Chromospheric Modeling of M-Dwarf Stars
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Chromospheric modeling of M-dwarf stars Dissertation zur Erlangung des Doktorgrades an der Fakult¨atf¨urMathematik, Informatik und Naturwissenschaften des Fachbereichs Physik der Universit¨atHamburg vorgelegt von Dominik Hintz Hamburg 2020 Gutachter der Dissertation: Prof. Dr. J¨urgenH. M. M. Schmitt Prof. Dr. Travis Barman Zusammensetzung der Pr¨ufungskommission: Prof. Dr. Jochen Liske Prof. Dr. J¨urgenH. M. M. Schmitt Prof. Dr. Peter H. Hauschildt Prof. Dr. Robi Banerjee Prof. Dr. Dieter Horns Vorsitzender der Pr¨ufungskommission: Prof. Dr. Jochen Liske Datum der Disputation: 29.10.2020 Vorsitzender Fach-Promotionsausschusses PHYSIK: Prof. Dr. G¨unter Hans Walter Sigl Leiter des Fachbereichs PHYSIK: Prof. Dr. Wolfgang Hansen Dekan der Fakult¨atMIN: Prof. Dr. Heinrich Graener Abstract Since the discovery of the solar activity cycle by Schwabe in the 19th century, the research of stellar activity has made enormous advances. However, since the Sun is the only star whose surface we can resolve in detail, solar-like activity phenomena in stars other than the Sun can mostly be observed indirectly through photometric and spectroscopic observations. These activity phenomena, such as starspots and plages, are attributed to different layers of the stellar atmosphere. Between the photosphere and corona, the chromosphere constitutes the part of a stellar atmosphere where temperature starts to outwardly increase again, while density strongly declines. It is very sensitive to changes in magnetic activity, as material in the chromosphere appears to be strongly connected to the magnetic field lines. Therefore, spectral lines arising in the chromosphere represent reliable indicators of stellar activity. Constituting the cool end of the main sequence, M-dwarf stars have become a focus of astrophysical research, as they are a spectral type exhibiting strong activity features. Modeling chromospheric temperature structures of M dwarfs allows us to approach the nature and behaviour of stellar atmospheres by comparing synthetic spectral lines to observed lines. The first part of this thesis is dedicated to the creation of one-dimensional PHOENIX model chromospheres that are able to simultaneously reproduce the three chromospheric lines of Na i D2,Hα, and the bluest Ca ii infrared triplet line in CARMENES observations in an adequate manner. The modeling is conducted for a sample of 50 M2{3 V stars observed by the CARMENES spectrograph and the temperature structures of the model chromospheres fol- low the one-dimensional approach of the classical structure of the average quiet Sun. In the chromosphere models, arbitrarily linear temperature rises are attached to an underlying pho- tosphere model. A parameterization of the temperature structure is then used to divide the upper atmosphere into three different sections: the lower and upper chromosphere and the lower transition region. The free parameters are adjusted to fit the investigated chromospheric lines. While inactive stars of the stellar sample are well fitted by single-model fits, active stars need to be modeled by linear combinations of an inactive and an active model component. The latter method also accesses the possibility to derive surface filling factors. Investigating the variable stars of the stellar sample by applying linear-combination fits shows that increasing activity states lead to a stronger contribution of the active model component. The second part deals with a model investigation of the behavior of the He i infrared (IR) line at 10 833 A˚ in the same stellar sample as in the first part of this thesis. Previous best-fit models also predict absorption within the He i IR line. Furthermore, the existing model set is extended by models of systematic series varying in activity to examine the line in terms of activity states more precisely. The He i IR line is very sensitive to variations in stellar activity. The formation of He i IR absorption strongly depends on the photoionization and recombination mechanism and its evolution with increasing activity is similar to that of the Hα line. The research of the He i IR line strength as a function of the extreme ultraviolet radiation reveals that increasing activity first strengthens the absorption and eventually leads the line to fill in due to an increasing contribution of collisional excitation. The studies performed in the course of this thesis indicate that one-dimensional PHOENIX models of M-dwarf chromospheres with parameterized temperature structures are capable of reproducing shapes and strengths of spectral lines arising in the chromosphere. Furthermore, these models offer the possibility to access detailed information about line formation mechanisms by simulating variations in