M´aster Universitario en Astrof´ısica Universidad Complutense de Madrid Trabajo de fin de M´aster

CARMENES target characterisation: X-ray emission in M dwarfs

Alumno: ´ ´ lez Alvarez Esther Gonza

Jorge Sanz Forcada

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Directores: (CAB), Jos´e Antonio Caballero Tutor: David Montes

Julio 2014

I [email protected] II [email protected] III [email protected] IV [email protected]

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(CAB)

Resumen: Contexto: CARMENES es un espectr´ ografo de alta resoluci´on con el que el consorcio hispano-alem´an del mismo nombre buscar´ a exotierras alrededor de unas 300 estrellas de tipo espectral M por el m´etodo de velocidad radial. Objetivos: Completar la base de datos de CARMENCITA con informaci´on de la actividad de las estrellas de tipo espectral M. Es importante saber la actividad de este tipo de estrellas, ya que una gran actividad estelar, como es el caso de las estrellas fr´ıas por tener una capa convectiva profunda, produce distorsiones en las curvas de velocidad radial y afecta al objetivo principal del proyecto CARMENES, la detecci´on de planetas. M´etodos: Se han usado el archivo de datos de altas energ´ıas de la NASA HEASARC, la base de datos astron´ omicos SIMBAD, y varios art´ıculos de investigaci´ on para buscar informaci´on de datos en rayos X para m´as de 1500 estrellas de la base de datos CARMENCITA, la cual actualmente tiene un total de 2131 estrellas. Aunque la inmensa mayor´ıa de los datos han sido recopilados uno a uno, se ha elaborado un programa inform´atico que permita recopilar datos del flujo en rayos X procedentes de algunos art´ıculos de investigaci´on. Resultados: Se ha recogido nueva informaci´ on de la actividad estelar para un total de 188 estrellas de tipo M. Cada una de las estrellas se ha estudiado de manera individualizada para evitar asignar la emisi´on en rayos X a la fuente incorrecta. En muchos casos hab´ıa fuentes contaminantes cercanas y dificultaban la identificaci´on de la fuente emisora. Tambi´en se han representado en diferentes gr´ aficas los datos obtenidos y se ha hecho un an´alisis de todos ellos. Conclusiones: El estudio llevado a cabo ha permitido elaborar unas listas de datos calculados, flujo y luminosidad en rayos X, que ayudar´ a a saber m´ as sobre la actividad que presentan las estrellas de tipo M pertenecientes a la base de datos. Palabras clave: Bases de datos astron´ omicas—Estrellas: actividad—Estrellas: rayos X, Estrellas: Fulguraiones— Estrellas: Corona—Estrellas: tipo tard´ıo—Estrellas: baja masa.

Abstract: Context: CARMENES is a next-generation instrument being built by a consortium of German and Spanish institutions to carry out a survey of 300 M-type stars with the goal of detecting exoearths by radial-velocity measurements. Aims: Complete CARMENCITA database with information on the activity of the stars of spectral type M. It is important to know the activity of such stars: a high stellar activity level, as it is the case of cool stars due to their deep convective layer, distorts the radial velocity curves and affects the main objective of the project CARMENES, the detection of planets. Methods: By NASA’s archive HEASARC (High Energy Astrophysics Science Archive Research Center), the SIMBAD astronomical data base and several research articles have search information from X-ray data for more than 1500 stars CARMENCITA database, which currently has a 2131 total stars. Although the majority of the data have been collected one by one, has developed a computer program to collect data from some research articles with X-ray flux already calculated. Results: New information of stellar activity for a total of 188 stars of type M has been collected. Each of the stars has been studied individually to avoid assigning the X-ray emission to the wrong source. Many cases had nearly contaminant sources that hamper the identification of the emitting source. Different plots were constructed to show the obtained data, that are then discussed. Conclusions: The individualized treatment of the stars has allowed us to develop a list of calculated data, flux and brightness in X-ray, which help us to know more about the activity level of the M-type stars database. Keywords: Astronomical data bases—Stars: activity— Satrs: X-ray—Stars: flare—Stars: coronae—Stars: latetype— Stars: low-mass.

