Dissertations / Theses on the topic 'Nahes Infrarot'

Die vorliegende Dissertation beschäftigt sich mit dem elektrochemischen Verhalten verschiedener Ferrocenyl-substituierter Thiophene. Dabei wird sich zunächst mit dem elektrochemischen Verhalten der Serie der Ferrocenylthiophene beschäftigt, die Anzahl der Ferrocenyleinheiten variiert von n = 1 – 4. Die Abhängigkeit der elektronischen Eigenschaften von numerischen und konstitutionellen Veränderungen der redox-aktiven Gruppen wird evaluiert. Daraus resultierend wird sich einer eingehenderen Untersuchung und Modifikation des 2,5-Diferrocenylthiophen-Motivs zugewandt. Diese Modifikationen werden im Kontext möglicher Ladungstransferprozesse zwischen den Ferrocenyleinheiten in den verschiedenen Redoxzuständen und unter Beeinflussung durch den Thiophen-Brückenliganden diskutiert. Es folgen des Weiteren Ausführungen zu Substitutionen an den Ferrocenylen (Einführung elektronen-ziehender Funktionalitäten) sowie der Vergleich zwischen einer Thiophen- und der Ethylendioxythiophen-Brückeneinheit. Anschließend wird sich mit der elektronischen Variation des Brückenliganden durch die Einführung von N-haltigen Substituenten befasst. In den abschließenden Kapiteln wird der Einfluss zusätzlicher σ- (Fischercarben-Komplexe) oder π-gebundener ([Ru(η5-C5H5)]+/[Ru(η5-C5Me5)]+) Übergangsmetallkomplexfragmente auf Ladungstransferwechselwirkungen im 2,5-Diferrocenylthiophen in verschiedenen Redoxzuständen beleuchtet.

Després del descobriment dels primers exoplanetes fa unes tres dècades, la detecció i caracterització de companys planetaris s’ha convertit en un tema de recerca prominent, especialment la cerca de planetes semblants a la Terra, cossos rocosos que orbiten a la zona habitable (HZ) de les seves estrelles hostes. Un dels principals mètodes utilitzats per trobar i caracteritzar exoplanetes és la tècnica de l’espectroscòpia Doppler o velocitat radial (RV), basada en l’ús d’espectres estel·lars per mesurar canvis periòdics en la RV d’una estrella causats per l’atracció gravitatòria d’un exoplaneta en òrbita. Actualment, la variabilitat intrínseca de les estrelles hostes és el principal repte en l’estudi d’exoplanetes. Les estrelles no són cossos invariables i homogenis, sinó que presenten variabilitat en diferents escales de temps. La més rellevant és l’activitat magnètica estel·lar, que inclou fenòmens com ara taques o fàcules que apareixen a la superfície de l’estrella i estan modulades per la seva rotació. Aquests fenòmens distorsionen els espectres estel·lars, introduint biaixos en les RVs prou grans com per amagar o fins i tot imitar el senyal causat per un planeta. Per tant, per continuar detectant i estudiant exoplanetes de baixa massa, és clau aconseguir una millor comprensió d’aquests fenòmens estel·lars i els seus efectes en les nostres observacions. Aquesta tesi se centra en l’estudi dels efectes de l’activitat estel·lar en observacions espectroscòpiques d’estrelles fredes obtingudes amb l’instrument CARMENES. CARMENES és un espectrògraf d’alta resolució capaç d’observar el rang de longitud d’ona visible i infraroig proper. Està realitzant un estudi de més de 300 nanes M, les estrelles amb menor massa de la seqüència principal, amb l’objectiu primordial de detectar exoplanetes petits. En primer lloc, hem desenvolupat un codi que implementa el mètode de la funció de correlació creuada (CCF) per mesurar RVs i indicadors d’activitat estel·lar en observacions d’alta resolució, i l’hem aplicat a les dades de CARMENES. Aquest mètode utilitza màscares binàries ponderades, un template estel·lar simplificat construït mitjançant la selecció de línies espectrals. Hem creat diverses màscares en funció del subtipus espectral i de la velocitat de rotació de l’estrella a analitzar. A continuació, hem utilitzat els indicadors d’activitat derivats de la CCF, juntament amb altres indicadors d’activitat espectroscòpics, per analitzar les seves variacions temporals en una mostra de quasi 100 nanes M de diverses masses i nivells d’activitat. Aproximadament la meitat de les estrelles analitzades mostren RVs amb senyals d’activitat clars. Diferents indicadors són sensibles a l’activitat de