magnetic activity. Zusammenfassung Seit der Entdeckung des solaren Aktivit¨atszyklusvon Schwabe im 19. Jahrhundert hat die Erforschung stellarer Aktivit¨atenorme Fortschritte gemacht. Da die Sonne der einzige Stern ist, den wir detailliert aufl¨osen k¨onnen,k¨onnensonnenartige Aktivit¨atsph¨anomeneauf anderen Sternen indessen haupts¨achlich indirekt durch photometrische und spektroskopische Beobach- tungen beobachtet werden. Diese Aktivit¨atsph¨anomene,wie Sternflecken und Plages, werden unterschiedlichen Schichten einer Sternatmosph¨arezugeschrieben. Zwischen Photosph¨areund Korona stellt die Chromosph¨areden Teil der Sternatmosph¨aredar bei der sich die Temper- atur nach außen wieder erh¨oht, w¨ahrenddie Dichte stark abnimmt. Sie ist sehr sensitiv auf Ver¨anderungender magnetischen Aktivit¨at,da sich das Chromosph¨arenmaterialals eng gebun- den an die Magnetfeldlinien erweist. Daher repr¨asentieren Spektrallinien, die in der Chromo- sph¨areentstehen, zuverl¨assigeIndikatoren stellarer Aktivit¨at. M-Zwerg Sterne befinden sich am k¨uhlenEnde der Hauptreihe und sind in einen Fokus astrophysikalischer Forschung gelangt, weil sie einem Spektraltyp mit starken Aktivit¨atseigenschaften angeh¨oren. Modelle chromo- sph¨arischer Temperaturstrukturen von M Zwergen erlauben es sich der Natur und dem Verhalten von Sternatmosph¨arenmithilfe von Vergleichen zu beobachteten Spektrallinien anzun¨ahern. Der erste Teil dieser Arbeit widmet sich der Erzeugung von eindimensionalen PHOENIX Modellchromosph¨aren,die dazu in der Lage sind, simultan die drei chromosph¨arischen Linien von Na i D2,Hα und der blauesten Linie des Ca ii Infrarot-Tripletts in CARMENES Beobach- tungen ad¨aquatzu reproduzieren. Die Modelle werden f¨ureine Auswahl von 50 M2 { 3 V Sternen erstellt, die von CARMENES beobachtet wurden. Die Temperaturstrukturen der Modellchro- mosph¨arenfolgen dem eindimensionalen Ansatz der klassischen Struktur der durchschnittlich ruhigen Sonne. Beliebige lineare Temperaturanstiege werden in den Chromosph¨arenmodellen auf ein darunter liegendes Photosph¨arenmodell aufgesetzt. Eine Parametrisierung der Tem- peraturstruktur wird benutzt, um die obere Atmosph¨arein drei unterschiedliche Sektionen zu unterteilen: Die untere und obere Chromosph¨aresowie die untere Transition Region. Die freien Parameter werden angepasst, um die untersuchten chromosph¨arischen Linien zu reproduzieren. W¨ahrenddie Inaktiven der untersuchten Sterne gut durch Einzelmodelle repr¨asentiert werden, ist es notwendig die aktiven Sterne durch Linearkombinationen aus jeweils einer inaktiven und einer aktiven Modellkomponente zu modellieren. Letztere Methode erm¨oglicht es auch F¨ull- faktoren der Sternoberfl¨ache abzuleiten. Die Untersuchung der variablen Sterne aus der Stich- probe unter Anwendung von Linearkombinationen von Modellen zeigt, dass ansteigende Ak- tivit¨atszust¨andezu einem st¨arkeren Beitrag der aktiven Modellkomponente f¨uhren. Der zweite Teil der Arbeit besch¨aftigtsich mit einer Modelluntersuchung des Verhaltens der He i Infrarot (IR) Linie bei 10 833 A˚ in derselben Auswahl an Sternen wie im ersten Teil der Arbeit. Die Modelle mit der besten Ubereinstimmung¨ zu den beobachteten Sternen aus dem vorherigen Teil sagen ebenfalls Absorption innerhalb der He i IR Linie vorher. Dar¨uberhinaus wird der existierende Modellsatz durch Modelle mit systematischen Modellserien erweitert, die in ihrer Aktivit¨atvariieren, um die Linie genauer im Hinblick auf Aktivit¨atszust¨ande zu unter- suchen. Die He i IR Linie ist sehr sensitiv auf Aktivit¨atsver¨anderungenin Sternen. Die Bildung von He i IR Absorption h¨angtstark vom Photoionisations- und Rekombinationsmechanismus ab. Die Entwicklung der He i IR Linie mit zunehmender Aktivit¨atist mit derjenigen der Hα Linie vergleichbar. Die Untersuchung der He i IR Linienst¨arke als Funktion der extremen Ultra- violettstrahlung offenbart, dass steigende Aktivit¨atdie Absorption zun¨achst verst¨arktund die Linie schließlich auff¨ulltaufgrund eines ansteigenden Beitrags der Kollisionsanregung. Die im Laufe dieser Arbeit durchgef¨uhrtenStudien zeigen, dass eindimensionale PHOENIX Modelle von M-Zwerg Chromosph¨arenmit parametrisierten Temperaturstrukturen dazu f¨ahig sind, die Formen und St¨arken von Spektrallinien aus der Chromosph¨arezu reproduzieren. Außer- dem bieten diese Modelle die M¨oglichkeit an detaillierte Informationen ¨uber Formationsmech- anismen von Spektrallinien mithilfe von Simulationen unterschiedlicher magnetischer Aktivit¨at zu gelangen. Contents 1 Introduction 1 1.1 Overview of stellar activity . .2 1.1.1 Structuring the stellar atmosphere . .2 1.1.2 Activity observations . .5 1.1.3 The He i IR line . .7 1.1.4 Impact of stellar activity on the habitability of exoplanets around M dwarfs9 1.2 Spectroscopy - access to observations of chromospheres . 10 1.2.1