Tagen hat. Die Komponente C ist heißer, leuchtkräftiger und rotiert sehr schnell.

Die Bestimmung der Effektivtemperaturen und log g erlauben es die Sterne im HRD zu platzieren. A und B liegen außerhalb des klassischen Instabilitätsstreifens, während sich die Komponente C darin befindet.

Die Umlaufperiode des engen Paares A und B wird auch in den Lichtkurven gefunden, wobei es jedoch noch eine weitere Periode gibt, deren Amplitude höher ist. Der Ursprung dieser zweiten Periode, welcher 3.97 Tage entsprechen, konnte nicht geklärt werden. Für die Komponente C wurden mögliche Modelle gerechnet, welche im HRD gut mit der Beobachtung übereinstimmen. (MH, OK, VT, WW)

HD 209775: In der MOST Lichtkurve von 2005 konnten 85 Frequenzen gefunden werden, wobei bei der Frequenzanalyse sehr konservativ vorgegangen wurde. Bisher wurden bei FG Vir (Breger) die meisten Frequenzen gefunden. (MH,RK).

eta Boo und Procyon 2004 - 2005: Die Beobachtung von sonnenähnlicher Pulsation in Hauptreihensternen war eines der Primärziele der MOST Mission. Bisher wurden eta Boo und Procyon je 2-mal beobachtet (2004 und 2005). Leider verhindert Streulicht im Satelliten eine eindeutige Identifikation von stellarem Signal - aber es konnten Obergrenzen für die Amplituden von sonnenählicher Pulsation in diesen Sternen bestimmt werden, die unter den vorhergesagten Amplituden liegen (TK).

Procyon 2007: Die 2007 Daten des MOST Primärtargets Procyon übertreffen die früheren Beobachtungsruns aus den Jahren 2004 und 2005 an Datenqualität. Die Reduktion der Daten mit Hilfe der in Wien entwickelten C-Pipeline liefert eine Lichtkurve über fast 40 Tage mit einem Punkt-zu-Punktrauschen von 140ppm und einem Rauschlevel im Fourierspektrum von 1.5ppm (im Bereich wo sonnenähnliche Pulsationen erwartet werden - halb so hoch wie in 2004 & 2005). Leider ist noch immer kein eindeutiger Nachweis von Pulsation möglich, aber es konnte gezeigt werden, dass die gängigen Methoden zur Modenextraktion mitunter fragwürdige Ergebnisse liefern, was wiederum weit reichende Auswirkungen auf die Untersuchungen von sonnenähnlicher Pulsation in Hauptreihensternen im allgemeinen habe dürfte. Weiters zeigen Simulationen, dass der in Procyon beobachtete Powerexcess (rund um 1mHz) auch ein simples Artefakt des Granulationsrauschens sein könnte (MG, DH, TK).

85 Pegasi (HD 224930): Die Suche nach sonnenähnlichen Pulsationen in der MOST Photometrie des Jahres 2005 des metall-armen Hauptreihensterns 85 Peg A lieferte kein positives Ergebnis. Die MOST Beobachtungen setzen damit ein neues oberes Limit für den Nachweis von p-Moden in diesem Stern. Ein weiterer Beobachtungsrun im Herbst 2007 ergab keine bessere Datenqualität und kann auch die in 2005 detektierte Periodizität mit 11.5 Tagen nicht eindeutig verifizieren. Der Ursprung und die mögliche Verbindung dieser Variation mit der Doppelsternnatur des Systems bleibt damit weiterhin unklar (DH).

Ähnlich den pulsierenden Vorhauptreihensternen ist die Liste der bekannten pulsierenden Roten Riesen in den letzten Jahren stetig gewachsen. Aufgrund der relativ kleinen Amplituden (viel kleiner 1mmag) ist die Anzahl jener Roten Riesen die eindeutig Pulsation zeigen noch recht begrenzt (etwa 10). Alleine MOST hat schon etwa 10 weitere Mitglieder dieser Variablengruppe gefunden und in den Daten des ersten COROT Exo-Feldes sind einige 10 weitere pulsierende Rote Riesen beobachtet worden.

