Der Vielzahl von Phänomenen solarer und stellarer Aktivität, die auf der Sonne direkt beobachtbar sind, und die auf anderen Sternen v.a. durch Röntgen- und CaII H & K Emission nachgewiesen werden, liegt nach heutiger Auffassung ein gemeinsamer Ursprung zugrunde. Ein stellarer Dynamo am Boden der Konvektionszone transformiert kinetische in magnetische Energie und verursacht dadurch Sonnen- und Sternflecken, die magnetische Topologie, koronale Phänomene und auch den Sonnenzyklus sowie stellare Zyklen. Ein für die magnetischen Dynamos unverzichtbarer und vermutlich bestimmender Mechanismus ist differentielle Rotation. Die magnetischen Feldlinien werden durch die verursachte Scherung aufgewickelt und verstärkt, nach dieser Vorstellung ist differentielle Rotation ausschlaggebend für das Funktionieren eines stellaren Dynamos. Abhängigkeiten stellarer Aktivität von (differentieller) Rotation können uns einen tieferen Einblick in die Physik sonnenähnlicher Sterne einschließlich ihrer Zyklen geben.
Während das Rotationsgesetz der Sonne durch Beobachtungen solarer Flecken leicht bestimmt werden kann, und die differentielle Rotation der Sonne heutzutage durch Helioseismologie sogar in radialer Richtung bekannt ist, können Oberflächen anderer Sterne wegen ihrer großen Entfernung nicht räumlich aufgelöst werden. Die Bestimmung differentieller Rotation gestaltet sich hier wesentlich schwieriger. Eine Möglichkeit stellare differentielle Rotation zu messen, ist, in Linienprofilen nach Deformationen zu suchen, die auf Abweichungen von starrer Rotation schliessen lassen. Diese ohnehin schon winzigen Abweichungen sind zudem durch zusätzliche Dopplerverbreitungen v.a. durch Turbulenzen verwischt. Das Zusammenspiel von Rotation, Turbulenz, Randverdunkelung und intrinsischer Linienverbreiterung verkompliziert die Profilform, und eine zeitaufwändige Modellierung der gesamten Sternatmosphäre mußte in früheren Studien zur Suche nach stellarer differentieller Rotation ausgeführt werden.
Im ersten Teil dieser Arbeit werden die Auswirkungen differentieller Rotation auf die Form der Linienprofile detailliert untersucht. Wie schon in früheren Arbeiten werden dabei die Vorteile der Fouriertransformation genutzt. In umfangreichen Profilmodellierungen differentiell rotierender Sterne wird gezeigt, dass die Nullstellen der Fourier-transformierten Dopplerprofile eindeutig definierte Indikatoren sonnenähnlicher -- also mit höherer Rotationsgeschwindigkeit am Äquator -- differentieller Rotation sind. Wählt man ausschließlich diese Nullstellen zur Bestimmung differentieller Rotation, so wird die Modellierung anderer Effekte sowie der Atmosphärenstruktur überflüssig. In weiteren Modellierungen des Einflusses von Flecken und Fleckengruppen auf dieses Verfahren ergibt sich, dass das Risiko, Signaturen von Oberflächenstrukturen auf starr rotierenden Sternen mit sonnenähnlicher differentieller Rotation zu verwechseln, extrem gering ist. Die Detektion sonnenähnlicher differentieller Rotation ist damit mit der Methode der Fouriertransformation in hochaufgelösten Spektren hohen Signal-zu-Rausch Verhältnisses durchführbar.
Im zweiten Teil der Arbeit wurden Spektren von 142 Feldsternen der Spektralklassen F, G und K aufgenommen. Die projizierte Rotationsgeschwindigkeit v sin(i) wurde bestimmt. Mit der erreichten Datenqualität war es möglich, das Rotationsgesetz von Sternen, die schneller rotieren als v sin(i) = 12 km/s, zu bestimmen. Für 84 der 142 Sterne ergab sich ein Wert von v sin(i), der kleiner ist als 12 km/s. Von den schneller rotierenden Sternen zeigten 21 Objekte Profildeformationen aufgrund von Oberflächenstrukturen oder durch Doppelsterncharakter. Messungen des stellaren Rotationsgesetzes konnten für 32 Sterne der Spektralklassen F und G durchgeführt werden.
