TY - THES A1 - Washüttl, Albert T1 - EI Eridani and the art of doppler imaging : a long-term study N2 - Das Verständnis magnetisch verursachter Aktivität auf Sternen sowie der zugrundeliegenden Dynamoprozesse ist von fundamentaler Bedeutung für das Verständnis von Entstehung und Entwicklung von Sternen sowie des Lebens im Universum. Sichtbare Erscheinungen dieser stellaren Aktivität sind u.a. Sternflecken, welche als Indikatoren des zugrundeliegenden Magnetfeldes dienen. Solche Flecken können auf anderen Sternen als der Sonne nicht direkt beobachtet werden, zumal mit den heutigen technischen Mitteln eine Auflösung der Oberfläche selbst der benachbarten Sterne unmöglich ist. Eine indirekte Rekonstruktionsmethode namens 'Doppler Imaging' erlaubt es jedoch, auf die Temperaturverteilung auf der Sternoberfläche zu schließen. Für diese Arbeit wurden elf Jahre kontinuierlicher spektroskopischer Beobachtungen des aktiven Doppelsterns EI Eridani herangezogen, um insgesamt 34 Dopplerkarten zu erstellen. In der Folge wird versucht, eine Grundlage zu schaffen für die Analyse des zweidimensionalen Informationsgehalts dieser Karten. Drei Oberflächenkartenparameter werden vorgeschlagen: gemittelte Temperatur, getrennt für verschiedenen stellare Breitenbänder; relative Fleckenhäufigkeit; und, zum Zwecke der Auswertung der strukturellen Temperaturverteilung, Längen- und Breiten-Ortsfunktion der Sternfleckenhäufung. Die resultierenden Werte zeigen deutlich, daß kein zeitlicher Zusammenhang mit dem photometrischen Aktivitätszyklus besteht. Die Morphologie der Fleckenverteilung bleibt während des kompletten Beobachtungszeitraums im wesentlichen konstant. Im Gegensatz zur Sonne gibt es also, im beobachteten Zeitraum und innerhalb der bestehenden Genauigkeit, keinen Fleckenzyklus auf dem aktiven Stern EI Eri. Darüberhinaus wurde eine ausführliche Studie der stellaren Parameter von EI Eri und eine vorläufige Abschätzung der differentiellen Rotation auf EI Eri durchgeführt, die eine anti-solare Ausrichtung aufzuweisen scheint, d.h. der Pol rotiert schneller als der Äquator. N2 - Understanding stars, their magnetic activity phenomena and the underlying dynamo action is the foundation for understanding 'life, the universe and everything' - as stellar magnetic fields play a fundamental role for star and planet formation and for the terrestrial atmosphere and climate. Starspots are the fingerprints of magnetic field lines and thereby the most important sign of activity in a star's photosphere. However, they cannot be observed directly, as it is not (yet) possible to spacially resolve the surfaces of even the nearest neighbouring stars. Therefore, an indirect approach called 'Doppler imaging' is applied, which allows to reconstruct the surface spot distribution on rapidly rotating, active stars. In this work, data from 11 years of continuous spectroscopic observations of the active binary star EI Eridani are reduced and analysed. 34 Doppler maps are obtained and the problem of how to parameterise the information content of Doppler maps is discussed. Three approaches for parameter extraction are introduced and applied to all maps: average temperature, separated for several latitude bands; fractional spottedness; and, for the analysis of structural temperature distribution, longitudinal and latitudinal spot-occurrence functions. The resulting values do not show a distinct correlation with the proposed activity cycle as seen from photometric long-term observations, thereby suggesting that the photometric activity cycle is not accompanied by a spot cycle as seen on the Sun. The general morphology of the spot pattern on EI Eri remains persistent for the whole period of 11 years. In addition, a detailed parameter study is performed. Improved orbital parameters suggest that EI Eri might be complemented by a third star in a wide orbit of about 19 years. Preliminary differential rotation measurements are carried out, indicating an anti-solar orientation. T2 - EI Eridani and the art of doppler imaging : a long-term study KW - Sterne KW - Aktivität KW - Sternflecken KW - Zyklus KW - stars KW - activity KW - spots KW - cycle KW - binaries KW - late-type Y1 - 2004 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-0001714 ER - TY - THES A1 - Ilin, Ekaterina T1 - High lights: stellar flares as probes of magnetism in stars and star-planet systems T1 - Highlights: Sterneruptionen als Sonden des Magnetismus in Sternen und Stern-Planeten Systemen N2 - Flares are magnetically driven explosions that occur in the atmospheres of all main sequence stars that possess an outer convection zone. Flaring activity is rooted in the magnetic dynamo that operates deep in the stellar interior, propagates through all layers of the atmosphere from the corona to the photosphere, and emits electromagnetic radiation from radio bands to X-ray. Eventually, this radiation, and associated eruptions of energetic particles, are ejected out into interplanetary space, where they impact planetary atmospheres, and dominate the space weather environments of young star-planet systems. Thanks to the Kepler and the Transit Exoplanet Survey Satellite (TESS) missions, flare observations have become accessible for millions of stars and star-planet