Pichler Christof Untersuchung von jungen Sternen in Sternentstehungsgebieten Bachelorarbeit zur Erlangung des akademischen Grades eines Bachelors an der Naturwissenschaftlichen Fakult¨ at der Karl-Franzens-Universit¨ at Graz Begutachter: Dipl.-Phys. Dr.rer.nat. Ratzka Thorsten Institut f¨ ur Physik Institutsbereich Geophysik, Astrophysik und Meteorologie Betreuer: Mag. Dr.rer.nat. Leitzinger Martin Juni 2017
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Pichler Christof
Untersuchung von jungen Sternen inSternentstehungsgebieten
Bachelorarbeit
zur Erlangung des akademischen Grades einesBachelors
an der Naturwissenschaftlichen Fakultat derKarl-Franzens-Universitat Graz
Die Sonne ist, wie wir heute wissen, Mittelpunkt unseres Sonnensystems und unver-zichtbar fur das Leben auf der Erde. Deshalb ist die Erforschung der Sonne ein zentralerPunkt in der heutigen Astrophysik.
Seit jeher wurde die Sonne von den Menschen verehrt, jedoch wurde sie lange nichtals Zentrum unseres Sonnensystems angesehen. Es galt das geozentrische Weltsystem.Im antiken Griechenland um 265v. Chr. stellte Aristarch von Samos erstmals die Son-ne in den Mittelpunkt unseres Systems. Ebenfalls versuchte er mittels Trigonometriedie Entfernung von der Erde zur Sonne zu bestimmen. Von hier an entwickelte sich dieAstronomie, jedoch wurde das heliozentrische Weltbild erst im 18. Jahrhundert endgultigakzeptirt. Durch die Veroffentlichung des Gravitationsgesetzes und der Infinitesimalrech-nung von Sir Isaac Newton konnten die Bewegungen der Himmelskorper nun berechnetwerden und die Richtigkeit des heliozentrischen Weltbildes wurde bestatigt.
Mit der Entwicklung von Teleskopen, angefangen vom Galileifernrohr bis zu den heu-tigen hoch modernen Teleskopanlagen, wurden die Vorgange auf der Sonne immer besserbeobachtbar. Phanomene wie Sonnenflecken, Flares oder koronale Massenauswurfe las-sen sich heute sehr gut detektieren. Das heißt, wir konnen viel uber die Sonne in ihremheutigen Stadium ihrer Entwicklung erfahren. Sehr interessant ware es jedoch zu wissen,wie sich die Sonne seit iherer Entstehung hin zu ihrem heutigen Zustand entwickelt hat.Deshalb ist die Untersuchung von jungen Sternen und deren Entwicklung von sehr großerBedeutung. Mit diesen Untersuchungen konnen Ruckschlusse auf die Entwicklung derSonne gezogen werden. [1] Die Verwendung junger sonnenahnlicher Sterne als Model furdie junge Sonne bedingt jedoch, dass man das Alter der zu untersuchenden Sterne kennt.Eine gangige Methode hierzu ist es Mitglieder von offenen Sternhaufen als Zielobjektezu verwenden, da sich das Alter von Haufen sehr gut bestimmen lasst und angenommenwerden kann, dass Mitglieder von Sternhaufen zur gleichen Zeit enstanden sind.
Da man Informationen von Sternen nur durch Strahlung ubermittelt bekommt, spielt diePhotometrie bei der Untersuchung von Sternen eine wichtige Rolle. Deshalb nimmt manviele Bilder eines Sterns nacheinander auf und erstellt damit eine Lichtkurve. Um diegewunschten Informationen zu bekommen, studiert man dann diese Lichtkurven. Eventsbei denen die Lichtkurve schnell ansteigt und dann langsam abfallt, konnen Aufschlussuber die Aktivitat eines Sternes liefern. Solch ein Event wird Flare genannt.
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Abbildung 1.1.: Beispiel einer Lichtkurve mit detektierten Flares [2].Flares sind hier alsSpitzen erkennbar die der Lichtkurve des Sterns aufgepragt sind. Dieperiodische Veranderlichkeit der Lichtkurve stammt meistens von lang-lebigen Sternflecken.
Ein Flare ist durch einen raschen Anstieg gefolgt von einem langsameren Abstieg in ei-ner Lichtkurve charakterisiert. In Abb. 1.1 sind mehrere Flares hintereinander detektiertworden. Ziel dieser Arbeit ist es, solche Flares bei jungen Sternen zu detektieren.
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2. Grundlagen und Kenntnisse
2.1. Sterne
2.1.1. Grundlegendes zu Sternen
Sterne bestehen hauptsachlich aus gasformigen Wasserstoff und Helium und sind selbst-leuchtende Himmelskorper. Ihre Energie beziehen sie aus der Kernfusion im Inneren desSternes. Durch die Fusion und den daraus resultierenden Massendefekt (Masse der fusio-nierten Kerne leichter als Masse der ursprunglichen Kerne) wird laut Einstein Energieerzeugt.
