WTS-1 b. the fi rst extrasolar planet detected in the WFCAM Transit Survey

WTS-1 b. the fi rst extrasolar planet detected in the WFCAM Transit Survey

The end of the twentieth century saw a revolution in our knowledge of planetary systems. The detection of the first extrasolar planet in 1992 marked the beginning of a modern era and changed our idea of planets and planetary systems. The discoveries continue rapidly and reveal an extraordinary diversity of planetary systems and physical properties of the exoplanets, raising new questions in the field of planetary science. So far, more than 800 extrasolar planets have been detected, spanning a wide range of masses from a few Earth masses to a few tens of Jupiter masses. This Ph.D. Thesis is devoted to the confirmation via radial velocity follow-up of the candidate planets detected by the WFCAM Transit Survey (WTS), which is an on-going photometric monitoring campaign using the Wide Field Camera on the United Kingdom Infrared Telescope at Mauna Kea (Hawaii, USA). The WTS and the present work were supported by the RoPACS (Rocky Planets Around Cool Stars) group, a Marie Curie Initial Training Network funded by the Seventh Framework Programme of the European Commission. Since the WTS was primarily designed to find planets transiting M-dwarf stars, the observations are obtained in the J-band (1.25 micron). This wavelength is near to the peak of the spectral energy distribution of a typical M-dwarf. Simulations show that operating in the J-band reduces the effects of stellar variability, which became important at optical wavelengths in cool stars. The J-band light curves that show a periodic drop and pass all the selection criteria, progress to the candidate confirmation phase. After a transit depth consistency check performed with i'-band observations, intermediate resolution spectra enable to rule out false-positive eclipsing binaries scenarios. Finally, high-resolution spectroscopic follow-up is performed to confirm, by the radial velocity method, the planetary nature of the stellar companion detected by the WTS. The spectra employed in this phase were observed with the High Resolution Spectrograph (HRS) housed in the basement of the 9.2-m Hobby-Eberly Telescope (HET) in Texas, USA. The pipeline for the reduction and analysis of the HET spectra has been created. Debug, optimization and test of the whole procedure were performed observing several target stars with different apparent magnitude and spectral type. These observations allowed to estimate the precision on the velocity measures for different targets. Errorbars of 10 m/s are expected for solar type stars of magnitude up to mV=10 and SNR of the observed spectra >150. Spectra with a SNR of 30 can be measured for faint (mV=14) M stars, leading to a final radial velocity uncertainty of about 60 m/s. Furthermore, a technical problem occurring under given instrumental configurations could be identified and fixed, removing a possible source of systematic from any later observation. Finally, the zero-point offset with respect to the HARPS data was computed allowing the comparison of the HET measures with those related to any other instruments involved in radial velocity follow-up. The radial velocities computed from the HET high-resolution spectra allowed to confirm the detection of the first two extrasolar planet performed by the WTS. WTS1 b is a 4 MJ planet orbiting in 3.35 days a late F-star with possibly slightly sub-solar metallicity. With a radius of 1.49 RJ, it is the third largest planet of the known extrasolar planets in the mass range 3-5 MJ. Its unusual large radius can not be explained within the standard evolution models, even considering the strong radiation that the planet receives from the parent star. Ohmic heating could be a possible mechanism able to bring energy in the deeper layers of WTS1 b and hence