Universidad Complutense de MadridFacultad de CC. Fsicas

Departamento de Fsica de la Tierra, Astronoma y Astrofsica II(ASTROFISICA Y CC. DE LA ATM OSFERA)

Chromospheric activity and rotation ofFGK stars in the solar neighbourhood:characterizing possible exoplanetary

system host starsActividad cromosferica y rotacion de estrellas FGK en la vecindad solar:

caracterizacion de estrellas progenitoras de posibles sistemasexoplanetarios

Dirigido porDr. David Montes Gutierrez

Profesor titularUniversidad Complutense de Madrid

Memoria presentada porD Raquel Mercedes Martnez Arnaiz

para aspirar al grado deDOCTOR en Fsica

Madrid, Abril de 2011

iFor my family

Contents

i

Contents iii

List of Figures vii

List of Tables ix

Acknowledgements xi

Resumen en espanol xiii

1 Introduction 11.1 Late type stars and exoplanetary systems . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11.2 Stellar activity . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2

1.2.1 Definition of activity . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31.2.2 Radiative diagnostics of outer atmospheres . . . . . . . . . . . . . . . . . 51.2.3 Relationships between stellar activity diagnostics . . . . . . . . . . . . . . 81.2.4 Impact of stellar activity on planet searches . . . . . . . . . . . . . . . . . 9

1.3 Stellar activity and its relation with rotation and age . . . . . . . . . . . . . . . . . 101.4 Description of the work . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13

2 A high-resolution spectroscopic survey of late-type stars: chromospheric activity, rota-tion, kinematics and age 152.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 162.2 Sample selection, observations and data reduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . 182.3 Results . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19

2.3.1 Radial velocities . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 192.3.2 Space motion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 202.3.3 Rotational velocities . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 232.3.4 Spectral types and the lithium line . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 242.3.5 Chromospheric activity . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 252.3.6 Summary . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27

3 Chromospheric activity and rotation of FGK stars in the solar vicinity.An estimation of the radial velocity jitter 313.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 323.2 The stellar sample . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 333.3 Observations and data reduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 333.4 Analysis and results . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34

iv CONTENTS

3.4.1 Rotational velocities . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 343.4.2 Chromospheric activity . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 363.4.3 Comparison with previous results . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 413.4.4 Spectral types . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43

3.5 Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 453.5.1 Fluxflux relationships . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 453.5.2 Predicted radial velocity jitter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 463.5.3 Applicability to transit searches . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48

3.6 Summary and conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49

4 Effect of magnetic activity saturation in chromospheric flux-flux relationships 514.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 514.2 Data selection and reduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 534.3 Data analysis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54

4.3.1 The spectral subtraction technique: Excess EW . . . . . . . . . . . . . . . 554.3.2 Excess surface fluxes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 564.3.3 X-ray fluxes and luminosities . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57

4.4 Fluxflux relationships . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 574.4.1 Chromospheric fluxflux relationships . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 604.4.2 Chromosphericcoronal connection . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61

4.5 The non universality of fluxflux relationships . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 614.5.1 Two distinct chromospheric emitter populations . . . . . . . . . . . . . . . 61

4.6 Summary and conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67

5 Characterization of the stars in the DUNES sample 695.1 The DUNES project . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 695.2 The stellar sample . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 725.3 Observations and data reduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 735.4 Characterization of the DUNES target stars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75

5.4.1 Rotational velocities . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 755.4.2 Lithium abundances and age determination . . . . . . . . . . . . . . . . . 765.4.3 Chromospheric activity and RHK index . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 78

5.5 Summary . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82

6 Summary and Conclusions 856.1 Summary . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 856.2 Conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 866.3 Future work . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88

7 List of publications 917.1 Published in refereed journals . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91

7.1.1 In this thesis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 917.1.2 Additional articles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91

7.2 Submitted to refereed journals . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 917.3 Published in conference proceedings . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 92

CONTENTS v

A Tables of Results and Figures 95A.1 A high-resolution spectroscopic survey of late-type stars: chromospheric activity,

rotation, kinematics and age (Chapter 2) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95A.2 Chromospheric activity and rotation of FGK stars in the solar vicinity. An estimation

of the radial velocity jitter (Chapter 3) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 143A.3 The effect of magnetic activity saturation in chromospheric flux-flux relationships

(Chapter 4) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 161A.4 Characterization of the stars in the DUNES sample (Chapter 5) . . . . . . . . . . . 163

Bibliography 184

List of Figures

1.1 Temperature structure of the solar atmosphere . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41.2 RHK vs. rotation period scaled by the colour-dependent function g(B V) (Noyes

et al. 1984) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 111.3 Chromospheric excess flux density vs. stellar rotation period (Rutten & Schrijver

1987) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12

2.1 CCF widthv sin i relation for standard stars of different spectral type in the sameobserving run. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23

2.2 Spectral type distribution of the stars in the sample. . . . . . . . . . . . . . . . . . 252.3 Histograms for results on some chromospheric activity indicators. . . . . . . . . . 272.4 log FS(H)/Fbol versus V J for the stars in our sample . . . . . . . . . . . . . . . 28

3.1 Calibration between 0 and colour index BV . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 373.2 Number of active and inactive stars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 383.3 Ca H & K surface flux vs colour index BV . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 413.4 Comparison of RHK index obtained in this paper and that obtained with the Mount

Wilson H-K spectrophotometer . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 423.5 Flux-flux relationship between H&K Ca and Ca IRT . . . . . . . . . . . . . . . 46

4.1 Spectral type distribution of the complete stellar sample . . . . . . . . . . . . . . . 544.2 Comparison between H luminosities obtained using the -factor correction and

that in Hall (1996) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 564.3 Fluxflux relationships between calcium lines (Ca H & K and Ca IRT) . . . . . 584.4 Fluxflux relationships between H and Ca IRT 8498 and Ca K . . . . . . 594.5 Relationships between logarithmic X-ray surface fluxes and H, and Ca 8498 594.6 X-ray luminosity vs. H excess emission and Ca IRT 8498 . . . . . . . . . . 644.7 H excess emission vs. colour index BV . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64

5.1 Detection limits for a G5V star at 20 pc. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 715.2 Spitzer detection rates of IR excess as a function of the fractional monochromatic

dust flux . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 715.3 0 vs (B-V) calibration . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 745.4 v sin i vs. (B-V) for the stars in the DUNES sample . . . . . . . . . . . . . . . . . 765.5 EW(Fe 6707.4 ) vs. (B-V) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 775.6 EW (Li 6707.8 ) vs. (B-V). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 785.7 Number of stars for each age range according to their lithium abundance . . . . . . 795.8 log RHK versus (B-V) diagram for the stars in the DUNES sample . . . . . . . . . . 815.9 log RHK versus (B-V) diagram for the stars in the DUNES sample considering dif-

ferent rotation and age groups . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83

viii LIST OF FIGURES

A.1 Ca K spectra of the stars of our sample with observations in the H & K wavelengthrange. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 116

A.2 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 117A.3 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 118A.4 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 119A.5 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 120A.6 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 121A.7 H spectra of the stars of our sample with observations in H. . . . . . . . . . . . 122A.8 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 123A.9 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 124A.10 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 125A.11 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 126A.12 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 127A.13 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 128A.14 Li spectra of the stars of our sample with observations of this line. . . . . . . . . . 129A.15 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 130A.16 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 131A.17 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 132A.18 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133A.19 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 134A.20 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 135A.21 Ca 8498 and 8540 spectra of the stars of our sample with observations of the

Ca infrared triplet. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 136A.22 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 137A.23 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 138A.24 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 139A.25 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 140A.26 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 141A.27 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 142A.28 Flux-flux relationships among different chromospheric activity indicators . . . . . 160

List of Tables

1.1 Frequently used radiative indicators of atmospheric activity . . . . . . . . . . . . . 51.2 Chromospheric activity indicators . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6

2.1 Late-type stars studied in this work. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 212.2 Observing run details . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22

3.1 A constant . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 353.2 Inactive stars used as references . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 403.3 Comparison of the classification of the stars as active or inactive with previous results 423.4 Stars for which our classification as active or inactive differs from that of other authors 443.5 Linear fit coefficients for each fluxflux relationship . . . . . . . . . . . . . . . . . 46

4.1 Stars used as reference to subtract the photospheric contribution to the spectrum . . 554.2 Linear fit coefficients for each fluxflux relationship found in this work and in pre-

vious ones . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 604.3 Linear fit coefficients for fluxflux relationships with the stars appearing in two dif-

ferent branches. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 624.4 Stellar parameters of the stars in the upper branch . . . . . . . . . . . . . . . . . 65

5.1 Observing runs for the DUNES target stars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 735.2 Stars used as reference to compute v sin i. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 755.3 A constant for the observations made with FIES. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 775.4 Inactive stars used as references in the subtraction technique to measure chromo-

spheric activity . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 805.5 Summary of the comparison of the classification of the stars as active or inactive

with previous results . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82

A.1 Spectral-type reference stars and radial velocity standards . . . . . . . . . . . . . . 97A.2 Spectroscopic results of the sample. The stars marked with in Col. 16 (MG) are

inside the boundaries of the young disk population, but have high W velocities. . . 98A.3 Chromospheric emission lines equivalent widths . . . . . . . . . . . . . . . . . . 104A.4 Chromospheric emission lines surface fluxes and RHK . . . . . . . . . . . . . . . 110A.5 Stellar parameters of the stars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 144A.5 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 145A.5 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 146A.5 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 147A.5 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 148A.5 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 149A.5 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 150

x LIST OF TABLES

A.6 Excess emission in different chromospheric activity indicator lines for the activestars in the sample . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 151