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´Indice 1. Introducci´ on 1.1. CARMENES y la 1.2. CARMENCITA . 1.3. Actividad y rayos 1.4. ROSAT . . . . . 1.5. Chandra . . . . . 1.6. XMM-Newton . .

b´ usqueda de exoplanetas . . . . . . . . . . . . . . . X . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

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2. An´ alisis 2.1. Determinaci´ on del flujo en rayos X . . . . . . . . . 2.2. Proceso de recopilaci´ on . . . . . . . . . . . . . . . 2.2.1. Fuentes que contaminan la toma de datos . 2.2.2. Distintos casos a la hora de recopilar datos

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3 3 5 6 8 8 10

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3. Resultados 3.1. Chandra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.2. XMM-Newton . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.3. Instrumentos de ROSAT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.4. Estrellas no detectadas en rayos X . . . . . . . . . . . . . . . . 3.5. Histograma Flujo en rayos X . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.6. Luminosidad en rayos X . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.7. An´ alisis del Flujo en rayos X seg´ un el Tipo espectral . . . . . . 3.8. AZ Cnc . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.9. Relaci´ on entre actividad en rayos X y rotaci´on de las estrellas . 3.10. Determinaci´ on de la inclinaci´ on a partir de la actividad estelar

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16 16 16 17 18 19 19 20 23 23 24

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4. Conclusiones

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Ap´ endice: Tablas

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Poster ”Cool Stars 18”

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1.

Introducci´ on

El inter´es que hay en la b´ usqueda y estudio de exoplanetas ha entrado en el mundo de la ciencia recientemente. Aunque desde hace siglos, una de las preguntas que m´as se plantea la humanidad es si la Tierra es el u ´nico planeta habitable y con ello si estamos solos en el Universo. Hace casi 20 a˜ nos del descubrimiento (1995) del primer exoplaneta que orbita alrededor de una estrella con caracter´ısticas similares a nuestro Sol, llamado 51 Pegasi b. Desde entonces el descubrimiento de nuevos planetas ha crecido notablemente. A d´ıa de hoy se han descubierto 1112 sistemas planetarios que contienen un total de 1792 cuerpos planetarios, 460 de estos sistemas son m´ ultiples y 43 de estos planetas est´ an por encima de las 13 MJ , por lo que muy probablemente sean enanas marrones. Los planetas son fuentes de luz muy tenue en comparaci´on con sus estrellas y es sumamente dif´ıcil detectarlos, por esta raz´ on los telescopios han podido detectar por imagen directa no m´as de una decena de exoplanetas. Por lo tanto, la gran mayor´ıa de los planetas extrasolares conocidos s´olo han sido detectados a trav´es de m´etodos indirectos. Uno de los primeros m´etodos de detecci´ on indirecta fu´e el m´etodo de velocidad radial. El cu´al se basa en el efecto Doppler. El planeta, al orbitar la estrella central ejerce una fuerza gravitacional sobre ´esta, de manera que la estrella gira sobre el centro de masa com´ un del sistema. Las oscilaciones de la estrella pueden detectarse mediante leves cambios en las l´ıneas espectrales seg´ un la estrella se acerca a nosotros. Este m´etodo ha sido el m´as exitoso en la b´ usqueda de nuevos planetas, pero s´ olo es eficaz en los planetas gigantes m´as cercanos a la estrella principal de manera que s´ olo puede detectar una leve fracci´ on de los planetas existentes. Otro de los m´etodos de detecci´ on m´ as exitosos ha sido el de los tr´ ansitos. Consiste en observar fotom´etricamente la estrella y detectar sutiles cambios en la intensidad de su luz cuando un planeta orbita por delante de ella. Este m´etodo, al igual que el de la velocidad radial, encuentra de forma m´as eficiente planetas de mayor tama˜ no, pero gracias a la precisi´ on alcanzada con misiones como Kepler tambi´en se han podido detectar gran n´ umero de planetas de menor tama˜ no llegando a tama˜ nos como la Tierra. Otros m´etodos menos populares pueden ser: Astrometr´ıa, Variaci´ on en el tiempo de tr´ ansito (VTT), Medida de pulsos de radio de un p´ ulsar, Binaria eclipsante, Microlentes gravitacionales, etc. La ciencia avanza hacia la detecci´ on de planetas menos masivos, esto lleva a la necesidad de estudiar estrellas cada vez menos masivas para poder detectarlos mejor. Estas estrellas menos masivas (mas fr´ıas) tienen el m´ aximo de emisi´ on desplazado hacia el infrarrojo. Por lo tanto, la instrumentaci´on necesaria para su detecci´on se deber´ a centrar en este rango. Es aqu´ı donde juega un papel importante el proyecto CARMENES cuyo objetivo es buscar exoplanetas en la zona habitable. Y por lo expuesto anteriormente habr´a que centrarse en estrellas menos masivas si se quieren detectar exoplanetas cada vez m´ as peque˜ nos. Las estrellas elegidas para el proyecto CARMENES son las estrellas de tipo espectral M. Las estrellas de tipo M poseen un problema a la hora de realizar observaciones ya que presentan mucha actividad magn´etica por tener una gran zona convectiva en su interior. Y es aqu´ı donde reside la importancia de este trabajo. Uno de los pasos previos a la detecci´ on de exoplanetas alrededor de estrellas tipo M, es conocer bien su actividad. Actividad que se puede cuantificar a trav´es de la emisi´on en rayos X (que proporciona informaci´on sobre la Corona). Este trabajo se estructura de la siguiente forma: En primer lugar se describe el instrumento CARMENES con el que se har´ a la b´ usqueda de exoplanetas, posteriormente se habla de la base de datos de CARMENCITA la cual recopila informaci´ on sobre las diferentes estrellas a observar y por u ´ltimo se analiza la relaci´on que existe entre la actividad de las estrellas y los rayos X. Una vez explicado todo esto, se pasa a explicar la recopilaci´on de datos en rayos X necesaria para la base de datos de CARMENCITA y para terminar se discuten los datos obtenidos.