∆E = m · c2 (2.1)
Die Temperaturen im Zentrum eines Sternes sind nicht hoch genug, um die Kern-fusion klassisch erklaren zu konnen. Abhilfe schafft hier der so genannte Tunneleffekt(Quantenmechanik). Einfach erklart lauft folgende Reaktion im Sterninneren ab:
4p→ 4He+ 2e+ + 2νe (2.2)
Es fusionieren vier Protonen zu einem Helium Atom und als Nebenprodukt entstehenzwei Positronen und zwei Elektronneutrinos. Die durch Kernfusion entstehende Energiewird in Form von Gammastrahlung emittiert. Dabei ist der Energietransport prinzipielldurch Strahlung, Warmeleitung und Konvektion moglich. Hauptreihensterne sind wieunsere Sonne im Gleichgewicht zwischen Strahlungs- und Gasdruck sowie der Gravita-tionskraft und behalten dadurch ihre Form bei. [1]
2.1.2. Sternentstehung und Entwicklung
Der Raum zwischen Sternen im Weltall ist keinesfalls leer. Es existieren dort riesigeGas- und Materiewolken. Sie konnen als Dunkelwolken, welche das Licht dahinterliegen-der Sterne absorbieren und nicht durchlassen, oder als Reflexions- oder Emissionsnebel,welche sichtbar sind, vorkommen. Diese interstellaren Wolken findet man hauptsachlichin Spiralarmen einer Galaxie und sie sind Sternentstehungsgebiete.
Eine Voraussetzung, dass Sterne in solchen Gebieten entstehen, ist das Abkuhlen derinterstellaren Wolke. Klingt im ersten Augenblick verbluffend, doch denkt man darubernach, dass die thermische Bewegung der Teilchen in der Wolke einer Kontraktion entge-genwirkt, ist diese Bedingung durchaus nachvollziehbar.
Bildet sich nun ein Stern durch Kontraktion von Materie in solch einer Wolke gilt derVirialsatz. Er besagt, dass eine Halfte der bei der Kontraktion frei werdenden potentiel-len Energie in thermische Energie umgewandelt wird und damit den entstehenden Stern
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erhitzt. Die andere Halfte wird in Strahlungsenergie umgewandelt. Eine solche Wolkewird nur dann kontrahieren, wenn die Gravitationsenergie die thermische Bewegungs-energie ubersteigt (Jeans- Kriterium).
Betrachten wir dazu eine Wolke mit der Masse M, dem Radius R der Temperatur T,der Teilchenanzahl N und deren mittlere Teilchenmasse m lassen sich kinetische undpotentielle Energie wie folgt schreiben.
U = −const · GMNm
R(2.3)
Die Konstante hangt dabei von der inneren Materieverteilung ab. Die kinetische Energiepro Teilchen betragt:
Ekin =3
2kT (2.4)
Die Bedingung zur Kontraktion (Virialsatz) lautet wie oben bereits erwahnt:
U = 2Ekin (2.5)
Aus diesem Kriterium lasst sich dann die Jeans-Masse folgendermaßen ausdrucken:
MJ α3kT
GmR (2.6)
Die Masse der Wolke muss also großer gleich der Jeans-Masse sein, um zu kontrahie-ren. Daraus erkennt man, dass nur aus kuhlen Gebieten Sterne entstehen konnen.
Im ersten Stadium der Sternentstehung spricht man von prastellaren Objekten. Ist dieTemperatur im inneren des Sterns noch zu gering um eine Kernreaktion hervorzurufen,spricht man von Protosternen. Man kann diese Entwicklung in vier lang andauerndeStufen aufteilen:
• Kollaps im freien Fall: der innere Druck ist gleich Null, da die Teilchen wahrenddes freien Falls nicht miteinander kollidieren.
• Die Kernregion kollabiert rascher als die außeren Teile.
• Sobald sich der Kern gebildet hat, kommt es zu einer Akkretion der Hulle.
• Der Stern wird erst sichtbar, wenn der Strahlungsdruck das den Kern umgebendeMaterial weggeblasen hat.
Ist nun die Masse groß genug und hat die richtige Temperatur, so tritt ein Kollaps auf.Wahrend dieser Phase kommt es zur Kollision von Molekulen, wodurch der Staub imIR-Bereich abstrahlt. Auch die
”einstrahlende” Gravitationsenergie tragt dazu bei. Die
Wolke bleibt zunachst kuhl, da die Strahlung entweichen kann. Nun verdichtet sich derKern so lange, bis dieser undurchsichtig wird. Dadurch verlangsamt sich der Kollaps und
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es stellt sich ein hydrostatisches Gleichgewicht ein. Dann kommt es zu einem zweitenKollaps, der durch das Dissoziieren der Wasserstoffmolekule beginnt und durch die dannspater ionisierten Wasserstoffatome zum Stillstand kommt.
