TY - THES A1 - Kopf, Markus T1 - Zeeman-Doppler Imaging of active late-type stars T1 - Zeeman-Doppler Imaging von späten aktiven Sternen N2 - Stellare Magnetfelder spielen eine wichtige Rolle bei der Entstehung und Entwicklung von Sternen. Leider entziehen sie sich aber, aufgrund ihrer großen Entfernung zur Erde, einer direkten Beobachtung. Dies gilt zumindest für derzeitige und in naher Zukunft zur Verfügung stehende Instrumente. Um aber beispielsweise zu verstehen, ob Magnetfelder durch einen Dynamoprozess generiert werden oder Überbleibsel der Sternentstehung sind, ist es zwingend erforderlich, die Oberflächenstruktur und die zeitliche Entwicklung von stellaren Feldern zu untersuchen. Glücklicherweise haben wir mit der Dopplerverschiebung sowie der Polarisation von Licht Mittel zur Verfügung, um indirekt die Magnetfeldtopologie entfernter Sternen zu rekonstruieren, wenn auch nur die schnell rotierender. Die auf den beiden genannten Effekten basierende Rekonstruktionsmethode ist unter dem Namen Zeeman-Doppler Imaging (ZDI) bekannt. Sie stellt eine leistungsfähige Methode dar, um aus rotationsverbreiterten Stokes Profilen schnell rotierender Sterne Oberflächenkartierungen der Temperatur und Magnetfeldverteilung zu erstellen. Durch das ZDI konnten in den vergangenen Jahren die Magnetfeldverteilungen zahlreicher Sterne rekonstruiert werden. Diese Methode stellt allerdings sehr hohe Anforderungen sowohl an die Instrumentierung als auch an die Rechenleistung und ist deshalb häufig mit zahlreichen Annahmen und Näherungen verbunden. Ziel dieser Arbeit war es, Methoden für ein ZDI zu entwickeln, das darauf ausgelegt ist, zeitaufgelöste spektropolarimetrische Daten von aktiven späten Sternen zu invertieren. Es sollte also insbesondere den komplexen und lokalen Magnetfeldstrukturen dieser Sterne Rechnung getragen werden. Um die Orientierung und Stärke solcher Felder zuverlässig rekonstruieren zu können, sollte die Inversion im Stande sein, alle vier Stokes-Komponenten einzubeziehen. Ferner war vorgesehen auf vollständigen polarisierten Strahlungstransportmodellierungen aufzubauen. Dies ermöglicht eine simultane und selbstkonsistente Temperatur- und Magnetfeld-Inversion, die damit dem komplexen Zusammenspiel zwischen Temperatur und Magnetfeld gerecht wird. Schließlich sollte die Anwendung eines neu zu entwickelnden ZDI Programms auf Stokes I und V Beobachtungen von II Pegasi (kurz: II Peg) erste Magnefeldkarten dieses sehr aktiven Sterns liefern. Um den hohen Rechenaufwand, der mit der Inversionsmethode einhergeht, besser bewältigen zu können, wurde zunächst eine schnelle Approximationsmethode für den polarisierten Strahlungstransport entwickelt. Sie basiert auf einer Hauptkomponentenanalyse (PCA) sowie auf künstlichen Neuronalen Netzen. Letztere approximieren den funktionalen Zusammenhang zwischen atmosphärischen Parametern und den zugehörigen lokalen Stokes Profilen. Inverse Probleme sind potentiell schlecht gestellt und erfordern in der Regel eine Regularisierung. Der entwickelte Ansatz verwendet eine lokale Entropie, die auf die Besonderheiten bei der Rekonstruktion lokalisierter Magnetfeder eingeht. Ein weiterer neuartiger Ansatz befasst sich mit der Rauschreduktion polarimetrischer Beobachtungsdaten. Er macht sich die Hauptkomponentenanalyse zu Nutze, um mit Hilfe einer Vielzahl beobachteter Spektrallinien, einzelne Linien mit drastisch vergrößertem Signal-zu-Rausch-Verhältnis wieder zu geben. Diese Methode hat gegenüber anderen Multi-Spektrallinien-Verfahren den Vorteil, nach wie vor eine Inversion auf der Basis einzelner Spektrallinien durchführen zu können. Schließlich wurde das Inversionsprogramm iMap entwickelt, das die zuvor genannten Methoden implementiert. Detaillierte Testrechnungen demonstrieren die Funktionsfähigkeit und Genauigkeit der schnellen Synthese-Methode und weisen einen Zeitgewinn von nahezu drei Größenordnungen gegenüber der konventionellen Strahlungstransportberechnung auf. Desweiteren untersuchen wir den Einfluss der verschiedenen Stokes Komponenten (IV bzw. IVQU) auf die Zuverlässigkeit, ein bekanntes Magnetfeld zu rekonstruieren. Damit belegen wir die Zuverlässigkeit unseres Inversionsprogrammes und zeigen darüber hinaus auch Einschränkungen von