Im Gegensatz zur stabilen Pulsation im klassischen Instabilitätsstreifen, angeregt durch den Kappa-Mechanismus, handelt es sich bei Pulsation von Roten Riesen um, wie in der Sonne, stark gedämpfte Schwingungen die durch Konvektionsturbulenzen stochastisch angeregt werden. Als Konsequenz ergibt sich eine Lebensdauer dieser Schwingungen von einigen Tagen bis Wochen. Im Unterschied zu stabilen Schwingungen, die mit ihrer Frequenz (Amplitude und Phase) Informationen über die Materie die sie durchlaufen übermitteln, gibt die Lebensdauer einer solchen Schwingung Aufschluss über die Konvektion nahe der Sternoberfläche. Um die Lebensdauer einer Schwingung direkt messen zu können sind Datensatzlängen von mehreren Monaten nötig - genau in diesen Bereich stoßen die neuesten Beobachtungen vor.

eps Oph: Der G9.5 Riese eps Oph wurde mit MOST mehr als 28 Tage lang photometrisch beobachtet. Die Daten zeigen ein detailreiches Pulsationsspektrum in einem Frequenz- und Amplitudenbereich in dem schon Signal mit Hilfe von bodengebunden Radialgeschwindigkeitsmessungen nachgewiesen wurde (De Ridder et al., 2006). Durch Vergleich mit Modelfrequenzen aus einem dichten Modelgitter wurde ein Sternmodel identifiziert welches 18 der 21 stärksten photometrischen Frequenzen reproduziert. Dieses, nur mit Hilfe der beobachteten Frequenzen gefundene Model liegt innerhalb der Fehlerschranken der spektroskopisch bestimmten Position im HRD. Weiters konnte indirekt (mit Hilfe der Streuung der beobachteten Frequenzen um die Modelfrequenzen) eine Lebenszeit von 10-20 Tagen abgeschätzt werden. Neben einer fast vollständigen Sequenz von radialen Moden konnten erstmals auch nichtradiale Moden identifiziert werden. Dies steht im Widerspruch zur derzeit gültigen Auffassung, dass nichtradial Moden in Roten Riesen zu stark gedämpft sind, um beobachtbar zu sein. Die Ergebnisse stellen einen wichtigen Beitrag zur Untersuchung von sonnenähnlicher Pulsation in Roten Riesen dar - vor allem in Hinblick auf die zu erwartende Fülle von Beobachtungsdaten von COROT - und wurden bereits publiziert (TK).

bet Oph: Ähnlich zu eps Oph wurde auch der K2 Riese bet Oph ca. 23 Tage lang mit MOST beobachtet und es konnten eine Vielzahl von signifikanten Frequenzen identifiziert werden. 16 der 19 stärksten Frequenzen werden von einem Model reproduziert das nur wenig außerhalb der gut bestimmten Position im HRD liegt. Mit Hilfe der beobachteten Frequenzen, bekannter Temperatur, Leuchtkraft und Radius können auch die Metallizität und der Konvektionsparameter bestimmt werden. Dafür ist aber noch eine deutliche Erweiterung der Modelgitter nötig (TK).

M67: MOST hat 48 Sterne im Gebiet des alten offenen Sternhaufens M67 simultan für mehr als 30 Tage lang beobachtet. 17 Sterne sind Haufenmitglieder und liegen auf dem Riesenast des Sternhaufens - der auf Sterne mit einer Masse von etwa 1.35 Sonnenmassen limitiert ist. Dies vereinfacht den Vergleich mit Modellen wesentlich. Mindestens 4 Sterne zeigen eindeutig Pulsation (TK).

AQ Leo: Die Arbeiten zu diesem RRd Stern (= Double Mode RR Lyrae) konnten im Jahr 2007 abgeschlossen und in MNRAS publiziert werden. Es wurden zwei zusätzliche Frequenzen entdeckt, welche noch einer theoretischen Untersuchung bedürfen (MG).

TV Lib ist ein RR Lyrae Stern, der für seine Lichtkurvenform eine extrem kurze Periode hat. Dieser Stern wurde als Feldstern von MOST beobachtet und die Daten geben nach bisherigem Wissensstand keinen Hinweis auf Besonderheiten im Frequenzspektrum, die eine Erklärung dafür liefern könnten (MG).