Ein Protostern ist entstanden, dessen Leuchtkraft wie folgt beschrieben werden kann:
L = 4πR2σT 4eff (2.7)
σ = 5.67 · 10−8W
m−2K−4... Stefan−Boltzmann−Konstante
Dabei wird der Stern als schwarzer Strahler angenommen.
Protosterne sind noch Vorhauptreihensterne, das heißt sie liegen noch nicht auf derHauptreihe (siehe Abb. 2.1).
Mit der Zeit erhoht sich die Temperatur nur sehr langsam und die Leuchtkraft sinktaufgrund des abnehmenden Radius. Durch die Erwarmung des Kerns kommt es dannzur Zundung der Kernfusion und das Wasserstoffbrennen setzt ein. Ab diesem Zeitpunktspricht man von einem Nullalter-Hauptreihenstern. In dieser Phase ist der Stern sehraktiv und deshalb sehr interessant fur Beobachtungen. Der Stern bleibt einen Großteilseiner Lebensdauer auf der Hauptreihe. Durch die Kernfusion nimmt der Wasserstoffge-halt ab und die Temperatur und die Dichte des Sternes nehmen zu und er entwickelt sichvon der Hauptreihe weg nach oben. Was schlussendlich mit dem Stern weiter passiert,hangt von seiner Masse ab. [1] Dies ist jedoch nicht Teil dieser Arbeit.
Abbildung 2.1.: Hertzsprung-Russell-Diagramm. Die Spektralklassen konnen uber denFarbindex identifiziert werden (siehe Kapitel Datenerfassung auf Seite8)[1]
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2.2. Flares und koronale Massenauswurfe
Flares sind Strahlungsausbruche, bei denen ein plotzlicher Helligkeitsanstieg stattfindet.Dadurch konnen sie mittels Lichtkurven detektiert werden. Flares treten prinzipiell beifast allen Hauptreihensternen auf. Weiters sind Flares auch von Vor-Hauptreihensternen(T-Tauri) bekannt. Die Flare-Aktivitat beginnt schon sehr fruh in der Sternentwicklungs-phase. Besonders hohe Aktivitat wird bei jungen Sternen detektiert. [3] Die Haufigkeitdes Auftretens von Flares und deren Starke hangt vom Magnetfeld ab. Das starkere Ma-gnetfeld von jungen Sternen ist durch den Dynamoeffekt erklarbar. Junge Sterne drehensich im Allgemeinen schneller als alte und haben daher auch ein starkeres Magnetfeld. [2]
Durch die differentielle Rotation der Sterne kommt es zur Feldlinienaufwicklung amAquator. Aus solch einem Vorgang kann sich eine bipolare Gruppe bilden. Eine differen-tielle Rotation bei Sternen bedeutet, dass sich die Pole mit einer anderen Geschwindigkeitdrehen, als die Aquatorregion. Diese bipolaren Gruppen spielen eine wichtige Rolle beider Flareentstehung(siehe Abb.2.2)[1]
Prinzipiell ist ein Flare eine Freisetzung von magnetischer Energie. Dies fuhrt zur Aus-sendung von elektromagnetischer Strahlung und zur Beschleunigung von Partikeln. DieFreisetzung und Umwandlung der magnetischen Energie wurde noch nie direkt beobach-tet. Es gibt noch kein Modell, welches alle Details eines Flares genau beschreiben kann.Fur mehr Details wird auf die Arbeit von Haish (1991) verwiesen.[4]
Der koronale Masseauswurf (Coronal Mass Ejection - CME) ist ein Phanomen aufder Sonne, das zum Teil eine sehr hohe zeitliche und raumliche Korrelation mit Fla-res aufweist. Besonders im Fall von energetischen Events.[5] Die Entstehung beider Ak-tivitatsphanomene wird erst durch das solare Magnetfeld moglich. Wenn magnetischeFeldlinien sich beruhren kann es zur Ausbildung einer sogenannten Rekonnexionsregionkommen, hierbei werden Magnetfeldlinien getrennt und neu konfiguriert. Dieser Prozeßdient als Energielieferant fur Flares und CMEs. Wahrend Flares Strahlungsausbruchesind, wird bei einem CME Materie mit sehr hoher Geschwindigkeit freigesetzt. Um Mas-se (CMEs) zu beschleunigen ist viel Energie notwendig, die aus dem Magnetfeld stammt.Ein sichtbares Merkmal in der Erdatmosphare von CMEs sind Polarlichter. Polarlichterentstehen durch die Wechselwirkung der von der Sonne kommenden Teilchen mit demErdmagnetfeld.[1]
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Abbildung 2.2.: Flarentstehungsmodell. Die Feldlinien der bipolaren Gruppe sind zu Be-ginn in der Korona nicht miteinander verbunden. Dann tritt die magne-tische Rekonnexion der Feldlinien ein und es kommt zu einem Stromflusszu den Fußpunkten. Wahrend dieses Prozesses beginnt der Flare. [1]
