Kühle Sterne der Spektraltypen A bis M zeigen häufig magnetische Aktivität, das Vorhandensein heißer Koronen ist einer der deutlichsten Hinweise darauf. Die Aktivität kann allerdings um mehrere Größenordnungen variieren. Für die aktivsten Sterne - frühe M-Sterne, RS~CVn-Systeme oder junge Sterne - erreicht die Röntgenleuchtkraft einen Sättigungswert. Solche Sterne weisen oft starke Variabilität auf, insbesondere in Form von häufigen, unregelmäßigen Helligkeitsausbrüchen, den sogenannten Flares. Späte A-Sterne oder ältere Sterne wie die Sonne dagegen zeigen ein eher `gesetztes' Verhalten. Die vorliegende Arbeit beschäftigt sich mit verschiedenen Aspekten der stellaren Aktivität, unter anderem mit den Eigenschaften der Koronen sonnenähnlicher Sterne und aktiver M-Zwerge, sowie der detaillierten Untersuchung eines in mehreren Wellenlängenbereichen beobachteten, äußerst starken Flares auf einem M-Stern.
Die Untersuchungsmethoden, mit denen Beobachtungsdaten ausgewertet werden, sind die fundamentale Basis der erzielten Ergebnisse, sie müssen daher unbedingt zuverlässig sein. Bei den Benchmark Exercises for stellar X-ray Spectroscopy Testing wurden einmalig die verschiedenen Ansätze zur Ermittlung von Emissionsmaßverteilungen, Dichten und Elementhäufigkeiten stellarer Koronen, wie sie von verschiedenen Gruppen entwickelt und angewandt werden, miteinander verglichen. Zur Diskussion standen insbesondere die ermittelten Unsicherheiten und die Suche nach bislang unquantifizierten Fehlerquellen.
alpha Centauri ist eines der wenigen Beispiele für sonnennahe Sterne, deren Aktivitätsgrad ähnlich gering ist wie der der Sonne. Kürzlich an den Standardsatz photosphärischer Elementhäufigkeiten der Sonne angebrachte Änderungen führten zu einem Konflikt mit Modellen des Sonneninneren und helioseismologischen Messungen. Dieser hätte sich lösen lassen, wenn man stattdessen von einem erhöhten Verhältnis Neon zu Sauerstoff ausgegangen wäre, wie man es in den Koronen aktiver Sterne in Sonnenumgebung häufig beobachtet. Zieht man allerdings ein der Sonne sehr ähnliches Sternsystem wie alpha Cen zu Rate, läßt sich dieser Ansatz nicht untermauern.
Das Doppelsternsystem EQ Pegasi besteht aus zwei M-Sternen, die ihrem Spektraltyp nach nahe am Übergang von sonnenähnlichen Sternen mit einer äußeren Konvektionszone und daher einem klassischen alpha-Omega-Dynamo zu voll konvektiven Sternen liegen, deren Magnetfelder mithilfe turbulenter Dynamomechanismen erzeugt werden. Ich habe daher die koronalen Eigenschaften der beiden Sterne bestimmt und mit denen anderer M-Sterne auf beiden Seiten der erwarteten Grenze verglichen. Dabei hat sich insbesondere herausgestellt, daß die Amplitude des sogenannten inversen FIP-Effektes, bei dem die Häufigkeiten chemischer Elemente mit hohem ersten Ionisationspotential systematisch höher sind während diejenigen mit niedrigem Ionisationspotential unterhäufig sind, hin zu späteren M-Sternen abnimmt.
CN Leonis ist ein mittlerer M-Stern mit gemäßigtem Aktivitätsgrad und abgesehen von der Sonne der einzige Stern, bei dem man bislang optische koronale Linienemission eindeutig nachweisen konnte. Bei der Untersuchung der Eigenschaften seiner Chromosphäre und Korona im Ruhezustand und während schwächerer Helligkeitsausbrüche ließ sich daher insbesondere auch diese optische koronale Emission mit der koronalen Röntgenstrahlung korrelieren.
