Interferometry As a Tool to Calibrate Evolutionary Tracks
Total Page：16
File Type：pdf, Size：1020Kb
Interferometry as a tool to calibrate evolutionary tracks Dissertation zur Erlangung des akademischen Grades Dr. rer. nat. vorgelegt dem Rat der Physikalisch-Astronomischen Fakult¨at der Friedrich-Schiller-Universit¨at Jena eingereicht von Dott. Magistrale Felice Cusano geboren am 17.07.1979 in Neapel (Italien) Gutachter 1. Prof. Dr. Artie P. Hatzes 2. Prof. Dr. Sebastian Wolf 3. Prof. Dr. G¨uenter Wiedemann Tag der letzten Rigorosumspr¨ufung: 14.06.2012 Tag der ¨offentlichen Verteidigung: 14.06.2012 Zusammenfassung Der wichtigste Parameter eines Sterns ist seine Masse, denn die Masse bestimmt die gesamte Entwicklung des Sterns von seinem Anfang bis zu seinem Ende. Das Problem ist, dass in viele F¨allen die Masse des Sterne nur aus theoretischen Rechnung abgeleitet werden kann und nicht durch direkte Messung gemessen werden kann. Es ist daher f¨ur die gesamte Astronomie von großer Wichtigkeit, die Masse von einigen Sternen zu messen um damit die theoretischen Rechnungen zu pr¨ufen und zu kalibrieren. In der hier vorgestellten Arbeit werden die Massen von zwei sehr unterschiedlichen Arten von Sternen bestimmt: Riesensterne und junge Vorhauptreihensternen. Die Messungen der Masse erlaubt es, f¨ur die Entwicklungs- wegrechnungen f¨ur diese Arten von Sternen zu testen. Dies es wichtig, da im Gegensatz zu Hauptreihensternen erst wenige Messungen der Masse von Vorhauptreihensternen und von Sternen die die Hauptreihe bereits verlassen haben gibt. Grund f¨ur das weitgehende Fehlen solcher Tests ist die bisher sehr begrenzte Aufl¨osung der Teleskope. In der vorliegenden Arbeit wird exemplarisch gezeigt, dass die jetzt in Betrieb genommenen Interferometer in diesem Bereich einen Entscheidenden Beitrag liefern k¨onnen. Der erste Teil der vorliegenden Arbeit widmet sich den jungen Sternen, der zweite den Riesensternen. Die beste Mglichkeit zur Bestimmung der wahren Masse junger Sterne ist die Beobach- tung von Doppelsternen. Allerdings gab es bis jetzt das Problem, dass die meisten Ster- nentstehungsregionen so weit entfernt sind, dass die mit Seeing-limitierten Teleskopen optisch aufl¨osbaren Doppelsterne Umlaufperioden von Jahrhunderten haben. Es gibt bei jungen Ster- nen zwar einige bedeckende Doppelsterne aber diese sind f¨ur solche Tests wenig geeignet da sie wahrscheinlich im Laufe ihrer Entwicklung einen Massenaustausch gemacht haben. Das Projekt war daher bisher praktisch undurchf¨uhrbar. Erst die Inbetriebnahme von optischen Interferometern machte es m¨oglich, dieses Projekt durchzuf¨uhren. Optische Interferometer haben eine Aufl¨osung im Bereich von wenigen tausendstel Bogensekunden und erlauben Dop- pelsterne mit Umlaufperioden bis herunter zu 50 Tagen aufl¨osen. In Vorbedingung f¨ur das Projekt wurden zun¨achst einem eine geeignete Stichprobe von Doppelsternen mit Umlauf- perioden zwischen 50 Tagen bis einigen Jahren zusammenzustellen. Zu Beginn der Arbeit waren nur sehr wenige Doppelstern mit geeigneten Perioden bekannt. Der erste Schritt war daher, solchen Objekte zu identifizieren. Dazu wurde zun¨achst eine sehr umfangreiche, spektroskopische Kampagne durchgef¨uhrt in der 600 Spektren junger Sterne aufgenommen wurden. Das Ergebnis ist eine Liste von insgesamt 13 Doppelsternen im relevanten Perio- denbereich. Bereits die spektroskopisch bestimmten Bahnen erlauben die Massenverh¨altnisse der Sterne zu bestimmen. Damit konnte ich bereist einen ersten Test der Entwicklungsmodelle durchf¨uhren. Es zeigte sich, dass die Modelle von Baraffe et al. (1998) am besten zu den Beobachtungen passten. Im n¨achsten Schritt war die Bestimmung der wahren Masse von Doppelsternen durch Kombination von hochpr¨azisen Radialgeschwindigkeitsmessungen mit Daten vom VLTI-Interferometer auf dem Cerro Paranal. F¨ur die Radialgeschwindigkeitsmessungen wurde HAPRS, das zur Zeit beste Instrument seiner Art auf der Welt, verwendet. HARPS ist am ESO 3.6-m-Teleskop in La Silla montiert. Leider zeigte sich, dass das VLTI zwar die gesetzten Anforderungen in Punkto Aufl¨osung erreicht, nicht aber in Punkto Empfindlichkeit. Auch bei der Zusam- menschaltung von drei 8-m-Teleskpen k¨onnen zur Zeit nur die hellsten Quellen dieser Liste beobachtet werden. Die Instrumentellen Fortschriite sind aber so enorm, dass es in wenigen Jahre m¨oglich sein wird die gesamte Liste schon mit den 1.8-m großen Hilfsteleskopen (ATs) beobachtet werden kann. Da die Bestimmung der Massen von jungen Sternen durch Kombination von VLTI- Messungen und Radialgeschwindigkeitsmessungen eine ganz neue Methode ist, ist es zun¨achst vor allem wichtig zu zeigen, dass die Methode auch wirklich funktioniert. Als Beispiel habe ich daher das hellste Objekt der Liste beobachtet: HD113449. Auch hier ergab sich, dass die Modelle von Baraffe et al. (1998) am