TY - THES A1 - Keles, Engin T1 - Atmospheric properties and dynamics of gaseous exoplanets inferred from high-resolution alkali line transmission spectroscopy N2 - The characterization of exoplanets applying high-resolution transmission spectroscopy ini- tiated a new era making it possible to trace atmospheric signature at high altitudes in exoplanet atmospheres and to determine atmospheric properties which enrich our under- standing of the formation and evolution of the solar system. In contrast to what is observed in our solar system, where gaseous planets orbit at wide orbits, Jupiter type exoplanets were detected in foreign stellar systems surrounding their host stars within few days, in close orbits, the so called hot- and ultra-hot Jupiters. The most well studied ones are HD209458b and HD189733b, which are the first exoplanets where absorption is detected in their atmospheres, namely from the alkali line sodium. For hot Jupiters, the resonant alkali lines are the atmospheric species with one of the strongest absorption signatures, due to their large absorption cross-section. However, al- though the alkali lines sodium and potassium were detected in low-resolution observations for various giant exoplanets, potassium was absent in different high-resolution investiga- tions in contrast to sodium. The reason for this is quite puzzling, since both alkalis have very similar physical and chemical properties (e.g. condensation and ionization proper- ties). Obtaining high-resolution transit observations of HD189733b and HD209458b, we were able to detect potassium on HD189733b (Manuscript 1), which was the first high-resolution detection of potassium on an exoplanet. The absence of potassium on HD209458b could be reasoned by depletion processes, such as condensation or photo-ionization or high-altitude clouds. In a further study (Manuscript II), we resolved the potassium line and compared this to a previously detected sodium absorption on this planet. The comparison showed, that the potassium lines are either tracing different altitudes and temperatures compared to the sodium lines, or are depleted so that the planetary Na/K- ratio is way larger than the stellar one. A comparison of the alkali lines with synthetic line profiles showed that the sodium lines were much broader than the potassium lines, probably being induced by winds. To investigate this, the effect of zonal streaming winds on the sodium lines on Jupiter-type planets is investigated in a further study (Manuscript III), showing that such winds can significantly broaden the Na- lines and that high-resolution observations can trace such winds with different properties. Furthermore, investigating the Na-line observations for different exoplanets, I showed that the Na-line broadening follows a trend with cooler planets showing stronger line broadening and so hinting on stronger winds, matching well into theoretical predictions. Each presented manuscript depends on the re- sults published within the previous manuscript, yielding a unitary study of the exoplanet HD189733b. The investigation of the potassium absorption required to account for different effects: The telluric lines removal and the effect of center-to-limb variation (see Manuscript I), the residual Rossiter-Mc-Laughlin effect (see Manuscript II) and the broadening of spectral lines on a translucent atmospheric ring by zonal jet streams (see Manuscript III). This thesis shows that high-resolution transmission spectroscopy is a powerful tool to probe sharp alkali line absorption on giant exoplanet atmospheres and to investigate on the properties and dynamics of hot Jupiter type atmospheres. KW - planets and satellites: atmospheres KW - planets and satellites: composition KW - planets and satellites: gaseous planets KW - exoplanets Y1 - 2021 ER - TY - THES A1 - Bounama, Christine T1 - Thermische Evolution und Habitabilität erdähnlicher Exoplaneten T1 - Thermal evolution and habitability of terrestrial exoplanets N2 - In der vorliegenden Arbeit werden Methoden der Erdsystemanalyse auf die Untersuchung der Habitabilität terrestrischer Exoplaneten angewandt. Mit Hilfe eines parametrisierten Konvektionsmodells für die Erde wird die thermische Evolution von terrestrischen Planeten berechnet. Bei zunehmender Leuchtkraft des Zentralsterns wird über den globalen Karbonat-Silikat-Kreislauf das planetare Klima stabilisiert. Für eine photosynthetisch-aktive Biosphäre, die in einem bestimmten Temperaturbereich bei hinreichender