A.6 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 152A.6 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 153A.7 Excess flux in different chromospheric activity indicator lines for the active stars in

the sample. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 154A.7 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 155A.7 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 156A.8 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 158A.8 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 159A.9 Stellar parameters for the FEROS05 stars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 161A.10 Excess emission in different chromospheric activity indicator lines for the active

stars in the sample . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 162A.11 Logarithmic excess surface flux in different chromospheric activity indicator lines

for the active stars in the sample . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 162A.12 Stellar parameters of the DUNES stars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 164A.12 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 165A.12 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 166A.12 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 167A.12 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 168A.12 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 169A.12 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 170A.12 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 171A.12 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 172A.13 Excess emission in different chromospheric activity indicator lines for the active

stars in the sample. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 173A.13 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 174A.14 Excess flux in different chromospheric activity indicator lines for the active stars in

the sample. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 175A.14 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 176A.15 Comparison of the classification of the stars as active or inactive with previous results 177A.15 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 178A.15 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 179A.15 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 180A.15 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 181A.15 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 182A.15 Continued. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 183

Acknowledgements

This dissertation is the culmination of not only my effort and labors, but also those of my mentors,colleagues and supporters. I must acknowledge my thesis supervisor Dr. David Montes for his sup-port in terms of time, funds and scientific insight. I would like to extend this acknowledgement tothe co-authors of the published works that constitute this thesis. In particular, I would like to thankJesus Maldonado for his dedicated work to this project, Dr. Benjamin Montesinos for his encour-agement and valuable advise, and Dr. Carlos Eiroa for his worthful opinions. The invaluable helpof Dr. Javier Lopez and Dr. Ines Crespo deserve a special mention. These past years they haveprovided a unique professional advise and they have also become true friends. I thank them for theirdisinterested help.

I would like to express my gratitude to the rest of colleagues in my research team: Dr. MaraJose Fernandez-Figueroa, Dr. Elisa de Castro, and Dr. Manuel Cornide. I thank them for theirsupport and assistance when needed. I extend this acknowledgement to the rest of the professorsand students in the department.

My family has provided unwavering support for my pursuit of this degree. Since childhood theyhave nurtured my love for knowledge and have encouraged me to aim high in life. Each achieve-ment has been a family celebration, an occasion to show once again their support. I owe them moregratitude than I can achieve here.

My final acknowledgement must be to Pedro. His support and love these past years have beenunconditional. I would like to thank him for his patience, empathy and support. He surely hasstruggled for this almost as much as I have.

xii Acknowledgements

Resumen en espanol

1. Introduccion1.1 La importancia de las estrellas cercanas de ultimos tipos espectrales

Las estrellas de la secuencia principal de ultimos tipos espectrales (F, G, K y M) constituyenuna fuente de informacion fundamental en multiples disciplinas relacionadas con la Astronoma.Estas estrellas son las fuentes que de forma natural se eligen para las busquedas de exoplanetas ydiscos debris. Ademas, son ellas las que poseen una envoltura convectiva en la que los efectos de lamagnetohidrodinamica dan lugar a la aparicion y amplificacion de un campo magnetico que producedistintos fenomenos de actividad estelar.

El interes en los procesos de formacion y evolucion de discos circunestelares y sistemas exo-planetarios ha aumentado de manera espectacular en los ultimos anos. La disponibilidad de datosinfrarrojos de alta calidad ha hecho despegar los estudios sobre la evolucion de los discos debrisy su conexion con la dinamica y evolucion de los sistemas exoplanetarios. De forma analoga, elincreble avance de la instrumentacion ha permitido que en los ultimos anos se hayan descubiertomas de 500 exoplanetas. Este hecho ha renovado el interes en el estudio de las estrellas progeni-toras. A pesar de que las tecnicas e instrumentacion empleada para la deteccion y caracterizacion deexoplanetas avanzan a gran velocidad, la realidad es que estas siguen estando restringidas a estrellascercanas. Ademas, las exploraciones encaminadas a la busqueda de exoplanetas estudian las estrel-las de ultimos tipos como potenciales progenitoras de sistemas exoplanetarios. Este hecho es naturalpuesto que estas son las estrellas que mantienen una zona de habitabilidad estable durante perodosde tiempo mas largos. Por otro lado, la distribucion espectral de energa en estas estrellas es similara la del Sol, un factor importante teniendo en cuenta que la vida, tal y como la conocemos, se ve muyafectada por las radiaciones de alta energa. Por tanto, el estudio de las estrellas de ultimos tiposespectrales de la vecindad solar tiene una gran importancia en estos dos campos de la Astrofsica,que en los ultimos tiempos han despertado un interes generalizado.

En esta tesis se presenta un analisis espectroscoptico no sesgado y uniforme encaminado a lacaracterizacion de estrellas cercanas de ultimos tipos espectrales. La espectroscopa es una de lasprincipales herramientas de la Astrofsica moderna. Casi todo el conocimiento que se tiene en la ac-tualidad sobre las propiedades fsicas de los objetos estelares proviene del analisis de sus espectros.En este trabajo se han obtenido espectros de alta resolucion ( 50000) para 565 estrellas. El analisisde estos espectros ha permitido obtener tanto los parametros (tipo espectral, velocidad de rotaciony edad) como las propiedades (actividad cromosferica y cinematica) de estas estrellas. El catalogoque se ha construdo constituye una base de datos unica en terminos de calidad de los datos y dehomogeneidad en la determinacion de los parametros y propiedades estelares.

xiv Resumen en espanol

Utilizando la caracterizacion espectroscopica de las estrellas de la muestra se ha podido deter-minar su idoneidad para la busqueda de exoplanetas o discos debris a su alrededor. Este catalogotendra grandes aplicaciones en misiones que se estan desarrollando en este momento y que tienenese fin, como DUNES o DEBRIS. Tambien permitira elaborar de forma razonada una lista decandidatos apropiados en futuras misiones relacionadas con la busqueda de sistemas exoplanetar-ios, como PRIMA/VLTI, GIANO/TNG, CARMENES/3.5m (CAHA), HZPF/HET, UPF/UKIRT,SPIRou/CFHT, PFS/Magellan II, HARPS-North, ESPRESSO/VLT, CODEX/ELT.

1.2 Actividad estelar

El origen del estudio de la actividad estelar se encuentra en el estudio de la actividad solar. Lasobservaciones del Sol empleando los primeros telescopios pusieron de manifiesto que su superficieno era homogenea, sino que pequenas manchas aparecan en ella. Ademas, estas manchas no eraninmutables, sino que se movan por la superficie solar cambiando en forma y tamano y agrupandose.La variabilidad observada puso de manifiesto que el Sol no era un cuerpo eterno e inmutable comose crea hasta ese momento. Este descubrimiento impulso el interes en el estudio de los mecanismosque podran dar lugar a las variaciones observadas. El estudio del Sol con este objetivo trajo consigoel descubrimiento de distintas manifestaciones de variabilidad, como las faculas, las fulguracioneso los bucles coronales. El desarrollo de la Fsica y la mejora de la instrumentacion y, en conse-cuencia, de la calidad de los datos, han permitido que en la actualidad se puedan relacionar todosesos fenomenos con la interaccion entre el campo magnetico solar y el material caliente que rodeala fotosfera solar.

La observacion de diversos fenomenos que podan interpretarse como actividad de tipo solar enotras estrellas, tales como variaciones fotometricas o distorsiones de las curvas de luz de binariaseclipsantes (Eaton & Hall 1979) o de la aparicion de lneas de emision en los espectros estelares(Linsky et al. 1979; Bopp 1983), mostraron que la actividad magnetica no se restringe al Sol, sinoque es comun a un cierto tipo de estrellas. Es bien sabido que las estrellas en las regiones inferioresde la Secuencia Principal presentan manifestaciones de actividad magnetica similares a las obser-vadas en el Sol, que pueden ser observadas en varios indicadores opticos, como por ejemplo en H &K del Ca (Wilson 1978), del ultravioleta y tambien en rayos X (Walter et al. 1980). Todas estas es-trellas poseen una region externa convectiva con rotacion diferencial que, a traves de un mecanismode dinamo magnetica, genera un intenso campo magnetico. Como en el caso solar, en estas estrel-las se ha observado que existe un gradiente positivo de temperatura en la parte mas externa de susatmosferas. La temperatura aumenta desde la fotosfera hacia la cromosfera, donde la temperaturaalcanza los 104 K, y sigue aumentando en la region de transicion y la corona, donde se alcanzan los106 K.

