Kurzfassung
In der Vergangenheit wurde für den heißen Jupiter HD 189733 b behauptet, dass dessen Transit eine Bugstoßwelle vorausgeht. Dieses Ergebnis erhalten die Autoren durch den Vergleich der CaII H&K-Lichtkurve mit den Lichkurven der Balmer-Linien. Während Erstere keinerlei Anzeichen für Prätransitabsorptionssignale zeigt, zeigt letztere ein deutliches Absorptionssignal vor Beginn des Transits. Einen stellaren Ursprung schließen die Autoren aufgrund der Diskrepanz von CaII- und Balmer-Linien aus. Diese Arbeit widmet sich der Fragestellung, ob solche Bugstoßwellen ein allgemeines Phänomen und zeitlich stabil sind. Im Fall von HD 189733 konnten in TIGRE-Daten aus dem Jahr 2017 keine Bugstoßwellen mehr gefunden werden. Es konnte weiterhin gezeigt werden, dass diese sich auch in den Planetensystemen WASP-69, WASP-131, KELT-7 sowie KELT-20 nicht nachweisen ließen. Stattdessen lassen sich aus den Beobachtungen obere Limits für deneren Stärke ableiten. Diese sind sowohl vom verwendeten Teleskop als auch von der Helligkeit des Zentralsterns abhängig und liegen zwischen 2 und 6 milli-Angström. Dies ist deutlich niedriger als der in der Literatur postulierte Wert von 13 milli-Angström für HD 189733 b. Aus diesem Grund stellt sich die Frage, ob sich das beobachtete Phänomen bei HD 189733 auch anderweitig erklären lässt. Ein möglicher Erklärungsansatz ist hierbei stellare Aktivität. Beispielsweise könnten Protuberanzen geeigneter Größe und Temperatur zur Erklärung herangezogen werden. Sofern diese ausreichend kühl und ausgedehnt sind, sind diese sehr leuchtschwach im CaII K-Licht, hingegen hell im Halpha-Licht. Ähnliche Probleme können sich auch während des Transits selbst ergeben. Beispielsweise haben Transitbeobachtungen von KELT-7 b gezeigt, dass dessen Transittiefe im Halpha-Licht variabel ist. Eine Erklärung hierfür sind Aktivitätsgebiete auf dessen Oberfläche. Ein grundsätzliches Problem bei der Interpretation der Beoabchtungen ist, dass sich mit heutiger Technologie die untersuchten Planetensysteme noch nicht räumlich auflösen lassen, um beispielweise die räumliche Struktur von Protuberanzen bei anderen Sternen zu untersuchen. Aus diesem Grund muss zum jetzigen Zeitpunkt die astrophysikalische Natur der beobachteten Eigenheiten offen bleiben.
Das Fehlen der Bugstoßwelle innerhalb der beobachteten Transitphasen erlaubt Rückschlüsse über die Stärke des planetarischen Magnetfeldes zu ziehen. Unter der Annahme, dass die Bugstoßwelle vor Beginn der jeweiligen Beobachtungen auftrat, ergibt sich ein planetarisches Magnetfeld zwischen 155G und über 18kG. Diese Werte ist deutlich höher als der für Jupiter beobachtete Wert von 4G und erscheinen daher unrealistisch. Alternativ bestünde die Möglichkeit, dass die Passage von Bugstoßwelle und Planet zeitlich derart eng zusammenfallen, dass diese Komponenten in den Beobachtungsdaten nicht mehr aufgelöst werden können. In diesem Fall ergeben sich planetarische Magnetfelder zwischen 3,2mG und 0,3G. Diese Werte erscheinen jedoch abwegig niedrig.
Die beobachten Spektren hängen jedoch nicht ausschließlich von den physikalischen Prozessen in den betrachteten Planetensystemen ab, sondern sind auf ihrem Weg bis zum Spektrographen mehreren verfälschenden Einflüssen ausgesetzt. Zunächst muss das Sternlicht das interstellare Medium durchqueren. Sofern dieses eigene Absorptionslinien aufweist, führt dies zu entsprechenden Verfälschungen. Für nahe Sterne sollten eventuelle Absorptionslinien in den meisten Fällen allerdings schwach ausgeprägt sein. An dieser Annahme wurden jedoch Zweifel geäußert, sodass diesem Problem an einigen Beispielen auf den Grund gegangen wurde. Hierbei zeigt sich, dass eine korrekte Modellierung des stellaren Spektrums essentiell ist, um derartige Fehlinterpretationen zu verhindern. Ein weiteres Problem ergibt sich im Rahmen der Passage des Sternlichts durch die Erdatmosphäre. Diese fügt dem Spektrum eigene Linien hinzu. Insbesondere im Bereich der Halpha-Linie können diese problematisch sein, wenn sich stellare und tellurische Linien überlagern. Hierdurch kommt es dann zu einer Erhöhung der Äquivalentbreite der Halpha-Linie. Deren Stärke hängt von den lokalen meteorologischen Bedingungen ab und ist daher zeitlich variabel.
