In dieser Arbeit wird die vollautomatische Spektren-Reduktionsprozedur des Hamburger Robotischen Teleskops (HRT), die ersten Beobachtungen und die ersten Ergebnisse von stellaren Aktivitätsuntersuchungen präsentiert.
Der erste Teil der Arbeit beschäftigt sich mit der Spektren- Reduktionsprozedur. Diese basiert auf dem IDL Reduktionspaket REDUCE, geschrieben von Piskunov und Valenti (2002). Dazu wurde REDUCE an die Eigenschaften des HRT Spektrographen angepasst. Die Datenreduktionsprozedur ist so konzipiert, dass alle Standartreduktionsschritte für ein Echelle Spektrum durchgeführt werden können, einschliesslich einer automatischen Wellenlängenkalibration. Während der Beobachtungen von Okt. 2008 bis Aug. 2009 wurde die Datenreduktionsprozedur getestet und es zeigte sich, dass sie vollautomatisch und stabil arbeitet. Alle Spektren, die in dieser Arbeit verwendet werden, wurden mit dieser Prozedur reduziert. Ausserdem konnte ich zeigen, dass die Wellenlängenlösung von Luftdruck, Lufttemperatur und Luftfeuchtigkeit abhängig ist. Um diese Abhängigkeiten zu korrigieren, wurde eine Korrekturgleichung erstellt.
Im zweiten Teil dieser Arbeit werden die Ergebnisse der ersten HRT Beobachtungen vorgestellt. Diese zeigen das Potential und den aktuellen Zustand des Teleskops. Ein weiteres wichtiges Ergebnis ist eine neue Photosphärenkorrektur. Im Folgenden werden diese Ergebnisse aufgeführt:
Als erstes wurde eine Transformationsgleichung bestimmt, um den S-Index vom HRT in den Mount Wilson S-Index umzurechen. Dies ist notwendig um die beobachteten Aktivitätslevel von Sternen mit den Beobachtungen von anderen Observatorien zu vergleichen. Danach wurde eine neue Photosphärenkorrektur der Ca II H+K Linien abhängig vom Farbindex B - V für Hauptreihensterne, Unterriesen und Riesen erstellt. Diese Flusskorrekturen wurden mit Hilfe des vielseitig anwendbaren stellaren Atmosphärencode PHOENIX erstellt. Ausserdem habe ich die Beziehung zwischen dem Flussexzess in den Ca II H+K Linien und der Rotationsperiode des Sterns untersucht und habe eine Gleichung erstellt um die Rotationsperiode zu berechnen. Diese Gleichung ist nur für Hauptreihensterne gültig. Eine weitere Methode um den Flussexzess in den Ca II H+K zu bestimmen besteht darin, einen inaktiven Stern (Template) als Referenz zu benutzen. Hier stelle ich die Ca II H+K Linien der ersten sechs Template Kandidaten vor, die ich auf die charakteristischen Linienstrukturen eines aktiven Sterns (eine Doppelspitze) untersuche. Zwei dieser Sterne zeigten nicht diese Linienstruktur. Zum Schluss präsentiere ich die ersten fünf Zeitreihen von S-Indizes und zwei Zeitreihen mit Radialgeschwindigkeitsverschiebungen. Die Zeitreihen der S-Indizes untersuchte ich, um die Rotationsperiode des jeweiligen Sterns zu bestimmen. Die Peaks in den Periodogrammen der Zeitreihen sind nicht stark genug für einen eindeutigen Nachweis. Nur für HD120136 ist die Frequenz des stärksten Peaks mit dem bekannten Literaturwert vergleichbar. Auch die Ergebnisse der Radialgeschwindigkeitsuntersuchung sind konsistent mit den Literaturwerten. Für HD120136 ist der Peak im Periodogramm wieder zu klein für einen eindeutigen Nachweis.
In this PhD thesis, the fully automatic data reduction pipeline of the Hamburg Robotic Telescope (HRT), first observations and the first analyses of stellar activity are presented.
The first part of this thesis deals with the data reduction pipeline. It is based on the IDL reduction package REDUCE, written by Piskunov and Valenti (2002). I adapted REDUCE to take into account the properties of the HRT spectrograph. The data reduction pipeline was designed to automatically perform all standard reduction steps for Echelle spectra including an automatic wavelength calibration. During the observations form Oct. 2008 until Aug. 2009, the pipeline was shown to be working fully automatically and stably. All spectra which are used in this work are extracted with this pipeline. Furthermore, I could show that the wavelength solution depends on air pressure, air temperature and humidity. A correction equation was created to account for these dependencies.
In the second part of this thesis, the results of the first HRT observations are presented. They show the potential and the current state of the telescope. Another important result is the creation of a new photospheric correction. These results were obtained as follows:
First, a transformation equation was derived for the HRT S-intex to be the Mount Wilson S-index so that it is possible to compare the activity levels of stars observed at different observatories. Thereafter, new photospheric flux corrections which depend on the colour index B - V for Ca II H+K lines were created for main sequence stars, subgiants and giant stars. These flux corrections were obtained using model spectra produced with the multipurpose stellar atmosphere code PHOENIX. Furthermore, I investigated the relationship between the excess flux in the Ca II H+K lines and the rotation period of the star and created relations to estimate the rotation period of a star. These relations are only valid for main sequence stars. Another method to determine the excess flux in the Ca II H+K lines is to use a template spectrum for comparison. These objects have to show as little activity as possible. I present the first six template candidates and show the spectra of the Ca II H+K lines. These observations are performed to check whether a double peak structure is detected in the line cores. I found two good candidates without a double peak feature. Finally, I present the first five time series of the S-index and two series of radial velocity shifts. The time series of the S-index were investigated in order to check whether it is possible to detect the rotation period of the star. In all time series of the S-index, the significance of the peaks in the periodogram is too small for a clear detection with the highest peak in the periodogram for HD120136 being located at the frequency of the known rotation period. The results of the radial velocity investigations are consistent with the values from literature. However, the significance of the peak in the periodogram for HD120136 is also too small for a detection.