Poco despues de que la Solar Maximum Mission (Willson et al. 1981) estableciera la variabili-dad del Sol en el continuo visible, se encontraron evidencias de variaciones del continuo tambien enestrellas de tipo solar (Radick et al. 1982, 1983a,b). Las variaciones solares, que son siempre inferi-ores a unas pocas decenas del porcentaje total del flujo, estan asociadas al paso de manchas y faculaspor el disco solar, lo que produce un bloqueo de parte del flujo. La amplitud de estas variaciones enotras estrellas puede llegar a ser tan grande como varios tantos por ciento del flujo total, pero pareceestar producida por un mecanismo analogo al solar, con la salvedad de que las manchas y faculas enestas estrellas deben ser mucho mayores en comparacion con el diametro estelar que en el caso delSol. Este hecho se fundamenta en el descubrimiento de que las variaciones fotometricas descubier-tas parecan ocurrir en antifase con las variaciones en los indicadores de actividad magnetica H yH & K del Ca (Dorren & Guinan 1994). La anti correlacion implica que la superficies activa de

xv

la estrella esta confinada a centros localizados de actividad que incluyen tanto regiones de emision(playas) como oscuras (manchas), similares a las regiones observadas en el Sol.

El estudio realizado por Radick et al. (1983b) establecio claramente que el comienzo de la activi-dad magnetica se produca para estrellas de tipo espectral F7. Este estudio tambien establecio quelas estrellas mas fras que K2 no presentaban fenomenos relacionados con la actividad magnetica.Sin embargo, observaciones de gran precision de Proxima Cen (V645 Cen) realizadas con el tele-scopio espacial Hubble expandieron este lmite hasta estrellas de tipo espectral M5V (Benedict et al.1993).

Diversos estudios han demostrado que la actividad magnetica en estrellas de tipo solar decrececon la edad y que este hecho esta ntimamente relacionado con la perdida de momento angular a lolargo de la vida de la estrella (Skumanich 1972; Noyes et al. 1984; Baliunas et al. 1995; Guedel et al.1997; Wright et al. 2004; Soderblom 2010). De esta forma, las estrellas jovenes presentan nivelesaltos de actividad y tasas de rotacion elevadas, mientras que las estrellas mas viejas, como el Sol,tienen tasas de rotacion y niveles de actividad magnetica mas bajas.

1.2.1 Indicadores de actividad magnetica de la atomosfera externa

Si se considera que la atmosfera de una estrella esta en equilibrio radiativo, el transporte deenerga a traves del plasma se produce unicamente a traves del transporte radiativo y todo el calorabsorbido del campo de radiacion se equilibra con la emision termica del plasma, lo que resulta enun flujo externo constante. A pesar de que el aumento de temperatura asociado a la existencia deuna cromosfera puede observarse bajo determinadas circunstancias en equilibrio radiativo (ver porejemplo, Auer & Mihalas 1969; Skumanich 1970), es un hecho conocido que la emision prominenteen el centro de las lneas de Fraunhofer, como H & K del Ca , son claros signos de la desviacion delequilibrio radiativo. Las perdidas radiativas observadas en estas y otras lneas espectrales evidencianla existencia de mecanismos adicionales de calentamiento, genericamente denominadas actividad.

Existen distintos tipos de mecanismos que depositan energa mecanica en la atmosfera del Soly de estrellas de tipo solar dando lugar a un calentamiento por encima de los valores esperados si elplasma, que va haciendose cada vez mas tenue en las regiones externas de las atmosferas de estoscuerpos, se encontraran en equilibrio radiativo. En concreto, estos mecanismos seran la propagacionde ondas de Alfven y ondas acusticas. El plasma puede equilibrar la energa mecanica depositadamediante el aumento de la fraccion de ionizacion del hidrogeno a medida que se calienta de 5000 a 8000 K. Este proceso conlleva la liberacion de una gran cantidad de electrones que permitiran unenfriamiento colisional del plasma. Estos procesos pueden ocurrir en regiones muy extensas, lo queexplica el gran tamano de las cromosferas de las estrellas de tipo solar. Una vez que el hidrogenose encuentra completamente ionizado el plasma pierde la posibilidad de enfriarse mediante mecan-ismos colisionales y la temperatura aumenta rapidamente hasta los valores propios de la corona.

Los mecanismos de calentamiento no radiativos que actuan en las capas externas de las atmosferasde estrellas de tipo solar producen la aparicion de perfiles de emision en una gran cantidad de lneasespectrales y afectan tambien al continuo de la estrella. En este trabajo, se hace referencia a lacromosfera, region de transicion y corona de una estrella en funcion de la temperatura de dichasregiones:

Cromosfera: T 20000 KRegion de Transicion: 50000 T 5 105 K

xvi Resumen en espanol

Corona: T 106 K

La cromosfera

El material que forma la cromosfera estelar es calentado por procesos magnetohidrodinamicosa temperaturas inferiores a 20000 K (Linsky 1980; Schrijver & Zwaan 2000), lo que produce laaparicion de lneas de emision en los rangos optico y ultravioleta del espectro. Dado que el rangooptico es aquel para el que existen, sin duda, mayor numero de observaciones, la mayora de losestudios sobre actividad estelar se centran en esta region espectral.

La lneas mas intensas en el espectro del Sol son las lneas H & K del Ca , que se forman porprocesos colisionales y en las que la formacion de la emision central se restringe a la cromosfera.En el espectro solar, y a veces en el de otras estrellas muy activas cuando son observadas a muy altaresolucion, aparece en centro de las emisiones de estas lneas una autoabsorcion, que se debe a lasdesviaciones del equilibrio termodinamico local en la alta cromosfera. Frecuentemente se empleacomo medida de la actividad estelar la emision conjunta en el centro de ambas lneas a traves delparametro RHK. Este representa el flujo total en el centro de ambas lneas respecto al bolometrico,despues de que se haya sustrado la contribucion de la fotosfera:

RHK =FH + F

K

T 4eff

(1)

donde FH y FK son los flujos en los centros de las lneas H y K del Ca a los que previamente se

les ha restado la contribucion de la fotosfera.

Las lneas H & K del Ca estan ntimamente relacionadas con las del triplete infrarrojo del Ca (Ca IRT), con las que comparten el nivel superior. A pesar de la complejidad de su proceso deformacion, estas lneas se han empleado como indicador de actividad estelar desde su descubrim-iento (Eberhard & Schwarzschild 1913), fundamentalmente porque aparecen claramente en emisionincluso en estrellas con niveles de actividad moderados o bajos. Ademas son facilmente accesiblescon los instrumentos disponibles en tierra. De hecho, las observaciones sistematicas realizadas enel Observatorio de Mt. Wilson (Vaughan et al. 1978; Duncan et al. 1991) contribuyeron a la gener-alizacion de las lneas H & K del Ca como indicadores de actividad, que han seguido utilizandosedesde entonces.

Sin embargo, existen una gran variedad de lneas formadas en la cromosfera y que son indicado-ras de actividad magnetica. Los distintos diagnosticos de actividad estelar muestran un compor-tamiento interrelacionado como se ha venido demostrando desde los primeros estudios (Ayres et al.1981; Zwaan 1981; Oranje et al. 1982). Los indicadores de actividad cromosferica mas importantesson el Ca IRT, las lneas de la serie de Balmer H, H, H, H y H y la lnea He D3. Al-gunos de estos indicadores presentan importantes ventajas en comparacion con las lneas H & K delCa . Cabe resaltar que para obtener la emision cromosferica verdadera en estas lneas es necesarioeliminar la contribucion de la fotosfera empleando la tecnica de sustraccion espectral (Barden 1985;Frasca & Catalano 1994; Montes et al. 1995a, 2001a).

El uso de las ya mencionadas lneas del Ca IRT como indicador de actividad no esta totalmenteextendido. El proceso de formacion de estas lneas es esencialmente colisional y como en el caso delas lneas H & K del Ca son buenos trazadores de las regiones opticamente opacas de la cromos-fera, las playas. En comparacion con las lneas H & K del Ca , las el triplete infrarrojo presentan laventaja de el flujo en el continuo en la region espectral en la que aparecen es mayor en las estrellas

xvii

mas fras. Por tanto, la S/N obtenida cuando se observan estrellas de tipos espectrales K y M esmayor en esta region que en que aparecen las lneas H & K del Ca . Ademas, algunos estudios,entre los que se encuentran las busquedas de exoplanetas, estan explorando la posibilidad de utilizarlas regiones roja e infrarroja del espectro estelar, puesto que el ruido producido en estas regiones porla actividad estelar es menor (Desort et al. 2007; Reiners et al. 2010).

Las lneas de la serie de Balmer del hidrogeno tambien se ven afectadas por la actividad magnetica.Estas estan relacionadas con la emision de las regiones mas fras de la cromosfera, las protuberan-cias (Hall & Ramcey 1992). Todas las lneas de Balmer se ven afectadas por la actividad magnetica,pero la intensidad de la emision decrece de H a H. La lnea de la serie de Balmer del hidrogeno,H, ha sido usada con frecuencia como indicador de actividad solar. Las lneas de la serie de Balmerproporcionan informacion adicional sobre procesos fsicos que tienen lugar en la estrella. Por ejem-plo, la emision en H y H esta afectada por los vientos estelares y la acrecion de gas de un discocircunestelar. Ademas los cambios en las lneas de la serie de Balmer y en otros indicadores comola lnea D3 del He estan relacionados con eventos de tipo fulguracion (vease, por ejemplo, Monteset al. 1997a, 1999; Garca-Alvarez et al. 2003; Crespo-Chacon et al. 2006).

