Der Begriff "stellare Aktivität" fasst diverse Phänomene auf der Sternenoberfläche und in der Sternatmosphäre zusammen. Die Ursache für diese Phänomene sind Veränderungen in den Magnetfeldern der Sterne. Während es bei der Sonne möglich ist, die verschiedenen Formen der Aktivität direkt und detailliert zu beobachten, ist dies bei anderen Sternen nicht möglich. Durch eine genaue Analyse der Spektren von Sternen lassen sich dennoch Informationen über deren Aktivität gewinnen.
Die folgende Arbeit befasst sich mit zwei Arten der stellaren Aktivität: zum einen mit der Röntgenaktivität von Sternen des Spektraltyps A und ihrer potentiellen Ursache, zum zweiten mit der chromosphärischen Aktivität von Sternen im Bereich der späten A- bis späten K-Sterne. Da im Bereich der späten A - bis frühen F-Sterne der Dynamo, der für die Aktivität in sonnenähnlichen Sternen verantwortlich ist, entsteht, ist dieser Spektralbereich für das Verständnis der stellaren Aktivität von besonderer Bedeutung.
Zur Untersuchung der Röntgenaktivitätv on A-Sternen wurde nach Übereinstimmungen zwischen den optischen Positionen der A-Sterne, die im Bright Star Catalogue aufgelistet sind, und den positionen der in den ROSAT-Katalogen aufgeführten Röntgenquellen gesucht. Als den für eine Korrelation maximal zulässigen Abstand wurden 90 Bodensekunden für die Daten des ROSATA ll-Sky Survey festgelegt, sowie 36 Bodensekunden für die gezielten PSPC-Beobachtungen und 18 Bogensekunden für die HRI-Daten. Die sich daraus ergebende Liste von Sternen wurde nach möglichen Anzeichen für bisher unentdeckte, späte Begleitsterne untersucht. Dabei galten Schwankungen in der Radialgeschwindigkeit, der Eigenbewegung und der Lichtkurve der Sterne als Indizien für die Anwesenheit eines unentdeckten Begleiters. Die Korrelation der Kataloge ergab eine Liste von 312 A-Sternen, die mit einer Röntgenquelle assoziiert werden können. 84 dieser Sterne sind Einzel- oder räumlich aufgelöste Doppelsterne.
In einem weiteren Schritt wurden 13 der röntgenaktiven A -Sterne auf mögliche Magnetfelder untersucht. Dazu wurden die Spektren dieser Sterne auf die Anwesenheit von Merkmalen zirkularer Polarisation im Bereich der Balmerlinien des Wasserstoffs und in Kalziumlinien untersucht. Durch die Anwesenheit der nach Pieter Zeeman benannten Merkmale lässt sich die Stärke des longitudinalen Anteils des über die Sternoberfläche gemittelten Magnetfeldes messen. Die Beobachtungen ergaben für drei Sterne sichere Detektionen und bei neun weiteren Sternen mögliche Hinweise auf schwache Magnetfelder. Bei den Sternen mit sicherer Detektion wurde überprüft, ob die Röntgenhelligkeit mit den Vorhersagen des magnetically confined wind shock models übereinstimmt. Ein Zusammenhang zwischen der beobachteten Röntgenhelligkeit und der Stärke der Magnetfelder wurde nicht gefunden.
Die chromosphärische Aktivität von 481 späten A- bis zu späten K-Sternen wurde auf zwei Arten gemessen. Zum einen mit Hilfe der klassischen Mount-Wilson-Methode, die jedoch nur für langsam rotierende Sterne mit dem Farbindex B-V im Bereich von 0.44 bis 0.9 geeignet ist, zum anderen mit einer neu entwickelten Methode, die auch für schnell rotierende Sterne und für Sterne mit B-V < 0.44 geeignet ist. Bei dieser neuen Methode wird der zu vermessende Stern mit einem inaktiven Stern verglichen. Dazu muss dieser auf die Rotationsgeschwindigkeit des zu vermessenden Sterns und die damit verbundene Rotationsverbreiterung angepasst werden. Eine Analyse der Auswirkungen der Rotationsverbreiterung zeigt, dass bei schnell rotierenden, inaktiven Sternen die verbreiterten Linienflügel der Kalziumlinie die Messungen der klassischen Methode verfälschen, während die Ergebnisse der neuen Methode unbeeinflusst bleiben. Für langsam rotierende Sterne sind die Ergebnisse der neuen Methode mit denen der klassischen Mount-Wilson-Methode vergleichbar und erlauben die Beobachtung des Einsetzens der chromosphärischen Aktivität im Bereich der späten A - bis frühen F-Sterne.
The term "stellar activity" summarizes a number of phenomena on the stellar surface and in the stellar atmosphere. The origin of many of these phenomena are changes in the structure of the stellar magnetic field. While it is possible to directly observe different forms of activity on the Sun in great detail, this remains impossible for other stars. However, by analyzing the spectra of these stars, information about their activity can be obtained.
This thesis addresses two aspects of activity: First, the X-ray emission from the positions of A-type stars and a possible mechanism to produce these X -rays and second, the chromospheric activity in the spectral range from late A- to late K-type stars. Since the dynamo, which is responsible for the activity of solar-like stars, emerges in the range of late A- to early F-type stars, this spectral range is of special interest for the understanding of the activity phenomena.
To study the X-ray activity of A-type stars, their optical positions as given in the Bright Star Catalogue were compared with the positions of the X-ray sources listed in the ROSAT catalogs. The matching criteria for the ROSAT All-Sky Survey data were 90 arcseconds, 36 arcseconds for the pointing observations with the PSPC and 18 arcseconds for HRI data. Those stars which could be associated with X-ray sources were tested for indications of hidden late-type companions. Variations in the radial velocity, the proper motion, and the light curve were interpreted as signs for binarity. The correlation of the catalogs yielded 312 stars with an associated X -ray source, of which 84 are bona fide single or resolved binary stars.
In a second step, 13 of the X-ray emitting A-type stars were observed in the optical to search for magnetic fields. To detect and quantify the magnetic fields, the spectra of the stars were searched for Zeeman features in the hydrogen Balmer and calcium lines, which are indicators for circular polarization. The analysis of the Zeeman features allows the determination of the strengths of the longitudinal field averaged over the whole stellar disk. In three out of 13 cases the observations revealed magnetic fields at a 3σ significance level. Indications for weak magnetic fields were found in nine additional stars. For the three stars with certain detections the X-ray luminosity was compared to the predictions of the magnetically confined wind-shock model. A direct correlation between the magnetic field strength and the X-ray luminosity was not found.
The chromospheric activity of 481 late A - to late K-type stars was measured with two methods. First, with the classical Mount Wilson method, which can be applied to slowly rotating main-sequence stars in the range from 0.44 < B - y < 0.9 and second with a new template method. This new method allows to measure the chromospheric activity in rapidly rotating stars and stars with B - V < 0.44. To determine the activity level of a star applying the new technique, one compares the spectrum of the target star with the spectrum of a slowly rotating inactive star. To fit the template spectrum to the spectrum of the stars, it has to be artificially broadened according to the rotational velocity of the target star. A study of the effects of the rotational broadening showed a strong influence on the classical measurement for rapidly rotating inactive stars, while the new template method is unaffected by rotational broadening. The results of the new method are consistent with those of the classical method and allow to observe the onset of the chromospheric activity in the late A- to early F-type stars.