Magnetfeldinversionen im allgemeinen auf. Eine erste Inversion von Stokes I und V Profilen von II Peg liefert zum ersten Mal für diesen Stern simultan Temperatur- und Magnetfeldverteilungen. N2 - Stellar magnetic fields, as a crucial component of star formation and evolution, evade direct observation at least with current and near future instruments. However investigating whether magnetic fields are generated by a dynamo process or represent relics from the formation process, or whether they show a behavior similar to the sun or something very different, it is essential to investigate their structure and temporal evolution. Fortunately nature provides us with the possibility to indirectly observe surface topologies on distant stars by means of Doppler shift and polarization of light, though not without its challenges. Based on the mentioned effects, the so called Zeeman-Doppler Imaging technique is a powerful method to retrieve magnetic fields from rapid rotating stars based on measurements of spectropolarimetric observations in terms of Stokes profiles. In recent years, a large number of stellar magnetic field distributions could be reconstructed by Zeeman-Doppler Imaging (ZDI). However, the implementation of this method often relies on many approximations because, as an inversion method, it entails enormous computational requirements. The aim of this thesis is to develop methods for a ZDI, designed to invert time-resolved spectropolarimetric data of active late type stars, and to account for the expected complex and small scale magnetic fields on these stars. In order to reliably reconstruct the detailed field orientation and strength, the inversion method is employed to be able to use of all four Stokes components. Furthermore it is based on fully polarized radiative transfer calculations to account for the intricate interplay between temperature and magnetic field. Finally, the application of a newly developed ZDI code to Stokes I and V observations of II Pegasi (short: II Peg) was supposed to deliver the first magnetic surface maps for this highly active star. To accomplish the high computational burden of a radiative transfer based ZDI, we developed a novel approximation method to speed up the inversion process. It is based on Principal Component Analysis and Artificial Neural Networks. The latter approximate the functional mapping between atmospheric parameters and the corresponding local Stokes profiles. Inverse problems, as we are dealing with, are potentially ill-posed and require a regularization method. We propose a new regularization scheme, which implements a local entropy function that accounts for the peculiarities of the reconstruction of localized magnetic fields. To deal with the relatively large noise that is always present in polarimetric data, we developed a multi-line denoising technique based on Principal Component Analysis. In contrast to other multi-line techniques that extract from a large number of spectral lines a sort of mean profile, this method allows to extract individual spectral lines and thus allows for an inversion on the basis of specific lines. All these methods are incorporated in our newly developed ZDI code iMap, which is based on a conjugated gradient method. An in depth validation of our new synthesis method demonstrates the reliability and accuracy of this approach as well as a gain in computation time by almost three orders of magnitude relative to the conventional radiative transfer calculations. We investigated the influence of the different Stokes components (IV / IVQU) on the ability to reconstruct a known synthetic field configuration. In doing so we validate the capability of our inversion code, and we also assess limitations of magnetic field inversions in general. In a first application to II Peg, a K2 IV subgiant, we derived temperature and magnetic field surface distributions from spectropolarimetric data obtained in 2004 and 2007. It gives for the first time simultaneously the temporal evolution of the surface temperature and magnetic field distribution on II Peg. KW - Stellare Aktivität KW - Magnetfelder KW - Polarisation KW - Späte Sterne KW - Oberflächenstrukturen KW - stellar activity KW - magnetic fields