Hunting for extrasolar planets around K-giants [Elektronische Ressource] / vorgelegt von Michaela P. Döllinger

Michaela Döllinger

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• Astronomie

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• Publié par: ludwig-maximilians-universitat_munchen
• Publié le: 01 janvier 2008
• Nombre de lectures: 9
• Langue: English
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Extrait

Hunting for extrasolar planets
around K giants
DISSERTATION
der Fakult¨at fu¨r Physik
der Ludwig-Maximilians-Universit¨at Mu¨nchen
zur Erlangung des Grades
Doktor der Naturwissenschaften
Dr. rer. nat.
vorgelegt von
¨MICHAELA P. DOLLINGER
aus Regensburg
Mu¨nchen, Ma¨rz 2008.
1. Gutachter: Priv.-Doz. Dr. A. Weiss
2. Gutachter: Prof. Dr. A. Burkert
Tag der mu¨ndlichen Pru¨fung: 25. November 2008“If we are alone in the universe,
then it is an awful waste of space.”
(Carl Sagan)ivAbstract
G–KgiantsareaclassofstarsthathostextrasolarplanetsindicatedbyRadialVelocity
(RV) variations in the stellar spectra. These stars show evidence of stellar oscillations
(the so-called short-term RV variability) which can be used to determine additional
properties of the stars. For a sample of 62 very bright K giants, spectra in the visual
range with and without an iodine cell were obtained with the high resolution coud´e
echelle spectrograph mounted on the 2m telescope of the Thu¨ringer Landessternwarte
Tautenburg (TLS).
After the raw data reduction including bias-subtraction, flat-fielding and extraction
using Image Reduction and Analysis Facility (IRAF) routines, precise RVs were cal-
culated. For this purpose the resulting iodine absorption spectrum is superposed on
top of the stellar spectrum to guarantee a stable wavelength reference against which
−1the stellarRV is measuredobtainingaRV accuracyof 3–5ms . After around3years
the statisticsofthe Tautenburgsurveyreflectsthe resultof the discriminationbetween
the different types of RV variability in the whole star sample. 13 K giants (21 %) be-
long to binary systems. Only 2 stars (3 %) show a “constant” RV behaviour. 17 stars
(27 %) exhibit short-period RV variations possibly due to stellar oscillations. 6 stars
(10 %) exhibit low-amplitude, long-term RV variations most likely due to planetary
companions. Fortheremaining24Kgiants(39%)thecauseofRVvariationsisstillun-
defined: possibly caused by stellar oscillations and/or rotational modulation as well as
by planetary companions. Setiawanet al. (2004a)found comparableresults in a study
with the Fiber-fed Extended Range Optical Spectrograph (FEROS) in the southern
hemisphere. Bothstudiesseemtoindicate,incontrasttowhatisobservedamongMain
Sequence (MS) stars, that giant planets around giant stars are fairly common and do
not favour metal-rich stars. From the published exoplanets only a small fraction (15)
are giants, in contrast to the dominating MS stars. The reason for this is that the
number of K giants so far surveyed is rather small in comparisonto the monitored MS
stars. Adding to my sample the 14 extrasolar planets from the literature, published
by other authors, the first extended sample of hosting K giants is now available. To
confirm the planetary companion candidates, the HIPPARCOS photometry and the
Hα activity was studied.
Furthermoreforthe wholeTautenburgsamplespectrawithout the iodinecell andwith
a high Signal-to-Noise ratio (S/N≥ 120) were taken to determine the Fe abundances
[Fe/H] and other atmospheric stellar parameters such as the effective temperature
T , the logarithmic surface gravity logg and the microturbulence velocity ξ from theeff
spectra. The derived values are in very good agreement with the available literature
values. The mass, radius and age of each star were determined by utilising theoretical
isochrones and a modified version of J/orgensen & Lindegren’s (2005) method. There
exists an Age-Metallicity Relation (AMR) for my sample stars.
vviZusammenfassung
Riesen der Spektraltypen G–K sind eine Sternklasse, die Exoplaneten besitzen. Die
Exoplaneten werden durch Radialgeschwindigkeitsa¨nderungen in den Sternspektren
angezeigt. Diese Sterne zeigen aber auch Hinweise auf stellare Oszillationen (sog.
kurzzeitige Radialgeschwindigkeitsver¨anderung), die genutzt werden, um zusa¨tzliche
Eigenschaften des Sterns zu bestimmen. Fu¨r eine Stichprobe von 62 sehr hellen K
Riesen wurden Spektren im sichtbaren Wellenl¨angenbereichmit und ohne Jodzelle mit
demhochaufl¨osendenCoud´eEchellespektrographenaufgenommen,deram2mTeleskop
der Thu¨ringer Landessternwarte Tautenburg (TLS) montiert ist.
Nach der Rohdatenaufbereitung (Biassubtraktion, Flatfielding und Extraktion), aus-
gefu¨hrt unter Verwendung von Image Reduction and Analysis Facility (IRAF) Rou-