systems. The goal of this thesis is to use these flares as multifaceted messengers to understand stellar magnetism across the main sequence, investigate planetary habitability, and explore how close-in planets can affect the host star. Using space based observations obtained by the Kepler/K2 mission, I found that flaring activity declines with stellar age, but this decline crucially depends on stellar mass and rotation. I calibrated the age of the stars in my sample using their membership in open clusters from zero age main sequence to solar age. This allowed me to reveal the rapid transition from an active, saturated flaring state to a more quiescent, inactive flaring behavior in early M dwarfs at about 600-800 Myr. This result is an important observational constraint on stellar activity evolution that I was able to de-bias using open clusters as an activity-independent age indicator. The TESS mission quickly superseded Kepler and K2 as the main source of flares in low mass M dwarfs. Using TESS 2-minute cadence light curves, I developed a new technique for flare localization and discovered, against the commonly held belief, that flares do not occur uniformly across their stellar surface: In fast rotating fully convective stars, giant flares are preferably located at high latitudes. This bears implications for both our understanding of magnetic field emergence in these stars, and the impact on the exoplanet atmospheres: A planet that orbits in the equatorial plane of its host may be spared from the destructive effects of these poleward emitting flares. AU Mic is an early M dwarf, and the most actively flaring planet host detected to date. Its innermost companion, AU Mic b is one of the most promising targets for a first observation of flaring star-planet interactions. In these interactions, the planet influences the star, as opposed to space weather, where the planet is always on the receiving side. The effect reflects the properties of the magnetosphere shared by planet and star, as well as the so far inaccessible magnetic properties of planets. In the about 50 days of TESS monitoring data of AU Mic, I searched for statistically robust signs of flaring interactions with AU Mic b as flares that occur in surplus of the star's intrinsic activity. I found the strongest yet still marginal signal in recurring excess flaring in phase with the orbital period of AU Mic b. If it reflects true signal, I estimate that extending the observing time by a factor of 2-3 will yield a statistically significant detection. Well within the reach of future TESS observations, this additional data may bring us closer to robustly detecting this effect than we have ever been. This thesis demonstrates the immense scientific value of space based, long baseline flare monitoring, and the versatility of flares as a carrier of information about the magnetism of star-planet systems. Many discoveries still lay in wait in the vast archives that Kepler and TESS have produced over the years. Flares are intense spotlights into the magnetic structures in star-planet systems that are otherwise far below our resolution limits. The ongoing TESS mission, and soon PLATO, will further open the door to in-depth understanding of small and dynamic scale magnetic fields on low mass stars, and the space weather environment they effect. N2 - Flares sind magnetisch getriebene Explosionen. Sie treten in den Atmosphären aller Hauptreihensterne mit einer äußeren Konvektionszone auf, und sind auf den magnetischen Dynamo zurückzuführen, der tief im Sterninneren arbeitet. Das entstehende Magnetfeld durchdringt alle Schichten der Atmosphäre von der Korona bis zur Photosphäre und sendet elektromagnetische Strahlung vom Radio- bis in den Röntgenbereich aus. Diese Strahlung und die damit verbundenen Eruptionen energiereicher Teilchen werden anschließend in den interplanetaren Raum geschleudert, wo sie auf die Planetenatmosphären treffen und das Weltraumwetter junger Stern-Planeten-Systeme bestimmen. Die Kepler und die Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) Missionen haben in den letzten Jahren die systematische Beobachtung von Flares auf Millionen von Sternen ermöglicht. Das Ziel dieser Dissertation ist es, Flares in jungen Sternen und Stern-Planeten-Systemen als vielseitige Werkzeuge zur Sondierung des stellaren Magnetismus auf der Hauptreihe zu etablierten, ihre Rolle bei der Bewohnbarkeit von Planeten zu untersuchen und zu erforschen, wie die Wechselwirkung mit nahen Planeten die magnetische Aktivität des Wirtssterns beeinflusst. Anhand von weltraumgestützten Beobachtungen der Kepler/K2-Mission habe ich herausgefunden, dass die Flare-Aktivität mit dem Alter des Sterns abnimmt, wobei dieser Rückgang entscheidend von der Masse und der Rotation des Sterns abhängt. Ich kalibrierte das Alter der Sterne in meiner Stichprobe anhand ihrer Zugehörigkeit zu offenen Sternhaufen von der Nullalter-Hauptreihe bis zum Zustand der heutigen Sonne. Auf diese Weise konnte ich den schnellen Übergang von einer aktiven, gesättigten Flare-Aktivität zu einem ruhigeren, inaktiven Zustand bei frühen M-Zwergen bei etwa 600-800 Millionen Jahren aufdecken. Dieser Zeitpunkt ist eine wichtige Randbedingung für die Entwicklung der Sternaktivität, die ich