Die MOST Beobachtungen des jungen offenen Sternhaufen NGC 2264 (Beginn 7.12.2006) endeten am 3. Jänner 2007. In den zwei alternierend beobachteten Feldern ("switch targets") lagen insgesamt 68 ausgewählte Mitglieder des Sternhaufens mit Spektraltypen B bis K. Die beiden Felder wurden nach den Positionen der A und F Sterne ausgewählt, weil neue pulsierende Vorhauptreihensterne in NGC 2264 entdeckt und analysiert werden sollten. Die Lichtkurven dieser 36 A & F Sterne wurden einer Frequenzanalyse mit SigSpec (und teilweise Cinderella) unterzogen. Im ersten Beobachtungsfeld konnten 3 neue pulsierende Vorhauptreihensterne entdeckt werden und 2 im zweiten Feld. Weiters gibt es 2 Kandidaten für PMS Pulsation, deren Amplituden so niedrig sind, dass sie (noch) nicht eindeutig identifiziert werden konnten.

Auch die Lichtkurven der anderen NGC 2264 Objekte wurden analysiert und die Art ihrer Variabilität (so vorhanden) identifiziert. Unter den anderen Variablen befinden sich B, Be, gamma Doradus, Ap, Bedeckungsveränderliche und K Sterne.

Insgesamt sind 30 der 68 beobachteten Sterne in NGC 2264 variabel. Auch die schon bekannten pulsierenden Vorhauptreihensterne V 588 Mon (NGC 2264 2) und V 589 Mon (NGC 2264 20) wurden wieder mitbeobachtet (KZ).

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. Eine Analyse mit Hipparcos-Daten von 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).

Routinetätigkeiten erfolgten, um den Ablauf des MOST Beobachtungsprogramms zu gewährleisten. Auswahl der Sterne in den Feldern sowie Ausrichtung und Orientierung am CCD. Bestimmung der optimalen Belichtungszeit, der Stackrate und der CCD Kontrolltemperatur. Analyse der täglich aufgenommenen Daten. Vorreduktion der Photometrie von allen Sternen eines Feldes nach Ablauf der Beobachtungsperiode und Erstellung von Reporten an das Wissenschaftsteam. Führen eines kompletten Beobachtungskatalogs. Vorbereitung von Daten für wissenschaftliche Analyse und Aufnahme in Publikationen (RK).

C-pipeline (Fabry Imaging): Durch eine Weiterentwicklung der Pixel-zu-Pixel Dekorrelationstechnik, die durch eine Veränderung in der Beobachtungsstrategie von MOST nötig wurde, konnte die Effizient der Streulichtkorrektur weiter gesteigert werden. Das Programm wird ansonst ohne Probleme weiterhin zu routinemäßigen Datenreduktion eingesetzt. (DH)

Direct Imaging Photometrie: Die Direct Imaging Reduktionssoftware wurde weiterentwickelt und getestet. Zahlreiche Neuerungen im Bereich der Streulichtkorrektur führten zu einer Verbesserung der Effizienz der Reduktion für Targets, die im neuen Beobachtungsmodus ("gestapelter" Bilder) aufgenommen wurden. Dazu zählen unter anderem AQ Leo (Gruberbauer et al. 2007), UX Ori & HD 142666 (Zwintz 2007), HD 9289 (Gruberbauer 2008, in preparation) und einige weitere Datensätze, welche noch nicht publiziert wurden. Die Reduktionssoftware selbst wird Anfang 2008 im Rahmen der BRITE- Workshop Proceedings publiziert (Huber & Reegen 2008, CoAst 152, in press). (DH)

Datenarchiv: (http://ams.astro.univie.ac.at/most/most/MOST_Stars/MOSTarchive_home.html) Das MOST Datenarchiv wurde vom Design erneuert und vereinheitlicht. Die Reduktion der Fabry-Imaging Targets funktioniert weiterhin reibungslos (alle beobachteten Targets werden up-to-date reduziert und ins Archiv inkludiert), an der Reduktion aller Secondary Targets wird gearbeitet. Mit Ende 2007 beinhaltet das Archiv von 76 Sternen (doppelt so viele wie im Vorjahr) fertig reduzierte Lichtkurven, sowie 29 Fabry Imaging Targets, 15 Direct Imaging Targets und 32 Guide Star Lichtkurven.