tinen, wurden pr¨azise Radialgeschwindigkeiten berechnet. Zu diesem Zweck ist das
resultierende Jodabsorptionsspektrum dem Sternspektrum u¨berlagert, um eine stabile
Wellenl¨angenreferenz zu garantieren, gegen die dann die Radialgeschwindigkeit des
−1Sterns gemessen wird. Bei dieser Messmethode wird eine Genauigkeit von 3–5 ms
erreicht. Nachetwa3JahrenspiegeltdieStatistikdesTautenburgprogrammsdieunter-
schiedlichen Gru¨nde fu¨r die Radialgeschwindigkeitsa¨nderungenin der gesamten Stern-
stichprobe wider. 13 K Riesen (21 %) geho¨ren zu Doppelsternsystemen. Nur 2 Sterne
(3%)zeigenein“konstantes”VerhaltenderRadialgeschwindigkeit. 17KRiesen(27%)
zeigen m¨oglicherweise kurzperiodische Radialgeschwindigkeitsa¨nderungen verursacht
durch stellare Oszillationen. 6 Sterne (10 %) zeigen langfristige Ver¨anderungen der
RadialgeschwindigkeitvonniedrigerAmplitude,diewahrscheinlichdurchplanetareBe-
gleiterverursachtwerden. Dieverbleibenden24KRiesen(39%)zeigenm¨oglicherweise
Radialgeschwindigkeits¨anderungen verursacht durch stellare Oszillationen und/oder
Rotationsmodulation sowie planetare Begleiter. Setiawan et al. (2004a) fand ver-
gleichbareErgebnissein einerStudiemit dem Fiber-fedExtendedRangeOpticalSpec-
trograph (FEROS) auf der Su¨dhalbkugel. Bisher scheinen beide Untersuchungen im
Gegensatz zu dem, was bei Hauptreihensternen beobachtet wurde, anzuzeigen, daß
Riesenplaneten um Riesensterne ziemlich ha¨ufig sind und keine metallreichen Sterne
bevorzugen. Von den publizierten Exoplaneten ist nur ein kleiner Anteil (15) im Orbit
um Riesensterne erw¨ahnt, im Gegensatz zu den dominierenden Hauptreihensternen.
Ein Grund dafu¨r ist, daß die Anzahl der bis jetzt beobachteten K Riesensterne ziem-
lich klein im Vergleich zu den u¨berwachten Hauptreihensternen ist. Zusammen mit
den Objekten meiner Stichprobe und den 14 in der Literatur von anderen Autoren
erw¨ahnten Exoplaneten steht jetzt die erste umfangreiche Stichprobe von K Riesen
mit Exoplaneten zur Verfu¨gung. Um die planetaren Begleiter zu besta¨tigen wurde die
verfu¨gbare HIPPARCOS Photometrie und die H Aktivita¨t untersucht.α
Weiterhin wurden fu¨r die gesamte Tautenburgstudie Spektren ohne die Jodzelle mit
einem sehr hohen Signal-zu-Rausch Verha¨ltnis (S/N≥ 120) aufgenommen, um damit
viiviii
die Eisenha¨ufigkeit[Fe/H] und andereatmosph¨arischestellareParameterwiedie effek-
tive Temperatur T , die logarithmische Oberfla¨chengravitationsbeschleunigung loggeff
und die Mikroturbulenzgeschwindigkeit ξ aus der Analyse der Spektren zu bestim-
¨men. Die daraus abgeleiteten Werte sind in sehr guter Ubereinstimmung mit den zur
Verfu¨gung stehenden Literaturwerten. Die Masse, der Radius und das Alter jedes
Sterns wurden durch die Anwendung von theoretischen Isochronen und einer modi-
fizierten Version der Methode von J/orgensen & Lindegren (2005) bestimmt. Ich finde
eineRelationzwischenAlterundMetallizita¨t(AMR) fu¨rdieSternemeinerStichprobe.Contents
1 Introduction 1
2 Detection methods 5
2.1 Radial velocity technique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
2.2 Astrometry . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
2.3 Transits . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
2.4 Gravitational microlensing . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
2.5 Direct imaging . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
3 Instrumentation and data reduction 11
3.1 Instrument setup and targets . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
3.1.1 Spectrograph and iodine cell . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
3.1.2 The star sample . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
3.2 Raw data reduction with IRAF packages . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
3.3 Data analysis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
3.3.1 Radial velocity technique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
3.3.2 Determination of atmospheric stellar parameters . . . . . . . . . 20
3.3.3 Estimation of other parameters such as age and mass . . . . . . 24
4 Abundances and parameters 37
4.1 Summary of the results . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
4.2 Comparison with the literature . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
4.3 Additional Rigorous Tests . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46
4.3.1 “Colour excess” (B–V)–(B–V) . . . . . . . . . . . . . . . . . . 460
4.3.2 Surface gravities . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
4.4 Ages and masses . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54
5 Tautenburg survey 59
5.1 Status of the radial velocity monitoring . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59
5.1.1 Standard stars and RV trends . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62