Dank der offenen Sternhaufen als aktivitätsunabhängigem Altersindikator eindeutig bestimmen konnte. Die TESS-Mission hat Kepler und K2 bereits als Hauptquelle von Flares in M-Zwergen abgelöst. Anhand der zeitlich hochaufgelösten Lichtkurven von TESS entwickelte ich eine neue Technik zur Lokalisierung von Flares und entdeckte, dass -- entgegen der allgemeinen Annahme -- Flares nicht gleichmäßig über die Sternoberfläche verteilt sind: Bei schnell rotierenden, vollkonvektiven Sternen sind die energiereichsten Flares bevorzugt bei hohen Breitengraden zu finden. Das Ergebnis hat Auswirkungen sowohl auf unser Verständnis der Magnetfeldentstehung in diesen Sternen als auch auf die Auswirkungen auf die Atmosphären von Planeten, die in deren Äquatorebene kreisen. Die jungen Welten könnten durch die Lage ihrer Orbits den zerstörerischen Auswirkungen dieser polwärts strahlenden Flares entkommen. AU Mic ist ein früher M-Zwerg und der bisher magnetisch aktivste Stern mit bekannten Planeten. Sein innerster Begleiter, AU Mic b, ist eines der vielversprechendsten Ziele für eine erste Beobachtung der Wechselwirkungen zwischen Stern und Planet. Dabei beeinflusst der Planet den Stern, und nicht, wie bei Weltraumwetter, andersherum. In diesem Effekt spiegeln sich die Eigenschaften der von beiden geteilten Magnetosphäre, sowie beispielsweise die bisher unzugänglichen magnetischen Eigenschaften von Planeten. In den vorhandenen etwa 50 Tagen von TESS-Beobachtungsdaten von AU Mic suchte ich nach statistisch robusten Anzeichen für magnetische Wechselwirkungen mit AU Mic b, die sich als Flares offenbaren, die im Überschuss zur Eigenaktivität des Sterns auftreten. Das stärkste, aber doch vorläufige Signal fand ich in mit der Umlaufperiode von AU Mic b wiederkehrenden, überzähligen Flares. Wenn es sich hierbei um ein wahres Signal handelt, schätze ich anhand der Daten, dass eine Verlängerung der Beobachtungszeit um einen Faktor 2-3 einen statistisch signifikanten Nachweis erbringen wird. Die Anforderung liegt in Bereich zukünftiger TESS-Beobachtungen, und bringt uns somit womöglich näher an eine robuste Detektion dieses Effekts heran, als wir es jemals waren. Die Untersuchungen in dieser Arbeit sind nur durch das Eintreten ins Zeitalter der Flare-Statistik möglich geworden. Diese Arbeit demonstriert den immensen wissenschaftlichen Wert der weltraumgestützten, wochen- und monatelangen Beobachtung von Flares, als auch die Vielseitigkeit von Flares als Informationsträger über den dynamischen Magnetismus in Stern-Planeten-Systemen. In den riesigen Archiven, die Kepler und TESS im Laufe der Jahre angelegt haben, schlummern noch viele Entdeckungen. Flares werfen kontrastreiche Schlaglichter auf magnetische Strukturen in Stern-Planeten-Systemen, die sonst weit unterhalb der modernen Auflösungsgrenze liegen. Die laufenden Beobachtungen von TESS, und bald PLATO, werden die Tür zu einem tiefen Verständnis der kleinen und dynamischen Magnetfelder in diesen Systemen weiter öffnen. KW - stars KW - exoplanets KW - flares KW - Exoplaneten KW - Flares KW - Sterne Y1 - 2022 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-563565 ER - TY - THES A1 - Klessen, Ralf S. T1 - The relation between interstellar turbulence and star formation N2 - Eine der zentralen Fragestellungen der modernen Astrophysik ist es, unser Verständnis fuer die Bildung von Sternen und Sternhaufen in unserer Milchstrasse zu erweitern und zu vertiefen. Sterne entstehen in interstellaren Wolken aus molekularem Wasserstoffgas. In den vergangenen zwanzig bis dreißig Jahren ging man davon aus, dass der Prozess der Sternentstehung vor allem durch das Wechselspiel von gravitativer Anziehung und magnetischer Abstossung bestimmt ist. Neuere Erkenntnisse, sowohl von Seiten der Beobachtung als auch der Theorie, deuten darauf hin, dass nicht Magnetfelder, sondern Überschallturbulenz die Bildung von Sternen in galaktischen Molekülwolken bestimmt. Diese Arbeit fasst diese neuen Überlegungen zusammen, erweitert sie und formuliert eine neue Theorie der Sternentstehung die auf dem komplexen Wechselspiel von Eigengravitation des Wolkengases und der darin beobachteten Überschallturbulenz basiert. Die kinetische Energie des turbulenten Geschwindigkeitsfeldes ist typischerweise ausreichend, um interstellare Gaswolken auf großen Skalen gegen gravitative Kontraktion zu stabilisieren. Auf kleinen Skalen jedoch führt diese Turbulenz zu starken Dichtefluktuationen, wobei einige davon die lokale kritische Masse und Dichte für gravitativen Kollaps überschreiten koennen. Diese Regionen schockkomprimierten Gases sind es nun, aus denen sich die Sterne der Milchstrasse bilden. Die Effizienz und die Zeitskala der Sternentstehung hängt somit unmittelbar von den Eigenschaften der Turbulenz in interstellaren Gaswolken ab. Sterne bilden sich langsam und in Isolation, wenn der Widerstand des turbulenten Geschwindigkeitsfeldes gegen gravitativen Kollaps sehr stark ist. Überwiegt hingegen der Einfluss der Eigengravitation, dann bilden sich Sternen in dichten Gruppen oder Haufen sehr rasch und mit grosser Effizienz. Die Vorhersagungen dieser Theorie werden sowohl auf Skalen einzelner Sternentstehungsgebiete als auch auf Skalen der Scheibe unserer Milchstrasse als ganzes untersucht. Es