Alle diese Beobachtungen erfordern erhebliche Genauigkeiten der verwendeten Spektrographen. Bereits geringe instrumentelle Veränderungen können zu erheblichen Verfälschungen der beobachteten Spektren führen. Besonders betroffen sind hierbei Spektrographen mit Auflösungen um die 20.000. Beispielsweise kann eine Erniedrigung der effektiven Auflösung auf 15.000 in Kombination mit einer gleichzeitigen Radialgeschwindigkeitsverschiebung um +900m/s zu einer Erhöhung der Äquivalentbreite der Halpha-Linie um 5 milli-Angström führen. Mögliche Gründe hierfür sind eine Erhöhung des Seeings sowie thermische Ausdehnung von Bauteilen des Spektrographen. Passiert dies während der Prätransitphase, kann dieses Signal leicht als planetarische Absorption fehlinterpretiert werden. Bei höheren spektralen Auflösungen um die 80.000 sind die Störungen geriner und liegen bei etwa 2 milli-Angström.
In the past it was claimed that the transit of the hot Jupiter HD 189733 b is preceded by a bow shock. The authors arrived at this conclusion by the comparison of CaII H&K light curve with the light curves of the Balmer lines. While the former did not show any evidence for pre-transit absorption signals, the latter does show a distinct absorption signal preceding the planetary transit. The authors rule out a stellar origin because of the discrepancy of the CaII and Balmer lines. This work deals with the question if bow shocks are a ubiquitous phenomenon and if they are temporally stable. In the case of HD 189733 b no indications for bow shocks could be found in TIGRE data of the year 2017. Further, it could be shown that the existence of bow shocks cannot be proven in the planetary systems WASP-69, WASP-131, KELT-7 as well as KELT-20. Instead, the observational data allows to derive upper limits for the strengths of the bow shocks. These depend on the telescope and on the brightness of the host star and range between 2 und 6 milliangstroms. This is considerably lower than the value of 13 milliangstroms postulated in the literature for HD 189733 b. For this reason the question is if an alternative explanation exists for the observed phenomena in the HD 189733 system. A possible explanation is stellar activity. An example are prominences of sufficient size and temperature. If they are sufficiently cool and extended they are faint in the CaII K light but bright in the H-alpha light. Similar problems can also occur during transit. An example are different transit observations of KELT-7 b. These show that the transit depths in H-alpha are variable. This variability is caused by active regions on the stellar surface. A fundamental problem for the interpretation of the observations is that the relevant extrasolar planetary systems cannot yet be spatially resolved although this is essential to explore the spatial structure of prominences of other stars. For this reason the astrophysical nature of the observed peculiarities currently remains an open question. The absence of the bow shock allows to impose limits on the strength of the planetary magnetic field. The assumption that the bow shock occured before observations started yields planetary magnetic fields between 155G and more than 18kG. These values are significantly higher than the value of 4G of Jupiter and thus seem to be unrealistic. Alternatively, the passage of bow shock and planet could be temporally so close that the observation data cannot resolve the components. In this case the limits for the planetary magnetic field range between 3,2mG and 0,3G. On the other hand, these values seem to be unreasonable low. The observed spectra not only depend on the physical processes in the planetary system, but are affected by various processes while on their way towards the spectrograph. First, the starlight has to traverse the interplanetary medium. If this possesses its own absorption lines, distorsions are introduced. For nearby stars such distorsions should be negligible. This assumption has been doubted in the literature and therefore it has been validated for a few examples. These show that a correct stellar model is essential to avoid misinterpretations. Another problem is the passage of stellar light through the atmosphere of the Earth. The atmosphere imprints various absorption lines on the stellar spectrum. This is especially problematic in the vicinity of the H-alpha line when stellar and telluric lines blend. These line blends yield an increase in the equivalent width of the H-alpha line. Its strength depends on the local meteorological condition and is therefore temporally variable. All these observations require considerable accuracies of the spectrographs employed. Even small instrumental distorsions can lead to significant distorsions of the observed spectra. Especially spectrographs with a resolution around 20,000 are prone to this. For instance, a decrease in spectral resolution to 15,000 in combination with a radial velocity shift of +900m/s leads to an increase of the equivalent width of the H-alpha line by 5 milliangstroms. Possible reasons for this are an increase in seeing in combination with thermal expansion of spectrograph components. If this happens during pre-transit phase such a signal can be misinterpreted as a planetary absorption feature. At higher spectral resolutions of about 80,000 these nuisances are on the order of 2 milliangstroms and thus smaller.