besten sind. Zusammenfassend kann gesagt werden, dass die bisherigen Resultate den Schluss nahe legen, dass die Modelle von Baraffe et al. (1998) am realistischen sind. Der zweite Teil der Arbeit besch¨aftigt sich mit der Messung der Masse von Riesenster- nen. Auch hier wurde wissenschaftliches Neuland betreten. Aus der Theorie der Sterne ergibt sich dass die Frequenz des Maximum von Sternschwingungen im Wesentlichen nur durch das Verh¨altnis von Masse zum Radius 2 gegeben ist. Durch Bestimmung der Frequenz des Max- imums der Sternschwingungen durch Radialgeschwindigkeitmessungen und der Messung des Radius des Sterns mit Hilfe von einem Interferometer l¨ast sich also die Masse des Sterns bestimmen und somit die Entwicklungswege von Riesensternen testen. Da diese viel heller als die jungen Sterne sind, konnten 30 Riesensterne mit dem, VLTI und dem CHARA Inter- ferometer erfolgreich untersucht werden. Es zeigt sich, dass die von Salasnich et al. (2000) ver¨offentlichten Rechung am Besten die Beobachtungen wiedergeben. Zusammenfassend kann gesagt werden, dass die beiden neue entwickelten Methoden zur Bestimmung von Sternmassen sehr erfolgreich sind und mit Hilfe von weiteren Messungen die Entwicklungswege von Sternen genau untersucht werden k¨onnen. Abstract Up to now, the only way to determine the masses of single stars at different ages was to use the so-called evolutionary tracks. These are the outcome of complicated theoretical models, that draw on the HR diagram the time changing of temperature and luminosity of stars at fixed masses. Depending on the authors, the model input physics is different and, as a consequence, the evolutionary tracks for stars of the same masses are different. It is therefore of crucial importance to test which models better predict the observations. In this PhD-thesis I present new methods to determine physical parameters of young and evolved stars, combining spectroscopy with high angular resolution observations performed with optical interferometers. In particular, two different types of stars will be treated: pre- main sequence (PMS) stars and giant stars. The first part of the thesis will discuss PMS stars, while the subject of the second part will be giant stars. Combining the relative positions of two stars in a binary system measured through opti- cal interferometry, with spectroscopy it is possible to measure the dynamical masses of the binary components. In the case of PMS stars, as a first step toward the calibration of the tracks, I performed a spectroscopic survey using FEROS 1 to search for young binaries. The result was the collection of a sample of 13 young spectroscopic binary systems suitable for interferometric observations. For these binaries, I determined the orbital parameters and in two cases the mass ratios. The interferometric observations unfortunately showed that while the VLTI2 reaches the design specification in term of resolution, it falls short of the expec- tations in terms of sensitivity. Nevertheless, in the cause of exo-planet hunting I discovered an interesting bright young binary system, namely HD113449, with an orbital period of 216 days. I obtained interferometric observations of this object in service mode with the near- infrared focal instrument AMBER3 at the VLTI. Combing these data with the spectroscopic observations performed with HARPS4@ESO and CRIRES5@ESO, I determined the masses of the two components of HD113449. Comparing these mass values and the mass ratios of the two spectroscopic binaries with three different set of evolutionary tracks, I found that the Baraffe et al. (1998) tracks fit better the observations. In the case of the test of evolutionary tracks for post main sequence stars, I measured the diameters of 30 giant stars, of which 7 planet hostings, using AMBER@VLTI and the CHARA6 array. A first test was done comparing the diameters estimated from three different set of evolutionary tracks with the interferometrically measured ones. This test showed that in average all the models predict the measured within 1σ, but the Salasnich et al. (2000) models are the ones better fitting the observations. In the case of HD170693, a giant star hosting a planet with an orbital period of 478 days, I also obtained time series observations with 1The Fiber-fed Extended Range Optical Spectrograph 2Very Large Telescope Interferometer (ESO, Chile) 3Astronomical Multi-BEam combineR 4High Accuracy Radial velocity Planet Searcher 5CRyogenic high-resolution InfraRed Echelle´ Spectrograph 6Center for High Angular Resolution Astronomy (Georgia State University, USA) the high resolution spectrograph in the Th¨uringer Landessternwarte Tautenburg, deriving the oscillation frequencies thanks to an asterosismological analysis of the measured radial velocities. Combining these informations with the interferometrically-measured