zu erwarten, dass protostellare Kerne, d.h. die direkten Vorläufer von Sternen oder Doppelsternsystemen, eine hochgradig dynamische Zeitentwicklung aufweisen, und keineswegs quasi-statische Objekte sind, wie es in der Theorie der magnetisch moderierten Sternentstehung vorausgesetzt wird. So muss etwa die Massenanwachsrate junger Sterne starken zeitlichen Schwankungen unterworfen sein, was wiederum wichtige Konsequenzen für die statistische Verteilung der resultierenden Sternmassen hat. Auch auf galaktischen Skalen scheint die Wechselwirkung von Turbulenz und Gravitation maßgeblich. Der Prozess wird hier allerdings noch zusätzlich moduliert durch chemische Prozesse, die die Heizung und Kühlung des Gases bestimmen, und durch die differenzielle Rotation der galaktischen Scheibe. Als wichtigster Mechanismus zur Erzeugung der interstellaren Turbulenz lässt sich die Überlagerung vieler Supernova-Explosionen identifizieren, die das Sterben massiver Sterne begleiten und große Mengen an Energie und Impuls freisetzen. Insgesamt unterstützen die Beobachtungsbefunde auf allen Skalen das Bild der turbulenten, dynamischen Sternentstehung, so wie es in dieser Arbeit gezeichnet wird. N2 - Understanding the formation of stars in galaxies is central to much of modern astrophysics. For several decades it has been thought that the star formation process is primarily controlled by the interplay between gravity and magnetostatic support, modulated by neutral-ion drift. Recently, however, both observational and numerical work has begun to suggest that supersonic interstellar turbulence rather than magnetic fields controls star formation. This review begins with a historical overview of the successes and problems of both the classical dynamical theory of star formation, and the standard theory of magnetostatic support from both observational and theoretical perspectives. We then present the outline of a new paradigm of star formation based on the interplay between supersonic turbulence and self-gravity. Supersonic turbulence can provide support against gravitational collapse on global scales, while at the same time it produces localized density enhancements that allow for collapse on small scales. The efficiency and timescale of stellar birth in Galactic gas clouds strongly depend on the properties of the interstellar turbulent velocity field, with slow, inefficient, isolated star formation being a hallmark of turbulent support, and fast, efficient, clustered star formation occurring in its absence. After discussing in detail various theoretical aspects of supersonic turbulence in compressible self-gravitating gaseous media relevant for star forming interstellar clouds, we explore the consequences of the new theory for both local star formation and galactic scale star formation. The theory predicts that individual star-forming cores are likely not quasi-static objects, but dynamically evolving. Accretion onto these objects will vary with time and depend on the properties of the surrounding turbulent flow. This has important consequences for the resulting stellar mass function. Star formation on scales of galaxies as a whole is expected to be controlled by the balance between gravity and turbulence, just like star formation on scales of individual interstellar gas clouds, but may be modulated by additional effects like cooling and differential rotation. The dominant mechanism for driving interstellar turbulence in star-forming regions of galactic disks appears to be supernovae explosions. In the outer disk of our Milky Way or in low-surface brightness galaxies the coupling of rotation to the gas through magnetic fields or gravity may become important. KW - Sterne KW - Sternentstehung KW - Turbulenz KW - Astrophysik KW - Galaxien KW - interstellare Materie KW - stars KW - star formation KW - turbulence KW - astrophysics KW - galaxies KW - interstellar matter Y1 - 2004 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-0001118 ER - TY - JOUR A1 - Poppenhäger, Katja T1 - How stars and planets interact BT - A look through the high-energy window JF - Astronomische Nachrichten = Astronomical notes N2 - The architecture of exoplanetary systems is often different from the solar system, with some exoplanets being in close orbits around their host stars and having orbital periods of only a few days. In analogy to interactions between stars in close binary systems, one may expect interactions between the star and the exoplanet as well. From theoretical considerations, effects on the host star through tidal and magnetic interaction with the exoplanet are possible; for the exoplanet, some interesting implications are the evaporation of the planetary atmosphere and potential effects on the planetary magnetism. In this review, several possible interaction pathways and their observational prospects and existing evidence are discussed. A particular emphasis is put on observational opportunities for these kinds of effects in the high-energy regime. KW - magnetic fields KW - planet-star interactions KW - stars KW - activity KW - X-rays Y1 - 2019 U6 - https://doi.org/10.1002/asna.201913619 SN - 0004-6337 SN - 1521-3994 VL - 340 IS - 4 SP - 329 EP - 333 PB - Wiley-VCH CY - Weinheim ER - TY - THES A1 - Arentsen, Anke