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Dissertation zugänglich unter
URN: urn:nbn:de:gbv:18-41761
URL: http://ediss.sub.uni-hamburg.de/volltexte/2009/4176/


Surface spots on cool giant stars probed by spectro-astrometry

Oberflächenstrukturen auf kühlen Riesensternen untersucht mit Spektroastrometrie

Voigt, Boris

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SWD-Schlagwörter: Astrophysik , Stellarastronomie , Infrarotspektroskopie
Freie Schlagwörter (Deutsch): Spektroastrometrie , Riesensterne
Freie Schlagwörter (Englisch): spectroastrometry , giant stars
Basisklassifikation: 39.22 , 39.40
Institut: Physik
DDC-Sachgruppe: Physik
Dokumentart: Dissertation
Hauptberichter: Wiedemann, Günter (Prof. Dr.)
Sprache: Englisch
Tag der mündlichen Prüfung: 19.06.2009
Erstellungsjahr: 2009
Publikationsdatum: 25.06.2009
Kurzfassung auf Englisch: Spectro-astrometry is a technique to obtain information about the structure of an astronomical source on sub-diffraction limited spatial scales down to milli- or micro-arcseconds. The method exploits the shift of the photocentre of a structured source over emission/absorption lines in its spectral energy distribution. Sub-diffraction limited resolution can be achieved because the method only uses wavelength-differential information of longslit spectra. Although spectro-astrometry has already been devised by Bailey (1998) and some studies have been performed to date on different astronomic targets, so far, no systematic analysis of the potential of this technique has been undertaken.
The aim of this work was to analyse the potential of the method, develop the tools to exploit this potential and write the software which is needed to perform the analysis procedure. To verify the practical feasibility, observations were done with the VLT/CRIRES facility to demonstrate the capabilities of the method with respect to detecting structures on giant star surfaces.
All steps of data reduction were analysed with respect to their influence on the spectro-astrometric quantities and a new method for bad pixel detection was devised and implemented. A tool to simulate the spectro-astrometric signatures of arbitrary source configurations was created and coded and allows to deduce the source configuration from observed data. It was found that for real data instrumental artefacts are a major problem. These artefacts originate from asymmetric point-spread-functions which
can be caused by instrumental characteristics and/or adaptive optics. Since the artefacts can exceed the target-induced signatures in amplitude and, hence, mask them, the removal of such artefacts turned out to be the most important step of this work. An algorithm to remove, or at least reduce, the artefacts was devised. It assumes that any instrumental effect can be condensed into an effective, asymmetric PSF. The choice of the correct parameterisation for the PSF proved to be the critical point in this procedure. When applied to real data, the removal process significantly reduces the artefacts.
Observations of the two giant stars TW Oph and RS Vir were planned and executed. Upper limits on spot coverage
were estimated for RS Vir: a cool spot covering 10% of the visible disk with a temperature contrast of 500K is right at
the detection limit. In contrast, target-induced signatures were detected in the spectro-astrometric quantities of the TW Oph data. The best-fitting scenario is a single cool spot at mid-latitudes with a temperature contrast of 500K covering 11% of the visible disk. However, the principle of
spectro-astrometry and observational constraints result in a degeneracy of the best-fitting scenario. This means that, to some degree, other spot parameters fit the observations equally. The process of finding the correct source structure to fit the observations was found to strongly depend on the availability of precise synthetic spectra. Uncertainties in such model spectra directly translate into the deduced source configuration.