1.1.

CARMENES y la b´ usqueda de exoplanetas

CARMENES V (Calar Alto high-Resolution search for M dwarfs with Exoearths with Near-infrared and optical ´ Echelle Spectrographs. Quirrenbach et al. 2012) es un instrumento de u ´ltima generaci´on que se est´a construyendo para el telescopio de 3.5 m del Observatorio de Calar Alto por un consorcio de instituciones alemanas y espa˜ nolas. Se compone de dos espectr´ ografos (Fig 1(a)) separados que cubren los rangos de longitudes de onda de 0.5 a 1.0 µm y 1.0 a 1.7 µm, con resoluciones espectrales R = 82.000, cada uno de los cuales deber´a realizar mediciones de alta precisi´ on de velocidad radial (1 m s−1 ). V https://carmenes.caha.es

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(a) Espectr´ ografo

(b) Enanas M accesibles

Figura 1: (a) Espectr´ ografo de CARMENES. (b) N´ umero de enanas M accesibles desde Calar Alto, los diferentes colores indican el tipo espectral (Caballero et al. 2012) El objetivo fundamental de la ciencia CARMENES es llegar a recopilar una muestra de 300 estrellas de tipo tard´ıo en la secuencia principal, con el objetivo de detectar planetas de baja masa (Mp ' 2MT ) dentro de la zona habitables de su estrella. Estas estrellas ser´ an observadas en un total de 600 a 750 noches de observaci´on (garantizadas), y se espera que dichas observaciones puedan comenzar a finales de 2015. A continuaci´on una gr´afica (Figura 1(b)) muestra el n´ umero de enanas M que ser´ an accesibles desde el observatorio de Calar Alto (Almer´ıa) en funci´on de la magnitud en la banda J. Uno de los par´ ametros que usa CARMENCITA y que depende del tipo espectral de la estrella es la Clase (Fig. 2 y Tabla 1). Las estrellas de la base de datos han sido divididas en cuatro clases: α, β, γ y δ. Se ha realizado esta divisi´ on en clases para establecer una prioridad a la hora de llevar a cabo las observaciones, siendo las estrellas de clase α las de m´ axima prioridad, seguidas de las β. Las de clase γ son estrellas m´as d´ebiles que se han introducido en la base de datos para tener una reserva por si fallasen algunas de las anteriores. Y ya por u ´ltimo, las estrellas de clase δ se tratan de binarias espectrosc´ opicas y binarias visuales cuyas compa˜ neras se encuentran a menos de 5”. Ser´ a necesaria la eliminaci´ on de esta clase a la hora de la monitorizaci´on de la velocidad radial, ya que al tratarse de estrellas binarias pueden llevar a confusi´ on en la detecci´on de planetas. Este tipo de estrellas poseen velocidades de rotaci´ on mas grandes produciendo un campo magn´etico m´as intenso y esto a su vez produce mayor emisi´on en rayos X.

Tabla 1: Rango en magnitud J para cada Clase en funci´ on de su tipo espectral. (Caballero et al. 2012) SpT > M6 V M5 V M4 V M3 V M2 V M1 V M0 V

Figura 2: Rango en magnitud que cubren las distintas Clases para cada tipo espectral. Colores representan: Alphas (verdes), Betas (azules) y Gammas (amarillo).

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α

β

γ