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Dissertation zugänglich unter
URN: urn:nbn:de:gbv:18-59820
URL: http://ediss.sub.uni-hamburg.de/volltexte/2012/5982/


Determination of Stellar Spin Orientation, Spectro-Astrometry with DeSSpOt

Bestimmung der Sternachse Orientierung, Spectro-Astrometrie mit DeSSpOt

Lesage, Anna-Lea

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SWD-Schlagwörter: VIS-Spektroskopie , Instrumentation , Sternrotation , Astrometrie
Freie Schlagwörter (Deutsch): Spektro-astrometrie
Freie Schlagwörter (Englisch): Spectro-astrometry, stellar rotation, instrumentation
Basisklassifikation: 39.40 , 39.11 , 39.12
Institut: Physik
DDC-Sachgruppe: Astronomie, Kartographie
Dokumentart: Dissertation
Hauptberichter: Wiedemann, Günter (Prof. Dr.)
Sprache: Englisch
Tag der mündlichen Prüfung: 10.12.2012
Erstellungsjahr: 2012
Publikationsdatum: 13.12.2012
Kurzfassung auf Deutsch: Eine neue Methode zur Bestimmung der Orientierung von Sternachsen für Riesensterne wird hier vorgestellt. Die Methode, und das dazu gehörige Instrument, Namens DeSSpOt, wurden erfolgreich auf das Capella-System und auf Aldebaran angewandt. Die entwickelte Methode basiert auf die Analyse von hochauflösende Spektren, von einem Teleskop mit Spalt-spektrographen aufgenommen, von langsam rotierender Riesensterne mit tieffen Absorptionslinien.

Ich habe ein zweidimensionales Modell der Doppler Rotationsfunktion entwickelt, um die räumlichen Effekte der Sternrotation zu ber\"ucksichtigen. Die Sternrotation führt entlang der räumlichen Richtung einer, mit Spalt, Spektrenaufnahme zu einer Verkippung der Linien, deren Stärke von sin (psi) abhängig ist. Hierbei bezeichnet psi den Winkel zwischen der Rotationsachse des Sterns und der Spaltachse des Spektrographen. Die Signatur der Linienverkippung wird durch Spektroastrometische Reduktion der Spektren gemessen und entspricht einer Verschiebung des photometrischen Zentrums um die Linie herum. Der absolute Positionswinkel des Sterns wird dann durch die Überwachung der Abhängigkeit der Amplitude des Signals von sin(psi) bestimmt. Dafür muss der Stern unter mehreren Spaltorientierungen beobachtet werden. Antiparallele Orientierungen werden danach voneinander abgezogen.

Wegen der kleinen Skalen dieses Signals, die sich im Bereich weniger Prozente eines Pixel bewegen, können atmosphärische Perturbationen das Signal unkenntlich machen. Dies verhindert einen direkten Vergleich der unter antiparallele Spaltorientierungen aufgenommenen Spektren.
Deshalb habe ich den Differentiellen Bildrotator, DeSSpOt (Differential imagE rotator for Stellar SPin OrienTation) entwickelt, der die gleichzeitige Aufnahme von zwei antiparallelen Sternorientierungen ermöglicht.

DeSSpOt wurde als möglichst kompaktes Instrument konzipiert, um an existierenden hochauflösende Spalt Spektrographen einsetzbar zu sein. Die Bildrotation wird durch zwei Doveprismen erzeugt, die um 90° entlang der Optische Achse gegeneinander gedreht sind. DeSSpOt projiziert zwei Sternbilder auf den Spalt. DeSSpOt absolvierte am hochauflösenden Coudé-Spektrographen der Thüringer Landessternwarte Tautenburg eine Testkampagne, um die Funktionalität des Instruments unter realen Beobachtungsbedingungen zu testen und die Methode experimentell zu bestätigen.