KW - polarization KW - late-type stars KW - surface features Y1 - 2008 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-37387 ER - TY - THES A1 - Künstler, Andreas T1 - Spot evolution on the red giant star XX Triangulum T1 - Entwicklung von Sternflecken auf dem roten Riesenstern XX Triangulum N2 - Spots on stellar surfaces are thought to be stellar analogues of sunspots. Thus, starspots are direct manifestations of strong magnetic fields. Their decay rate is directly related to the magnetic diffusivity, which itself is a key quantity for the deduction of an activity cycle length. So far, no single starspot decay has been observed, and thus no stellar activity cycle was inferred from its corresponding turbulent diffusivity. We investigate the evolution of starspots on the rapidly-rotating K0 giant XX Triangulum. Continuous high-resolution and phase-resolved spectroscopy was obtained with the robotic 1.2-m STELLA telescope on Tenerife over a timespan of six years. With our line-profile inversion code iMap we reconstruct a total of 36 consecutive Doppler maps. To quantify starspot area decay and growth, we match the observed images with simplified spot models based on a Monte-Carlo approach. It is shown that the surface of XX Tri is covered with large high-latitude and even polar spots and with occasional small equatorial spots. Just over the course of six years, we see a systematically changing spot distribution with various time scales and morphology such as spot fragmentation and spot merging as well as spot decay and formation. For the first time, a starspot decay rate on another star than the Sun is determined. From our spot-decay analysis we determine an average linear decay rate of D = -0.067±0.006 Gm^2/day. From this decay rate, we infer a turbulent diffusivity of η_τ = (6.3±0.5) x 10^14 cm^2/s and consequently predict an activity cycle of 26±6 years. The obtained cycle length matches very well with photometric observations. Our time-series of Doppler maps further enables to investigate the differential rotation of XX Tri. We therefore applied a cross-correlation analysis. We detect a weak solar-like differential rotation with a surface shear of α = 0.016±0.003. This value agrees with similar studies of other RS CVn stars. Furthermore, we found evidence for active longitudes and flip-flops. Whereas the more active longitude is located in phase towards the (unseen) companion star, the weaker active longitude is located at the opposite stellar hemisphere. From their periodic appearance, we infer a flip-flop cycle of ~2 years. Both activity phenomena are common on late-type binary stars. Last but not least we redetermine several astrophysical properties of XX Tri and its binary system, as large datasets of photometric and spectroscopic observations are available since its last determination in 1999. Additionally, we compare the rotational spot-modulation from photometric and spectroscopic studies. N2 - Sternflecken gelten als stellare Analoga zu Sonnenflecken. Somit sind Sternflecken direkte Erscheinungsformen starker Magnetfelder. Ihre Zerfallsrate ist direkt mit der magnetischen Diffusivität verknüpft, welche selbst ein Maß für die Länge eines Aktivitätszyklus ist. Bislang konnte noch kein Zerfall eines einzelnen Sternflecks beobachtet werden und somit konnte noch kein stellarer Aktivitätszyklus mittels einer aus dem Fleckenzerfall abgeleiteten Diffusivität bestimmt werden. Wir untersuchen die Entwicklung von Sternflecken auf dem schnell rotierenden K0 Riesenstern XX Triangulum. Über einen Zeitraum von sechs Jahren wurden durchgängig hochauflösende Spektren mit dem 1.2-m STELLA Teleskop auf Teneriffa aufgenommen. Mit unserem Inversionscode für Linienprofile (iMap) werden insgesamt 36 Dopplerkarten der Sternoberfläche rekonstruiert. Um sowohl den Zerfall als auch die Entstehung von Sternflecken zu bestimmen, werden die rekonstruierten Dopplerkarten mit vereinfachten Fleckenmodellen mittels einer Monte-Carlo-Methode abgebildet. Es zeigt sich, dass die Oberfläche von XX Tri mit großen Flecken auf hohen und sogar polaren Breiten bedeckt ist sowie gelegentlichen kleineren Flecken nahe des Äquators. Gerade in der Zeitspanne von sechs Jahren sehen wir eine systematische