Flares konnen im gesamten elektromagnetischen Spektrum beobachtet werden. Hoch-energetische Flares dauern langer als weniger energiereiche Flares. Neben dem Dynamo-effekt konnte festgestellt werden, dass sich die Aktivitat mit zunehmendem Volumen derKonvektionszone des Sterns erhoht. [2]
Auf der Sonne sind Flares seit dem 19. Jahrhundert, als Carrington (1859)[6] einenstarken Weißlichtflare entdeckte, bekannt. Stellare Flares sind seit dem letzten Jahrhun-dert bekannt. In den 1940er Jahren entdeckte man auf dem Zwergstern UV Ceti einenenormen Anstieg (>4mag) von stellarem Fluß, der einem Flare zugeordent wurde (Joy &Humason, 1949)[7]. Seit diesem Event wurde der Begriff
”Flarestern“ eingefuhrt, der bis
heute erhalten geblieben ist. Tatsachlich ist der Begriff etwas irrefuhrend, da es keinentypischen Flarestern gibt. Heute wissen wir, dass jeder Stern, der eine Korona besitzt,auch Flares zeigt. Stellare Flares wurden auch in verschiedensten Wellenlangen detek-tiert. In einer kurzlich erschienene Studie (Davenport, 2016)[2] wurde das kompletteDatenarchiv des Kepler-Satelliten in Hinblick auf Flares untersucht. Hierbei wurden un-ter 200000 Sternen ca. 4000 Stern mit Flares gefunden. Da Kepler in einem sehr breitenBand von einigen hundert Nanometern beobachtet, sind dies alle Weißlichtflares, bei de-nen eine Erhohung des stellaren Kontinuums zu sehen ist. Die statistische Analyse zeigte,dass die spaten M Hauptreihensterne haufiger Flares zeigen als z.B. sonnenahnliche GHauptreihensterne. Weiters konnte gezeigt werden, dass junge Sterne ofter Flares zeigenals altere (siehe oben). Die tatsachlichen Flareraten der untersuchten Sterne sind mit Si-cherheit hoher als in dieser Studie gefunden, da man mit Kepler alle schwacheren Flaresnicht detektieren kann. Je sensitiver die Beobachtungen sind, desto schwachere Flareskonnen beobachtet werden.
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3. Datenerfassung
Die Bilder fur diese Arbeit wurden mit dem 50cm ASA (Astro Systeme Austria) Cas-segrain Reflector Teleskop (siehe Abb.3.1) am Observatorium Lustbuhel aufgenommen.Dieses Teleskop ist unter anderem mit einer CCD-Kamera ausgerustet.
Tabelle 3.1.: Daten zum Teleskop und zur CCD Kamera.Tesleskop
Es wurden Referenzbilder der Sternhaufen M34, M35 und M39 gemacht. Mit dem Pro-gramm astrometry1 wurden diesen Referenzbildern aquatoriale Koordinaten zugeordnet.Im Onlineatlas Vizier2 (Kataloge: Bouy (2015)[8], Thompson et al. (2014)[9]) wurdenjeweils Daten der Sterne, welche im Blickfeld liegen und eine Mitgliedwahrscheinlichkeitvon mindestens 66% des jeweiligen Sternhaufens haben, heruntergeladen. Bei diesen Da-ten handelt es sich um die Koordinaten und die B-, V- und J-Magnitude. Diese Wertestehen fur Helligkeiten in verschiedenen Wellenlangenbereichen. Dabei ist die Differenzzweier solcher Helligkeiten der Farbindex. Dies ist in der Astrophysik eine sehr wichtigeGroße. Die Spektralklassen konnen mit dem sogenannten Farbindex bestimmt werden.Der Farbindex zur Spektralklassenbestimmung lasst sich z.B. aus der Differenz der B-und V-Magnitude berechnen. Statt der Spektralklasse im HRD kann man also auch denFarbindex auf der Abszisse auftragen. Man kann dann erkennen, dass spate Sterne (abG0, rechts unten in der Hauptreihe) einen Farbindex von B-V > 0.6 haben. Deshalbwurde von allen im Onlineatlas gefundenen Sternen, dieser Farbindex berechnet undausgewertet. Dadurch erhalt man eine Abschatzung, wie viele spate Sterne im jeweiligenReferenzbild der Sternhaufen sind. Dafur wurde mittels Python ein Programm geschrie-ben3, welches die heruntergeladenen Daten einliest, berechnet und auswertet. Das Ergeb-nis ist in Abb.3.2 abgebildet. Weiters konnen mit diesen Daten, die Sternhelligkeiten beiverschiedenen Wellenlangen verglichen werden. Zur Messung dieser verschiedenen Hellig-keiten werden verschiedene Filter verwendet, die nur fur die jeweilige Bander durchlassigsind. Aus dem Farbindex kann man auch die Temperatur des Sternes bestimmen, dies istebenfalls aus dem HRD ersichtlich, da auf der Abszisse auch die Temperatur aufgetragenwerden kann. Jedoch steigt die Temperatur im HRD von rechts nach links an.