Las lneas de resonancia h & k del Mg son tambien indicadoras de actividad cromosferica.Estas lneas aparecen en regiones del ultravioleta y por tanto son solo accesibles desde el espacio.Puesto que la abundancia cosmica del magnesio es 14 veces superior a la del calcio, la profundidadoptica de las lneas de Mg es al menos un orden de magnitud mayor que las del Ca . Esto suponeque estas lneas son mucho mas sensibles a cromosferas debiles.

La Region de Transicion

Las lneas de C , C y C se forman en la region mas alta de la cromosfera y la mas baja dela region de transicion. En esencia, son lneas opticamente transparentes que aparecen en la regionultravioleta del espectro.

Las lneas de O y O son indicadores de actividad propios de la region de transicion queaparecen en el ultravioleta. La adecuacion del uso de estas lneas como indicadores de actividadmagnetica es, cuanto menos, discutible. Por un lado, la lnea de O parece en le continuo de Ly-man y puede ser debilitada por la extincion del propio continuo. Por otro, la lnea de O se formaparcialmente en la corona y no puede ser utilizada como un indicador puro de la region de transicion.Gracias a misiones espaciales como IUE, EUVE, FUSE o HST se ha obtenido una gran cantidad deinformacion sobre la region de transicion en otras estrellas (ver por ejemplo, Schrijver & Zwaan2000).

La Corona

El indicador coronal mas directo es la emision en rayos X blandos y puesto que esta es opticamentetransparente, todas las fuentes contribuyen al flujo total observado. El espectro en rayos X blandosesta dominado por lneas de emision, entre las que predomina el hierro y otros elementos como eloxgeno, el neon, el silicio o el magnesio, todos ellos altamente ionizados. El desarrollo y lanza-miento de misiones espaciales con canales en rayos X como Einstein, ROSAT, ASCA, BeppoSAX,XMM o Chandra ha permitido obtener una gran cantidad de informacion sobre las coronas estelares.

xviii Resumen en espanol

1.2.2 Relacion entre pares de indicadores de actividad estelar

Como se ha resaltado con anterioridad, existe una gran variedad de indicadores de actividadestelar que se forman en las distintas regiones de la atmosfera de las estrellas de tipos tardos. Es-tos indicadores de actividad magnetica presentan comportamientos similares e interrelacionados, taly como demostraron los primeros estudios de Ayres et al. (1981); Zwaan (1981) y Oranje et al.(1982). Desde entonces, una gran variedad de estudios (Strassmeier et al. 1990; Robinson et al.1990; Thatcher & Robinson 1993; Montes et al. 1995b, 1996a,b; Lopez-Santiago et al. 2005; Cin-cunegui et al. 2007; Busa` et al. 2007; Martnez-Arnaiz et al. 2010) han demostrado que existenrelaciones bien establecidas entre los indicadores de actividad de la cromosfera, la region de tran-sicion y la corona. Estos estudios han mostrado que la relacion entre las densidades de flujo de dosindicadores de actividad distintos (una vez que se ha sustrado la fotosfera y la emision basal) sigueuna ley de potencias:

Fj = aijFbiji (2)

donde el operador indica que el flujo basal ha sido sustrado previamente.

Hasta la fecha, no se ha encontrado dependencia de estas relaciones con la temperatura o la clasede luminosidad, siempre y cuando las estrellas mas fras que M intermedias no se tengan en cuenta(Oranje & Zwaan 1985; Oranje 1986; Rutten et al. 1989; Schrijver & Zwaan 2000).

La dispersion observada en algunas de estas relaciones flujoflujo es causada por diversos efec-tos. Estos incluyen, por un lado, los errores de calibracion e instrumentales, la extincion interestelary circunestelar. Por otro lado, los casos de binarias en los que ambas contribuyen al filtro consid-erado tambien contribuyen a la aparicion de dispersion en las relaciones flujoflujo. Sin embargo,el factor que afecta mas a la dispersion observada es la variabilidad intrnseca de actividad este-lar. En esta variabilidad se incluyen tanto las variaciones causadas por dinamos de tipo cclico, laevolucion y desaparicion de regiones activas, las modulaciones causadas por la rotacion estelar y lasfluctuaciones de pequena escala. El efecto de la mayora de estas variaciones podra eliminarse silas medidas de los flujos en los distintos indicadores fueran simultaneas.

A pesar de la dispersion debida, fundamentalmente, a la no simultaneidad de las medidas, al-gunos estudios han encontrado que algunas estrellas de tipo espectral M presentan ligeras desvia-ciones de las relaciones flujoflujo generales cuando se emplean determinados indicadores. Enconcreto, se ha encontrado que las estrellas M con lneas de emision (dMe) se desvan de las rela-ciones en las que se comparan indicadores cromosfericos con otros propios de la region de transicion(Oranje 1986; Rutten et al. 1989; Schrijver & Zwaan 2000) o con la emision en rayos X propia dela corona (Schrijver & Rutten 1987). Sin embargo, todas las desviaciones respecto a las relacionesflujoflujo observadas hasta el momento estan i) restringidas a estrellas dMe, ii) restringidas a lacomparacion de la cromosfera y las regionas mas externas de la atmosfera estelar. Ademas, el hechode que las observaciones en el ultravioleta y en rayos X no fueran simultaneas a las realizadas en elrango optico, puede haber contribudo a la dispersion, haciendo dudosa esta desviacion. Mas ade-lante, Lopez-Santiago et al. (2005) mostraron que algunas estrellas K tardas y M se desviaban de lasrelaciones clasicas entre H y los indicadores del Ca y tentativamente identificaron estas estrellascomo estrellas con fulguraciones. La muestra de estrellas de tipo espectral M en todos estos estudiosha estado sistematicamente sesgada hacia estrellas con lneas de emision, por lo que en ellos no seha podido concluir si la desviacion esta restringida a este tipo de estrellas o si es propia de un grupomas general de estrellas.

xix

Como parte de este trabajo, hemos utilizado los datos espectroscopicos de las estrellas de lamuestra para obtener todos los indicadores de actividad cromosferica en el rango optico. Hemosempleado estos resultados para comprobar si realmente existe cierta desviacion respecto a las rela-ciones flujo-flujo generales y, en caso afirmativo para estudiar que tipo de estrellas son las que losufren. La muestra de estrellas empleada es unica en terminos de cantidad y calidad de los datos,as como en la homogeneidad de las medidas de la actividad. Debe resaltarse, ademas, que los es-pectros empleados tienen un rango espectral que incluye todas las lneas indicadoras de actividadcromosferica en el rango optico. Este hecho asegura que los flujos obtenidos en cada uno de losindicadores son simultaneos, lo que reduce drasticamente la dispersion en las relaciones flujoflujo.

1.2.3 Impacto de la actividad estelar en la busqueda de exoplanetas

La actividad cromosferica, en particular la presencia de manchas y/o alteracion del patron degranulacion en las regiones activas, crea una senal fotometrica, astrometrica o espectrocopica vari-able en el tiempo (Saar & Donahue 1997; Santos et al. 2000; Saar 2003; Makarov 2010; Makarovet al. 2010; Lagrange et al. 2011) que puede ser mal interpretada como un exoplaneta. La formamas intuitiva sera la de las manchas en una estrella en rotacion. Las manchas producen asimetrasen las lneas espectrales que pueden ser confundidas con los desplazamientos Doppler causados porla interaccion gravitatoria entre un exoplaneta y la estrella. De forma menos intuitiva, la actividadmagnetica puede alterar de forma sutil la forma de las lneas a traves de variaciones en el desplaza-miento al azul convectivo. El material caliente que asciende a la superficie convectiva producira undesplazamiento espectral hacia el azul, mientras que el material fro que se hunde provocara unohacia el rojo. Como el material caliente es mas brillante, produce un desplazamiento neto hacia elazul en la mayora de las lneas espectrales. En consecuencia, las estrellas con niveles de actividadmayor tienden a tener variaciones mayores de la velocidad radial. Las busquedas de exoplanetasmediante la tecnica de los transitos tambien se ve afectada por la evolucion temporal y modilacionde las regiones activas en el disco estelar. La amplitud de estas variaciones pueden llegar a serde un 1% cuando la actividad es maxima en el Sol. Esta reduccion en el flujo, combinada con lamodulacion producida por la rotacion estelar, puede ser interpretada como la senal producida porun planeta orbitando en torno a la estrella. Por lo tanto, la actividad de tipo solar, por no mencionarla de aquellas estrellas mucho mas activas que el Sol, puede afectar significativamente la correctadeteccion de exoplanetas (Henry et al. 1997; Baliunas et al. 1997; Henry et al. 2000; Aigrain et al.2004).

A medida que las mejoras en la instrumentacion y que el refinamiento de la tecnica han mejo-rado las precisiones para la medida de las variaciones de velocidad radial hasta llegar al dominio delos m s1, el analisis y minimizacion del impacto de las distintas fuentes de ruido en las velocidadesradiales se han hecho mas importantes. Existen dos tipos de perturbaciones de la velocidad radial,los efectos aleatorios de las medidas, y las variaciones intrnsecas de las estrellas. Mientras que elimpacto del primer tipo de perturbaciones puede reducirse mediante un analisis estadstico robusto,el segundo tipo incluye diversos fenomenos (Saar 2009) que deben ser analizados cuidadosamente(Lagrange et al. 2010; Meunier et al. 2010; Dumusque et al. 2011b,a).