explaining its radius anomaly. WTS2 b is instead a 1 MJ planet orbiting an early K-star in about 1 day only. The measure of its secondary eclipses in the Ks-band will allow to study a highly irradiated planet around a cool star, cooler than many of the currently known very hot-Jupiters host star. This will provide an insight to the effect of the stellar spectrum on the composition and structure of hot-Jupiter atmospheres. Beyond the RoPACS program, the pipeline has been employed in the radial velocity follow-up of the white dwarf NLTT 5306, confirming the presence of a brown dwarf companion of 56 MJ orbiting its host star in 102 minutes, the shortest period ever observed in such systems. The discoveries of WTS1 b and WTS2 b demonstrate the capability of WTS to find planets, even if it operates in a back-up mode during dead time on a queue-schedule telescope and despite of the somewhat randomised observing strategy. Moreover, the two new discovered planets are hot-Jupiters orbiting an F-star and a K-star. Both are hotter than an M-dwarf, the main target sample of the WTS. As described in Kovacs et al. (2012, MNRAS submitted), no planets around M-dwarf stars monitored by the WTS (mV<17) with period shorter than 10 days have been found. According to these results, the upper limit of the very hot-Jupiter planetary occurrence around M-stars can be estimated. The resulting value of 0.017 is a stricter constraint than the one derived for the Kepler M-dwarfs sample (0.04)., Ende des zwanzigsten Jahrhunderts erlebte unser Verständnis von Planetensystemen eine Revolution. Die Entdeckung des ersten extrasolaren Planeten im Jahr 1992 markierte den Beginn einer ära und veränderte unser Bild von Planeten und Planetensystemen grundlegend. In den darauf folgende Jahren wurde viele weitere Detektionen erzielt, die eine ausserordentliche Vielfalt an Planetensystemen mit unterschiedlichen physikalischen Eigenschaften aufdeckten welche fortan neue Fragen auf dem Gebiet der lanetologie aufwerfen. Bis heute wurden mehr als 800 extrasolare Planeten nachgewiesen die einen weiten Bereich an Massen abdecken, der von wenigen Erdmassen bis zu ein paar Dutzend Jupitermassen reicht. Die vorliegende Ph.D. Thesis behandelt die Bestätigung von Planetenkandidaten mit Hilfe von Radialgeschwindigkeitsmessungen. Gefunden wurden die Kandidaten im Rahmen des WFCAM Transit Surveys (WTS) - einer photometrische Suchkampagne mit der Wide Field Camera am United Kingdom Infrared Telescope auf dem Mauna Kea (Hawaii, USA). Der WTS und diese Arbeit wurden im Rahmen des siebten Programms der Europäischen Kommission von der RoPACS (Rocky Planets Around Cool Stars) Gruppe, einem Marie Curie Initial Training Network, unterstützt. Da der WTS in erster Linie konzipiert wurde, um Planeten um M-Zwerge zu finden, wurden die Beobachtungen im J- Band bei ca. 1.25 micron aufgenommen. Diese Wellenlänger ist in der Nähe des Maximum der spektralen Energiverteilung eines M-Zwerges. Simulationen zeigen, dass Beobachtungen im J-Band die Effekte von stellarer Variabilität verringern, welche stärker im optischen Spektrum von kühlen Sternen auftreten. Die J-Band Lichtkurven, die einen periodischen Helligkeitsabfall zeigen und die Selektionskriterien erfüllen, wurden in der folgenden Bestätigungs-Phase weiter untersucht. Nach einem Konsistenz-Check der Transittiefe mit Hilfe von photometrischen Nachbeobachtungen im i'-Band wurden Fehldetektionen in Form von Bedeckungsveränderlichen mit Spektren mittlerer Auflösung ausgeschlossen. Danach wurden hochauflösende Spektren aufgenommen, um die WTS-Kandidaten mit der Radialgeschwindigkeits-Methode als Planeten zu bestätigen. Diese hochauflösenden Spektren wurden mit dem High Resolution Spectrograph am 9.2-m Hobby-Eberly Telescope (HET) in Texas, USA, aufgenommen. Die Daten-Analyse Pipeline für die Auswertung der HET Spektren wurde im Rahmen dieser