CO2-Konzentration existieren kann, wird eine Überlebenspanne abgeschätzt. Der Abstandsbereich um einen Stern, in dem eine solche Biosphäre produktiv ist, wird als photosynthetisch-aktive habitable Zone (pHZ) definiert und berechnet. Der Zeitpunkt, zu dem die pHZ in einem extrasolaren Planetensystem endgültig verschwindet, ist die maximale Lebenspanne der Biosphäre. Für Supererden, massereiche terrestrische Planeten, ist sie umso länger, je massereicher der Planet ist und umso kürzer, je mehr er mit Kontinenten bedeckt ist. Für Supererden, die keine ausgeprägten Wasser- oder Landwelten sind, skaliert die maximale Lebenspanne mit der Planetenmasse mit einem Exponenten von 0,14. Um K- und M-Sterne ist die Überlebensspanne einer Biosphäre auf einem Planeten immer durch die maximale Lebensspanne bestimmt und nicht durch das Ende der Hauptreihenentwicklung des Zentralsterns limitiert. Das pHZ-Konzept wird auf das extrasolare Planetensystem Gliese 581 angewandt. Danach könnte die 8-Erdmassen-Supererde Gliese 581d habitabel sein. Basierend auf dem vorgestellten pHZ-Konzept wird erstmals die von Ward und Brownlee 1999 aufgestellte Rare-Earth-Hypothese für die Milchstraße quantifiziert. Diese Hypothese besagt, dass komplexes Leben im Universum vermutlich sehr selten ist, wohingegen primitives Leben weit verbreitet sein könnte. Unterschiedliche Temperatur- und CO2-Toleranzen sowie ein unterschiedlicher Einfluss auf die Verwitterung für komplexe und primitive Lebensformen führt zu unterschiedlichen Grenzen der pHZ und zu einer unterschiedlichen Abschätzung für die Anzahl der Planeten, die mit den entsprechenden Lebensformen besiedelt sein könnten. Dabei ergibt sich, dass komplex besiedelte Planeten heute etwa 100-mal seltener sein müssten als primitiv besiedelte. N2 - In this thesis methods of Earth system analysis are applied to the investigation of the habitability of terrestrial exoplanets. With the help of parameterized convection models for the Earth the thermal evolution of terrestrial planets is calculated. Under increasing central star luminosity the global carbonate-silicate cycle stabilizes the planetary climate. The life span of a photosynthetic-active biosphere existing in a certain temperature interval under adequate CO2 concentration is estimated. The range of orbital distances within which such a biosphere is productive is defined as the photosynthetic-active habitable zone (pHZ) and is calculated. The maximum life span of the biosphere is the point in time when the pHZ of an extrasolar planetary system finally disappears. For super-Earths, i.e. massive terrestrial planets, it is as longer as more massive the planet is and as shorter as more the planet is covered with continents. For super-Earths, which are not pronounced land or water worlds, the maximum life span scales with the planetary mass with an exponent of 0.14. The life span of the biosphere on a planet around K- or M-stars is always determined by the maximum life span and not limited by the end of the main-sequence evolution of the central star. The pHZ approach is applied to the extrasolar planetary system Gliese 581. Accordingly the super-Earth of 8 Earth masses Gliese 581d could be habitable. Based on the presented pHZ concept the Rare Earth Hypothesis established by Ward and Brownlee 1999 is quantified for the Milky Way. This hypothesis claims that complex life may be very rare in the Universe while primitive life is likely common and widespread. Different temperature and CO2 tolerances as well as a different influence on weathering of complex and primitive life forms result different boundaries of the pHZ and a different estimate of the number of planets potentially harboring these different life forms. It arises that planets with complex life might be 100 times rarer than primitive life bearing planets. KW - thermische Evolution KW - Habitabilität KW - Exoplaneten KW - Astrobiologie KW - thermal evolution KW - habitability KW - exoplanets KW - astrobiology Y1 - 2007 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-16486 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 - Foster, Mary Grace T1 - X-Ray studies of exoplanet systems N2 - X-rays are integral to furthering our knowledge of exoplanetary systems. In this work we discuss the use of X-ray observations to understand star-planet interac- tions, mass-loss rates of an exoplanet’s atmosphere and the study of an exoplanet’s atmospheric components using future X-ray spectroscopy. The low-mass star GJ 1151 