G-K giants are a class of stars that host extrasolar planets indicated by Radial Velocity (RV) variations in the stellar spectra. These stars show evidence of stellar oscillations (the so-called short-term RV variability) which can be used to determine additional properties of the stars. For a sample of 62 very bright K giants, spectra in the visual range with and without an iodine cell were obtained with the high resolution coudé echelle spectrograph mounted on the 2m telescope of the

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... Landessternwarte Tautenburg (T LS). After the raw data reduction including bias-subtraction, flat-fielding and extraction using Image Reduction and Analysis Facility (IRAF ) routines, precise RVs were calculated. For this purpose the resulting iodine absorption spectrum is superposed on top of the stellar spectrum to guarantee a stable wavelength reference against which the stellar RV is measured obtaining a RV accuracy of 3-5 m s −1 . After around 3 years the statistics of the Tautenburg survey reflects the result of the discrimination between the different types of RV variability in the whole star sample. 13 K giants (21 %) belong to binary systems. Only 2 stars (3 %) show a "constant" RV behaviour. 17 stars (27 %) exhibit short-period RV variations possibly due to stellar oscillations. 6 stars (10 %) exhibit low-amplitude, long-term RV variations most likely due to planetary companions. For the remaining 24 K giants (39 %) the cause of RV variations is still undefined: possibly caused by stellar oscillations and/or rotational modulation as well as by planetary companions. Setiawan et al. (2004a) found comparable results in a study with the Fiber-fed Extended Range Optical Spectrograph (F EROS) in the southern hemisphere. Both studies seem to indicate, in contrast to what is observed among Main Sequence (MS) stars, that giant planets around giant stars are fairly common and do not favour metal-rich stars. From the published exoplanets only a small fraction (15) are giants, in contrast to the dominating MS stars. The reason for this is that the number of K giants so far surveyed is rather small in comparison to the monitored MS stars. Adding to my sample the 14 extrasolar planets from the literature, published by other authors, the first extended sample of hosting K giants is now available. To confirm the planetary companion candidates, the HIP P ARCOS photometry and the Hα activity was studied. Furthermore for the whole Tautenburg sample spectra without the iodine cell and with a high Signal-to-Noise ratio (S/N ≥ 120) were taken to determine the Fe abundances [Fe/H] and other atmospheric stellar parameters such as the effective temperature T eff , the logarithmic surface gravity log g and the microturbulence velocity ξ from the spectra. The derived values are in very good agreement with the available literature values. The mass, radius and age of each star were determined by utilising theoretical isochrones and a modified version of Jo /rgensen & Lindegren's (2005) method. There exists an Age-Metallicity Relation (AMR) for my sample stars. v vi Zusammenfassung Riesen der Spektraltypen G-K sind eine Sternklasse, die Exoplaneten besitzen. Die Exoplaneten werden durch Radialgeschwindigkeitsänderungen in den Sternspektren angezeigt. Diese Sterne zeigen aber auch Hinweise auf stellare Oszillationen (sog. kurzzeitige Radialgeschwindigkeitsveränderung), die genutzt werden, um zusätzliche Eigenschaften des Sterns zu bestimmen. Für eine Stichprobe von 62 sehr hellen K Riesen wurden Spektren im sichtbaren Wellenlängenbereich mit und ohne Jodzelle mit dem hochauflösenden Coudé Echellespektrographen aufgenommen, der am 2m Teleskop der Thüringer Landessternwarte Tautenburg (T LS) montiert ist. Nach der Rohdatenaufbereitung (Biassubtraktion, Flatfielding und Extraktion), ausgeführt unter Verwendung von Image Reduction and Analysis Facility (IRAF ) Routinen, wurden präzise Radialgeschwindigkeiten berechnet. Zu diesem Zweck ist das resultierende Jodabsorptionsspektrum dem Sternspektrumüberlagert, um eine stabile Wellenlängenreferenz zu garantieren, gegen die dann die Radialgeschwindigkeit des Sterns gemessen wird. Bei dieser Messmethode wird eine Genauigkeit von 3-5 m s −1 erreicht. Nach etwa 3 Jahren spiegelt die Statistik des Tautenburgprogramms die unterschiedlichen Gründe für die Radialgeschwindigkeitsänderungen in der gesamten Sternstichprobe wider. 13 K Riesen (21 %) gehören zu Doppelsternsystemen. Nur 2 Sterne (3 %) zeigen ein "konstantes" Verhalten der Radialgeschwindigkeit. 17 K Riesen (27 %) zeigen möglicherweise kurzperiodische Radialgeschwindigkeitsänderungen verursacht durch stellare Oszillationen. 6 Sterne (10 %) zeigen langfristige Veränderungen der Radialgeschwindigkeit von niedriger Amplitude, die wahrscheinlich durch planetare Begleiter verursacht werden. Die verbleibenden 24 K Riesen (39 %) zeigen möglicherweise Radialgeschwindigkeitsänderungen verursacht durch stellare Oszillationen und/oder Rotationsmodulation sowie planetare Begleiter. Setiawan et al. (2004a) fand vergleichbare Ergebnisse in einer Studie mit dem Fiber-fed Extended Range Optical Spectrograph (F EROS) auf der Südhalbkugel. Bisher scheinen beide Untersuchungen im Gegensatz zu dem, was bei Hauptreihensternen beobachtet wurde, anzuzeigen, daß Riesenplaneten um Riesensterne ziemlich häufig sind und keine metallreichen Sterne bevorzugen. Von den publizierten Exoplaneten ist nur ein kleiner Anteil (15) im Orbit um Riesensterne erwähnt, im Gegensatz zu den dominierenden Hauptreihensternen. Ein Grund dafür ist, daß die Anzahl der bis jetzt beobachteten K Riesensterne ziemlich klein im Vergleich zu denüberwachten Hauptreihensternen ist. Zusammen mit den Objekten meiner Stichprobe und den 14 in der Literatur von anderen Autoren erwähnten Exoplaneten steht jetzt die erste umfangreiche Stichprobe von K Riesen mit Exoplaneten zur Verfügung. Um die planetaren Begleiter zu bestätigen wurde die verfügbare HIP P ARCOS Photometrie und die H α Aktivität untersucht. Weiterhin wurden für die gesamte Tautenburgstudie Spektren ohne die Jodzelle mit einem sehr hohen Signal-zu-Rausch Verhältnis (S/N ≥ 120) aufgenommen, um damit vii viii die Eisenhäufigkeit [Fe/H] und andere atmosphärische stellare Parameter wie die effektive Temperatur T eff , die logarithmische Oberflächengravitationsbeschleunigung log g und die Mikroturbulenzgeschwindigkeit ξ aus der Analyse der Spektren zu bestimmen. Die daraus abgeleiteten Werte sind in sehr guterÜbereinstimmung mit den zur Verfügung stehenden Literaturwerten. Die Masse, der Radius und das Alter jedes Sterns wurden durch die Anwendung von theoretischen Isochronen und einer modifizierten Version der Methode von Jo /rgensen & Lindegren (2005) bestimmt. Ich finde eine Relation zwischen Alter und Metallizität (AMR) für die Sterne meiner Stichprobe.