Kurzfassung
Mit mehreren tausend bis heute entdeckten Exoplaneten betreten wir nun die Ära einer eingehen-
den Charakterisierung dieser Welten. Das Studium exoplanetarer Atmosphären ist entscheidend für das Verständnis der Planetenentstehung und -entwicklung sowie für das Auffinden einer auerirdischen habitablen Umgebung. Die Transmissionsspektroskopie ist eine leistungsfähige
Technik, um chemische Zusammensetzungen zu identifizieren und physikalische Eigenschaften von bedeckenden exoplanetaren Atmosphären abzuleiten. Eine der Hauptschwierigkeiten bei dieser Art von Studien besteht darin, das Signal des Planeten von dem des Sterns zu separieren.
Aufgrund der groen Absorptionsquerschnitte wird erwartet, dass atomares Natrium ein relativ
groes Transmissionssignal erzeugt.
Ziel meiner Doktorarbeit ist die Einf ̈uhrung eines optimierten Rahmens für die hochauflösende
Transmissionsspektroskopie in schmalen Wellenl ̈angenbereichen um die breiten Atomlinien von Natrium.
Für diese Studie werden Transitbeobachtungen von zwei heien Jupitern ausgewählt: HD-189733b, das einen aktiven Stern vom K-Typ umkreist, wird unter Verwendung des UV- und
visuellen Echelle-Spektrographen (UVES) am Very Large Telescope beobachtet; WASP-17b, das einen Stern vom F-Typ umkreist, wird mit dem Magellan Inamori Kyocera Echelle (MIKE) an
den Magellenteleskopen beobachtet. Ich erhalte die Lichtexzesskurven in schmalen Durchlabereichen von ungefähr 1 bis 3 Å zentriert auf jeder Natriumlinie. Um das Exoplanetenabsorption-
ssignal aus diesen rohen Lichtkurven zu extrahieren, modelliere ich zunächst die behindernden
Effekte der stellaren Flareaktivität durch Untersuchungen der Ca II H & K, Hα- und der Ca II-Infrarottriplettlinien. Auerdem berücksichtige ich die Mitte-Rand-Verdunkelung des Sterns.
Als neue Komponente dieser Lichtkurvenmodellierung betrachte ich schlielich die sichändernde
planetare Radialgeschwindigkeit, um einen typischen ”Bump” zu erklären, der typischerweise
in den atmosphärischen Transitlichtkurven beobachtet wird und zur Bestimmung der Form der
exoplanetaren Natriumlinie führt.
Mit diesem Ansatz gelang es mir, Natrium in HD 189733b trotz starker Flareaktivität
nachzuweisen. Im Gegensatz dazu zeigt der Heimatstern im WASP-17-System keine starke
Aktivit ätssignatur. Deshalb konstruiere ich zusätzlich zum Lichtkurvenansatz das Transmis-
sionsspektrum von WASP-17b im Bereich der Natriumlinien. Das beobachtete Spektrum wird
dann mit einem einfachen planetarischen Atmosphärenmodell verglichen, das atmosphärische
Parameter wie Temperatur und Radius bei 0,1 bar wiedergibt.
Diese Arbeit zeigt, dass die Detektion von Natrium eine Diagnose der physikalischen Eigenschaften der Exoplanetenatmosphäre ist, und dass, wenn Änderungen der Radialgeschwindigkeit
ber ̈ucksichtigt werden, die Form der exoplanetaren Spektraleigenschaften in den aktiven Sternen
ohne die Notwendigkeit der Konstruktion des Übertragungsspektrums bestimmt werden kann.
Der in dieser Arbeit entwickelte Arbeitsablauf ist bereit für eine schnelle Anwendung auf anderen Exoplaneten.
With several thousand exoplanets discovered to date we are now entering the era of an in-depth characterization of these worlds. Studying exoplanetary atmospheres is crucial for understanding planet formation and evolution, and to find an extraterrestrial habitable environment. Transmission spectroscopy is a powerful technique to identify chemical compositions and to infer physical properties of transiting exoplanetary atmospheres. One of the main difficulties in this kind of studies is to disentangle the signal of the planet from the one of the star. Due to the large absorption cross sections, atomic sodium is expected to produce a relatively large transmission signal. My thesis aims at introducing an optimized framework for high-resolution transmis- sion spectroscopy in narrow wavelength bands around the broad atomic lines of sodium. For this study, transit observations of two hot-Jupiters are selected: HD 189733b, which orbits an active K-type star, is observed using the ultraviolet and visual echelle spectrograph (UVES) at the Very Large Telescope; WASP-17b, which orbits an F-type star, is observed with the Magellan Inamori Kyocera echelle (MIKE) at the Magellen Telescopes. I obtain the excess light curves in narrow passbands of about 1 to 3 Å centered on each sodium line. To extract the exoplanetary absorption signal from these raw light curves, I first model the impeding effects of stellar flaring activity through investigations of the Ca II H&K, Hα , and the Ca II infrared triplet lines. In addition, I take into account the differential limb-darkening of the star. Finally, as the novel component of this light curve modelling I consider the changing planetary radial velocity to explain a “bump” that is typically observed in the atmospheric transit light curves. This leads to the determination of the shape of the exoplanetary sodium line. Using this approach, I succeed in the detection of sodium in HD 189733b in spite of severe stellar flaring activity. On the contrary, the host star in the WASP-17 system is not showing any strong signature of activity. Therefore, in addition to applying the light curve approach I construct the transmission spectrum of WASP-17b in the region of the sodium lines. The observed spectrum is then compared to a simple planetary atmospheric model, which results in the retrieval of atmospheric parameters such as temperature and radius at 0.1 bar. This work proofs that the detection of sodium is a diagnosis of the physical properties of exoplanet atmospheres and shows that if changes in radial velocity are considered, it is possible to estimate the shape of the exoplanetary spectral features in the active stars without the need to construct the transmission spectrum. The workflow that is developed in this thesis is ready for a quick application to other exo-worlds.