was reported to display variable low-frequency radio emission, which is an indication of coronal star-planet interactions with an unseen exoplanet. In chapter 5 we report the first X-ray detection of GJ 1151’s corona based on XMM-Newton data. Averaged over the observation, we detect the star with a low coronal temperature of 1.6 MK and an X-ray luminosity of LX = 5.5 × 1026 erg/s. This is compatible with the coronal assumptions for a sub-Alfvénic star- planet interaction origin of the observed radio signals from this star. In chapter 6, we aim to characterise the high-energy environment of known ex- oplanets and estimate their mass-loss rates. This work is based on the soft X-ray instrument on board the Spectrum Roentgen Gamma (SRG) mission, eROSITA, along with archival data from ROSAT, XMM-Newton, and Chandra. We use these four X-ray source catalogues to derive X-ray luminosities of exoplanet host stars in the 0.2-2 keV energy band. A catalogue of the mass-loss rates of 287 exoplan- ets is presented, with 96 of these planets characterised for the first time using new eROSITA detections. Of these first time detections, 14 are of transiting exoplanets that undergo irradiation from their host stars that is of a level known to cause ob- servable evaporation signals in other systems, making them suitable for follow-up observations. In the next generation of space observatories, X-ray transmission spectroscopy of an exoplanet’s atmosphere will be possible, allowing for a detailed look into the atmospheric composition of these planets. In chapter 7, 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. We then estimate the observable X-ray transmission spectrum for a typical Hot Jupiter-type exoplanet, giving us insights into the advances in X-ray observations of exoplanets in the decades to come. N2 - Röntgenstrahlen sind ein wesentlicher Bestandteil, um unser Wissen über extrasolare Planetensysteme zu vertiefen und zu erweitern. In dieser Arbeit erörtern wir den Einsatz von Röntgenbeobachtungen zum Verständnis von Stern-Planeten-Interaktionen, der Abschätzung von Massenverlustraten von Exoplanetenatmosphären und die Untersuchung der atmosphärischen Komponenten eines Exoplaneten mithilfe zukünftiger Röntgenspektroskopie. Beobachtungen des massearmen Sterns GJ 1151 deuten auf eine variable Emission niederfrequenter Radiostrahlung hin, was als Indiz für koronale Stern-Planeten-Wechselwirkungen mit einem unsichtbaren Exoplaneten angesehen wird. In Kapitel 5 berichten wir über den ersten Röntgennachweis der Korona von GJ 1151, basierend auf XMM-Newton Daten. Über die gesamte Beobachtungsdauer gemittelt, weisen wir den Stern mit einer niedrigen koronalen Temperatur von 1,6 MK und einer Röntgenluminosität von LX = 5, 5 ◊ 1026 erg/s nach. Dieser Nachweis im Röntgenlicht ist kompatibel mit der Annahme, dass sub-Alfvénische Wechselwirkungen zwischen stellarer Corona und Exoplanet die Ursache für die beobachteten Radiosignale des Sterns sind. Kapitel 6 zielt darauf ab, die hochenergetische Umgebung bekannter Exoplaneten zu charakterisieren und die Massenverlustraten der Planetenatmosphären abzuschätzen. Diese Arbeit basiert auf neu gewonnenen Daten des Instruments für weiche Röntgenstrahlung an Bord der Spectrum Roentgen Gamma (SRG) Mission, eROSITA, und wird komplementiert von Archivdaten von ROSAT, XMM-Newton und Chandra. Mithilfe dieser vier Röntgenquellenkataloge vermessen wir die Röntgenhelligkeit der Zentralsterne von bekannten Exoplanetensytemen im Energiebereich von 0,2-2 keV. Die Ergebnisse sind zusammen mit den errechneten Massenverlustraten von 287 Exoplaneten in einem Katalog zusammengefasst, darunter 96 Planeten, die zum ersten Mal durch neue eROSITA-Nachweise charakterisiert wurden. Bei 14 dieser Erstnachweise handelt es sich um transitierende Exoplaneten, die von ihrem Heimatstern so stark bestrahlt werden, dass beobachtbare Signale, ausgelöst durch die Verdampfung ihrer Atmosphäre, zu erwarten sind. Speziell diese Systeme eignen sich besonders für Folgebeobachtungen. Mit der nächsten Generation von Weltraumobservatorien wird die Röntgentransmissionsspektroskopie von extrasolaren Planetenatmosphären möglich sein, was nie dagewesene Details über die atmosphärische Zusammensetzung dieser Planeten ans Licht bringen wird. In Kapitel 7 modellieren wir Transmissionsspektren mithilfe eines vereinfachten Modells einer Exoplanetenatmosphäre um vorherzusagen, wie Transitbeobachtungen von Exoplaneten mit zukünftigen Röntgenmissionen wie Athena