Uno de los avances mas importantes en el campo de los exoplanetas sera el descubrimiento deun metodo que permitiera reducir los niveles de ruido en la velocidad radial producidos por la ac-tividad estelar (jitter). Aunque el analisis de bisectores puede ayudar en algunos casos a confirmarla presencia de un exoplaneta aunque exista jitter (Sozzetti et al. 2006; Setiawan et al. 2007, 2008),esta tecnica no siempre tiene exito (Huelamo et al. 2008; Figueira et al. 2010). Varios autores han

xx Resumen en espanol

estudiado el impacto de la actividad en el jitter empleando RHK como trazador de la actividad estelar(Saar et al. 1998; Santos et al. 2000; Paulson et al. 2002; Saar et al. 2003; Wright 2005; Paulson &Yelda 2006; Santos et al. 2010). En concreto, Saar et al. (1998) y Santos et al. (2000) han encontradorelaciones empricas entre el jitter y RHK. Debido a la variabilidad intrnseca de la actividad estelar,una simple sustraccion de la senal debida a la actividad no es posible, pero las relaciones empricasmencionadas permiten obtener una estimacion de las variaciones de amplitud mnimas que podraninterpretarse como un planeta orbitando alrededor de una estrella.

Como parte del trabajo de esta tesis, se presenta un analisis espectroscopico de la actividad cro-mosferica para una gran muestra de estrellas cercanas de tipos espectrales F a K. Con las medidasobtenidas para los distintos ndices de actividad se ha obtenido el jitter esperado para cada estrella.Estos valores permiten obtener una estimacion del ruido debido a la actividad estelar esperable paracada estrella.

2. Resumen del trabajoEsta tesis se compone de tres artculos publicados y un cuarto trabajo que aun no ha sido publi-

cado pero que constituira el grueso de una futura publicacion de la que sere principal autora.

A grandes rasgos, todos los artculos tratan sobre la caracterizacion de estrellas cercanas detipos espectrales tardos, utilizando espectros echelle de alta resolucion. En particular se ha prestadouna especial atencion a la determinacion de los niveles de actividad magnetica y las velocidades derotacion de estas estrellas. Este tipo de caracterizacion es fundamental para asegurar el exito en ladeteccion de planetas extrasolares o discos debris, debido a que, por un lado, son las estrellas cer-canas las que se analizan en los estudios encaminados a la busqueda de estos y, por otro, a que sonla actividad y la rotacion los factores que realmente limitan su deteccion. Ademas la caracterizacionde las estrellas de ultimos tipos espectrales permite complementar los estudios sobre la deteccion ymodelado de discos debris. Por un lado permite un diagnostico adecuado de la estrella progenitora yla relacion entre la emision de esta y la del disco. Por otro lado, la correlacion entre las propiedadesde la estrella y de sus discos empleando una muestra estadsticamente significativa permite compro-bar la validez de los modelos de formacion de sistemas planetarios.

En esta tesis, se presenta un analisis espectroscopico de 565 estrellas. La mayor parte de los es-pectros han sido obtenidos por miembros del grupo de investigacion en diversas campanas realizadasentre los anos 2005 y 2009, pero algunos de ellos se han obtenido de archivos publicos. Puesto quealgunos de los metodos empleados para medir determinados parametros estelares requieren el usode estrellas estandares, ademas de las 565 estrellas analizadas han tenido que observarse estrellasestandares en cada campana de observacion. Este hecho, combinado con la necesidad de observardeterminadas estrellas mas de una vez, hacen que el numero total de espectros analizados sea de1455. Ademas, dado que cada espectro echelle esta compuesto por una media de 50 ordenes, elnumero total de espectros individuales analizados asciende a mas de 73000.

El Captulo 2, titulado A high-resolution spectroscopic survey of late-type stars: chromosphericactivity, rotation, kinematics and age corresponde al trabajo publicado por Lopez-Santiago et al.(2010). Este trabajo se centra en la caracterizacion de estrellas jovenes con altos niveles de activi-dad magnetica que fueron seleccionadas por ser posibles miembros de grupos conematicos jovenes.En el trabajo se presenta una compilacion de las propiedades espectroscopicas de 144 estrellas deeste tipo. Empleando espectros de alta resolucion se han obtenido para estas 144 estrellas distintosparametros: velocidades radiales y de rotacion, edades y actividad cromosferica en todos los indi-

xxi

cadores opticos. Las medidas de actividad cromosferica y las edades se emplean posteriormente enel Captulo 4 para analizar la universalidad de las relaciones flujoflujo.

El Captulo 3 titulado Chromospheric activity and rotation of FGK stars in the solar vicinity.An estimation of the radial velocity jitter (Martnez-Arnaiz et al. 2010), se centra en el diagnosticode la actividad cromosferica de estrellas que son candidatas a ser observadas en exploraciones para labusqueda de exoplanetas. En este trabajo se presenta una compilacion de la actividad cromosfericay velocidades de rotacion para una muestra de 371 estrellas. Estas estrellas fueron seleccionadasteniendo en cuenta su potencial como estrellas progenitoras de planetas extrasolares. Son, por tanto,estrellas aisladas, cercanas (d 25 pc) y de tipos espectrales tardos (tipos espectrales de F a K).Como complemento al trabajo de determinacion de los parametros estelares mencionados y haciendouso de los mismos, en este trabajo se calculan las variaciones de velocidad radial inducidas por laactividad estelar en la curva de velocidad radial, es decir, el jitter. A pesar de que es un trabajo noincludo en esta tesis, es importante resaltar que en el trabajo de Maldonado et al. (2010b) se realizaun estudio complementario sobre las edades y la cinematica de estas estrellas.

Haciendo uso de las muestras de estrellas activas presentadas en los Captulos 2 y 3, que es unicaen terminos de calidad de los datos y homogeneidad del analisis realizado, y complementandola connuevas medidas de actividad cromosferica para estrellas muy activas de tipos espectrales M, se harealizado un analisis completo de las relaciones flujoflujo. Este estudio conforma el Captulo 4de la tesis, titulado The effect of magnetic activity saturation in chromospheric fluxflux relation-ships (Martnez-Arnaiz et al. 2011), en el que se muestra, por primera vez, la clara desviacion delas relaciones flujoflujo de determinadas estrellas de tipo K tardo y M.

Finalmente, en el Captulo 5 se presenta la caracterizacion espectroscopica de las estrellas de lamuestra DUNES1. DUNES es una Programa de Tiempo Abierto de Herschel que ha sido aprobadoy que tiene como objetivo encontrar y caracterizar analogos extrasolares del cinturon de Edgeworth-Kuiper en una muestra estadsticamente significativa de estrellas cercanas. La muestra esta limitadaen volumen, puesto que incluye estrellas cuyas distancias al Sol son inferiores a 25 pc y esta for-mada por estrellas de distintas masas (tipos espectrales de F a M). En el marco del trabajo realizadoen esta tesis doctoral, se ha realizado una caracterizacion completa de las estrellas que forman lamuestra DUNES. Para estas estrellas se han medido los niveles de actividad magnetica en todos losindicadores opticos, las velocidades de rotacion y las edades estimadas a partir de la abundancia delitio. La correcta caracterizacion de estas estrellas es fundamental para asegurar el exito de la mision.

A modo de resumen, podra decirse que en este trabajo se ha investigado la actividad cro-mosferica y la rotacion de estrellas cercanas que potencialmente pueden albergar sistemas exoplan-etarios. Los resultados de este trabajo pueden agruparse en cuatro grandes categoras:

1. Se ha llevado a cabo una exploracion espectroscopica de 565 estrellas cercanas de tipos es-pectrales tardos (F a M).

Se han realizado observaciones espectroscopicas de alta resolucion de 565 estrellas dela vecindad solar. En total se han obtenido 1455 espectros de tipo echelle. Teniendo encuenta que cada uno de ellos esta formado por una media de 50 ordenes, el numero totalde espectros unidimensionales analizados asciende a mas de 73000.

1DUNES (Dust Around Nearby Stars): http://www.mpia-hd.mpg.de/DUNES/

xxii Resumen en espanol

Los instrumentos utilizados para obtener los espectros fueron espectrografos opticos dealta resolucion y las observaciones se disenaron de forma que el rango espectral in-cluyese todas las lneas espectrales indicadoras de actividad cromosferica. En concreto,los espectros empleados en el desarrollo de este trabajo incluyen todas las lneas delrango optico que manifiestan alteraciones debidas a la actividad magnetica, desde laslneas H & K del Ca a las IRT del Ca , incluyendo todas las lneas de la serie deBalmer H, H, H, H y H. Este hecho tiene una gran importancia, ya que aseguraun analisis simultaneo de todos los indicadores de actividad, evitando as los problemasderivados por la variabilidad intrnseca de la actividad magnetica estelar. El amplio rango espectral de los espectros analizados ha permitido realizar un analisis

muy preciso encaminado a obtener las propiedades de las estrellas de la muestra. El he-cho de que los espectros esten formados por ordenes individuales, asegura que la medidade las velocidades radiales y de rotacion puedan realizarse en aquellos ordenes que nocontienen lneas afectadas por la actividad magnetica. De forma analoga, la tecnica desustraccion espectral, empleada para medir la actividad magnetica en los distintos indi-cadores opticos, ha podido aplicarse unicamente a aquellos ordenes en los que aparecanesas lneas.

