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Dissertation zugänglich unter
URN: urn:nbn:de:gbv:18-26513
URL: http://ediss.sub.uni-hamburg.de/volltexte/2005/2651/


Chromospheric and coronal activity : Analysing optical spectra of M dwarfs

Chromosphärische und coronale Aktivität : Analyse optischer Spektren von M Zwergen

Fuhrmeister, Birgit

pdf-Format:
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SWD-Schlagwörter: Chromosphäre , Sternkorona , Zwergstern , Sternaktivität , Sternatmosphäre
Freie Schlagwörter (Englisch): chromosphere , corona , stellar activity , low-mass stars , stellar atmospheres
Basisklassifikation: 39.40
Institut: Physik
DDC-Sachgruppe: Astronomie, Kartographie
Dokumentart: Dissertation
Hauptberichter: Schmitt, Jürgen H. M. M. (Prof. Dr.)
Sprache: Englisch
Tag der mündlichen Prüfung: 07.10.2005
Erstellungsjahr: 2005
Publikationsdatum: 17.10.2005
Kurzfassung auf Deutsch: Unter stellarer Aktivität werden eine Reihe von Phänomenen in den
unterschiedlichen Atmosphärenschichten zusammengefasst, die eng
mit dem Magnetfeld des einzelnen Sterns verbunden sind. Da eine direkte Auflösung
der Sternoberfläche, wie uns dies bei der Sonne möglich ist, für
aktive Sterne noch in ferner Zukunft liegt, können diese Phänomene im
Normalfall nicht direkt beobachtet werden. Es können aber aus der Spektralanalyse
indirekt Informationen über die Aktivität eines Sterns gewonnen werden.

Die vorliegende
Arbeit beschäftigt sich mit koronaler und chromosphärischer Aktivität
von mittleren und späten M Sternen und deren Nachweis und Analyse in
UVES Echelle-Spektren von 3030 bis 3880 und 4580 bis 6680 A.

Dabei widmet sich der erste Teil der Arbeit
dem Nachweis der verbotenen koronalen Fe XIII Linie bei 3388 A. Das mehrere
Millionen Kelvin heiße koronale Gas wird normalerweise - und am leichtesten - im
Röntgenbereich beobachtet. Es ist nun die Idee, solchen Röntgendaten Beobachtungen
im Optischen gegenüberzustellen, um von der wesentlich besseren spektrale Auflösung, die im optischen Spektralbereich
und nahen Ultravioletten erzielt werden kann, und dem Vorteil bodengebundener
Beobachtungen zu profitieren. Eine Schwierigkeit dabei ist die Detektion der verbotenen
Linie vor dem
photosphärischen und chromosphärischen Hintergrund des Sterns. Diese Linie
kann jedoch auf
LHS 2076 (Spektraltyp M5.5) während eines Flares und auf CN Leo (M5.5)
zweifelsfrei nachgewiesen werden.
Des Weiteren wird die zeitliche Variablität der Linie für CN Leo untersucht.

Der zweite Teil der Arbeit beschäftigt sich mit chromosphärischer Aktivität,
die sich zum Teil in hunderten von Emissionslinien oder Emissionskernen
besonders im nahen Ultravioltten manifestiert. Diese wurden in der vorliegenden
Arbeit für einen Satz von 21 M und L Zwergen identifiziert. Stärkste Linien
im betrachteten Spektralbereich sind die Balmer Linien, das Na I D Dublett,
die He I D3 Linie und einige Fe I Linien, die in fast
allen hier vorliegenden Spektren gefunden werden können. Die Emissionslinien können
in Stärke, Breite und Zentralwellenlänge während eines Flares variieren, dabei
können sie sich extrem verstärken, so
dass neue Linien im Spektrum auftauchen. Ihre Stärke kann sich aber auch
außerhalb von Flares verändern. Welche Rückschlüsse aus den zeitlichen
Veränderungen der Emissionslinien gezogen werden können, wird für einen Flare
auf dem M9 Zwerg DENIS 104814.7-395606.1 analysiert, sowie für einen langen
Ausbruch auf LHS 2034 (M6), bei dem das Hauptaugenmerk auf Linienasymmetrien
der Balmer Serie und der Helium Linien liegt.