Zehn dieser 32 Sterne zeigen Signaturen sonnenähnlicher differentieller Rotation, die Profile der 22 anderen sind konsistent mit starrer Rotation. Die meisten differentiellen Rotatoren haben Rotationsgeschwindigkeiten von v sin(i) < 20 km/s, der schnellste zeigt aber einen Wert von v sin(i) = 42 km/s; differentielle Rotation ist keine Eigenschaft ausschließlich der langsamen Rotatoren. Die Zeiten, in denen der Äquator polare Regionen überrundet, liegen in der Größenordnung von zehn Tagen. Sie sind somit deutlich kleiner als der solare Wert von ~ 130 d dieser ist also nicht universell für Sterne mit magnetischen Dynamos. Alle "schnellen" (v sin(i) > 15 km/s) differentiellen Rotatoren mit verfügbaren Literaturwerten ihrer Lithiumhäufigkeit sind Li-arm. Die Vorstellung eines Durchmischungsprozesses verbunden mit differentieller Rotation wird dadurch gestützt. Weitere Korrelationen zwischen differentieller Rotation und anderen stellaren Parametern werden erwartet und ihr Auftreten in der vorliegenden Stichprobe wird diskutiert.
The plethora of activity phenomena observed on the Sun and indicated in X-ray and CaII H & K measurements on other stars are believed to be of common origin; a stellar dynamo situated at the base of the convection zone transforms kinetic into magnetic energy and causes the magnetic topology, sun- and starspots, coronal phenomena and even the solar and stellar cycles. The underlying mechanism driving a stellar dynamo is believed to be differential rotation; magnetic field lines are wound up and amplified by the latitudinal shear occuring if a star does not rotate rigidly. The amount of differential rotation in this picture would be crucial for a stellar dynamo to work and the dependencies of stellar activity on rotation and differential rotation could help us to understand the physics of solar-like stars including the solar activity cycle.
While the solar rotation law can easily be measured tracking sunspots and can nowadays even be followed in radial direction using helioseismology, surfaces of other stars cannot be spatially resolved and measurements of stellar differential rotation are much more difficult. One way measuring stellar differential rotation is to search for the subtle effects deviations from solid body rotation have on the shape of absorption line profiles. These tiny signatures of the stellar rotation law are smeared out by additional Doppler broadening due to turbulence velocity fields. Interaction of rotation, turbulence, limb darkening and intrinsic line broadening is difficult to overview, and time-consuming modelling of stellar atmospheres was carried out in previous searches for stellar differential rotation.
In the first part of this thesis the signatures of differential rotation in line profiles are studied in detail. As in previous works the advantages of Fourier transform are utilized. Exensive line profile modelling of differentially rotating stars revealed that the zeros of Fourier transformed absorption lines are well-defined tracers of solar-like differential rotation with the equator rotating faster than polar regions. Following this strategy full modelling of the stellar atmospheres becomes obsolete. Further studies on the influence of surface spots and spot groups on the profiles showed that mimicking of solar-like differential rotation by surface features only occurs in some extremely unprobable cases. The detection of stellar differential rotation with the equator faster than the pole turned out to be feasible with the Fourier transform method in a single high resolution, high signal-to-noise spectrum.
Observations of 142 field stars of spectral types F, G and K were carried out in the second part of this thesis. The projected rotational velocity v sin(i) was measured utilizing the zeros of the Fourier transformed spectral lines. For the acquired data quality a measurement of the rotation law was possible for stars with values of v sin(i) >= 12 km/s; for 84 of the 142 stars values of v sin(i) smaller than that threshold were measured. Among the faster rotators 21 stars had to be disregarded since their line profiles were dominated by surface features or the stars turned out to be binaries. Measurements of the rotation law were possible for 32 stars of spectral types F and G.
In ten of the 32 stars signatures of solar-like differential rotation were detected, 22 stars are consistent with solid body rotation. Most of the differential rotators have values of v sin(i) < 20 km/s, but the fastest star showing differential rotation rotates as fast as v sin i = 42 km/s; differential rotation is no attribute restricted to slow rotators. Lap times of the order of ten days have been detected, i.e., that the solar lap time of ~ 130 d is not necessarily typical for all stars harbouring magnetic dynamos. All "fast" rotating (v sin(i) > 15 km/s) differential rotators with lithium abundances available in the literature are Li-depleted. The idea of internal mixing processes due to differential rotation is supported by this result. Further correlations between differential rotation and other stellar parameters are expected and the relations indicated in the examined sample are discussed.