Capella ist ein Doppelsternsystem, daß als Verifikationsobjekt gewählt wurde. Das Rotationssignal, das von einem Doppelsternsystem erzeugt wird, zeigt eine deutlich grössere Amplitude und ist daher einfacher nachzuweisen. Aldebaran gehört zu den wenigen Sternen, deren Rotationsachsen bekannt sind. Die natürliche Feldrotation des Coudé-Ausgangs wurde ausgenutzt, um die Objekte unter vier verschiedenen Orientierungen zu beobachten. Das Signal wurde mit einer Crosscorrelationsanalyse extrahiert. Ich verglich das Signal, das von tellurischen Linien erzeugt wurde, mit dem Signal der Sternlinien und konnte verschiedene Orientierungsabhängige Trends festellen.
Nach einer Seeingkorrektur der Crosscorrelationsprofile, konnte der Bahnpositionswinkel von Capella auf 50.31° +/- 1.75° bestimmt werden, was ca 10° größer ist als der Referenzwert. Eine intensive Suche nach systematischen Fehlern konnte zeigen, dass die Analysemethode den Positionswinkel um 4.8° +/- 2.3° überschätzt. Dieselbe Crosscorrelationsanalyse wurde auf Spektren von Aldebaran angewandt. Der Positionswinkel wurde auf 114.8° +/- 3.4° bestimmt bei einem Referenzwert von 110° +/- 5°.
Diese Ergebnisse zeigen, dass die Methode sowohl auf Doppelsternsysteme als auch auf Riesensterne anwendbar ist.

Kurzfassung auf Englisch: I present a new technique, and its dedicated instrumentation named DeSSpOt (Differential imagE rotator for Stellar SPin OrienTation), for the determination of the orientation of the stellar rotation axis for late type stars. The method was successfully applied on the Capella system and on Aldebaran.
The technique relies on the acquisition of high resolution long slit spectra with a single telescope. It is dedicated for the observation of slow rotating giants with deep absorption lines.

I developed a two dimensional Doppler rotation model to describe the spatial effects of stellar rotation. On a high resolution long slit spectrum, the stellar rotation causes a tilt in the stellar lines in the spatial direction, whose inclination is dependent of sin(psi), where psi is the angle formed between the stellar spin and the spatial slit axis. The signature of the line tilt is retrieved using a spectro-astrometric reduction of the spectrum, a reduction technique which consists to track the wavelength dependency of the photocenter of the spectral order. The absolute position angle is recovered by monitoring the variations of the signal's amplitude with psi. This requires to observe the star under an even number of slit orientations. Anti-parallel orientations are then subtracted from each other to remove instrumental effects.

Due to the very small scales involved here --- the line tilt is expected to cause a shift of the photocentre of a few percent of a pixel --- the atmospheric perturbations are a source of deterioration of the signal. These compromise the direct comparison of the anti-parallel orientation spectra. Therefore, I designed and constructed an instrument, the Differential imagE rotator for Stellar SPin OrienTation, in short DeSSpOt, to enable the simultaneous observation of two anti-parallel orientations of the star.

DeSSpOt was designed as a small and compact instrument to be inserted on existing high resolution long slit spectrographs. The image rotation in the instrument relies on two Dove prisms, which are rotated along the optical axis by 90° to each other. These prisms rotate the image by twice their own rotation angle. DeSSpOt projects two images of the star on the slit.

With the purpose of testing the functionality of the instrument in real observing conditions, and of validating the method as a whole, I observed Capella and Aldebaran with the high resolution Coudé spectrograph of the Thüringer Landessternwarte Tautenburg. Capella was chosen as verification target for the method due to its binarity. The signal from a binary system is not only similar to that of a single star, it has also an higher amplitude which makes it easier to detect during the verification phase.
Aldebaran is one of the very few giants whose position angle is already known. Using the natural field rotation of the Coudé output, the targets were observed under 4 different orientations.
The signal of each target was extracted using a cross-correlation analysis. I compared the signal generated only by the telluric lines to the signal from the stellar lines, and could distinguish clear orientation dependent trends. After correcting the stellar cross-correlation profiles from the telluric profiles, I retrieved an orbital position angle for Capella of 50.31° +/- 1.75°, which is about 10° bigger than the reference value. An extensive search for systematic errors showed that the analysis method tend to overestimate the observed position angle by around 4.8° +/- 2.3°.
The same cross-correlation analysis was also performed on the spectra from Aldebaran. The retrieved position angle is of 114.8° +/- 3.4°, compared to the reference value of 110° +/- 5°.
The results prove that the method is applicable for both binary systems and single giant stars

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