Wichtige Hinweise auf die
Vorgänge in der Atmosphäre des Sterns können dabei nicht nur direkt aus den
Linienveränderungen gewonnen, sondern auch durch numerische Simulationen
von Sternatmosphären gezogen werden. So beschäftigt sich ein wesentlicher Bestandteil
des zweiten Teiles
dieser Arbeit mit der Simulation von chromosphärischen Emissionslinien mit
Hilfe des Sternatmosphärencodes PHOENIX, der es ermöglicht, neben dem
photosphärischen Teil der Atmosphäre eine Chromosphäre mit empirisch festgelegtem
Temperaturverlauf
zu berechnen. Solche Modellatmosphären wurden für 5 M Zwerge außerhalb
von Flares konstruiert. Modellrechnungen für LHS 2034 während des beobachteten
Flares ergeben relativ hohe Füllfaktoren.
Für alle diese Modelle wurde ein starker Einfluß von NLTE Rechnungen auf die
Linienstärke festgestellt. Falls man Sauerstoff, Stickstoff und Schwefel im LTE berechnet
wird verglichen mit NLTE Rechnungen
sogar die Stärke der Wasserstofflinien beeinflusst. Da diese Elemente
starke Linien im Lyman Kontinuum haben, wird die Ionisationsbalance von Wasserstoff
beeinflusst, falls die Stärke dieser Linien durch LTE Rechnungen überschätzt wird.
Kurzfassung auf Englisch: The term 'stellar activity' describes a collection of transient phenomena
in the outer layers of the stellar atmosphere, which are strongly connected
to the star's magnetic field. In contrast to the Sun, where observations of
high spatial resolution exist, we will not be able to directly
resolve the
surface of active stars in the near future. Therefore an analysis of the
spectroscopic features of these stars is the only method available to gain
information about their activity phenomena.

The present thesis deals with the chromospheric and coronal activity of mid-
to late-type M dwarfs and some early L dwarfs. It is based on UVES echelle
spectra in the wavelength range from 3030 to 3880 and 4580 to 6680 A.

The first part of this thesis is dedicated to coronal activity, specifically
to the forbidden coronal Fe XIII line at 3388 A.
The up to several million Kelvin hot gas of stellar coronae is normally - and
easiest - observed at X-ray wavelengths. The idea is to contrast the X-ray
data with optical observations, which have the advantage of much better wavelength
resolution
in the optical and near UV, and the possibility of ground-based observations.
One difficulty
for the detection of the Fe XIII line lies in the relatively high photospheric
and chromospheric
background flux in the respective wavelength range. Nevertheless, a detection
was possible for LHS 2076 (M5.5) during a short duration flare and for CN Leo
(M5.5) that
exhibited the line permanently but with some variability.

The second part of the thesis addresses chromospheric activity. Chromospheres
of M dwarfs can exhibit hundreds of emission lines and emission cores in
absorption lines especially in the near UV. These lines have been identified
in the course of this work for 21 M and L dwarfs. The strongest lines
belong to transitions of the Balmer series, the Na I D doublet,
He I D3, and Fe I, which show up in nearly all stars of the sample.
The chromospheric lines can vary with time even in quiescent state. During
flares their FWHM and central wavelength can change and the lines normally
become much stronger; even many new emission lines can occur. The
chromospheric line activity is analysed for a flare on the old M9 dwarf
DENIS 104814.7-395606.1 as well as for a long duration flare on LHS 2034 (M6),
where the main focus lies on large red wing asymmetries of the Balmer and
Helium lines.

Besides interpreting line variations directly, valuable information can
be gained via the construction
of semi-empirical model atmospheres. Therefore an essential constituent of the
second part of this
thesis deals with the simulation of chromospheres using the
stellar atmosphere code PHOENIX. The models consist of a photosphere in radiative
equilibrium,
a chromosphere and part of the transition region with a given temperature rise
versus column mass. Chromospheric models were constructed to fit the
observed quiescent spectra
of 5 M dwarfs, covering a substantial part of the M dwarf regime.
Additionally, a grid of models was computed for the
flaring state of LHS 2034, indicating a rather high filling factor. For all
models a strong influence of NLTE calculations on the line formation and a lot
of crosstalk between different NLTE species have been found. If oxygen, nitrogen
and sulfur are computed in LTE, the strength of the hydrogen lines is altered
compared to NLTE computations.
Many strong lines of these elements are located in
the Lyman continuum and therefore can change the ionisation balance of hydrogen, if
the strength of these lines is overpredicted due to LTE calculations.

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