Veränderung der Fleckenverteilung auf unterschiedlichen Zeitskalen und mit unterschiedlicher Morphologie, wie Fleckenaufspaltung und Fleckenvereinigung sowie Fleckenzerfall und Fleckenentstehung. Zum ersten Mal wird die Zerfallsrate eines Sternflecks auf einem anderen Stern als der Sonne bestimmt. Von unserer Fleckenzerfallsanalyse bestimmen wir eine mittlere lineare Zerfallsrate von D = -0.067±0.006 Gm^2/d. Von dieser Zerfallsrate leiten wir eine turbulente Diffusivität von η_τ = (6.3±0.5) x 10^14 cm^2/s ab, und schließen daraus einen Aktivitätszyklus von 26±6 Jahren. Diese Zykluslänge stimmt gut mit photometrischen Beobachtungen überein. Unsere Dopplerkarten ermöglichen zusätzlich die Untersuchung der differentiellen Rotation auf XX Tri, wofür eine Kreuzkorrelationsmethode angewandt wird. Wir detektieren eine schwache sonnenähnliche differentielle Rotation mit einer Oberflächenscherung von α = 0.016±0.003. Dieser Wert stimmt mit vergleichbaren Untersuchungen anderer RS CVn-Sterne überein. Zudem haben wir Anzeichen für aktive Longituden und Flip-Flops gefunden. Während sich die aktivere Longitude in Phase zu dem (nicht sichtbaren) Begleitstern befindet, liegt die schwächere aktive Longitude auf der gegenüberliegenden Hemisphäre. Aus ihrem periodischen Auftreten schließen wir auf einen Flip-Flop-Zyklus von ungefähr zwei Jahren. Beide Aktivitätserscheinungen sind häufig auf Doppelsternen späten Spektraltyps zu finden. Zu guter Letzt bestimmen wir die astrophysikalischen Eigenschaften von XX Tri neu, da seit der letzten Bestimmung im Jahre 1999 große neue Datensätze unterschiedlicher Beobachtungen vorhanden sind. Zusätzlich vergleichen wir die periodische Fleckenmodulation aus photometrischen und spektroskopischen Analysen. KW - stellar physics KW - stellar activity KW - Doppler imaging KW - Sternphysik KW - Sternaktivität KW - Doppler Imaging Y1 - 2015 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-84008 ER - TY - THES A1 - Weber, Michael H. T1 - Robotic telescopes & Doppler imaging : measuring differential rotation on long-period active stars N2 - Auf der Sonne sind viele Phänomene zu sehen die mit der solaren magnetischen Aktivität zusammenhängen. Das dafür zuständige Magnetfeld wird durch einen Dynamo erzeugt, der sich vermutlich am Boden der Konvektionszone in der sogenannten Tachocline befindet. Angetrieben wird der Dynamo teils von der differenziellen Rotation, teils von den magnetischen Turbulenzen in der Konvektionszone. Die differentielle Rotation kann an der Sonnenoberfläche durch beobachten der Sonnenfleckbewegungen gemessen werden.Um einen größeren Parameterraum zum Testen von Dynamotheorien zu erhalten, kann man diese Messungen auch auf andere Sterne ausdehnen. Das primäre Problem dabei ist, dass die Oberflächen von Sternen nicht direkt beobachtet werden können. Indirekt kann man dies jedoch mit Hilfe der Doppler-imaging Methode erreichen, die die Doppler-Verbreitung der Spektrallinien von schnell rotierenden Sternen benützt. Um jedoch ein Bild der Sternoberfläche zu erhalten, bedarf es vieler hochaufgelöster spektroskopischer Beobachtungen, die gleichmäßig über eine Sternrotation verteilt sein müssen. Für Sterne mit langen Rotationsperioden sind diese Beobachtungen nur schwierig durchzuführen. Das neue robotische Observatorium STELLA adressiert dieses Problem und bietet eine auf Dopplerimaging abgestimmte Ablaufplanung der Beobachtungen an. Dies wird solche Beobachtungen nicht nur leichter durchführbar machen, sondern auch effektiver gestalten.Als Vorschau welche Ergebnisse mit STELLA erwartet werden können dient eine Studie an sieben Sternen die allesamt eine lange (zwischen sieben und 25 Tagen) Rotationsperiode haben. Alle Sterne zeigen differentielle Rotation, allerdings sind die Messfehler aufgrund der nicht zufriedenstellenden Datenqualität von gleicher Größenordnung wie die Ergebnisse, ein Problem das bei STELLA nicht auftreten wird. Um die Konsistenz der Ergebnisse zu prüfen wurde wenn möglich sowohl eine Kreuzkorrelationsanalyse als auch die sheared-image Methode angewandt. Vier von diesen sieben Sternen weisen eine differentielle Rotation in umgekehrter Richtung auf als auf der Sonne zu sehen ist. Die restlichen drei Sterne weisen