The technique of spectro-astrometry has a performance similar to interferometry but does not require as much telescope time as multiple-telescope interferometers. Spectro-astrometry will profit directly from larger telescopes and the next generation of adaptive optics, and hence will remain competitive to other techniques in the future.
Kurzfassung auf Deutsch: Spektroastrometrie ermöglicht es, die Struktur von astronomischen Objekten auf Skalen unterhalb der Beugungsbegrenzung einer Teleskopoptik zu untersuchen. Es können mit dieser Methode und modernen Teleskopen räumliche Auflösungen von Milli- oder sogar Mikrobogensekunden erreicht werden. Spektroastrometrie nutzt die Tatsache, dass sich das räumliche Maximum der Helligkeitsverteilung einer strukturierten Quelle mit der Wellenlänge verschiebt, wenn das Spektrum der Quelle Emissions- oder Absorptionslinien aufweist. Eine Auflösung unterhalb der Beugungsbegrenzung kann erreicht werden, weil nur die relative räumliche Änderung des Helligkeitsmaximums eines Langspaltspektrums mit der Wellenlänge relevant ist, nicht aber die absolute Position.
Obwohl diese Methode bereits von Bailey (1998) entwickelt wurde und es seitdem Veröffentlichungen über Studien verschiedener Objekte gab, existieren bisher noch keine systematischen Untersuchungen zu den Problemen und dem Potential der Methode.
Das Ziel dieser Arbeit ist eine grundlegende Analyse der Spektroastrometrie sowie ihre Anwendung zwecks Untersuchung
von Riesensternen auf Oberflächenstrukturen mittels Beobachtungen mit VLT/CRIRES. Hierzu mussten die meisten Analyse-, Simulations- und Datenreduktionsmethoden entwickelt und programmiert werden. Sämtliche Schritte der Datenreduktion wurden auf ihren Einfluss auf die spektroastrometrischen Größen untersucht, um so ein optimales Reduktionsverfahren zu erstellen. Ein Algorithmus zur Simulation der spektroastrometrischen Signaturen von beliebigen Objektkonfigurationen wurde entwickelt und implementiert. Mit seiner Hilfe können die notwendigen Simulationen durchgeführt werden, um Objektstrukturen aus Beobachtungsdaten abzuleiten. Instrumentelle Artefakte in den spektroastrometrischen Größen stellen das Hauptproblem beim erreichen der theoretisch möglichen räumlichen Auflösung dar. Diese Artefakte werden durch das Instrument selbst und/oder durch eine eventuell benutzte adaptive Optik verursacht; sie können durch eine asymmetrische Punktverbreiterungsfunktion (PSF) beschrieben werden. Die Entfernung bzw. Reduzierung jener Artefakte ist notwendig, weil ihre Amplituden weit über denjenigen der
objektinhärenten Signaturen liegen können. Ein Verfahren wurde entwickelt, um eine solche Reduzierung zu verwirklichen. Es basiert auf der Annahme, dass alle instrumentellen Einflüsse durch eine effektive, asymmetrische PSF beschrieben werden können. Es stellte sich heraus, dass eine optimale Parameterisierung der PSF entscheidend für den Erfolg des Verfahrens ist. Die Anwendung des Algorithmusses auf Beobachtungsdaten führte zu einer signifikanten Verringerung der Artefakte. Beobachtungen der Riesensterne TW Oph und RS Vir wurden geplant und durchgeführt. Während auf RS Vir keine Oberflächenstrukturen nachgewiesen werden konnten, zeigen die spektroastrometrischen Größen bei TW Oph eindeutige Signaturen. Letztere lassen sich am besten durch einem einzelnen, kühlen Fleck mit einem Temperaturkontrast von 500K und einem Bedeckungsfaktor von 11% erklären. Sowohl die Methode der Spektroastrometrie selbst als auch Restriktionen bei den Beobachtungen führten dazu,
dass mehrere Fleckenkonfigurationen gleichermaßen die Beobachtungen erklären können. Die Modellierung der Beobachtungsdaten mittels Fleckenmodellen hängt stark von den hierzu benutzten synthetischen Spektren ab, weshalb genaue Modellspektren unerlässlich sind. Spektroastrometrie kann im Infraroten Ergebnisse erzielen, welche vergleichbar sind mit denen der aktuellen Mehrteleskopinterferometer, mit dem Vorteil, dass weniger Gesamtbeobachtungszeit benötigt wird. Die Methode der Spektroastrometrie wird von zukünftigen Entwicklungen im Bereich der adaptiven Optik und von steigenden Teleskopdurchmessern direkt profitieren, und ist damit auch künftig konkurrenzfähig.

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