Independientemente del origen de los espectros, el analisis de todos ellos ha sido ho-mogeneo. Los metodos y tecnicas empleados para medir y derivar los parametros ypropiedades de las estrellas de la muestra han sido en todos los casos los mismos. Estehecho asegura que los resultados obtenidos a partir de cada uno de los espectros soncompletamente comparables con los del resto de las estrellas de la muestra. Algunas de las estrellas de la muestra han sido observadas mas de una vez, lo que ha

permitido identificar estrellas binarias y detectar variaciones en la actividad magneticade algunas de estas estrellas.

2. Se ha estudiado la idoneidad de las estrellas analizadas para la busqueda de exoplanetas en suentorno, utilizando para ello los resultados de la exploracion espectroscopica.

Se han calculado las variaciones en la velocidad radial inducidas por la actividad magnetica(RV jitter) para las estrellas activas de la muestra. Para ello se han empleado las medi-das de la actividad cromosferica obtenidas de los espectros analizados. A pesar de que lavariabilidad intrnseca de la actividad estelar hace que los valores calculados para el jitterno puedan sustraerse de forma directa de la curva de velocidad radial, proporcionan unaestimacion del ruido producido por la actividad de la estrella. Consecuentemente, estosvalores pueden ser empleados para determinar la masa mnima detectable de un planetaorbitando alrededor de la estrella. De la misma forma, estos valores permiten determinarla amplitud mnima de la curva de velocidad radial que puede ser interpretada como unplaneta que orbite alrededor de esa estrella. La combinacion de las medidas realizadas de actividad cromosferica y rotacion estelar,

as como los valores calculados del jitter esperado para cada estrella constituyen uncatalogo que tiene gran utilidad en la eleccion de la muestra de estrellas a observar enlas exploraciones encaminadas a la busqueda de exoplanetas.

3. Utilizando los resultados de la exploracion espectroscopica, se han analizado las relacionesentre el exceso de flujo en distintos indicadores de actividad magnetica.

xxiii

Los resultados obtenidos muestran una clara correlacion entre la actividad medida endistintos indicadores opticos. Este hecho confirma resultados obtenidos con anterioridady aporta nuevas evidencias que parecen indicar que la pendiente de las relaciones entre ellogaritmo del exceso de flujo (relaciones flujoflujo) crece con la altura en la atmosferaen la que se encuentra la region de formacion de la lnea. A pesar de que la mayora de las relaciones flujoflujo halladas son independientes del

tipo espectral o de la clase de luminosidad, como han mostrado previamente diversosestudios, se ha encontrado una clara dicotoma en las relaciones en las que uno de losindicadores es la lnea H. En estos casos, se encuentran dos relaciones lineales clara-mente diferenciadas. Al comparar el comportamiento de la lnea H como indicador cromosferico con la

emision en rayos X como indicador coronal, se ha demostrado que aquellas estrellas quese desvan de la tendencia general en las relaciones flujoflujo son las que presentanemision en rayos X en el regimen de saturacion. Este hecho parece indicar que la pecu-liar emision en H esta reaccionada con un mecanismo diferente para la generacion delcampo magneetico de estas estrellas.

4. Se han caracterizado espectroscopicamente las estrellas que constituyen la muestra DUNES,un Programa de Tiempo Abierto de Herschel que ha sido aprobado.

Se han empleado espectros de alta resolucion para obtener diversos parametros y propiedadesde las estrellas de la muestra DUNES. En particular, se han medido las velocidades derotacion, las abundancias de litio y la actividad cromosferica en todos los indicadoresopticos. Estos resultados son esenciales para asegurar el exito del proyecto, ya que aseguran la

correcta identificacion de los discos debris y la correlacion entre las propiedades de estosy de las estrellas en torno a las que se encuentran.

3. ConclusionesLas conclusiones que pueden extraerse de los resultados presentados en esta tesis doctoral

pueden resumirse en los siguientes puntos:

Se ha observado una muestra de 565 estrellas cercanas de tipos espectrales tardos (tipos deF a M) utilizando espectrografos opticos de alta resolucion. Se han analizado estos espectrosde forma homogenea y se han derivado los parametros y propiedades estelares mas impor-tantes. En particular, se han medido velocidades radiales, abundancias de litio, velocidades derotacion y excesos de emision en todos los indicadores opticos de actividad magnetica. Comoresultado se ha obtenido un catalogo de estrellas fras de la vecindad solar que constituye unacontribucion notable, con aplicaciones a diversos campos de la Astronoma. En particulareste catalogo podra servir como base de futuros estudios sobre la dinamica de la Galaxia y surelacion con la historia de formacion estelar en el entorno solar. Ademas servira de gua parala eleccion de las estrellas que deben formar parte de las muestras elegidas en los estudiosencaminados a la deteccion de sistemas exoplanetarios.

Se ha analizado una sub-muestra de 371 estrellas para determinar su idoneidad como observ-ables en las busquedas de exoplanetas. Para estas estrellas se han medido las velocidades derotacion y la actividad magnetica en todos los indicadores opticos. Para aquella fraccion de

xxiv Resumen en espanol

estrellas que presentan actividad magnetica, se ha derivado el jitter esperado, de forma que seha elaborado un catalogo de estrellas que permite determinar cuales de ellas presentan venta-jas mas claras a la hora de buscar planetas a su alrededor.

Utilizando una muestra de estrellas aisladas de ultimos tipos espectrales se ha realizado unpreciso analisis de las relaciones flujoflujo. La muestra empleada no tiene precedentes,puesto que no tiene sesgos y es estadsticamente significativa para todo tipo de objetos. Seha obtenido una correlacion clara para la mayora de las lneas indicadoras de actividad este-lar, sin embargo, se ha demostrado, por primera vez, la no universalidad de algunas de estasrelaciones. En este trabajo se ha encontrado que algunas estrellas de tipo K tardo y algu-nas estrellas M se desvan de las relaciones flujoflujo generales cuando el indicador H secompara con un indicador del calcio (Ca H, Ca K o Ca IRT). Esta desviacion haba sidosugerida por algunos autores, pero siempre se haba supuesto unicamente valida para estrel-las M con lneas de emision. Ademas las muestras en las que se basaban estas afirmacionesestaban claramente sesgadas hacia ese tipo de objetos. En este trabajo se muestra por primeravez que no son solo las estrellas M con emision las que se desvan, sino que hay estrellas detipo K que tambien sufren este efecto. Ademas, se ha demostrado que el efecto no se limita aaquellas estrellas con lneas de emision. La comparacion de la emision de estas estrellas consu emision coronal, muestra que estas estrellas se encuentran en el regimen de saturacion deacuerdo a su emision en rayos X.

El estudio en profundidad de las estrellas que se desvan de las relaciones flujoflujo generalesha permitido confirmar que estas estrellas son jovenes o estrellas con fulguraciones. Este he-cho parece sugerir que la desviacion es una consecuencia de que estas estrellas tienen unaestructura magnetica que difiere en algun modo de la de estrellas menos activas. El resultadoobtenido en este trabajo, que muestra la no universalidad de algunas relaciones flujoflujo,es intrigante y requerira, sin duda, un gran trabajo emprico y teorico encaminado a la con-firmacion y modelado de dinamos magneticas que puedan reproducir estas diferencias entreunas estrellas y otras.

Por ultimo, se ha presentado una caracterizacion de las estrellas de la muestra DUNES. Paraestas estrellas se han medido las velocidades de rotacion, abundancias de litio y actividadcromosferica en los distintos indicadores opticos. Estos resultados contribuyen a una mejorcomprension de las propiedades de estas estrellas, algo que es fundamental para asegurar la de-teccion correcta de discos debris a su alrededor. La compilacion de parametros y propiedadesde estas estrellas permitira ademas, correlacionar las propiedades de los discos con las delas estrellas progenitoras, contribuyendo as a la comprension y modelado de los procesos deformacion y evolucion de sistemas exoplanetarios.

Chapter 1

Introduction

1.1 Late type stars and exoplanetary systems

The study of main sequence late type stars, i.e. spectral type F, G, K, and M, holds an unparalleledsource of information. These stars do not only constitute the natural targets in exoplanets and debrisdiscs searches, but are also the ones which have a convective envelope in which the effect of magne-tohydrodynamics results in several magnetic activity processes that can serve as a diagnosis of thestellar magnetic field.

Interest in circumstellar discs and planetary system evolution has increased dramatically overthe past years. The availability of relevant infrared data has triggered the interest in the study ofthe evolution of debris discs and its connection to exo-planetary system dynamics and evolution.Similarly, exoplanet discoveries over the past decade have motivated a renewed interest in the deter-mination of stellar parameters of exoplanet host stars. Today, over 5001 exoplanets are known withmost of the discoveries coming from high-precision radial velocity measurements and a significantnumber also from photometric transit observations. Any space or ground-based survey aiming tosearch for habitable exoplanets or mature planetary systems will consider nearby late type stars asthe natural targets. To begin with, they are the ones which maintain a stable habitable zone duringthe longest time spans. Besides their spectral distribution is more similar to that of the Sun than thatof hotter stars. Bearing in mind that life as it is known on Earth is highly dependent on the existenceof a protective atmosphere that stops high energy radiation from damaging DNA molecules, it islogical to restrict the search for life sustainable planets around solar-type stars. The obtention ofstellar parameters and properties of these stars is of the utmost importance to determine the potentialobstacles when using different planet detection methods, e.g. the rotation of a starspot can mimic thespectral line shift produced by a planet orbiting the star. Furthermore, the correct modelling of thephotosphere of the star is essential to correctly interpret an infrared excess as a debris disc. Finally,only by trying to correlate the presence of planets/debris discs with stellar properties, such as age,models on planetary systems formation can be tested.