Universum im Koffer (MOST für Alle) ist ein Wissenschaftskommunikationsprojekt, das einer interessierten Öffentlichkeit Beobachtungen mit dem Weltraumteleskop MOST (Microvariability and Oscillaction of Stars) ermöglicht. Als wesentliche Zielgruppe wurden astronomische Vereine und Schulen (Oberstufe) zur Teilnahme eingeladen. Ziel des Projektes ist, eine breite Öffentlichkeit auf aktuelle astronomische Arbeitsmethoden aufmerksam zu machen und einen Zugang zur Astronomie zu schaffen.

Im Februar 2007 wurde in verschiedenen Medien (Tageszeitungen, Magazinen, Webpages) auf das Projekt hingewiesen und Interessierte zur Teilnahme eingeladen. Bis Juni 2007 konnten Beobachtungswünsche eingesendet werden. Im Juli 2007 wurden zehn Anträge (darunter fünf Schulprojekte) dem MOST- Science-Team zur Begutachtung übergeben. Das Science-Team wies drei Anträgen Beobachtungszeit am Weltraumteleskop MOST zu, weitere drei Anträge konnten in Zusammenarbeit mit dem Institut für Astronomie abseits von MOST- Beobachtungen durchgeführt werden. Die Teilnehmer werden auf Wunsch bei der Datenauswertung von WissenschafterInnen des Instituts für Astronomie der Universität Wien unterstützt.

Mit dem BG/BRG Mattersburg wurden bisher zwei Workshops abgehalten, nämlich am 23. November 2007 in Mattersburg (Teilnehmer IfA: WW, KZ, TK) und am 30. November 2007 am IfA in Wien (Teilnehmer: JÖ, KZ, TK, DH, PR, MG, MH, AK, NN, TK).

Der Schüler Moreno Marrara vom BG Polgargasse wird bei seiner Fachbereichsarbeit zum Thema Perioden-Leuchtkraft-Beziehung bei Cepheiden durch das Projekt "Das Universum im Koffer - M.O.S.T. für alle" wissenschaftlich unterstützt. Der Schüler bestimmt die Perioden von Cepheiden aus Lichtkurven, die über die ASAS-Datenbank (ASAS: All Sky Automated Survey) erhältlich sind, und deren Leuchtkraft.

Für das Science Consortium Meeting im September 2007 wurden die notwendigen Unterlagen (Targetliste, gewünschte Position am Himmel, zusätzlich im Seismologiefeld beobachtbare Sterne) über das Short Run Proposal zu NGC 2264 erstellt. Der Targetkatalog von etwa 2000 Sternen wurde in USNO Nummern umgewandelt, um in COROTSKY implementiert zu werden. Die COROT Beobachtungen von NGC 2264 wurden als nächster Short Run bewilligt und sollen im März 2008 stattfinden. (KZ).

Für die beiden Longruns LRc1 und LRa1 von COROT wurden mit Hilfe von Corotsky (CNES Planungssoftware) und Exodata (Datenbank der Exoplaneten Arbeitsgruppe) jeweils 100 Sterne, bestehend aus den akzeptierten Beobachtungsanträgen und erweitert um die hellsten A und F Sterne, extrahiert. Diese wurden dann entsprechend der beiden COROT Exo-CCDs aufgeteilt, im spezifizierten Format aufbereitet und an das Exo-Team in Marseille weitergeleitet (KZ).

Aufgrund der großen Datenmenge ist eine Automatisierung der Datenverarbeitung erforderlich. Die ersten Lichkturven wiesen jedoch oft Sprungstellen auf wodurch die automatische Erkennung von variablen Sternen erschwert wird. Ziel war ein automatisches Erkennen dieser Sprungstellen. Es wurden verschiedene Methoden getestet:
a) Dekorrelation kann in manchen Fällen die Sprünge beseitigen. Jedoch nicht in allen Fällen, weil die Hintergrundlichtkurven an bestimmten Stellen am CCD gewonnen werden und dann für jeden Stern berechnet werden. (DH)
b) Vergleich der Mittelwerte von K Datenpunkten vor und nach einem möglichen Sprung
c) t-Test
d) Distance Weighted Averages
e) Anpassung von Polynomen an K Datenpunkten vor und nach einem möglichen Sprung, unter der Voraussetzung, dass alle Ableitungen der beiden Polynome gleich sein müssen.

