Spectroscopy across Stellar Surfaces

Abstract

Stars as we observe them are point source objects and their measured spectra are integrated over the stellar disk. Since the beginning of stellar spectroscopy, stellar parameters are calculated from these spectra. However recently, simulations of stellar atmospheres show that it is not possible to determine stellar parameters in a unique way from disk-averaged data. These 3-dimensional simulations are time dependent and follow the relevant laws of hydrodynamics and radiation. Line profiles are obtained from physical parameters of each volume element in each time step. One way to verify these simulations is to resolve the stellar disk and observe stellar surface structures. The most obvious way of observing would be using an interferometer or a big telescope. However the existing telescopes and interferometers are not large enough to resolve the disks of solar-like stars. In this study, another method is suggested. This method uses planetary transits to measure the spectrum of a small area on the stellar surface. In this project a set of line profiles from 3D hydrodynamic models is used to estimated the possibilities of this method. Also we are examining at what can be observed with one of the next generation telescopes (E-ELTs) in terms of resolving the disks of giant stars and the shapes of their line profiles.

Abstract (Swedish)

Hur skulle stjärnytor se ut om vi kunde observera dem på nära håll? Vanligtvis analyseras stjärnor som om de vore sfäriska gasbollar, men egentligen är deras ytor mer lika ytan i en kastrull med kokande vatten. Detta ”kokande” ger upphov till fina strukturer över hela stjärnans yta. Fysiska egenskaper hos en stjärna, som temperatur och kemisk sammansättning, bestäms vanligtvis genom att mäta stjärnans spektrum (hur strålningens intensitet förändras med dess våglängd), med approximationen att stjärnan är en slät, sfärisk gasboll. Stjärnans ytstrukturer förändrar dock spektrat. För att få exakta resultat behöver man därför mäta dessa parametrar lokalt på stjärnytan. Med nuvarande instrument är det bara möjligt att upplösa ytan på några få stjärnor. Dessa stjärnor har radier som är minst 50 gånger solens, och tillhör en annan stjärntyp. I en del av detta projekt undersöker vi hur väl astronomer kommer att kunna upplösa ytan på dessa jättestjärnor i en snar framtid, med hjälp av nästa generations stora teleskop. Ungefär 80 % av alla stjärnor har en radie som är jämförbar med solens, och då de ligger påstora avstånd från jorden, ser vi dem som punktkällor. Detta betyder att vi inte kommer att kunna upplösa dessa stjärnytor och observera deras ytstrukturer inom en snar framtid. Det finns dock indirekta metoder för att observera dessa strukturer. I den större delen av detta arbete diskuteras en sådan metod. Denna metod är applicerbar på stjärnor med planetsystem. Ibland passerar en planet framför sin stjärna, under ett tidsintervall som kallas transittiden. Under varje del av transittiden blockerar planeten ljuset från en liten del av stjärnytan. Om vi antar att det genomsnittliga ljuset från stjärnan är konstant under transittiden är det möjligt att studera strukturer på stjärnytan som är små jämfört med stjärnans radie. Ljuset från dessa strukturer blockeras av den passerande planeten, och detta ljus (och dess spektrum) kan därför mätas som skillnaden i ljusstyrka innan och efter passagen, och ljuset från resten av stjärnan under planetens passage.

• author: Pazira, Hiva
• supervisor: Dainis Dravins
• organization: Lund Observatory - Undergoing reorganization; Department of Astronomy and Theoretical Physics - Undergoing reorganization
• course: ASTM31 20121
• year: 2012
• type: H2 - Master's Degree (Two Years)
• subject: Physics and Astronomy
• publication/series: Lund Observatory Examensarbeten
• report number: 2012-EXA69
• language: English
• id: 3459876
• date added to LUP: 2013-02-08 17:35:45
• date last changed: 2013-02-08 17:35:45