Abbildung 3.2.: Untersuchung der Sternhaufen M34, M35 und M39 auf spate Mitglieds-sterne anhand der Bouy Studie[8]. Der Farbindex ist dabei die Differenzder B- und der V-Magnitude. Alle Sterne, die uber der eingezeichne-ten roten Linie bei 0.6 liegen, sind fur die weitere Betrachtung relevant.Anhand dieser Grafik ist klar, dass der Sternhaufen M35 weiter unter-sucht wird, da er die großte Anzahl an (spaten) Haufenmitgliedern imReferenzbild aufweist.
Anhand der Abb.3.2 sieht man, dass der Sternhaufen M35 die großte Anzahl an Mit-gliedersternen im Gesichtsfeld des 50cm Teleskops aufweist. Deshalb wurde auch dieserSternhaufen zur weiteren Auswertung herangezogen. Das heißt, es wurde eine Bilder-reihe des Sternhaufens M35 am Observatorium Lustbuhel aufgenommen (siehe KapitelAuswertung der FIT-Files auf Seite19).
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3.2. Daten Sternhaufen M35
Allgemeine Daten zum Sternhaufen M35 sind in Tab.3.2 eingetragen. Diese sollen einengroben Uberblick uber den Sternhaufen liefern.
Tabelle 3.2.: Allgemeine Daten des M35 Sternhaufens (auch NGC2168 genannt).
Zentrum Entfernung Alter Metallizitat Helligkeit Sterne
Diese Daten wurden aus der Arbeit von Leiner et al. (2015) [10] entnommen. Furdie Anzahl der Mitgliedssterne wurde hingegen die Arbeit von Bouy (2015)[8] heran-gezogen. Da unser Blickfeld naturlich nicht den gesamten Sternhaufen M35 beinhaltet(siehe Abb.3.3), konnen wir dementsprechend weniger Mitgliedsterne untersuchen. ImReferenzbild wurden rund 600 Sterne gefunden, von denen jedoch nur wenige zum Stern-haufen M35 gehoren.In Tab.A.1 und Tab.A.2, im Kapitel A.3 sind alle Mitgliedersterne (Bouy 2015, Mit-gliedswahrscheinlichkerit > 66%) im Gesichtsfeld des 50cm Teleskops angefuhrt. Da inder Bouy (2015) Studie keine B, V Helligkeiten enthalten sind verwenden wir hierzu dieStudie von Thompson et al. (2014).
In Tab.3.3 sind die in den Aufnahmen des 50cm Teleskops am haufigsten gefundenenSterne und deren Daten angefuhrt. Die Daten wurden aus der Arbeit von Thompson et.al. (2014)[9] und der Arbeit von Bouy (2015)[8] entnommen. Dabei kann man erkennen,dass nur sehr wenige Sterne, die aufgenommen wurden, auch Mitgliedssterne des HaufensM35 sind.
2Parsec ist ein astronomisches Langenmaß (3, 09 · 1013 km)
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Tabelle 3.3.: Koordinaten (Spalte 1,2) der in den Aufnahmen des 50cm Teleskops amhaufigsten gefundenen Sterne der M35 Zeitserie. Dies sind jene Sterne diein mehr als 90% der Aufnahmen zu sehen sind. In Spalten 3-9 sind diedazugehorigen g,r,i und z Magnituden, sowie die Mitgliedswahrscheinklich-keiten der Sterne aus der Bouy (2015) Studie[8] angefuhrt. In den restlichenSpalten sind die dazugehorigen B, V Magnituden sowie der BV Index ausder Thompson et al. (2014)[9] Studie angefuhrt.
RA DEC RA DEC GMAG RMAG IMAG ZMAG Mitgliedschaft RA DEC VMAG BMAG BV Index
Im Gesichtsfeld des 50cm Teleskops wurden rund 1000 Sterne aus der Bouy (2015) Stu-die gefunden wurden. Die Anzahl der Sterne mit denen die Auswertung vorgenommenwurde, ist aber deutlich kleiner. Dies liegt daran, dass nicht alle Sterne im GesichtsfeldMitgliedssterne des M35 Haufens sind und es wurden auch nur jene Sterne berucksichtigt,bei denen die oben genannten Parameter im Onlineatlas vorhanden waren. Ebenso wurdein der Bouy (2015) Studie ein großeres Teleskop verwendet und eine langere Belichtungs-zeit ausgewahlt, so dass auch viel mehr Sterne aufgenommen wurden.