Der kritische Punkt aller dieser Methoden ist, dass immer ein Schwellwert angegeben werden muss, ab welchem ein Sprung als solcher charakterisiert wird. Oft ist dieser Schwellwert k mal Standardabweichung. Durch diesen willkürlichen Schwellwert tritt die Möglichkeit auf, dass Sprünge in Lichtkurven mit starker Sternvariabilität nicht gefunden werden, weil durch die Sternvariabilität die Standardabweichung erhöht wird. b) und c) sind sehr ähnlich, weil der t-Test ebenfalls Mittelwerte vergleicht, wobei der t-Test auf einem theoretischen Fundament steht (Student's t-Verteilung). d) hat eine lange Laufzeit. e) wurde noch nicht hinreichend getestet (PR, MH, AK, DH, DG, MG).

BRITE Management: Kommunikation und Koordination mit den Satellitenentwicklern am UTIAS-SFL und den Betreibern: TUG (BRITE-AUSTRIA) und IfA (UniBRITE). Entwicklung von Kommissionierung und Operationsstrategien der BRITE Satelliten inklusive Kostenabschätzungen. Teilnahme an den regelmäßig abgehaltenen Telekonferenzen zwischen den Projektpartnern, UTIAS-SFL, TUG, IfA und den BRITE Science Teams. Beschaffung von Filtern für die BRITE Instrumente (RK). Konzept und Erstellen einer BRITE-Constellation Webseite (KZ).

BRITE Missionsplanung: Erstellen von Beobachtungsszenarien für Prioritätszielfelder bzw. plausible Satellitenorbits. Simulation der photometrischen Qualität und Entwicklung von On-Board Datenreduktionsalgorithmen, einerseits zur Maximierung der beobachtbaren Sterne in einem bestimmten Feld und andererseits zur Minimierung des am Satelliten generierten Datenvolumens. Mit solchen Konzepten kann es möglich sein, in einem Feld nicht nur von den typischer weise 5-10 hellsten Sternen (kleiner 4.0 mag), sondern auch wissenschaftlich relevante Daten von Sternen bis zu V=7 aufzunehmen und damit die Anzahl der im gleichen Zeitraum untersuchten Sterne zumindest zu vervierfachen (RK).

Für die wissenschaftliche Vorbereitung der BRITE Mission wurde der BRITE- Constellation Targetkatalog um alle Sterne bis zu einer Helligkeit von 6mag erweitert. Dabei wurden Informationen über Farbindizes, Objektklassen und Parallaxen aus diverser Literatur und Datenbanken extrahiert und über verschieden Kallibrationen die Fundamentalparameter dieser Objekte bestimmt (AK).

Die zur Simulation des Instrumentes (Optik und Kamera) entwickelte Simulationssoftware wurde entscheidend erweitert. Auf diese Weise ist es nun möglich für alle Sterne aus dem Targetkatalog einen synthetischer Fluss mit Hilfe von Modellatmosphärencodes zu simulieren, diesen dann mit den Transmissionseigenschaften der Optik und der Filter zu falteten und unter Berücksichtigung der Quanteneffizienz des Detektors und einer angenommenen Pointing-Genauigkeit des Satelliten eine synthetische Zeitreihe zu simulieren. Durch die Analyse verschiedener Zeitreihen ist es möglich gewesen nachzuweisen, dass die in den Spezifikationen festgeschrieben Genauigkeiten an das entwickelte Instrument erfüllet werden können (AK).

Das zur Missionsplanung entwickelte Tool zur Simulation von verschiedenen Orbits wurde erweitert und ermöglicht es jetzt für über 5000 Sterne aus dem BRITE-Targetkatalog die möglichen Sichtbarkeitsintervalle für verschiede Orbits und Zeitspannen zu simulieren und die Ergebnisse graphisch darzustellen (BF, AK, CL.).

Zu ergänzenden Simulationen und dem Einsatz in einer das Projekt begleitenden Vorlesung/Übung wurden die bestehenden 5 Lizenzen des Programmpaktes STK von AGI verlängert.

