Chromospheric and coronal activity : Analysing optical spectra of M dwarfs

Abstract

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.

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.