Aus Abb.3.3 kann man sehen, welcher Ausschnitt des Sternhaufens beobachtet wurde.Information bezuglich Haufen-Mitgliedschaft wurden aus der Studie von Bouy (2015)extrahiert[8]. Die Daten dieser Studie sind ebenfalls im Onlineatlas Vizier zuganglich.Von hier wurden auch die Werte fur die r- und i-Magnitude, der im Gesichtsfeld sichtba-ren Mitgliedssterne heruntergeladen. Ebenfalls wurden die r- und i-Magnitude aller beider Studie untersuchten Sterne heruntergeladen. Es sei zu erwahnen, dass in der Bouy(2015) Studie nicht nur Mitglieder des Sternhaufens M35 erfasst wurden.
Abbildung 3.3.: Das Gesichtsfeld des ASA 50cm Teleskop ist hier gelblich gekennzeich-net. Diese Grafik wurde mit Hilfe des Programms Aladin3erstellt. DerSternhaufen M35 ist sehr gut ersichtlich. Er geht etwas uber die Randerdes Gesichtsfeldes hinaus.
Das oben genannte Python Programm liest auch diese Daten ein und erstellt einDiagramm bei dem die r- minus die i-Magnitude auf der Abszisse und die i-Magnitude aufder Ordinate aufgetragen wird. Dies ist ein Farben-Helligkeits Diagramm (siehe Abb.3.4).
3http://aladin.u-strasbg.fr/
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Abbildung 3.4.: Hier kann man den Verlauf der Hauptreihe der Mitgliedsterne sehr schonerkennen (hier rot eingezeichnet), welche im Gesichtsfeld des 50cm-Teleskops liegen. Alle Sterne aus der Bouy (2015) Studie sind breiter ge-streut, weil auch sehr viele Nicht-Mitglieder (Vorder-Hintergrundsterne)in den Aufnahmen enthalten sind (hier schwarz eingezeichnet). Die inden Aufnahmen des 50cm Teleskops sichtbaren Sterne sind ebenso ein-gezeichnet (hier gelb eingezeichnet).
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4. Auswertung der FIT-Files
Mittels des 50cm ASA Cassegrain Reflector Teleskops (fur genauere Daten siehe Tab.3.1)am Observatorium Lustbuhel wurden am 14.02.2017 152 Aufnahmen, mit einer Belich-tungszeit von jeweils 2 Minuten, des Bildausschnittes, wie in Abb.3.3 gezeigt, gemacht.Diese Daten sind die Rohdaten zur Erstellung der Lichtkurven. Grob beschrieben wer-den aus diesen Files die Helligkeiten aller erkannten Sterne extrahiert und daraus werdendann Lichtkurven fur jeden Stern erstellt.
4.1. Rohdatenkorrektur
Fur die Rohdaten muss eine Bias- und Flatkorrektur vorgenommen werden. Dies ge-schieht mithilfe eines Python Programmes1.
Dazu wurden zuerst zehn Weißbild (Flatfield) Aufnahmen gemacht. Nach Untergehender Sonne werden sogenannte
”skyflats“ gemacht. Hierzu wird das Teleskop in Richtung
Zenit ausgerichtet und Aufnahmen des mehr oder weniger gleichformig hellen Zwielicht-himmels gemacht. Diese Aufnahmen wurden dann gemittelt und alle Aufnahmen desSternhaufens M35 (Rohdaten) wurden durch diesen Mittelwert dividiert. Dies wird ge-macht, um den Einfluss von Bildfehlern durch Staubpartikel im Strahlengang, Reflexeu.a. zu minimieren.
Wie bereits erwahnt, wurde auch eine Biaskorrektur vorgenommen. Dafur wurden zehnBilder bei geschlossenem Verschluss gemacht, so dass kein Licht auf den CCD-Sensortrifft. Diese zehn Aufnahmen wurden ebenfalls gemittelt und der Mittelwert wurde vonden Rohdaten abgezogen. Dies wird gemacht, um Pixelfehler und systematische Fehleram AD-Wandler zu vermindern. Durch diese Methodik laßt sich das Ausleserauschender CCD Kamera bestimmen, deswegen wird ein Bias auch von den Science-Bildernabgezogen.