T1 - Galactic archaeology with the oldest stars in the Milky Way N2 - In einer dunklen Nacht kann man tausende Sterne sehen. All diese Sterne befinden sich innerhalb der Milchstraße, unsere Heimatgalaxie. Nicht alle Sterne sind gleich, sie können zum Beispiel unterschiedliche Größen, Massen, Temperaturen und Alter haben. Die schwereren Sterne leben (aus astronomischer Sicht) nicht lange, nur wenige Millionen Jahren, aber Sterne kleiner als die Sonne können mehr als zehn Milliarden Jahren alt werden. Kleine Sterne die ganz am Anfang des Universums entstanden sind leuchten immer noch. Diese uralten Sterne sind sehr hilfreich um mehr über das frühe Universum, die erste Sterne und die Geschichte der Milchstraße zu erfahren. Aber wie erkennt man uralte Sterne? Anhand ihrer chemischen Fingerabdrücke! Am Anfang des Universums gab es nur zwei chemische Elemente: Wasserstoff und Helium (und ein klein bisschen Lithium). Alle schwereren Elementen wie zum Beispiel Kohlenstoff, Kalzium und Eisen sind erst später innerhalb von Sternen und in Sternexplosionen entstanden. Je mehr Sternen geboren werden, sich entwickeln und explodieren, desto mehr chemische Elemente gibt es im Universum. Sterne die später entstehen werden mit einer größeren Menge an schweren Elementen, beziehungsweise einer größeren Metallizität, geboren. Im Bereich der Astronomie der sich „Galaktische Archäologie” nennt benutzt man Sterne mit unterschiedlichen Metallizitäten um die Geschichte der Milchstraße zu erforschen. In dieser Doktorarbeit liegt der Fokus auf den metallarmen Sterne, da man erwartet dass diese Sterne am ältesten sind und uns deswegen viel über die frühe Geschichte erzählen können. Bis heute haben wir noch keinen metallfreien Stern entdeckt, aber die metallärmsten Sterne geben uns wichtige Einblicke in das Leben und Sterben der ersten Sterne. Viele von diesen ältesten, metallärmsten Sternen haben unerwartet viel Kohlenstoff im Vergleich zu zum Beispiel Eisen. Diese kohlenstoffreichen, metallarmen Sterne (CEMP Sterne) erzählen uns etwas über die allerersten Sterne im Universum: sie haben relativ viel Kohlenstoff produziert. Wenn wir uns die genauen chemischen Fingerabdrücke von CEMP Sterne angucken, erzählen sie uns noch viel mehr. Aber unsere Interpretation hängt von der Annahme ab, dass der chemische Fingerabdruck sich während des Lebens eines Sternes nicht geändert hat. In dieser Dissertation werden neue Daten präsentiert die zeigen dass diese Annahme vielleicht zu einfach ist: viele extrem metallarme CEMP Sterne befinden sich in Doppelsternsystemen. Interaktion zwischen zwei Sternen in einem Doppelsternsystem könnte die Oberfläche von CEMP Sternen verschmutzt haben. Zwar wurden die meisten CEMP Sterne höchstwahrscheinlich nicht verschmutzt, aber wir sollten vorsichtig sein mit unserer Interpretation. Die CEMP Sterne und andere metallarme Sterne sind auch wichtig für unser Verständnis der frühen Geschichte der Milchstraße. Die meisten Forscher, die metallarme Sterne studieren, suchen diese Sterne im Halo der Milchstraße: einer riesigen, diffuse Komponente die ungefähr 1% der Sterne in unserer Galaxie enthält. Modelle sagen aber vorher dass die ältesten metallarmen Sterne sich im Zentrum der Milchstraße befinden (im „Bulge”). Das Zentrum ist leider, wegen großer Mengen Staub zwischen uns und dem Zentrum und einer überwältigenden Mehrheit an metallreichen Sternen, schwierig zu beobachten. Diese Dissertation präsentiert Ergebnisse des „Pristine Inner Galaxy Survey” (PIGS), einer neuen Himmelsdurchmusterung, die die ältesten Sterne im Bulge der Milchstraße sucht (und findet). PIGS benutzt Bilder mit einer Farbe, die für die Metallizität der Sterne empfindlich ist, und kann deswegen sehr effektiv die metallarmen Sterne aus Millionen anderer Sterne auswählen. Von interessanten Kandidaten wurden Spektren aufgenommen und mit zwei unabhängigen Methoden analysiert. Mit dieser Strategie hat PIGS die bislang größte Anzahl an metallarmen Sternen in der inneren Galaxie entdeckt. Ein neues Ergebnis aus den PIGS Daten ist, dass die metallärmeren Sterne langsamer um das Galaktische Zentrum drehen als die metallreichen Sterne, und dass sie mehr willkürliche Bewegung zeigen. Eine zweite wichtige Leistung von PIGS ist die Entdeckung von dutzenden CEMP Sternen in der innere Galaxie, wo vorher nur zwei bekannt waren. Die neuen Ergebnisse aus dieser Dissertation helfen uns die ersten Sterne und die Geschichte der Milchstraße besser zu verstehen. Laufende und neue Himmelsdurchmusterungen in den nächsten Jahren werden uns noch viel mehr Informationen geben: es ist eine aufregende Zeit für die Galaktische Archäologie. N2 - During a dark night, it is possible to observe thousands of stars by eye. All these stars are located within the Milky Way, our home. Not all stars are the same, they can have different sizes, masses, temperatures and ages. Heavy stars do not live long (in astronomical terms), only a few million years, but stars less massive than the Sun can get more than ten billion years old. Such small stars that formed in the beginning of the Universe still shine today. These ancient stars are very helpful to learn more about the early Universe, the First Stars and the history of the Milky Way. But how do you recognise