schwache, aber in der Richtung sonnenähnliche differentielle Rotation auf.Abschließend werden diese neuen Messungen mit bereits publizierten Werten kombiniert, und die so erhaltenen Daten auf Korrelationen zwischen differentieller Rotation, Rotationsperiode, Evolutionsstaus, Spektraltyp und Vorhandensein eines Doppelsterns überprüft. Alle Sterne zusammen zeigen eine signifikante Korrelation zwischen dem Betrag der differenziellen Rotation und der Rotationsperiode. Unterscheidet man zwischen den Richtungen der differentiellen Rotation, so bleibt nur eine Korrelation der Sterne mit antisolarem Verhalten. Darüberhinaus zeigt sich auch, dass Doppelsterne schwächer differentiell rotieren. N2 - The sun shows a wide variety of magnetic-activity related phenomena. The magnetic field responsible for this is generated by a dynamo process which is believed to operate in the tachocline, which is located at the bottom of the convection zone. This dynamo is driven in part by differential rotation and in part by magnetic turbulences in the convection zone. The surface differential rotation, one key ingredient of dynamo theory, can be measured by tracing sunspot positions.To extend the parameter space for dynamo theories, one can extend these measurements to other stars than the sun. The primary obstacle in this endeavor is the lack of resolved surface images on other stars. This can be overcome by the Doppler imaging technique, which uses the rotation-induced Doppler-broadening of spectral lines to compute the surface distribution of a physical parameter like temperature. To obtain the surface image of a star, high-resolution spectroscopic observations, evenly distributed over one stellar rotation period are needed. This turns out to be quite complicated for long period stars. The upcoming robotic observatory STELLA addresses this problem with a dedicated scheduling routine, which is tailored for Doppler imaging targets. This will make observations for Doppler imaging not only easier, but also more efficient.As a preview of what can be done with STELLA, we present results of a Doppler imaging study of seven stars, all of which show evidence for differential rotation, but unfortunately the errors are of the same order of magnitude as the measurements due to unsatisfactory data quality, something that will not happen on STELLA. Both, cross-correlation analysis and the sheared image technique where used to double check the results if possible. For four of these stars, weak anti-solar differential rotation was found in a sense that the pole rotates faster than the equator, for the other three stars weak differential rotation in the same direction as on the sun was found.Finally, these new measurements along with other published measurements of differential rotation using Doppler imaging, were analyzed for correlations with stellar evolution, binarity, and rotation period. The total sample of stars show a significant correlation with rotation period, but if separated into antisolar and solar type behavior, only the subsample showing anti-solar differential rotation shows this correlation. Additionally, there is evidence for binary stars showing less differential rotation as single stars, as is suggested by theory. All other parameter combinations fail to deliver any results due to the still small sample of stars available. T2 - Robotic telescopes & Doppler imaging : measuring differential rotation on long-period active stars KW - Teleskop KW - Robotik KW - Differentielle Rotation KW - Tomographie KW - Sternoberfläche KW - Sternaktivität KW - telescope KW - robotic KW - differential rotation KW - tomography KW - stellar surface KW - stellar activity Y1 - 2004 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-0001834 ER - TY - THES A1 - Mallonn, Matthias T1 - Ground-based transmission spectroscopy of three inflated Hot Jupiter exoplanets T1 - Bodengebundene Transmissionsspektroskopie von drei ausgedehnten Hot Jupiter Exoplaneten N2 - The characterization of exoplanets is a young and rapidly expanding field in astronomy. It includes a method called transmission spectroscopy that searches for planetary spectral fingerprints in the light received from the host star during the event of a