Kurzfassung
Nach der Entdeckung der ersten Planeten, die um sonnenähnliche Sterne kreisen, ist die Untersuchung dieser Exoplaneten zu einem neuen Feld in der Astronomie geworden, das sich steigender Beliebtheit erfreut.
Die Suche nach neuen Welten mit der Hoffnung letztlich einen Planeten ähnlich der Erde zu entdecken treibt die Entwicklung neuer Instrumente an.
Einige dieser sind Weltraumteleskope wie Kepler, die Photometrie von Transit-Ereignissen mit bemerkenswerter Genauigkeit liefern.
Dies machte es möglich mehr als tausend neue Exoplaneten zu entdecken; mehrere tausend Kandidaten müssen nun noch bestätigt werden.
Die Untersuchung von Transits offenbart nicht nur Eigenschaften der Planeten, sondern bietet auch die Möglichkeit Eigenschaften ihrer Zentralsterne zu untersuchen.
Während des Transits wird die Helligkeitsverteilung der Sternoberfläche abgetastet.
Dies beinhaltet Aktivitätsindikatoren wie Flecken und Fackeln, aber auch die Randverdunklung.
Letzteres ist ein geometrischer Effekt und hängt von Eigenschaften der Photosphäre ab, wie z.B. der Effektivtemperatur.
Bei der Modellierung von Transits in schlechter Datenqualität muss die Randverdunkelung aus Modellatmosphären angenommen werden.
Allerdings ist es bisher nicht geklärt, ob diese Vorhersagen realistisch sind.
Der Vergleich zwischen gemessenen und vorhergesagten Randverdunkelungen ist eines der Hauptziele dieser Arbeit.
Für die Untersuchung der Randverdunkelung nutze ich Kepler Photometrie von 48 Hauptreihensternen verschiedener Effektivtemperaturen.
Diese Objekte werden von Planeten bedeckt, was zu typischen Lichtkurven führt.
Im Gegensatz zur Verwendung von Randverdunkelungsvorhersagen für die Modellierung dieser Transits, erlaubt die hohe Datenqualität eine direkte Messung zusammen mit den übrigen Transitparametern.
Diese Messungen sind die präzisesten in der Geschichte der Randverdunkelungsforschung entfernter Sterne.
Die Vorhersage der Randverdunkelung erfordert genaue Kenntnis der stellaren Parameter, z.B. Effektivtemperatur und Oberflächengravitation.
Diese Größen können aus Spektren abgeleitet werden.
Ich verwende hochaufgelöste VLT/UVES Spektren von zwei Sternen (ε/Eridani und CoRoT-2A) zur Demonstration der Bestimmung dieser Größen mit Hilfe eines Programms, das auf synthetischen Spektren beruht.
Der Vergleich dieser Parameter mit denen aus der Literatur offenbart wie verlässlich diese Methode ist um die erhaltenen Parameter zur Erstellung von Modellintensitäten zu verwenden.
Die präzisesten verfügbaren Messungen der Randverdunkelung -- die der Sonne -- eignen sich ausgezeichnet zum Vergleich mit solchen Vorhersagen.
Ich präsentiere einen direkten Vergleich und führe eine Skalierung der Modellintensitäten ein, die systematische Abweichungen reduziert.
Die bisherige Verwendung von Randverdunkelungsgesetzen in Transitmodellen ist zu einem gewissen Grad willkürlich.
Deshalb entwickle ich einen numerischen Transitalgorithmus, der Randintensitäten direkt aus den Modellatmosphären verwendet.
Dies eröffnet neue Möglichkeiten der Transiterzeugung, wie z.B. in beliebigen Wellenlängen oder Filtern.
Darüber hinaus können beliebige Planetenformen und Bilder von der Sonne verwendet werden.
After the discovery of the first planets orbiting solar-like stars at the end of the last century, the study of these exoplanets has become a new field in astronomy with increasing popularity. The search for new worlds with the hope to discover a planet similar to the Earth drives the development of new instruments. Some of these are space-based observatories like Kepler which offer photometry of transit events with a remarkable precision. These modern instruments made it feasible to discover more than a thousand new exoplanets; several thousands of planetary candidates are yet to be confirmed. The study of transit light curves not only reveals properties of the planets, but also provides the opportunity to investigate properties of their host stars. During its transit the planet probes the star's surface brightness distribution. This includes activity indicators like spots and faculae, as well as the limb darkening. The latter is a line-of-sight effect and depends on properties of the photosphere, like the effective temperature. In the case of modeling transits with poor photometric quality the limb darkening has to be assumed based on model atmospheres, which have already proven their accuracy in spectral synthesis. However, whether these model predictions are realistic or not is not conclusively answered. The comparison between measured and predicted limb darkening is one of the main goals of this thesis. For the study of the limb darkening I use Kepler's high precision photometry of 48 main-sequence stars with different effective temperatures. These objects are eclipsed by orbiting planets causing typical transit signatures in the light curves. In contrast to the use of limb-darkening predictions in modeling these transits, the high quality of the data allows to measure the limb darkening together with the remaining transit parameters. These measurements are the most precise in the history of limb-darkening studies on stars other than the Sun. For the prediction of limb darkening a precise knowledge of stellar parameters, e.g., the effective temperature and the surface gravity, is required. These parameters can be deduced from spectroscopic data using line-ratio measurements or synthetic spectra. I use high resolution VLT/UVES spectra of two well studied planet host stars (ε/,Eridani and CoRoT-2A) to present the determination of these parameters using a software tool based on spectral synthesis. The comparison of the parameters to those found in the literature reveals how reliable the used method is for synthesizing model limb intensities based on the resulting parameters. The most precise limb-darkening measurements available -- those of our Sun -- are well suited to compare them to such limb-darkening predictions. I present a direct comparison and introduce a rescaling of the model limb intensities that reduces systematic differences. The current usage of limb-darkening laws in transit modeling is at least to some degree arbitrary. Therefore, I employ numerical methods to develop a highly efficient transit algorithm which is capable of directly using limb intensities from model atmospheres. Using this method opens up new possibilities for transit modeling, like simulating transits in any wavelength or filter band. Moreover arbitrary shapes of the planet and images of the Sun can be used as input.