aussehen werden. Wir schätzen dann das beobachtbare Röntgentransmissionsspektrum für einen typischen Exoplaneten vom Typ Hot Jupiter ab, was uns einen Einblick in die zu erwartenden Fortschritte bei der Röntgenbeobachtung von Exoplaneten in den kommenden Jahrzehnten gibt. KW - exoplanets KW - x-rays KW - stellar physics KW - Exoplaneten KW - Röntgenstrahlen KW - stellare Physik Y1 - 2022 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-562152 PB - xiii, 92 ER - TY - THES A1 - Alexoudi, Xanthippi T1 - Clarifying the discrepant results in the characterization of exoplanetary atmospheres T1 - Klärung der widersprüchlichen Ergebnisse bei der Charakterisierung von exoplaneten Atmosphären N2 - Planets outside our solar system, so-called "exoplanets", can be detected with different methods, and currently more than 5000 exoplanets have been confirmed, according to NASA Exoplanet Archive. One major highlight of the studies on exoplanets in the past twenty years is the characterization of their atmospheres usingtransmission spectroscopy as the exoplanet transits. However, this characterization is a challenging process and sometimes there are reported discrepancies in the literature regarding the atmosphere of the same exoplanet. One potential reason for the observed atmospheric inconsistencies is called impact parameter degeneracy, and it is highly driven by the limb darkening effect of the host star. A brief introductionto those topics in presented in chapter 1, while the motivation and objectives of thiswork are described in chapter 2.The first goal is to clarify the origin of the transmission spectrum, which is anindicator of an exoplanet’s atmosphere; whether it is real or influenced by the impactparameter degeneracy. A second goal is to determine whether photometry from space using the Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS), could improve on the major parameters, which are responsible for the aforementioned degeneracy, of known exoplanetary systems. Three individual projects were conducted in order toaddress those goals. The three manuscripts are presented, in short, in the manuscriptoverview in chapter 3.More specifically, in chapter 4, the first manuscript is presented, which is an ex-tended investigation on the impact parameter degeneracy and its application onsynthetic transmission spectra. Evidently, the limb darkening of the host star isan important driver for this effect. It keeps the degeneracy persisting through different groups of exoplanets, based on the uncertainty of their impact parameter and on the type of their host star. The second goal, was addressed in the second and third manuscripts (chapter 5 and chapter 6 respectively). Using observationsfrom the TESS mission, two samples of exoplanets were studied; 10 transiting inflated hot-Jupiters and 43 transiting grazing systems. Potentially, the refinement or confirmation of their major system parameters’ measurements can assist in solving current or future discrepancies regarding their atmospheric characterization.In chapter 7 the conclusions of this work are discussed, while in chapter 8 itis proposed how TESS’s measurements can be able to discern between erroneousinterpretations of transmission spectra, especially on systems where the impact parameter degeneracy is likely not applicable. N2 - Planeten außerhalb unseres Sonnensystems, sogenannte Exoplaneten", lassen sichmit verschiedenen Methoden aufspüren, und nach Angaben des NASA ExoplanetArchive wurden bisher mehr als 5000 Exoplaneten bestätigt. Ein großer Höhepunktder Studien über Exoplaneten in den letzten zwanzig Jahren ist die Charakterisierung ihrer Atmosphäre mit Hilfe der Methode der Transmissionsspektroskopie. Diese Charakterisierung ist jedoch ein schwieriger Prozess, und manchmal wird in derLiteratur für den gleichen Planeten unterschiedliche Resultate bezüglich seiner Systemparameter gezeigt. Ein möglicher Grund für die beobachteten atmosphärischen Unstimmigkeiten könnte durch die Entartung des Impaktparameters herrühren, diein hohem Maße durch den Verdunkelungseffekt des Muttersterns beeinflusst wird.Eine kurze Einführung in diese Themen wird in Kapitel 1 gegeben, während die Motivation und die Ziele dieser Arbeit in Kapitel 2 beschrieben werden.Das erste Ziel dieser Arbeit ist die Klärung der Herkunft von Merkmalen im Transmissionsspektrum, die Indikatoren für die Atmosphäre eines Exoplaneten sind; obsie real sind oder durch die Entartung des Impaktparameters beeinflusst werden. Einzweites