Spatially resolved spectroscopy across HD 189733A using exoplanet transits

Abstract

For testing three-dimensional (3D) hydrodynamic models of stellar atmospheres, spectroscopy across spatially resolved stellar surfaces with high spectral resolution is desired. 3D models predict center-to-limb changes in asymmetries, shapes, strengths and wavelength positions of spectral line profiles, reflecting the hydrodynamics of the stellar atmosphere. However, except for a few supergiants and the Sun, current telescopes are not yet capable of resolving in detail any stellar surface. It is instead possible to exploit transiting exoplanets as probes of the atmospheres of their host stars. The spectra of the stellar surface portions covered by the planet during transit can be obtained by subtracting in-transit spectra from the stellar spectrum outside transit. Transiting planets typically cover only a small percentage of the stellar surface, requiring exceedingly high signal-to-noise ratios of the original spectra, obtainable by averaging numerous similar photospheric spectral lines. We apply this method to the 7.7 mag, K1 V star HD 189733A (‘Alopex’); its transiting planet covers ~ 2.5 % of the surface of its host star and is the deepest known transit among the brighter systems. Archival data from the ESO HARPS spectrometer are used to reconstruct spatially resolved representative profiles of photospheric Fe I lines, with the aim of comparing these to analogous synthetic line profiles computed from a 3D hydrodynamic model.

Popular Abstract (Swedish)

När vi blickar upp mot natthimlen (och om vi har tur) ser vi stjärnor. Några förefaller stora och ljusstarka, andra små och ljussvaga. Dock ser vi dem bara som ljusa punkter, även när vi tittar genom stora teleskop. Vi kan alltså inte direkt urskilja ytorna på dessa avlägsna solar och tvingas utröna deras egenskaper från det samlade stjärnljuset. Undantaget är vår egen stjärna, solen, vars yta är lätt att observera och vars egenskaper därför kunnat undersökas i detalj.

Vi vet att solens yttre atmosfär sjuder av aktivitet från gaser som genom värmerörelser skiktas i storskaliga hastighetsmönster som bildar grynliknande geometriska strukturer, s.k. granuler. En typisk granul är ca 1 000 km i utsträckning. Kring dess mitt stiger heta gaser uppåt för att sedan sjunka ner i omringande, mörkare fåror. Vi kan mäta hur snabbt dessa gaser rör sig eftersom de genom Dopplereffekten förskjuter våglängderna av det ljus som de utsänder.

I en stjärnas spektrum – det som erhålls när man med t.ex. ett prisma delat upp ljuset i olika våglängder – återfinns s.k. absorptionslinjer. Dessa uppstår därför att olika grundämnen i stjärnatmosfären absorberar vid vissa våglängder som är unika för varje ämne. Dessa våglängder är samma som vi kan mäta på jorden, och möjliggör därför bl.a. igenkännandet av grundämnena i solen och i andra stjärnor.

Vi kan se effekter från värmerörelser i solatmosfären i form av vissa förändringar i absorptionslinjernas utseende och liknande effekter måste finnas i andra stjärnor. Om man inte kan uttolka dessa, kan det leda till systematiska fel i bestämningen av t.ex. stjärnornas kemiska sammansättning och även försvåra letandet efter planeter kring dessa. För en god förståelse krävs tredimensionella modeller av stjärnatmosfärer, som ur fysikens lagar kan beräkna den komplicerade växelverkan mellan gas och strålning som sker i en stjärnatmosfär. Riktigheten av dessa datormodeller är dock vansklig att kontrollera för andra stjärnor än solen, eftersom man ju inte kan urskilja deras ytor.

I detta projekt utnyttjas passagen av en planet över en stjärna för att ge information om strukturerna på stjärnans yta. Skillnaden mellan stjärnans spektrum då planeten skymmer en viss liten del av den, och det som observeras då planeten inte längre är framför stjärnan, ger information om den del av stjärnan som tillfälligt skymdes av planeten. Eftersom planeten är mycket mindre än stjärnan, blir effekten liten och metoden kräver därför mycket precisa observationer. Dessa blir mindre krävande om man väljer en ljusstark stjärna med en stor planet. Endast ett fåtal sådana system har hittills upptäckts och denna metod har tidigare bara kunnat tillämpas på en annan, solliknande, stjärna.

Metoden tillämpas här på en stjärna som är något mindre och svalare än solen. Stjärnans katalognummer är HD 189733A men vi kallar den Alopex (grekiska för räv), eftersom den befinner sig i stjärnbilden Räven. Målsättningen är att identifiera effekter från värmerörelser i stjärnans atmosfär, för att sedan testa tredimensionella datormodeller för just denna stjärntyp.

• author: Gustavsson, Martin
• supervisor: Dainis Dravins
• organization: Lund Observatory - Undergoing reorganization; Department of Astronomy and Theoretical Physics - Undergoing reorganization
• course: ASTM31 20171
• year: 2017
• type: H2 - Master's Degree (Two Years)
• subject: Physics and Astronomy
• keywords: stellar atmospheres, solar-type stars, stellar spectroscopy, line profiles, exoplanets
• publication/series: Lund Observatory Examensarbeten
• report number: 2017-EXA117
• language: English
• id: 8923035
• date added to LUP: 2017-08-16 14:35:55
• date last changed: 2017-08-16 14:35:55