BRITE Software: Definition aller Softwaremodule zur Aufnahme und Auswertung von wissenschaftlichen Daten. Das Programm BRITE-BIAS, z.B. dient der Aufsetzung eines Beobachtungssets mit der genauen Auswahl des auf den Detektor abgebildeten Himmelssegmentes und der in dem Feld zu vermessenden Sterne. Für primäre Objekte werden Bildteile mit voller Auflösung gewonnen und für sekundäre Sterne werden photometrische Werte am Satelliten erzeugt (On-Board processing). Zusätzlich werden Zonen definiert, um Dunkelstrom und Himmelshelligkeit zu ermitteln. Wesentlich für die Erzeugung der Daten ist der "Science Data Generation Code (SDGC)", der die Bilddaten vom CCD sowie die Telemetrie Daten vom Satelliten gewinnt und in Files, den "Science Data Records" (SDR) exportiert. Darüber hinaus wurden konzeptionelle Designs von Datenreformation (BRITE-DATA) und Schnellanalyseprogrammen (BRITE-CHECK) ausgearbeitet. Die primären Elemente des Missions- Datenarchivs wurden definiert (RK).

Für die öffentliche Präsentation der BRITE-Constellation Mission wurde die Domäne www.brite-constellation.at gekauft und eine Webseite eingerichtet (KZ).

Die Proceedings des "First BRITE Workshops" in Wien wurden editiert und druckfertig gemacht (KZ, AK)

4.4 Vienna Ground Station (VGS) Organisation und Einschulung des VGS Teams, Erstellen der monatlichen Dienstpläne Kommunikation mit Kanada (Toronto, für MOST) und Frankreich (CNES, für COROT), Organisation der Reparatur der Klimaanlage, Kontinuierliche Updates des VGS Handbuchs, Überwachung und Behebung auftretender Fehler an der MOST Bodenstation als Teil des VGS Teams (KZ, PR, AK, MO, MG, DG, MH, TL, NN, WK, AS, VK, MF).

Die neue Software für die Administration und den Zugriff auf die Datenbank ist fertiggestellt. Damit ist sie nun beliebig erweiterbar und es können nun auch Gitterpunkte automatisiert 'repariert' werden, was auch schon geschieht (siehe Aktueller Status 'Repaired'). Des Weiteren ist die Suche nach Modellen jetzt losgelöst von der Benennung der jeweiligen Datei. Ebenfalls abgeschlossen ist die erste Erweiterung des Modellgitters von Teff = 10000 K auf 20000 K. Mit Jänner/Februar des Jahres 2008 werden die neuen Modelle publik gemacht.

Aktueller Status:
Converged  Interpolated   Partially-Conv.   Repaired   Partially-Rep.   Missing-Gridpoints
    67903           595             23022      54515              342                23351

Geplant ist, neben weiteren Gittererweiterungen den Reparaturmechanismus zu verbessern und die synthetische Photometrie aus den Modellflüssen zu automatisieren (CS).

Die Datenbankinterfaces preselect und select unterstützen nun auch Anregungsenergien in 'cm-1' und 'extended van der Waals' Notation. Die abschließenden Tests stehen noch aus. Das Webinterface wurde im Zuge des VALD-workshops im Februar dieses Jahres rundum neu gestaltet. Dokumentation und Interface sind nicht mehr getrennt, die Synchronisation des Interfaces mit den Mirror-Stellen ist automatisiert. Mitte Herbst ging die neue Webpage schließlich online. Wir verzeichnen bei der Atomliniendatenbank VALD (v.2) zurzeit 1058 Benutzer. Im Durchschnitt werden 600 Anfragen pro Monat abgearbeitet (CS).

Accurate laboratory data for Ca I, Ti II, Mn II, Ni II, Zr II, Mo II, La II, Nd II, Sm II, Eu I-II, Gd II, Dy I-II, Ho II, Tm I-II, Lu I, Hf II, Pt I, Th II, and U II were converted to the VALD format. For Fe-peak elements we performed a critical analysis of the recent laboratory measurements based on high resolution high S/N stellar spectra. In general, an agreement between the new experimental transition probabilities and those currently available in VALD2 is fairly good, which confirms the validity of the stellar abundance data derived with the VALD2 atomic parameters. But we also found that for a few important Ti II and Fe II lines in the visible spectral region new transition probabilities do not correspond to the quoted accuracy (TR).