Ziel ist es, festzustellen, ob die Photometrie aus dem Weltraum mit Hilfe desTransiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) die atmosphärischen Systemparameter bekannter Exoplanetensysteme verbessern könnte. Drei Einzelprojekte wurdendurchgeführt, um diese Ziele zu erreichen. Die drei Manuskripte werden in der Manuskriptübersicht in Kapitel 3 kurz vorgestellt.Genauer gesagt, wird in Kapitel 4 das erste Manuskript vorgestellt, welches eineerweiterte Untersuchung der Entartung des Impaktparameters und seine Anwendungauf synthetische Transmissionsspektren darstellt. Offensichtlich ist die Randverdunkelung des Muttersterns ein wichtiger Treiber für diesen Effekt. Sie sorgt dafür, dass die Entartung über verschiedene Gruppen von Exoplaneten, die auf der Unsicherheitihrer Impaktparameters und dem Typ ihres Muttersterns beruhen, auftaucht. Daszweite Ziel wurde im zweiten und dritten Manuskript behandelt (Kapitel 5 und Kapitel 6, jeweils). Anhand von Beobachtungen der TESS-Mission wurden zwei Populationen von Exoplaneten untersucht: zehn transitierende, aufgeblähte heiße-Jupiter Planeten und 43 nicht-zentral transitierende. Möglicherweise kann die Verbesserungoder Bestätigung der Messungen der wichtigsten Systemparameter dazu beitragen,aktuelle oder zukünftige Diskrepanzen bei der Charakterisierung ihrer Atmosphärezu lösen.In Kapitel 7 werden die Schlussfolgerungen dieser Arbeit erörtert, während inKapitel 8 diskutiert wird, wie die Messungen von TESS in der Lage sein können,zwischen fehlerhaften Interpretationen von Transmissionsspektren zu unterscheiden,insbesondere bei Systemen, bei denen die Entartung des Impaktparameters wahrscheinlich nicht zutrifft. KW - Exoplaneten KW - exoplanets KW - atmosphere KW - Atmosphäre KW - photometry KW - Photometrie KW - transmission spectroscopy KW - Transmissionsspektroskopie KW - observations with TESS KW - Beobachtungen mit TESS Y1 - 2023 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-605659 ER - TY - THES A1 - Ketzer, Laura T1 - The impact of stellar activity evolution on atmospheric mass loss of young exoplanets T1 - Der Einfluss der stellaren Aktivitätsentwicklung auf den atmosphärischen Massenverlust von jungen Exoplaneten N2 - The increasing number of known exoplanets raises questions about their demographics and the mechanisms that shape planets into how we observe them today. Young planets in close-in orbits are exposed to harsh environments due to the host star being magnetically highly active, which results in high X-ray and extreme UV fluxes impinging on the planet. Prolonged exposure to this intense photoionizing radiation can cause planetary atmospheres to heat up, expand and escape into space via a hydrodynamic escape process known as photoevaporation. For super-Earth and sub-Neptune-type planets, this can even lead to the complete erosion of their primordial gaseous atmospheres. A factor of interest for this particular mass-loss process is the activity evolution of the host star. Stellar rotation, which drives the dynamo and with it the magnetic activity of a star, changes significantly over the stellar lifetime. This strongly affects the amount of high-energy radiation received by a planet as stars age. At a young age, planets still host warm and extended envelopes, making them particularly susceptible to atmospheric evaporation. Especially in the first gigayear, when X-ray and UV levels can be 100 - 10,000 times higher than for the present-day sun, the characteristics of the host star and the detailed evolution of its high-energy emission are of importance. In this thesis, I study the impact of stellar activity evolution on the high-energy-induced atmospheric mass loss of young exoplanets. The PLATYPOS code was developed as part of this thesis to calculate photoevaporative mass-loss rates over time. The code, which couples parameterized planetary mass-radius relations with an analytical hydrodynamic escape model, was used, together with Chandra and eROSITA X-ray observations, to investigate the future mass loss of the two young multiplanet systems V1298 Tau and K2-198. Further, in a numerical ensemble study, the effect of a realistic spread of activity tracks on the small-planet radius gap was investigated for the first time. The works in this thesis show that for individual systems, in particular if planetary masses are unconstrained, the difference between a young host star following a low-activity track vs. a high-activity one can have major implications: the exact shape of the activity evolution can determine whether a planet can hold on to some of its atmosphere, or completely loses its envelope, leaving only the bare rocky core behind. For an ensemble of simulated planets, an observationally-motivated distribution of activity tracks does not substantially change the final radius distribution at ages of several gigayears. My simulations indicate that the overall shape and slope of the resulting small-planet radius gap is not significantly affected by the spread in stellar activity tracks. However, it can account for a certain scattering or fuzziness observed in and around the radius gap of the observed exoplanet population. N2 - Die steigende Anzahl bekannter Exoplaneten wirft Fragen zu ihrer Demografie und den Mechanismen auf, die Planeten in ihre heutige beobachtete Form bringen. Junge Planeten, die sehr nah um ihren Wirtsstern kreisen, sind extremen Umgebungen ausgesetzt, da der Stern eine hohe magnetische Aktivität aufweist. Das führt wiederum dazu, dass der Planet einer enormen Röntgen- und Extrem-UV-Strahlung ausgesetzt ist. Ist der Planet über einen längeren Zeitraum dieser intensiven photoionisierenden Strahlung ausgesetzt, kann dies dazu führen, dass Planetenatmosphären sich aufheizen, ausdehnen und durch einen hydrodynamischen Entweichungsprozess namens Photoevaporation ins All entweichen, sozusagen verdampfen. Bei Planeten, in der Größenordnung von Super-Erden und Sub-Neptunen, kann dies sogar zur vollständigen Erosion ihrer Ur-Atmosphären führen. Ein interessanter Faktor, der für diesen Massenverlustprozess eine Rolle spielt, ist die Aktivitätsentwicklung des Wirtssterns. Die Rotation eines Sterns, die den Dynamo und damit die magnetische Aktivität antreibt, ändert sich im Laufe der Lebensdauer eines Sterns erheblich. Dies hat einen starken Einfluss auf die Menge der hochenergetischen Strahlung, den ein Planet mit zunehmendem Alter des Sterns empfängt. In jungen Jahren besitzen Planeten noch warme und ausgedehnte Hüllen, was sie besonders anfällig für atmosphärische Verdunstung macht. Insbesondere in den ersten Gigajahren, wenn die Röntgen- und UV-Strahlung 100 - 10,000 Mal höher sein kann als bei der heutigen Sonne, sind die Eigenschaften des Wirtssterns und die detaillierte Entwicklung seiner hochenergetischen Emission von Bedeutung. In dieser Arbeit untersuche ich die Auswirkungen der Entwicklung der stellaren Aktivität auf den durch hochenergetische Strahlung verursachten atmosphärischen Massenverlust junger Exoplaneten. Der PLATYPOS-Code wurde im Rahmen dieser Arbeit entwickelt, um die photoevaporativen Massenverlustraten für verschiedene stellare Alter zu berechnen. Der Code verknüpft parametrisierte Planetenmasse-Radius-Beziehungen mit einem analytischen Modell für den hydrodynamischen Massenverlust. Er wurde zusammen mit Chandra- und eROSITA-Röntgenbeobachtungen dazu verwendet, den zukünftigen Massenverlust der beiden jungen Mehrplanetensysteme V1298 Tau und K2-198 zu untersuchen. Darüber hinaus wurde in einer numerischen Ensemblestudie erstmals der Effekt einer realistischen Verteilung von stellaren Aktivitäts-Tracks auf das sogenannte Radius-Tal bei kleinen Planeten untersucht. Die Arbeiten in dieser Dissertation zeigen, dass für einzelne Systeme, insbesondere wenn die Planetenmassen unbestimmt sind, der Unterschied zwischen einem jungen Wirtsstern, der einem Track mit niedriger Aktivität gegenüber einem solchen mit hoher Aktivität folgt, gravierende Auswirkungen haben kann: Die genaue Form der Aktivitätsentwicklung kann darüber entscheiden, ob ein Planet einen Teil seiner Atmosphäre behält oder seine Hülle vollständig verliert und nur den nackten Gesteinskern behält. Für ein Ensemble von simulierten Planeten ändert eine durch Beobachtungen motivierte Verteilung von Aktivitäts-Tracks die endgültige Radiusverteilung der Planeten nach mehreren Gigajahren nicht wesentlich. Meine Simulationen deuten darauf hin, dass die Form und Steigung des sich ergebenden Radius-Tals bei Kleinplaneten nicht wesentlich von der Streuung der stellaren Aktivitäts-Tracks beeinflusst wird. Eine gewisse Streuung oder Unschärfe im Radius-Tal der beobachteten Exoplanetenpopulation kann damit allerdings durchaus erklärt werden. KW - Exoplaneten KW - star-planet interaction KW - stellar physics KW - exoplanets KW - exoplanet atmospheres KW - Sternphysik KW - Stern-Planeten-Wechselwirkung KW - Exoplanetenatmosphären Y1 - 2024 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-626819 ER -