transit. This techniques allows for conclusions on the atmospheric composition at the terminator region, the boundary between the day and night side of the planet. Observationally a big challenge, first attempts in the community have been successful in the detection of several absorption features in the optical wavelength range. These are for example a Rayleighscattering slope and absorption by sodium and potassium. However, other objects show a featureless spectrum indicative for a cloud or haze layer of condensates masking the probable atmospheric layers. In this work, we performed transmission spectroscopy by spectrophotometry of three Hot Jupiter exoplanets. When we began the work on this thesis, optical transmission spectra have been available for two exoplanets. Our main goal was to advance the current sample of probed objects to learn by comparative exoplanetology whether certain absorption features are common. We selected the targets HAT-P-12b, HAT-P-19b and HAT-P-32b, for which the detection of atmospheric signatures is feasible with current ground-based instrumentation. In addition, we monitored the host stars of all three objects photometrically to correct for influences of stellar activity if necessary. The obtained measurements of the three objects all favor featureless spectra. A variety of atmospheric compositions can explain the lack of a wavelength dependent absorption. But the broad trend of featureless spectra in planets of a wide range of temperatures, found in this work and in similar studies recently published in the literature, favors an explanation based on the presence of condensates even at very low concentrations in the atmospheres of these close-in gas giants. This result points towards the general conclusion that the capability of transmission spectroscopy to determine the atmospheric composition is limited, at least for measurements at low spectral resolution. In addition, we refined the transit parameters and ephemerides of HAT-P-12b and HATP- 19b. Our monitoring campaigns allowed for the detection of the stellar rotation period of HAT-P-19 and a refined age estimate. For HAT-P-12 and HAT-P-32, we derived upper limits on their potential variability. The calculated upper limits of systematic effects of starspots on the derived transmission spectra were found to be negligible for all three targets. Finally, we discussed the observational challenges in the characterization of exoplanet atmospheres, the importance of correlated noise in the measurements and formulated suggestions on how to improve on the robustness of results in future work. N2 - Die Charakterisierung von Exoplaneten ist ein junger und sich schnell entwickelnder Zweig der Astronomie. Eine ihrer Methoden ist die Transmissionsspektroskopie, welche nach spektralen Abdrücken der Planetenatmosphäre im Licht des Muttersterns sucht. Diese Technik macht sich den Umstand zunutze, dass Planeten mit niedriger Bahnneigung einmal pro Umlauf vor ihrem Stern vorbeiziehen, wobei das Sternlicht Teile der Planetenatmosphäre durchläuft. Durch die Auswertung solcher Transitbeobachtungen lässt sich auf die chemische Zusammensetzung der Planetenatmosphäre schließen. Trotz der groβen Herausforderung an die benötigte Messgenauigkeit konnten bereits erste vielversprechende Ergebnisse erzielt werden und Entdeckungen wie zum Beispiel Rayleighstreuung und Absorption von Natrium und Kalium vermeldet werden. Andere Beobachtungen zeigten aber auch gänzlich flache Spektren ohne wellenlängenabhängige Absorption, welche auf eine Wolkenschicht oder Dunst in den Atmosphären hinweisen. In dieser Arbeit führten wir Transmissionsspektroskopie für drei extrasolare Planeten aus der Klasse der heißen Jupiter-artigen Gasriesen durch. Als wir mit unserer Studie begannen, waren erst zwei derartige Objekte erfolgreich auf ihr Spektrum im optischen Wellenlängenbereich untersucht worden. Unser Ziel war es, diese Anzahl zu erhöhen, um herauszufinden, welche spektralen Eigenschaften typisch für diese Exoplaneten sind. Wir wählten drei Objekte aus, für welche die zu erwartenden Messgenauigkeiten ausreichend für signifikante Ergebnisse sind: HAT-P-12b, HAT-P-19b und HAT-P-32b. Zusätzlich unternahmen wir Langzeitbeobachtungen der