an ancient star? Using their chemical fingerprints! In the beginning of the Universe, there were only two chemical elements: hydrogen and helium (and a tiny bit of lithium). All the heavier elements like carbon, calcium and iron were only made later within stars and their explosions. The amount of chemical elements in the Universe increases with the number of stars that are born, evolve and explode. Stars that form later are born with more heavy elements, or a greater metallicity. In the field of astronomy that is called “Galactic Archaeology”, stars of various metallicities are used to study the history of the Milky Way. In this doctoral thesis, the focus is on metal-poor stars because these are expected to be the oldest and can therefore tell us a lot about the early history of our Galaxy. Until today, we still have not discovered a metal-free star. The most metal-poor stars, however, give us important insights in the lives and deaths of the First Stars. Many of the oldest, most metal-poor stars have an unexpectedly large amount of carbon, compared to for example iron. These carbon-enhanced metal-poor (CEMP) stars tell us something about the very first stars in the Universe: they somehow produced a lot of carbon. If we look at the precise chemical fingerprints of the CEMP stars, we can learn a lot more. But our interpretation depends on the assumption that the chemical fingerprint of a star does not change during its life. In this thesis, new data is presented that shows that this assumption may be too simple: many extremely metal-poor CEMP stars are members of binary systems. Interactions between two stars in a binary system can pollute the surface of the stars. Likely not all of the CEMP stars in binary systems were actually polluted, but we should be very careful in our interpretations of the fingerprints of these stars. The CEMP stars and other metal-poor stars are also important for our understanding of the early history of the Milky Way. Most researchers who study metal-poor stars look for these stars in the halo of the Milky Way: a huge diffuse Galactic component containing about 1% of the stars in our Galaxy. However, models predict that the oldest metal-poor stars are located in the center of the Milky Way, in the bulge. The metal-poor inner Galaxy is unfortunately difficult to study due to large amounts of dust between us and the center and an overwhelming majority of metal-rich stars. This thesis presents results from the successful Pristine Inner Galaxy Survey (PIGS), a new survey looking for (and finding) the oldest stars in the bulge of the Milky Way. PIGS is using images with a specific color that is sensitive to the metallicity of stars, and can therefore efficiently select the metal-poor stars among millions of other, more metal-rich stars. The interesting candidates are followed up with spectroscopy, which is then analysed using two independent methods. With this strategy, PIGS has discovered the largest sample of metal-poor stars in the inner Galaxy to date. A new result from the PIGS data is that the metal-poor stars rotate more slowly around the Galactic center compared to the more metal-rich stars, and they show larger randomness in their motions as well. Another important contribution from PIGS is the discovery of tens of CEMP stars in the inner Galaxy, where previously only two such stars were known. The new results from this thesis help us to understand the First Stars and the early history of the Milky Way. Ongoing and future large surveys will provide us with a lot of additional data in the coming years. It is an exciting time for the field of Galactic Archaeology. T2 - Galaktische Archäologie mit den ältesten Sternen in der Milchstraße KW - astrophysics KW - stars KW - Milky Way KW - Galactic Archaeology KW - Astrophysik KW - Sterne KW - Milchstraße KW - Galaktische Archäologie Y1 - 2020 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-476022 ER - TY - JOUR A1 - Ilin, Ekaterina A1 - Poppenhäger, Katja A1 - Alvarado-Gómez, Julián David T1 - Localizing flares to understand stellar magnetic fields and space weather in exo-systems JF - Astronomische Nachrichten = Astronomical notes N2 - Stars are uniform spheres, but only to first order. The way in which stellar rotation and magnetism break this symmetry places important observational constraints on stellar magnetic fields, and factors in the assessment of the impact of stellar activity on exoplanet atmospheres. The spatial distribution of flares on the solar surface is well known to be nonuniform, but elusive on other stars. We briefly review the techniques available to recover the loci of stellar flares, and highlight a new method that enables systematic flare localization directly from optical light curves. We provide an estimate of the number of flares we may be able to localize with the Transiting Exoplanet Survey Satellite, and show that it is consistent with the results obtained from the first full sky scan of the mission. We suggest that nonuniform flare latitude distributions need to be taken into account in accurate assessments of exoplanet habitability. KW - stars KW - activity - stars KW - flare - stars KW - magnetic fields - methods KW - data KW - analysis Y1 - 2022 U6 - https://doi.org/10.1002/asna.20210111 SN - 1521-3994 VL - 343 IS - 4 PB - Berlin CY - Wiley-VCH ER - TY - JOUR A1 - Alexoudi, Xanthippi T1 - On the parameter refinement of inflated exoplanets with large radius uncertainty based on TESS observations JF - Astronomische Nachrichten = Astronomical notes N2 - We revisited 10 known exoplanetary systems using publicly available data provided by the transiting exoplanet survey satellite (TESS). The sample presented in this work consists of short period transiting exoplanets, with inflated radii and large reported uncertainty on their planetary radii. The precise determination of these values is crucial in order to develop accurate evolutionary models and understand the inflation mechanisms of these systems. Aiming to evaluate the planetary radius measurement, we made use of the planet-to-star radii ratio, a quantity that can be measured during a transit event. We fit the obtained transit light curves of each target with a detrending model and a transit model. Furthermore, we used emcee, which is based on a Markov chain Monte Carlo approach, to assess the best fit posterior distributions of each system parameter of interest. We refined the planetary radius of WASP-140 b by approximately 12%, and we derived a better precision on its reported asymmetric radius uncertainty by approximately 86 and 67%. We also refined the orbital parameters of WASP-120 b by 2 sigma. Moreover, using the high-cadence TESS datasets, we were able to solve a discrepancy in the literature, regarding the planetary radius of the exoplanet WASP-93 b. For all the other exoplanets in our sample, even though there is a tentative trend that planetary radii of (near-) grazing systems have been slightly overestimated in the literature, the planetary radius estimation and the orbital parameters were confirmed with independent observations from space, showing that TESS and ground-based observations are overall in good agreement. KW - planetary systems KW - techniques KW - photometric KW - stars KW - WASP-140 KW - HAT-P-16 KW - WASP-108 KW - WASP-113 KW - WASP-120 KW - WASP-123 KW - WASP-136 KW - WASP-20 KW - WASP-76 KW - WASP-93 Y1 - 2022 U6 - https://doi.org/10.1002/asna.20224012 SN - 0004-6337 SN - 1521-3994 VL - 343 IS - 3 PB - Wiley-VCH CY - Weinheim ER - TY - JOUR A1 - Charpinet, Stéphane A1 - Brassard, P. A1 - Fontaine, G. A1 - Van Grootel, Valerie A1 - Zong, Weika A1 - Giammichele, N. A1 - Heber, Ulrich A1 - Bognár, Zsófia A1 - Geier, Stephan Alfred A1 - Green, Elizabeth M. A1 - Hermes, J. J. A1 - Kilkenny, D. A1 - Ostensen, R. H. A1 - Pelisoli, Ingrid Domingos A1 - Silvotti, R. A1 - Telting, J. H. A1 - Vuckovic, Maja A1 - Worters, H. L. A1 - Baran, Andrzej S. A1 - Bell, Keaton J. A1 - Bradley, Paul A. A1 - Debes, J. H. A1 - Kawaler, S. D. A1 - Kolaczek-Szymanski, P. A1 - Murphy, S. J. A1 - Pigulski, A. A1 - Sodor, A. A1 - Uzundag, Murat A1 - Handberg, R. A1 - Kjeldsen, H. A1 - Ricker, G. R. A1 - Vanderspek, R. K. T1 - TESS first look at evolved compact pulsators Discovery and asteroseismic probing of the g-mode hot B subdwarf pulsator EC 21494-7018 JF - Astronomy and astrophysics : an international weekly journal N2 - Context. The TESS satellite was launched in 2018 to perform high-precision photometry from space over almost the whole sky in a search for exoplanets orbiting bright stars. This instrument has opened new opportunities to study variable hot subdwarfs, white dwarfs, and related compact objects. Targets of interest include white dwarf and hot subdwarf pulsators, both carrying high potential for asteroseismology. Aims. We present the discovery and detailed asteroseismic analysis of a new g-mode hot B subdwarf (sdB) pulsator, EC 21494-7018 (TIC 278659026), monitored in TESS first sector using 120-s cadence. Methods. The TESS light curve was analyzed with standard prewhitening techniques, followed by forward modeling using our latest generation of sdB models developed for asteroseismic investigations. By simultaneously best-matching all the observed frequencies with those computed from models, we identified the pulsation modes detected and, more importantly, we determined the global parameters and structural configuration of the star. Results. The light curve analysis reveals that EC 21494-7018 is a sdB pulsator counting up to 20 frequencies associated with independent g-modes. The seismic analysis singles out an optimal model solution in full agreement with independent measurements provided by spectroscopy (atmospheric parameters derived from model atmospheres) and astrometry (distance evaluated from Gaia DR2 trigonometric parallax). Several key parameters of the star are derived. Its mass (0.391 +/- 0.009x2006;M-circle dot) is significantly lower than the typical mass of sdB stars and suggests that its progenitor has not undergone the He-core flash; therefore this progenitor could originate from a massive (greater than or similar to 2;M-circle dot) red giant, which is an alternative channel for the formation of sdBs. Other derived parameters include the H-rich envelope mass (0.0037 +/- 0.0010;M-circle dot), radius (0.1694 +/- 0.0081;R-circle dot), and luminosity (8.2 +/- 1.1;L-circle dot). The optimal model fit has a double-layered He+H composition profile, which