In this thesis we present an unbiased and uniform spectroscopic characterization of nearby, late-type stars. Spectroscopy is one of the main tools of modern astrophysics. Almost all we know aboutthe physical properties of astrophysical objects comes from the analysis of their spectra. We haveobtained high resolution ( 50000) spectra for a total of 565 stars. By analysing the spectra we haveobtained the stellar parameters (spectral type, projected rotational velocity and age) and the proper-ties (chromospheric activity and kinematics) of the stars. The compiled catalogue presented in this

1Extrasolar Planets Encyclopaedia - www.exoplanet.eu and Exoplanet Data Explorer - www.exoplanets.org

2 Introduction

thesis constitutes a unique database of nearby cool stars in terms of data quality and uniformity ofthe analysis.

Using this characterization we were able to determine the suitability of the stars as targets incurrent planet and debris disc search surveys like DUNES or DEBRIS and those that will be carriedout with future instruments (PRIMA/VLTI, GIANO/TNG, CARMENES/3.5m.CAHA, HZPF/HET,UPF/UKIRT, SPIRou/CFHT, PFS/Magellan II, HARPS-North, ESPRESSO/VLT, CODEX/ELT)and space missions (PLATO, TPF, EChO). Besides, we have used this characterization to studythe validity of prestablished relationships among chromospheric activity indicators.

1.2 Stellar activity

The study of magnetic stellar activity has its origin in the study of solar activity. Observations of theSun using the first telescopes, showed that its surface was not plain, but that several spots appearedon it. These spots moved trough the solar surface changing their size and grouping. This variabilitysuggested that the Sun was not an invariable and eternal body as it was believed before and triggeredthe interest in the mechanism that were involved in producing such variation. The study of the Sunprovided new information and unveiled a handful of phenomena (e.g. faculae, flares, coronal loops)that supported the idea of a variable Sun. With the development of Physics and the improvementin data quality, it is now possible to relate all these phenomena to the interaction of the underlyingsolar magnetic field and the hot material that surrounds the solar photosphere.

The observation of several phenomena that could be interpreted as Sun-like activity in otherstars, such as photometric variations or distortion in the light curve of eclipsing binaries (Eaton &Hall 1979) or emission features in the stellar spectra (Linsky et al. 1979; Bopp 1983), showed thatmagnetic activity is not restricted to the Sun, but that it is common among a certain type of stars.Stars on the lower main-sequence are known to show magnetic activity similar to that on the Sunwhich is detected in several optical, e.g. Ca H & K emission (Wilson 1978), UV, and X-ray in-dicators (Walter et al. 1980). All these stars have an outer differentially rotating convection zonethat, trough the dynamo mechanism, produces intense magnetic fields. As in the Sun, a positivetemperature gradient has been found in the outer atmosphere of these stars. Above the photosphere,the temperature increases towards the chromosphere, where a temperature of 104 K is reached, thetransition region and the corona, where 106 K are reached.

Shortly after the variability of the Sun in the visual continuum (total irradiance) was establishedduring the Solar Maximum Mission (Willson et al. 1981), evidence for continuum variability amongsingle solar-type stars was also revealed (Radick et al. 1982, 1983a,b). The solar variations, whichnever exceed a few tenths of a percent, are clearly associated with the disk passage of sunspots andfaculae and result from a blockage of radiant flux. The amplitude of the stellar variability can be aslarge as several percent in some cases, but it appears to be analogous to the solar phenomenon andis caused by starspots and faculae. These spots would be much larger than those observed in the Sun.

The fact that the photometric variability of the star seemed to occur in anti-phase with variationsin H and Ca H & K emission variations (Dorren & Guinan 1994) supported the idea of this vari-ability being produced by stellar spots crossing the stellar disc. This anti correlation implies thatthe surface activity of such stars is confined to localised activity centres that include both emissionplages and dark spots, similar to active regions observed on the Sun. Moreover, short-term stellarirradiance variations may be largely explained as rotational modulation by active regions which can

1.2 Stellar activity 3

persist for several rotation periods (Lockwood et al. 1984).

The survey carried out by Radick et al. (1983b), firmly established the onset of solar-type ac-tivity at F7 stars with subsurface convection zones. This survey also established that stars colderthan K2 lacked from magnetic activity-related phenomena. However, higher precision observationsachieved aboard the Hubble Space Telescope expanded this limit to M5V, with the detection of pe-riodic brightness variations of the red dwarf Proxima Cen (V645 Cen), which were interpreted asrotational modulation of starspots in the stellar photosphere (Benedict et al. 1993).

Several studies have established that magnetic activity in solar-type stars declines with age andthat it is closely related to a loss of angular momentum throughout the main-sequence lifetime(Skumanich 1972; Noyes et al. 1984; Baliunas et al. 1995; Guedel et al. 1997; Wright et al. 2004;Soderblom 2010). Thus, young stars exhibit high average levels of activity and rapid rotation, whilestars as old as the Sun and older have slower rotation rates and lower activity levels.

1.2.1 Definition of activity

If the atmosphere of a star is considered to be in radiative equilibrium (RE), the energy transportthrough the plasma is purely by radiation, and any heat absorbed from the radiation field is balancedby the thermal emission of the plasma. This results in a constant outward flow of energy. Althoughthe outward temperature rise associated with a chromosphere can occur under special circumstancesin radiative equilibrium (e.g. Auer & Mihalas 1969; Skumanich 1970), it is well known that theobserved prominent emission in the core of Fraunhofer lines such as Ca H & K are a sure sign ofdepartures from RE. The radiative losses observed in these and other lines, imply the existence ofadditional mechanisms of heating, generally named activity. This activity takes two principal forms.

Babcock (1961) proposed a model in which a self-regenerating magnetic field could explainthe principal features of visual and magnetic observations of the sunspot cycle. Since then,much of the activity-related phenomena observed in the chromosphere and corona have beenfound to be related to the evolution and variability of solar and stellar magnetic fields, viaheating by Alfven waves or transport of mechanical energy along the magnetic conduits into the outer atmosphere.

Biermann (1948) and Schwarzschild (1948) proposed that the solar granulation, could gener-ate a continuous stream of acoustic waves that propagate into the outer atmosphere, heatingit as they develop into shocks and dissipate. Dissipation of acoustic energy as a source ofextra heating, and how it propagates into the outer stellar atmosphere, has since been widelyexplored.

Therefore, there are several phenomena that deposit mechanical energy into the atmosphere ofthe Sun and Sun-like stars, causing a heating beyond the expected RE values for the increasinglytenuous plasma of the outer atmosphere. The plasma can balance the energy input through an in-creasing hydrogen ionization fraction as it warms from 5000 to 8000 K. This releases a largeamount of electrons that allow a collisional radiative cooling. This occurs over a relatively thickregion of the stellar atmosphere, explaining the extent of the chromospheres of Sun-like stars. Oncethe hydrogen becomes fully ionized, the plasma loses this cooling mechanism and the temperaturerises rapidly to the coronal values (see Fig. 1.1).

4 Introduction

Figure 1.1: Temperature structure of the solar atmosphere derived from a semi-empirical model by Vernazzaet al. (1981). The formation heights of important lines are shown in the figure. The solar chromosphere liesbetween the temperature minimum on the right and the rapid temperature rise towards the transition regionand the corona on the left. In the chromosphere the temperature reaches a plateau thanks to the collisionalradiative cooling.

1.2 Stellar activity 5

Table 1.1: Frequently used radiative indicators of atmospheric activity together with the characteristic tem-peratures of maximum contribution.

Indicator Temperature Region() (K)

TiO bands < 4000 SpotsUV continuum 1600 4500 Temp. minimumCO bands < 4400 Temp. minimumCa H & K 3967/3933 4-7 103 ChromosphereH 6563 5-10 103 ChromosphereMg h & k 2803/2796 4-20 103 ChromosphereC 1335 1.5 104 Low Transition RegionSi 1808/1871 2 104 Low TRC 977 4 104 TRC 1548/1551 105 TRSi 1394/1403 105 TRO 554 2 105 TRO 1032 3 105 TRMg 625 1.5 106 CoronaX-rays 10-200 > 106 Corona

1.2.2 Radiative diagnostics of outer atmospheres

The non-radiative heating of the outer atmospheres of the Sun and Sun-like stars leads to emissionin a vast variety of spectral lines and continua. Table 1.1 summarizes the most common indicatorsof solar and stellar activity. In this work, we refer to the chromosphere, transition-region and coronaof a star in terms of their associated temperature:

Chromosphere: T 20000 KTransition region: 50000 T 5 105 KCorona: T 106 K

The Chromosphere

The material that conforms the stellar chromosphere is heated by magnetohydrodynamic pro-cesses to temperatures of less than 20000 K (Linsky 1980; Schrijver & Zwaan 2000), whichproduces emission features in the optical and ultraviolet range of the stellar spectrum (see Table1.1). Since the optical spectrum is, by far, the one for which more observations are available, mostof the studies on stellar activity are centred in this spectral region. Not surprisingly, most of theplanet search surveys use the optical region of the spectrum to derive radial velocity variations pro-duced by planets. Therefore it is important to diagnose the magnetic activity that will manifest inthe optical.