Muttersterne dieser Planeten, um die Transitbeobachtungen auf einen möglichen Einfluss von Sternaktivität zu korrigieren. Die erzielten Messungen der drei Planeten deuten alle auf Spektren ohne Absorptionslinien hin. Das Fehlen dieser Linien kann durch verschiedene Möglichkeiten zustande kommen, welche für die einzelnen Objekte individuell variieren können. Der Umstand jedoch, dass allen Objekten diese Linien fehlen und dass ähnliche Ergebnisse für weitere Objekte kürzlich in der Literatur publiziert wurden, deutet darauf hin, dass für einen bedeutenden Teil der Exoplaneten die Atmosphären nicht transparent, sondern durch kondensiertes Material optisch undurchlässig sind. Sollte sich dieses Ergebnis durch zukünftige Beobachtungen bestätigen, bedeutet es, dass die Transmissionsspektroskopie als Beobachtungstechnik nur sehr begrenzt für die Charakterisierung dieser Planetenatmosphären nützlich ist. Nur Beobachtungen hochaufgelöster Spektroskopie könnten dann verwertbare Informationen liefern. Weiterhin konnten wir in unserer Arbeit die Transitparameter und Ephemeriden von HAT-P-12b und HAT-P-19b genauer vermessen als es vorherigen Analysen möglich war. Durch unsere Langzeitbeobachtungen konnte die Rotationsperiode von HAT-P-19 bestimmt, sowie das Alter dieses Muttersterns neu berechnet werden. Ebenso leiteten wir Höchstwerte für eine mögliche Veränderlichkeit von HAT-P-12 und HAT-P-32 ab. Wir errechneten die Korrekturen der Transitparameter auf die Einflüsse von Sternaktivität und stellten fest, dass diese die Messergebnisse nicht wesentlich beeinflussen. Unsere Arbeit erlaubte tiefe Einblicke in die technischen Herausforderungen, welche diese Wissenschaft an die Sternbeobachtungen stellt. Wir diskutierten den Einfluss von systematischen Fehlern in den Messreihen und erarbeiteten Empfehlungen, wie die Messergebnisse weiter verbessert werden können. KW - extrasolar planets KW - atmospheric characterization KW - transmission spectroscopy KW - stellar variability KW - stellar activity KW - extrasolare Planeten KW - Charakterisierung Planetenatmosphären KW - Sternaktivität Y1 - 2014 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-74403 ER - TY - THES A1 - Fritzewski, Dario Jasper T1 - From fast to slow rotation in the open clusters NGC 2516 and NGC 3532 T1 - Der Übergang von schneller zu langsamer Rotation in den offenen Sternhaufen NGC 2516 und NGC 3532 N2 - Angular momentum is a particularly sensitive probe into stellar evolution because it changes significantly over the main sequence life of a star. In this thesis, I focus on young main sequence stars of which some feature a rapid evolution in their rotation rates. This transition from fast to slow rotation is inadequately explored observationally and this work aims to provide insights into the properties and time scales but also investigates stellar rotation in young open clusters in general. I focus on the two open clusters NGC 2516 and NGC 3532 which are ~150 Myr (zero-age main sequence age) and ~300 Myr old, respectively. From 42 d-long time series photometry obtained at the Cerro Tololo Inter-American Observatory, I determine stellar rotation periods in both clusters. With accompanying low resolution spectroscopy, I measure radial velocities and chromospheric emission for NGC 3532, the former to establish a clean membership and the latter to probe the rotation-activity connection. The rotation period distribution derived for NGC 2516 is identical to that of four other coeval open clusters, including the Pleiades, which shows the universality of stellar rotation at the zero-age main sequence. Among the similarities (with the Pleiades) the "extended slow rotator sequence" is a new, universal, yet sparse, feature in the colour-period diagrams of open clusters. From a membership study, I find NGC 3532 to be one of the richest nearby open clusters with 660 confirmed radial velocity members and to be slightly sub-solar in metallicity. The stellar rotation periods for NGC 3532 are the first published for a 300 Myr-old open cluster, a key age to understand the transition from fast to slow rotation. The fast rotators at this age have significantly evolved beyond what is observed in NGC 2516 which allows to estimate the