4.2. Koordinatenzuweisung und Helligkeitsextraktion
Nach der Rohbearbeitung muss man allen FIT-Files astronomische Koordinaten zuwei-sen. Diese sind wie beim Referenzbild noch nicht vorhanden. Wie beim Referenzbild,wurde dies mittels dem Programm astrometry erledigt. Das Programm astrometry istein Terminalprogramm. Um nicht fur jede Datei einzeln den Bearbeitungsbefehl eintip-pen zu mussen, wurde ein Shell-Skript verwendet, dass die automatische Bearbeitungaller Files bewerkstelligt.
1biasflatmean.py A.2
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Um die Helligkeiten der einzelnen Sterne zu extrahieren, wurde das Programm Sextrac-tor2 verwendet. Da dies auch ein Terminalprogramm ist, wurde auch hier ein Shell-Skriptverwendet, um die Daten nacheinander zu bearbeiten. Als Ausgabedatei erhalt man hierein Text-File, welches die Daten, wie Koordinaten, Helligkeiten u.a. der Sterne in einerTabelle vermerkt hat.
4.3. Lichtkurvenerstellung
Diese Textfiles werden mit einem weiteren Python Programm3 eingelesen und darauswerden die Lichtkurven erstellt. Die Lichtkurven werden von allen gefundenen Sternenerstellt. Die Lichtkurven der interessanten Sterne (siehe Abb.4.2) wurden dabei miteinem anderen Dateinamenkurzel gespeichert, um sie von den Lichtkurven der restlichenSterne zu unterscheiden. Die Lichtkurven der ubrigen Sterne wurden ebenso erstellt, daauch bei diesen Sternen Flares auftreten konnen. In Abb.4.1 sind die in Abb.4.2 gezeigtenLichtkurven blau und die Sterne des Referenzfiles rot markiert.
Abbildung 4.1.: Referenzbild dieser Arbeit. rot: gefundene Sterne mittels sextractor imBlickfeld; blau: Sterne deren Lichtkurve in Abb.4.2 geplottet sind
Nach der Erstellung dieser Lichtkurven, wurde ein Vergleichsstern ausgewahlt. DieLichtkurve dieses Sterns wurde von allen anderen abgezogen, um globale Trends, wieWolkenbedeckung etc., aus den Lichtkurven zu entfernen. Ebenfalls wurde der Mittel-wert der einzelnen Lichtkurven gebildet und abgezogen, um zu sehen ob sich diese Metho-de von der Verwendung eines einzelnen Vergleichssterns unterscheidet. Beide Methodenliefern das gleiche Ergebnis. Die so bearbeiteten Lichtkurven wurden ebenfalls mit ver-schiedenen Dateikurzeln gespeichert, um sie voneinander unterscheiden zu konnen. InAbb.4.2 sind nur zwei Lichtkurven von interessanten Sternen (Mitgliedswahrscheinlich-keit > 66%) zu sehen, da fur diese Abbildung die acht Sterne mit den anschaulichstenLichtkurven gewahlt wurden.
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Abbildung 4.2.: Lichtkurven nach Subtraktion des Vergleichsterns der in Abb.4.1 blaumarkierten Sterne.
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4.4. Flaredetektion und Ergebnisse
Die Auswertung der Lichtkurven wurde visuell vorgenommen. Das heißt, dass alle Licht-kurven durchgeschaut und auf markante Verlaufe untersucht worden sind. Dabei wurdenur in einer Lichtkurve ein moglicher Event festgestellt. Er ist sehr kurzlebig, jedochunterscheidet er sich deutlich vom ubrigen verrauschten Verlauf der Lichtkurve (sieheAbb.4.3).
Abbildung 4.3.: Moglicher detektierter Flare. Links: Lichtkurve mit moglichem Event;Rechts: Bildausschnitt des Events mit Fehlerbalken.
Man erkennt den schnellen charakteristischen Anstieg und einen langsameren Abfallder Kurve. Der Abfall dieser Kurve in Abb.4.3 ist nur wenig langsamer als der Anstieg.Jedoch ist der Verlauf im Gegensatz zum restlichen doch sehr auffallend.
Abbildung 4.4.: Bildausschnitt des Sternes mit der auffalligen Lichtkurve. Der Stern istmit einem roten Kreis gekennzeichnet.
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5. Diskussion und Ausblick
Es wurde in allen erstellten Lichtkurven leider nur ein moglicher Event detektiert (sieheAbb.4.3). Dies lasst sich einerseits auf die kurze Belichtungszeit von 2 min und ande-rerseits auf die zu kurze Beobachtungsdauer zuruckfuhren (304 min). Ein Indiz dafur,dass die Belichtungszeit zu kurz gewahlt wurde, ist, dass nur sehr wenige von den zuvoridentifizierten jungen Sternen (Thompson 2014) auf unseren Aufnahmen zu finden sind.Einige junge Sterne in dieser Entfernung sind nicht hell genug, um sie mit einer Belich-tungszeit von 2 min aufnehmen zu konnen. Hierfur ist das 50cm Teleskop zu klein undder Standort des Observatoriums am Rande von Graz leidet unter Lichtverschmutzungder hellen Nachtbeleuchtung der Stadt (siehe Abb.5.1).
