Die vorliegende Doktorarbeit stellt eine neue spektroskopische Methode zur Messung der Orientierung von Rotationsachsen von Sternen vor. Dabei kann nur die relative Ausrichtung am Himmel (Positionswinkel) bestimmt werden. Die Orientierung von Rotationsachsen ist wichtig zum Verständnis von Mehrfachsternsystemen und Sternen mit einer zirkumstellaren Hülle. Außerdem kann das Wissen um den Positionswinkel eines Sternes Einblicke in die Theorie der Planetenbildung ermöglichen, wo der Drehimpuls eine wichtige Rolle spielt. Bisher war es hauptsächlich bei Transit-Planeten möglich, mit Hilfe des Rossiter-McLaughlin Effektes, die relative Ausrichtung der stellaren Rotationsachse und derjenigen des Bahndrehimpulses des Planeten zu bestimmen. Etwa 40% der dabei gemessenen relativen Ausrichtungen weichen signifikant davon ab, parallel zu sein, was der klassischen Theorie der Planetensystembildung einer Protoplanetaren Scheibe widerspricht. Die Kenntnis des Positionswinkels zusammen mit astrometrisch vermessenen Planetenbahnen kann die Bestimmung relativer Rotation-Planetenbahn-Ausrichtungen auch für andere Planetensysteme ermöglichen.
Die hier vorgestellte spektroskopische Methode zur Messung des Positionswinkels beruht auf dem kombinierten Linienverbreiterungseffekt der Rotation und der scheinbaren geometrischen Ausdehnung der Sternscheibe in Kombination mit einem Gitterspektrographen. Die kombinierte Verbreiterung der Linien hängt von der relativen Ausrichtung der Rotationsachse und der Dispersionsachse (bzw. des Spaltes) des Spektrographen ab. Durch Vergleich sonst identischer Messungen bei unterschiedlicher relativer Rotation-Spalt-Ausrichtung (durch 'Drehung' des Spaltes) kann der Positionswinkel des Sternes bestimmt werden. Die Abhängigkeit der kombinierten Linienverbreiterung von der intrinsischen Voigt- und Rotationsverbreiterung sowie dem instrumentenabhängigen geometrischen Effekt und die Wellenlängenabhängigkeit wurden numerisch untersucht. Daraus wurde zur Abschätzung von Linienbreiten eine Näherungsformel entwickelt. Da die scheinbare Winkelausdehnung von nahen Sternen nur wenige Millibogensekunden und damit der geometrische Effekt wenige m/s (für 8 m Teleskope) beträgt, wurde in dieser Arbeit eine Technik zur Messung von Linienbreitenunterschieden entwickelt, die auf der bekannten Technik der Radialgeschwindigkeitsmessung mit Hilfe von hochaufgelösten Spektren und einer Gasreferenzzelle beruht, um eine vergleichbare Genauigkeit zu erreichen.
Die prinzipielle Eignung dieser Technik wurde mit Hilfe von Simulationen an künstlich verbreiterten Spektren nachgewiesen. Unter Anwendung realistischer Bedingungen durch Hinzufügung von zufällig verteiltem Rauschen zeigte die Technik allerdings eine verringerte Eignung im Vergleich zu den erreichten Genauigkeiten der Radialgeschwindigkeitsmessung.
Die Radialgeschwindigkeitsmessungen der UVES Spektren von αTau und εIndi erreichten eine Genauigkeit von ca. 6 m/s. Übereinstimmend mit den Simulationen war es mit der beschriebenen Technik nicht möglich, den Rotation-Spalt abhängigen Linienverbreiterungseffekt mit Amplituden von ca. vgeo,αTau=70 m/s und vgeo,εIndi=7 m/s zu messen.
This thesis presents a new spectroscopic method for measuring the orientation of the rotation axis of stars. Here, only the orientation on the sky (position angle) can be measured. The knowledge of the orientation of rotation axes can help to understand multiple star systems and stars with a circumstellar envelope. Furthermore, the position angle of a star can give insights to the theory of planet building where angular momentum is important. So far, the spin-orbit alignment, i.e., the relative orientation of the stellar rotation axis (spin) and the planetary orbit's axis, has been mostly measured by the Rossiter-McLaughlin effect for transiting planets. About 40% of the measured spin-orbit alignments of these planets deviate significantly from being coaligned. But coalignment is expected from the classical theory of planet building by a protoplanetary disc. The knowledge of the position angle together with astrometrically measured planetary orbits can enable the determination of the spin-orbit alignment for other planetary systems, too.
The presented spectroscopic method to measure the position angle is based on the combined line-broadening effect of stellar rotation and of the apparent geometrical extension of the stellar disc in combination with a grating spectrograph. The combined broadening of the lines depends on the relative orientation of the rotation- and dispersion axis (or the slit, respectively) of the spectrograph. The position angle can be determined by comparing identical measurements but of different spin-slit alignments (achieved by 'rotating' the slit). The dependency of the combined line-broadening of the intrinsic Voigt- and rotation profile strength as well as of the instrumentally dependent geometrical effect and of the wavelength has been numerically studied. In that study, a line width estimation formula has been developed.
Since even nearby stars have apparent angular diameters on the order of a few milliarcseconds and, therefore, geometrical effects of a few m/s (for 8 m class telescopes), a special technique to measure line-broadening differences has been developed. To achieve a comparable accuracy, this technique is based on the known technique of measuring radial velocities with high-resolution spectra and a gas reference cell.
Simulations with artificially broadened spectra verified the principle capability of the used technique. Adding realistic random noise to the spectra, the simulations revealed a decreased ability of the technique of measuring broadening deviations compared to the achieved radial velocity accuracy. The accuracy of the radial velocity measurements of the UVES spectra of αTau and εIndi was determined to about 6 m/s. According with the simulations, it was not possible to measure the spin-orbit dependent combined line-broadening effect with an expected amplitude of about vgeo,αTau=70 m/s and vgeo,εIndi=7 m/s.