Arbeit entwickelt. Fehlersuche, Optimierungen und Tests der gesamten Prozedur wurden mit Hilfe von Beobachtungen von mehreren Sternen mit unterschiedlicher scheinbaren Helligkeit und unterschiedlichem Spektraltypen durchgeführt. Dies erlaubte es, die Präzision der Radialgeschwindigkeitsmessungen für unterschiedliche Sterne zu bestimmen. Demnach sind Fehlerbalken von 10 m/s für sonnenähnliche Sterne mit Helligkeiten bis mV=10 und SNR der beobachteten Spektren von >150 zu erwarten. Spektren mit einem SNR von 30 können für schwache M-Sterne (mV=14) gemessen werden, für welche eine Radialgeschwindigkeitsgenauigkeit von 60 m/s erreicht wird. Des weiteren wurde ein technisches Problem identifiziert und behoben, welches für bestimmte Konfigurationen des Spektrographen auftritt. Damit wurde eine systematische Fehlerquelle für alle folgenden Beobachtungen eliminiert. Schlussendlich wurde ein Nullpukts-Offset für Daten des HARPS-Spektrographen bestimmt, welcher es erlaubt, die HET Daten mit Messungen von anderen Spektrographen, die im Prozess der Nachbeobachtungen beteiligt waren, zu kombinieren. Die Radialgeschwindigkeiten, welche aus den hochau flösenden HET Spektren bestimmt wurden, haben zur Bestätigung der ersten beiden Detektionen von extrasolaren Planeten im WTS geführt. WTS1 b ist ein 4 MJ Planet welcher in 3.35 Tagen einen späten F-Stern mit möglicherweise geringfügig subsolarer Metallizität umkreist. Mit einem Radius von 1.49 RJ ist er der drittgrösste von allen bisher gefundenen extrasolaren Planet im Massenbereich von 3-5 MJ. Der ungewöhlich grosse Radius kann nicht durch die etablierten Standardentwicklungstheorien erklärt werden, selbst wenn man die starke Einstrahlung berücksichtigt, die der Planet von seinem Mutterstern empfängt. Der Mechanismus des Ohm'schen Heizens könnte Energie in die tieferen Schichten von WTS1 b bringen und damit den anomalen Radius erklären. WTS2 b ist ein 1 MJ Planet, welcher einen frühen K-Sterne in etwa 1 Tag umrundet. Messungen der sekundären Bedeckung im Ks-Band werden es erlauben, die thermische Strahlung dieses besonderen Planeten zu messen, der Einfluss der starken Einstrahlung seines nahen Muttersterns steht, welcher aber deutlich kühler ist, als die Muttersterne anderer bekannter Hot Jupiter. Dies wird darüber Aufschluss geben, welchen Einfluss das stellare Spektrum auf die Zusammensetzung und den Aufbau von Hot Jupiter Atmosphären hat. Zusäzlich zum RoPACS Programm wurde die in dieser Arbeit entwickelte Daten-Analyse Pipeline für die Auswertung von Radialgeschwindigkeits Beobachtungen des Weissen Zwerg Sterns NLTT 5306 verwendet, welche die Existenz eines Braunen Zwerges mit 56 MJ bestätigte, der den Weissen Zwerg in nur 102 Minuten umkreist. Dies ist die kürzeste Periode, die bislang in solchen Systemen beobachtet wurde. Die Entdeckungen von WTS1 b und WTS2 b zeigen, dass der WTS Planeten finden kann, und das obwohl er als back-up Programm für schlechte Beobachtungsbedingen betrieben wird was zu einer mehr oder minder zufälligen Abfolge der Beobachtungen führt. Die beiden detektierten Planeten sind sogenannte Hot-Jupiter die einen F- bzw. einen K-Stern umrunden. Diese Sterne sind heisser als M-Zwerge, welche das Hauptziel des WTS sind. Wie in Kovacs et al. (2012, MNRAS submitted) beschrieben, wurden bislang im WTS keine Planeten um M-Zwerge mit Helligkeiten von mV <17 und Perioden kürzer als 10 Tagen gefunden. Aufgrund dieser Ergebnisse, konnte eine Obergrenze für die Planetenhäugkeit von Jupiterähnlichen Planeten um M-Zwerge bestimmt werden. Diese Obergrenze liegt bei 0.017 und ist damit präziser als die zuvor auf dem Kepler M-Zwerg Datensatz bestimmte Grenze von 0.04.

Extrasolar planet, Radial velocity, WFCAM Transit Survey, Spectroscopy, hot-Jupiter, Echelle spectra, Data reduction and analysis

05. Feb. 2013

2013

Englisch

https://nbn-resolving.org/urn:nbn:de:bvb:19-154406