we interpret as an incomplete but ongoing process of gravitational settling of helium at the bottom of a thick H-rich envelope. Moreover, the derived properties of the core indicate that EC 21494-7018 has burnt similar to 43% (in mass) of its central helium and possesses a relatively large mixed core (M-core;=;0.198 +/- 0.010;M-circle dot), in line with trends already uncovered from other g-mode sdB pulsators analyzed with asteroseismology. Finally, we obtain for the first time an estimate of the amount of oxygen (in mass; X(O)(core) = 0.16(-0.05)(+0.13)X(O)core=0.16-0.05+0.13$ X(mathrm{O})_{mathrm{core}}=0.16_{-0.05}<^>{+0.13} $) produced at this stage of evolution by an helium-burning core. This result, along with the core-size estimate, is an interesting constraint that may help to narrow down the still uncertain C-12(alpha,;gamma)O-16 nuclear reaction rate. KW - asteroseismology KW - stars KW - interiors KW - oscillations KW - horizontal-branch KW - individual KW - TIC 278659026 KW - subdwarfs Y1 - 2019 U6 - https://doi.org/10.1051/0004-6361/201935395 SN - 0004-6361 SN - 1432-0746 VL - 632 PB - EDP Sciences CY - Les Ulis ER - TY - JOUR A1 - Foster, Grace A1 - Poppenhäger, Katja T1 - Identifying interesting planetary systems for future X-ray observations JF - Astronomische Nachrichten = Astronomical notes N2 - X-ray observations of star-planet systems are important to grow our understanding of exoplanets; these observations allow for studies of photoevaporation of the exoplanetary atmosphere, and in some cases even estimations of the size of the outer planetary atmosphere. The German-Russian eROSITA instrument onboard the SRG (Spectrum Roentgen Gamma) mission is performing the first all-sky X-ray survey since the 1990s, and provides X-ray fluxes and spectra of exoplanet host stars over a much larger volume than was accessible before. Using new eROSITA data as well as archival data from XMM-Newton, Chandra, and ROSAT, we estimate mass-loss rates of exoplanets under an energy-limited escape scenario and identify several exoplanets with strong X-ray irradiation and expected mass loss that are amenable to follow-up observations at other wavelengths. We model sample spectra using a toy model of an exoplanetary atmosphere to predict what exoplanet transit observations with future X-ray missions such as Athena will look like and estimate the observable X-ray transmission spectrum for a typical hot Jupiter-type exoplanet. KW - planets and satellites KW - general KW - stars KW - activity KW - coronae KW - planetary systems KW - X-rays Y1 - 2022 U6 - https://doi.org/10.1002/asna.20220007 SN - 1521-3994 VL - 343 IS - 4 PB - Wiley-VCH CY - Berlin ER - TY - JOUR A1 - Fulmer, Leah M. A1 - Gallagher, John S. A1 - Hamann, Wolf-Rainer A1 - Oskinova, Lida A1 - Ramachandran, Varsha T1 - Testing massive star evolution, star-formation history, and feedback at low metallicity BT - photometric analysis of OB stars in the SMC Wing JF - Astronomy and astrophysics : an international weekly journal N2 - Context. The supergiant ionized shell SMC-SGS 1 (DEM 167), which is located in the outer Wing of the Small Magellanic Cloud (SMC), resembles structures that originate from an energetic star-formation event and later stimulate star formation as they expand into the ambient medium. However, stellar populations within and surrounding SMC-SGS 1 tell a different story. Aims. We present a photometric study of the stellar population encompassed by SMC-SGS 1 in order to trace the history of such a large structure and its potential influence on star formation within the low-density, low-metallicity environment of the SMC. Methods. For a stellar population that is physically associated with SMC-SGS 1, we combined near-ultraviolet (NUV) photometry from the Galaxy Evolution Explorer with archival optical (V-band) photometry from the ESO Danish 1.54 m Telescope. Given their colors and luminosities, we estimated stellar ages and masses by matching observed photometry to theoretical stellar isochrone models. Results. We find that the investigated region supports an active, extended star-formation event spanning similar to 25-40 Myr ago, as well as continued star formation into the present. Using a standard initial mass function, we infer a lower bound on the stellar mass from this period of similar to 3 x 10(4) M-circle dot, corresponding to a star-formation intensity of similar to 6 x 10(-3) M-circle dot kpc(-2) yr(-1). Conclusions. The spatial and temporal distributions of young stars encompassed by SMC-SGS 1 imply a slow, consistent progression of star formation over millions of years. Ongoing star formation, both along the edge and interior to SMC-SGS 1, suggests a combined stimulated and stochastic mode of star formation within the SMC Wing. We note that a slow expansion of the shell within this low-density environment may preserve molecular clouds within the volume of the shell, leaving them to form stars even after nearby stellar feedback expels local gas and dust. KW - galaxies KW - stellar content KW - stars KW - formation KW - individual KW - Small KW - Magellanic Cloud Y1 - 2020 U6 - https://doi.org/10.1051/0004-6361/201834314 SN - 0004-6361 SN - 1432-0746 VL - 633 PB - EDP Sciences CY - Les Ulis ER -