spin-down timescale and to explore the issues that angular momentum models have in describing this transition. The transitional sequence is also clearly identified in a colour-activity diagram of stars in NGC 3532. The synergies of the chromospheric activity and the rotation periods allow to understand the colour-activity-rotation connection for NGC 3532 in unprecedented detail and to estimate additional rotation periods for members of NGC 3532, including stars on the "extended slow rotator sequence". In conclusion, this thesis probes the transition from fast to slow rotation but has also more general implications for the angular momentum evolution of young open clusters. N2 - Entgegen anderer Parameter ändert sich der Drehimpuls von kühlen Hauptreihensternen stark und eignet sich daher gut zur Untersuchung der Sternentwicklung. In dieser Arbeit fokussiere ich mich auf junge Hauptreihensterne, von denen einige einen ausgeprägten Übergang in ihren Rotationsperioden aufweisen. Dieser Übergang von schneller zu langsamer Rotation ist empirisch nur unzureichend erforscht und diese Arbeit zielt darauf ab, Einblicke in seine Eigenschaften und Zeitskalen zu geben, sie untersucht aber auch die stellare Rotation in jungen offenen Sternhaufen im Allgemeinen. Ich konzentriere mich auf die beiden offenen Sternhaufen NGC 2516 und NGC 3532, die ~150 Myr (Nullalter-Hauptreihe) bzw. ~300 Myr alt sind. Aus einer 42 Tage langen photometrischen Zeitreihe, die am Cerro Tololo Inter-American Observatory gewonnen wurde, bestimme ich Rotationsperioden in beiden Sternhaufen. Darüber hinaus messe ich mit niedrig auflösender Spektroskopie Radialgeschwindigkeiten und die chromosphärische Emission für Sterne in NGC 3532, erstere um eine sichere Mitgliedschaft zu etablieren und letztere um den Zusammenhang zwischen Rotation und Aktivität zu untersuchen. Die für NGC 2516 abgeleitete Rotationsperiodenverteilung ist identisch mit der von vier anderen gleichaltrigen offenen Sternhaufen, einschließlich der Plejaden, was die Gleichheit und Grundsätzlichkeit der Sternrotation auf der Nullalter-Hauptreihe zeigt. Neben den Ähnlichkeiten (mit den Plejaden) ist die "extended slow rotator sequence" ein neues, universelles, aber seltenes Merkmal in den Farben-Perioden-Diagrammen offener Sternhaufen. Aus einer Mitgliedschaftsstudie geht hervor, dass NGC 3532 mit 660 bestätigten Radialgeschwindigkeitsmitgliedern einer der größten nahen offenen Sternhaufen ist. Zudem weist er eine leicht sub-solare Metallizität auf. Die Rotationsperioden für NGC 3532 sind die ersten, die für einen 300 Myr alten offenen Sternhaufen veröffentlicht wurden, ein wichtiges Alter, um den Übergang von schneller zu langsamer Rotation zu verstehen. Die schnellen Rotatoren in diesem Alter sind deutlich weiter entwickelt als in NGC 2516 beobachtet, was es erlaubt, die Zeitskala für den Drehimpulsverlust abzuschätzen und die Probleme zu untersuchen, die Drehimpulsmodelle bei der Beschreibung dieses Übergangs haben. Die Übergangssequenz ist auch in einem Farben-Aktivitäts-Diagramm von Sternen in NGC 3532 deutlich zu erkennen. Die Synergien zwischen der chromosphärischen Aktivität und den Rotationsperioden erlauben es, den Zusammenhang zwischen intrinsischer Farbe, Aktivität und Rotation für NGC 3532 in einzigartigem Detail zu verstehen und zusätzliche Rotationsperioden für Mitglieder von NGC 3532 abzuschätzen, einschließlich der Sterne auf der "extended slow rotator sequence". Zusammenfassend untersucht diese Arbeit den Übergang von schneller zu langsamer Rotation, hat aber auch allgemeinere Implikationen für die Drehimpulsentwicklung von jungen offenen Sternhaufen. KW - Astronomy KW - Astrophysics KW - cool stars KW - angular momentum loss KW - stellar rotation KW - photometry KW - spectroscopy KW - gyrochronology KW - chromospheric activity KW - stellar activity KW - open cluster KW - NGC 2516 KW - NGC 3532 KW - Astronomie KW - Astrophysik KW - NGC 2516 KW - NGC 3532 KW - Drehimpulsverlust KW - chromospherische Aktivität KW - kühle Sterne KW - Gyrochronologie KW - offener Sternhaufen KW - Photometrie KW - Spektroskopie KW - stellare Aktivität KW - stellare Rotation Y1 - 2021 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-531356 ER -