Abbildung 5.1.: rot: mittels sextractor gefundene Sterne im Gesichtseld; blau: Sterneaus der Arbeit von Bouy (2015)[8] deren Mitgliedswahrscheinlichkeitgroßer als 66% ist. Die meisten Sterne aus Bouy (2015) bleiben fur dieBeobachtungen unsichtbar, weil sie fur die in dieser Arbeit gewahlteBelichtungszeit zu wenig Fluß zeigen.
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Die Wahrscheinlichkeit einer Flaredetektion in diesem Gebiet in nur einer Nacht istsehr gering. Aus der Arbeit von Gondoin (2013)[11] und der Arbeit von Audard etal. (2000)[12] wurde eine Abschatzung der mittleren Anzahl an energiereichen Flareseines Sterns des M35 Haufens pro Tag berechnet. Dabei wurden die Ergebnisse fur dieRontgenhelligkeit der Gondoin (2013) Arbeit gemittelt und in Glg.5.1 [11] eingesetzt.Glg.5.1 gibt die Anzahl der Flares pro Tag an, die großer einer Flareenergie 1032 ergsind. Dieses Power-law wurde aus tasachlichen Flarebobachtungen abgeleitet und ist nureine Funktion der Rontgenhelligkeit (Lx) des Sterns.
N(> E = 1032ergs) = 1.9 · 10−27 · L0.95x (5.1)
Fur die mittlere Rontgenhelligkeit wurde Lx = (103±2)·1028erg s−1 verwendet. Damitkommt man auf einen Wert von N = 62Tag−1. Enstprechend dieser Flarerate hatten inder Beobachtungszeit von ca. 5 Stunden ca. 13 Flares pro Mitgliedsstern detektiert wer-den mussen. In Tab.3.3 sieht man, dass lediglich 7 Haufenmitglieder beobachtet wurden,aus Grunden die weiter oben erlautert wurden. Von der Sonne wissen wir, dass jeder Fla-re der im Rontgenbereich detektiert wird auch ein Hα Gegenstuck besitzt. Ob dies beisonnenahnlichen Hauptreihensternen auch so ist, ist bis dato unbestimmt. Selbst wennes der Fall ware, dann musste ein Hα Flare so stark sein, dass er im integrierten Fluss(von Sternen sehen wir immer nur den uber die Sternscheibe integrierten Fluß) zu sehenist. Deswegen ist zu bezweifeln, dass es eine detektierbare 1:1 Rontgen-Hα Flarerategibt. In dieser Arbeit wurden nur Aufnahmen mit Breitbandfiltern im visuellen Bereichgemacht. Das heißt es wird viel Hα-Fluss benotigt, um einen Anstieg der Lichtkurve beieinem Flareausbruch zu sehen. Es ist daher nicht verwunderlich, dass bei ca. 5 Stundenan Beobachtungszeit kein eindeutiger Flare detektiert wurde.
Es sei nochmals zu erwahnen, dass nur sehr wenige Mitgliedssterne mit dem verwen-deten Setup detektiert wurden (siehe Abb.5.1). Dies lasst sich auch in Abb.3.4 erkennen.Ebenso wurde bei der Auswertung festgestellt, dass der Sternhaufen wahrend den Auf-nahmen langsam aus dem Blickfeld geglitten ist. Das heißt, das Teleskop wurde nichtperfekt mit dem Sternhaufen uber die Beobachtungsdauer mitgefuhrt, da bei diesenAufnahmen keine Guidekamera verwendet wurde.
Trotz alledem sei nicht außer Acht zu lassen, dass die obige Lichtkurve (Abb.4.3) aufeine flareahnlichen Event hindeutet.
Folgend sind die wichtigsten Daten des Sterns mit der auffalligen Lichtkurve angege-ben.
In Tab.5.1 sieht man, dass der Stern kein Mitglied des Haufens M35 ist. Entsprechenddes BV Index des Sterns handelt es sich hier um einen spaten F oder fruhen G Stern.
Um nun den Sternhaufen M35 genauer zu untersuchen, muss dies uber einen langeren
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Beobachtungszeitraum geschehen. Die Belichtungszeit sollte auch langer gewahlt werden.Da Flares Lebensdauern von bis zu einigen Stunden (in seltenen Fallen auch langer) ha-ben, konnte die Belichtungszeit der CCD Kamera am 50cm Teleskop des OLG bis zueinem Fakor 5 hinaufgesetzt werden.
[1] Arnold Hanslmeier. Einfuhrung in Astronomie und Astrophysik. Springer, 2002.
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