manera diferent segons les característiques de l’estrella: indicadors cromosfèrics són més útils per a estrelles de baixa activitat, indicadors relacionats amb el canvi de RV amb longitud d’ona funcionen millor per a les estrelles més actives, i altres indicadors relacionats amb el canvi d’amplada de les línies fotosfèriques proporcionen resultats similars en tot tipus d’estrelles, però són especialment útils per a les més actives i de menor massa. Finalment, hem analitzat els efectes de l’activitat sobre línies d’absorció individuals presents en l’espectre d’estrelles actives. Estudiant les correlacions entre les RVs de línies individuals i els indicadors d’activitat, podem classificar les línies observades segons la seva sensibilitat a l’activitat. Això ens permet seleccionar línies afectades de forma diferent per l’activitat i utilitzar-les per tornar a calcular RVs. Així obtenim RVs per a les quals mitiguem o incrementem el senyal d’activitat en diversos graus. També observem que les mateixes línies en diferents estrelles mostren diferent sensibilitat a l’activitat.
Después del descubrimiento de los primeros exoplanetas hace unas tres décadas, la detección y caracterización de compañeros planetarios se ha convertido en un tema de investigación prominente, especialmente la búsqueda de planetas parecidos a la Tierra, cuerpos rocosos que orbitan en la zona habitable (HZ) de sus estrellas huéspedes. Uno de los principales métodos utilizados para encontrar y caracterizar exoplanetas es la técnica de la espectroscopía Doppler o velocidad radial (RV), basada en el uso de espectros estelares para medir cambios periódicos en la RV de una estrella causados por la atracción gravitatoria de un exoplaneta en órbita. Actualmente, la variabilidad intrínseca de las estrellas huéspedes es el principal reto en el estudio de exoplanetas. Las estrellas no son cuerpos invariables ni homogéneos, sino que presentan variabilidad en distintas escalas de tiempo. La más relevante es la actividad magnética estelar, que incluye fenómenos como manchas o fáculas que aparecen en la superficie de la estrella y están moduladas por su rotación. Estos fenómenos distorsionan los espectros estelares, introduciendo sesgos en las RVs suficientemente grandes como para esconder o hasta imitar la señal causada por un planeta. Por lo tanto, para continuar detectando y estudiando exoplanetas de baja masa, una mejor comprensión de estos fenómenos estelares y sus efectos en nuestras observaciones es clave. Esta tesis se centra en el estudio de los efectos de la actividad estelar en observaciones espectroscópicas de estrellas frías obtenidas con el instrumento CARMENES. CARMENES es un espectrógrafo de alta resolución capaz de observar en el rango de longitudes de onda visible e infrarojo cercano. Está realizando un estudio de más de 300 enanas M, las estrellas con menor masa de la secuencia principal, con el objetivo primordial de detectar exoplanetas pequeños. En primer lugar, hemos desarrollado un código que implementa el método de la función de correlación cruzada (CCF) para medir RVs e indicadores de actividad estelar en observaciones de alta resolución, y lo hemos aplicado a los datos de CARMENES. Este método usa máscaras binarias ponderadas, un template estelar simplificado construido seleccionando líneas espectrales. Hemos creado varias máscaras en función del subtipo espectral y de la velocidad de rotación de la estrella a analizar. A continuación, hemos utilizado los indicadores de actividad derivados de la CCF, juntamente con otros indicadores de actividad espectroscópicos, para analizar sus variaciones temporales en una muestra de casi 100 enanas M de varias masas y niveles de actividad. Aproximadamente la mitad de las estrellas analizadas muestran RVs con señales de actividad claros. Distintos indicadores son sensibles a la actividad de forma diferente según las características de la estrella: indicadores cromosféricos son más útiles para estrellas de baja actividad, indicadores relacionados con el cambio de RV con la longitud de onda funcionan mejor para estrellas más activas, y otros indicadores relacionados con el cambio de anchura de las líneas