The strongest and broadest lines in the optical solar spectrum are the Ca H & K lines. Theselines are formed by collisional processes and the formation of the emission features is restrictedto the chromosphere. In the solar spectrum, and sometimes in that of very active stars, the linecores of the doublet show a central absorption minimum, known as self-absorption which indicatesa deviation form the LTE at the top of the chromosphere. The detailed formation of the H & K linesis complicated and its modelling requires the inclusion of resonant scattering (Uitenbroek 1989).The chromospheric emission in the cores of the Ca H & K is often given as a single parameter,

6 Introduction

Table 1.2: Chromospheric activity lines in the optical and near infrared.Indicator () Formation processCa IRT3 8662.140 collisionalCa IRT2 8542.089 collisionalCa IRT1 8492.018 collisionalH 6562.817 fotoionizationHe D3 5875.989 fotoionizationMg b1 5183.604 fotoionizationMg b2 5172.684 fotoionizationMg b3 5169.030 fotoionizationH 4861.332 fotoionizationH 4340.468 fotoionizationH 4101.737 fotoionizationH 3970.074 fotoionizationCa H 3968.470 collisionalCa K 3933.664 collisional

RHK. It represents the total flux in the cores of both lines, after the subtraction of the photosphericcontribution (not including the basal signal), to the total bolometric emission:

RHK =FH + F

K

T 4eff

(1.1)

where FH and FK are the photospheric-contribution-corrected fluxes in the cores of the Ca H and

K lines, respectively.

The Ca H & K lines are linked with the Ca IRT (8498, 8542 and 8662 ), with whichthey share a common upper level. Notwithstanding the complexity of their formation, these lineshave been one of the standard measures of solar and stellar activity since their discovery (Eberhard& Schwarzschild 1913), mainly because these lines show a clear emission even in stars with mod-erate and low activity levels. Besides, they are readily accessible to ground-based observatories.The systematic observations performed at Mt. Wilson Observatory (Vaughan et al. 1978; Duncanet al. 1991) contributed to the generalization of the Ca H & K lines as an activity indicator that hasdominated the optical stellar chromospheric studies since then. These lines are good tracers of thehot regions like chromospheric plages.

However, there is a variety of outer atmospheric lines that are also affected by stellar activity.These diagnostics show similar and interrelated behaviour as demonstrated in early studies (Ayreset al. 1981; Zwaan 1981; Oranje et al. 1982). The most important optical chromospheric activityindicators are the Ca IRT, the Balmer lines H, H, H, H and H and the He D3 line. These di-agnostics are listed in Table 1.2.2. Some of these diagnostics hold noteworthy advantages comparedto the Ca H & K lines. To obtain the true excess emission in these lines it is necessary to subtractthe photospheric contribution to the spectrum using the spectral subtraction technique (Barden 1985;Frasca & Catalano 1994; Montes et al. 1995a, 2001a).

The use of the aforementioned Ca IRT lines as a chromospheric activity diagnostic is notbroadly extended. The formation process of these lines is essentially collisional and as the Ca H & K lines, they are good tracers of the optically thick regions of the chromosphere (plages). Incomparison to the Ca H & K lines, the Ca IRT lines have an important advantage. The flux inthe continuum near Ca IRT is higher for late-K and M types than at the blue region of the spectra.

1.2 Stellar activity 7

Therefore, the S/N ratio obtained when late-type stars are observed is higher in this region than inthe Ca H & K one. Besides, some studies, like the exoplanet searches are exploring the possibilityof using the red and infrared region of the spectrum, where the activity induced radial velocity noiseis reduced (Desort et al. 2007; Reiners et al. 2010).

The hydrogen Balmer lines are also affected by magnetic activity. They are related to the emis-sion of cool regions of the chromospheres, i.e. the prominences (Hall & Ramcey 1992). All theBalmer lines are affected by magnetic activity but the intensity of the emission decreases from Hto H. The hydrogen Balmer line, i.e. H, is frequently used in studies of solar magnetic activity.The formation of this line is particularly complicated because it is a high-excitation line. Besides,the interpretation of the total line emission is difficult because the line is formed over a geometricrange, including the photosphere in the line wings and the chromosphere in the core. Besides, theemission in the Balmer lines is related to different physical processes and thus provide additionalinformation. For instance, H and H emission is also affected by stellar winds and gas accretionfrom circumstellar discs. Finally, changes in the Balmer series and in other activity diagnostics,like the He D3 line are related to flare events (e.g. Montes et al. 1997a, 1999; Garca-Alvarez et al.2003; Crespo-Chacon et al. 2006).

The chromospheric Mg h & k resonance lines in the ultraviolet can only be observed fromspace. Given that the cosmic abundance o magnesium is 14 times larger than that of calcium, theMg lines reach an optical depth that is at least one order of magnitude larger than that of the Ca .This implies that these lines are the most sensitive to weak chromospheres, but they are also sensitiveto the circumstellar and interstellar matter.

This work is centred in the study of optical high resolution spectra which include all the men-tioned magnetic activity indicators.

The Transition Region

The C , C and, C lines are formed at the very upper part of the chromosphere and the lowertransition region. They are essentially optically thin and appear in the ultraviolet range of the spec-trum.

The O and O lines are transition region diagnostics that appear also at ultraviolet wave-lengths. The suitability of these activity indicators is arguable. The O line lies in the Lymancontinuum and thus can be weakened by continuum extinction. The O line is partly formed at thecorona and cannot be used as a pure transition region diagnostic. Thanks to space missions like IUE,EUVE, FUSE or HST, a lot of information about this region in other stars has been obtained in thepast years (see for example, Schrijver & Zwaan 2000).

The Corona

The most direct indicator of a corona is its soft X-ray emission. Given that this emission isoptically thin, all the sources contribute to the total observed emission. The soft X-ray spectrum isdominated by emission lines, predominantly from iron and other highly ionized elements such as O,Ne, Si and Mg. Most of the information of stellar coronae has been obtained using data acquired byspace missions, such as Einstein, ROSAT, ASCA, BeppoSAX, XMM or Chandra (Favata & Micela2003; Gudel 2004).

8 Introduction

1.2.3 Relationships between stellar activity diagnostics

As it has been pointed out in Sect. 1.2.2 there is a variety of outer-layer emissions that serve asmeasures of the stellar magnetic activity. These indicators of magnetic activity show similar andinterrelated behaviour as demonstrated in early studies by Ayres et al. (1981); Zwaan (1981) and,Oranje et al. (1982). Since then, a wide variety of studies (Strassmeier et al. 1990; Robinson et al.1990; Thatcher & Robinson 1993; Montes et al. 1995b, 1996a,b; Lopez-Santiago et al. 2005; Cin-cunegui et al. 2007; Busa` et al. 2007; Martnez-Arnaiz et al. 2010) have found well defined relation-ships between chromospheric, transition region, and coronal emissions from early-F to M type stars.These studies have shown that power-law relationships are found between the excess flux densitiesif the contribution from the (acoustically driven) basal atmosphere are subtracted from the observedemissions:

Fj = aijFbiji (1.2)

where the operator indicates that any basal flux has been subtracted.

Up to date these power-law relationships have been found to be independent on stellar effectivetemperature or luminosity class for classes II-V, provided those stars beyond mid-M type are ex-cluded (Oranje & Zwaan 1985; Oranje 1986; Rutten et al. 1989; Schrijver & Zwaan 2000).

The observed scatter in the fluxflux relationships is caused by several effects. These includethe calibration and instrumental uncertainties as well as the interstellar and circumstellar extinc-tion. More important is the scatter caused by the binarity of the source when both stars are activeand contribute to the same bandpass. But the principal source of scatter in the aforementionedfluxflux relationships is by far that caused by the intrinsic variability of the stars. This variabilityincludes the variations caused by cyclic or chaotic dynamos, the evolution and decay of active re-gions, modulations caused by stellar rotation due to the non-simultaneity of observations and smallscale fluctuations. The effect of most of these variations could be eliminated from the power-lawrelationships if the flux measurements were simultaneous.

Notwithstanding the scatter, some studies have found that M-dwarfs present a slight departurefrom the main fluxflux relationships in some spectral lines. In particular, this departure was foundfor emission-line M dwarfs when comparing chromospheric indicators with transition region ones(Oranje 1986; Rutten et al. 1989; Schrijver & Zwaan 2000) or with the coronal soft X-ray emission(Schrijver & Rutten 1987). However, all the departures from the general fluxflux relationshipsfound in these studies were i) restricted to dMe stars, ii) restricted to the comparison between thechromosphere and outer layers (transition region and corona). Besides, the fact that the coronalX-ray and transition region UV observations were not simultaneous to those of the chromosphere,introduced an important source of scatter due to the intrinsic variation of active stars (Schrijver et al.1992). Later, Lopez-Santiago et al. (2005) showed that some active late-K and M type stars deviatedfrom classical HCa fluxflux relationships. They tentatively identified them with flare stars. Thesample of M-dwarfs in all these studies has been systematically biased towards emission-line stars.Therefore, these studies could not conclude whether this departure from the main fluxflux relation-ships were restricted to late-type stars with clear emission line characteristics or it was common fora larger group of late K- a