We also checked the most recent theoretical transition probability calculations of B. Kurucz for Fe I to Fe V which include now more than 200,000 spectral lines. In a series of recently experimentally determined f- values for Fe II lines it was shown that calculations based on the orthogonal operator technique (these data are already included in VALD) agree much better with the experimental data than the Cowan code calculations (Kurucz) and hence are to be prefered for stellar spectroscopy. While it is true for most transition arrays, our spectrum analysis of the Ap star HD 133792 clearly demonstrated that there are quite a number of high-excitation Cr II and Fe II lines which are fitted reasonably well only using the transition probabilities calculated with the Cowan code. As a rule the classification of the upper energy level of these lines is different for the two methods of calculation (TR).

Um die Qualität der atomaren Liniendaten in der Datenbank zu überprüfen, sollten einige langsam rotierende Sterne mit bekannten Fundamentalparametern und chemischer Zusammensetzung untersucht werden. Hochqualitative Spektren mit hoher Auflösung und exzellentem Signal-zu-Rausch Verhältnis wurden dafür benützt. Für niedrige bis mittlere Temperaturen (unter Teff=6000 K) bieten Sterne wie die Sonne oder Procyon die Möglichkeit, Linien niedriger Anregungsenergie zu überprüfen. Für höhere Anregungspotentiale werden heißere Sterne benötigt. Einen solchen, 21 Peg (Teff=10500 K), beobachteten wir mit dem Nordic Optical Telescope (NOT) für 4 Nächte, um hoch aufgelöste Spektren zu erhalten, welche zur Qualitätsmaximierung aufsummiert wurden. Dieser sorgfältig untersuchte Stern und HD 73666 (Teff=9400 K), welcher im vorigen Jahr beobachtet und analysiert wurde, erlaubt uns nun eine genaue Überprüfung der Qualität von Linienparametern bei höheren Anregungsenergien (LF).

Einige Kataloge wurden aktualisiert und Fehler in diversen anderen bereits implementierten Katalogen wurden korrigiert. Derzeit sind 40 Parameter von rund 111.000 Sternen aus 46 thematischen Katalogen abrufbar. Mit Jahresende 2007 haben 188 User 1606-mal auf die VISAT Datenbank zugegriffen. Derzeit sind 40 Parameter von 110.941 Sternen aus 46 thematischen Katalogen abrufbar (AK, KZ).

Auch dieses Jahr wurde WEBDA wieder von zirka 50 peer-reviewed Artikeln explizit erwähnt. Das entspricht etwa 98% aller einschlägigen Arbeiten auf diesem Forschungsgebiet. Insgesamt wurden an die 500000 (!) neue Daten inkludiert und die bestehenden Datensätze auf Fehler überprüft. Ein großes Projekt zur homogenen Bestimmung von Koordinaten [RA, DE] und [X,Y] wurde begonnen. Ziel ist es, fehlende Koordinaten aller Art, aus den vorhandenen Datenbeständen, zu berechnen und die Transformationen zu bestimmen. Damit sind rasche Übereinstimmung in All-Sky-Surveys wie 2MASS und DENIS effizient möglich. Außerdem ist so die Bestimmung von Sternhaufenzentren und Sternhaufenradien möglich. Ein weiterer Schritt ist der Übergang zur CSS und C Architektur (jetzt Frames und Perl) des Webinterfaces. Das beinhaltet neue Plotroutinen, Suchroutinen und ein neues Layout. Die Arbeiten sind schon bis zu einer benutzbaren Beta-Version gediehen (EP mit CS und MG).

Es wurden regelmäßig Backups der gesamten /home-platte von jan durchgeführt (TK).

Alle Rechner der Arbeitsgruppe wurden auf die neue IP range xx.xx.50.xx umgestellt. Die Umstellung der Arbeitgruppenserver (jan und tycho) gestalltete sich schwieriger als erwartet. Während der Fileserver jan wieder einwandfrei läuft, hat die Umstellung des Appleclusterservers Spuren hinterlassen und eine komplette Neuinstallation ist notwendig geworden - diese wird mit Jahresbeginn 2008 in Angriff genommen werden (TK).

Aufgrund des neuen institutsweiten WLAN-Zugangs wurden die Gruppen-WLAN- Netze "GroupWeiss" und "BRITEnet" ausser Betrieb genommen.

Das generelle Systemupgrade der Linux PCs auf die neueste RedHat Version (Fedora) wurde fortgesetzt. Es wurden diverse Software-Updates (IDL, Intel Fortran, nedit, Mozilla,...) vorgenommen (TK).

Administrieren und Warten der Windows Systemumgebung in der Arbeitsgruppe (AK).