fotosféricas proporcionan resultados similares en todo tipo de estrellas, pero son especialmente útiles para las más activas y de menor masa. Finalmente, hemos analizado los efectos de la actividad sobre líneas de absorción individuales presentes en el espectro de estrellas activas. Estudiando las correlaciones entre las RVs de líneas individuales y los indicadores de actividad, podemos clasificar las líneas observadas según su sensibilidad a la actividad. Esto nos permite seleccionar líneas afectadas de forma distinta por la actividad y usarlas para volver a calcular RVs. De esta forma obtenemos RVs para las cuales mitigamos o incrementamos la señal de actividad en diversos grados. También observamos que las mismas líneas en distintas estrellas muestran diferente sensibilidad a la actividad.
After the discovery of the first exoplanets about three decades ago, the detection and characterization of planetary companions has become a prominent research topic, especially the search for Earth-like planets, rocky bodies orbiting in the habitable zone (HZ) of their host stars. One of the main methods used to find and characterise exoplanets is the Doppler spectroscopy or radial velocity (RV) technique, based on using stellar spectra to measure periodic changes in the RV of a star caused by the gravitational pull of an orbiting exoplanet. Currently, the intrinsic variability of the host stars is the major challenge faced in the study of exoplanets. Stars are not quiet, homogeneous bodies, but display variability on different timescales, the most concerning being stellar magnetic activity, phenomena such as spots or faculae appearing on the stellar surface and modulated by the stellar rotation. These features distort the stellar spectra, introducing biases in our RVs that can be large enough to hide or even mimic the signal caused by a planet. Therefore, to continue detecting and studying low-mass exoplanets, a better understanding of these stellar phenomena and their effects on our observations is key. This thesis is focused on the study of stellar activity effects on spectroscopic observations of cool stars obtained with the CARMENES instrument. CARMENES is a high-resolution spectrograph capable of observing on the visible and near-infrared wavelength ranges. It is performing a survey of over 300 M dwarfs, stars at the low-mass end of the main sequence, with the main goal of detecting small exoplanets. Firstly, we developed a pipeline that implements the cross-correlation function (CCF) method to measure RVs and indicators of stellar activity on high-resolution observations, and applied it to the CARMENES survey data. This method uses weighted binary masks, a simplified stellar template built by selecting sharp spectral lines, of which we created different kinds depending on the spectral subtype and the rotational velocity of the target star. We then used the activity indicators derived from the CCF, together with other spectroscopic activity proxies, to analyse their temporal variations in a sample of almost 100 M dwarfs with a range of masses and activity levels. We found that about half of the stars analysed show RVs with clear signals of activity. Different indicators trace activity differently depending on the characteristics of the star: chromospheric indicators are the most useful for low-activity stars, indicators related to the change in RV with wavelength work better for the most active stars, and other indicators related to the change in width of the photospheric lines provide similar results in all types of stars, but are especially useful for the most active and lowest-mass ones. Finally, we analysed the effects of activity on individual absorption features present on the spectra of active stars. By studying the correlations between the individual line RVs and activity indicators, we are able to classify the observed lines according to their sensitivity to activity. This allow us to select differently affected lines and use them to recompute RVs for which we mitigate or enhance the activity signal to varying degrees. We also observe that the same lines on different stars show different sensitivities to activity.