Im Rahmen einer Beobachtungskampagne in mehreren Wellenlängenbereichen habe ich den Stern während eines extrem starken Flares untersucht, bei dem die Temperaturen und Dichten des Flareplasmas im Vergleich zur normalen koronalen Emission um Größenordnungen erhöht waren. Die zeitliche Entwicklung dieser beiden Parameter in der Korona läßt Rückschlüsse auf die Geometrie der koronalen Bögen in der aktiven Region zu, in der sich der Helligkeitsausbruch ereignet hat. Gleichzeitig kann man über das optische Kontinuum die Temperaturen bestimmen, zu der die Photosphärenregion aufgeheizt wird. Es stellte sich heraus, daß die Eisenhäufigkeit des koronalen Flareplasmas signifikant erhöht gegenüber der normalen Korona war. Dies deutet darauf hin, daß Chromosphäre und Photosphäre eine unterschiedliche Elementzusammensetzung haben, da große Teile des Flareplasmas aus diesen Schichten der Sternatmosphäre stammen. Das gesamte Flareereignis wurde offenbar durch einen extrem kurzen Ausbruch im Röntgenbereich ausgelöst, der zeitgleich mit dem optischen Maximum aufgetreten ist. Durch die kurze Zeitdauer läßt sich dieses Anfangsereignis in einer einzelnen magnetischen Flußröhre lokalisieren. Die detaillierten Beobachtungen ermöglichen die verschiedenen Aspekte der Auswirkungen des Ereignisses auf die einzelnen Atmosphärenschichten zu einem Gesamtbild des Ablaufs dieses Flares zusammenzufügen.
Magnetic activity is widely observed among cool stars of spectral types A to M, with the existence of hot coronae as one of the most prominent indicators. The level of activity can however vary by orders of magnitude. For the most active stars - early M dwarfs, young stars, or RS CVn binaries - coronal X-ray emission reaches a saturation level. These stars additionally can exhibit strong variability and especially frequent flaring. Older stars like the Sun or late A~stars show a different, more `sedate' behavior. The present thesis includes the work I have done on various aspects of stellar activity, ranging from the coronal properties of solar-like stars and active M~dwarfs to the analysis of a giant stellar flare observed in a multiwavelength campaign.
The analysis methods applied to observed data are the fundamental basis of the results obtained. It is therefore crucial that their reliability is guaranteed. The Benchmark Exercises for stellar X-ray Spectroscopy Testing were a unique approach to compare different methods to determine the emission measure distributions, densities and abundances of stellar coronae as implemented by different groups, to check the specified uncertainties, and to spot additional error sources.
alpha Centauri is one of the rare examples of stars with an activity level similar to the Sun. Recent revisions of solar photospheric abundances resulted in a conflict with models of the solar interior and helioseismological observations that could be solved if an enhanced neon-to-oxygen abundance ratio is assumed as it is widely observed in the coronae of highly active stars. A study of the coronae of the alpha Centauri system showed that this approach is not supported in the light of measurements from other stars with low activity levels.
The M dwarf binary EQ Pegasi consists of two components which are, based on their spectral types, expected to be located close to the transition from solar-like stars with outer convection zones and a classical alpha-Omega dynamo at work to fully convective stars whose activity must be driven by a turbulent dynamo. I investigated the coronal properties of these two stars and compared them with other M dwarfs. It turns out that the amplitude of the inverse first ionization potential (FIP) effect - an abundance anomaly where the coronal abundances of elements with high first ionization potential are enhanced while those with low first ionization potential are depleted - declines with later spectral type.
CN Leonis is a mid M~dwarf with intermediate activity levels and - apart from the Sun - so far the only star where optical coronal line emission has been clearly detected. The properties of its chromosphere and corona during quiescent and flaring time intervals, and especially the correlation of coronal X-ray and optical emission have been investigated in a multiwavelength observing campaign.
The star was caught in a giant flare where the densities and temperatures of the flare plasma were orders of magnitude higher than the quiescent corona. The temporal evolution of temperature and emission measure allowed to characterize the geometry of the flaring loop. The slope of the flare continuum in the optical allows to determine the temperature and size of the heated photospheric area. The coronal iron abundance was clearly enhanced during the flare, indicating that the chemical compositions of the corona and the lower atmospheric layers - where major parts of the flare plasma evaporated from - differ. A very short X-ray burst is observed simultaneously to the optical flare peak. It can be ascribed to evaporated material confined in a single magnetic flux tube. This initial burst served as the trigger for the whole flare event. The final goal is putting together all the pieces of information obtained from the effects of the flare on the different layers of the stellar atmosphere to a comprehensive model of the flare process.