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Following the recent classification of the X-ray detected object V410 x-ray 3 with a young brown dwarf candidate (Briceno et al. 1998) and the identification of an X-ray source in Chamaeleon as young bona-fide brown dwarf (Neuhaeuser & Comeron 1998), we investigate all ROSAT All-Sky Survey and archived ROSAT PSPC and HRI pointed observations with bona-fide or candidate brown dwarfs in the field of view with exposure times ranging from 0.13 to 221 ks, including dedicated 64 ks and 42 ks deep ROSAT HRI pointed observations on the low-mass star BRI0021-0214 and the brown dwarf Calar 3, respectively. Out of 26 bona-fide brown dwarfs, one is newly detected in X-rays, namely rho Oph GY 202. Also, four out of 57 brown dwarf candidates studied here are detected in X-rays, namely the young Taurus brown dwarf candidates MHO-4, MHO-5, V410 Anon 13, and V410 x-ray 3. The M9.5-type star BRI0021-0214 is not detected. In the appendix, we also present catalogued, but as yet unnoticed B- and R-band data for some of the objects studied here., text with 7 tables plus 3 figures. Astron. & Astrophys., in press

This White Paper, submitted to the recent ESA call for science themes to define its future large missions, advocates the need for a transformational leap in our understanding of two key questions in astrophysics: 1) How does ordinary matter assemble into the large scale structures that we see today? 2) How do black holes grow and shape the Universe? Hot gas in clusters, groups and the intergalactic medium dominates the baryonic content of the local Universe. To understand the astrophysical processes responsible for the formation and assembly of these large structures, it is necessary to measure their physical properties and evolution. This requires spatially resolved X-ray spectroscopy with a factor 10 increase in both telescope throughput and spatial resolving power compared to currently planned facilities. Feedback from supermassive black holes is an essential ingredient in this process and in most galaxy evolution models, but it is not well understood. X-ray observations can uniquely reveal the mechanisms launching winds close to black holes and determine the coupling of the energy and matter flows on larger scales. Due to the effects of feedback, a complete understanding of galaxy evolution requires knowledge of the obscured growth of supermassive black holes through cosmic time, out to the redshifts where the first galaxies form. X-ray emission is the most reliable way to reveal accreting black holes, but deep survey speed must improve by a factor ~100 over current facilities to perform a full census into the early Universe. The Advanced Telescope for High Energy Astrophysics (Athena+) mission provides the necessary performance (e.g. angular resolution, spectral resolution, survey grasp) to address these questions and revolutionize our understanding of the Hot and Energetic Universe. These capabilities will also provide a powerful observatory to be used in all areas of astrophysics.

M dwarfs are the most common stars in the universe and they show magnetic activity due to a dynamo mechanism not yet understood for very late spectral types that appear to have a fully convective internal structure (transition M3.5). The purpose of this work is the study of the coronal X-ray variability of M dwarfs in order to indirectly investigate the stellar dynamo and how it depends on stellar parameters, such as mass and rotation. To this end, I analyzed the activity-rotation relation, that is known to consist of two different regimes: the saturated regime for fast-rotating stars and the unsaturated regime for slowly rotating stars, with the transition between the two regimes located at a period of ~10 d. The bimodal behavior of this relation not only depends on the rotation but it is also linked to the stellar mass and age. Thus, stellar evolution plays an important role in understanding how magnetic activity changes during the stellar lifetime. The first paper, Magaudda et al 2020, presents the analysis of a sample of 14 M dwarfs observed with XMM-Newton and Chandra satellites, and with rotation periods determined from Kepler Two-Wheel (K2) Mission light curves. These new data combined with updated and homogenized literature results provide the largest uniform sample of M dwarfs (302 stars) for X-ray activity and rotation studies to date. This allowed a detailed investigation of the activity-mass-age-rotation dependence. From the analysis of the mass-effects I confirmed the decrease of the X-ray level for lower stellar mass in the saturated regime, previously observed for a sample of stars with spectral types from G to M and with masses lower than 1.4 M_sun. With the joint analysis of angular momentum evolution models and the observed activity-rotation relation (L_x-P_rot) studied in my work, I predicted the decay of the X-ray luminosity with stellar age finding a good agreement with the observed L_x of partially convective stars (SpT

Die Erforschung der magnetischen Aktivität von sonnenähnlichen Sternen wird in der astrophysikalischen Gemeinschaft intensiv diskutiert und ist bis heute noch nicht gut verstanden. Aus boden-gebundenen Langzeitbeobachtungen der Chromosphäre ist bekannt, dass 60% der sonnenähnlichen Hauptreihensterne magnetische Aktivitätszyklen zeigen, deren Zyklusdauern im Bereich von einigen Jahren bis zu einigen Jahrzehnten liegen. Die Untersuchung der magnetischen Aktivität der Korona im Röntgenlicht ist jedoch eine Herausforderung, da langfristige Röntgenüberwachungskampagnen für eine signifikante Anzahl von Sternen nicht durchführbar sind. Das Weltraumteleskop \textit {XMM-Newton} konnte solche Röntgenaktivitätszyklen bislang nur für sieben Sterne bestätigen. Die Mehrheit dieser Sterne sind alt (Alter von wenigen Milliarden Jahre) und weisen lange Röntgenzyklusperioden (zwischen 8 und 12 Jahre) auf. Ziel dieser Doktorarbeit ist es daher, folgende Fragen zu beantworten: a) Treten Röntgenzyklen nur bei alten Sternen auf? Oder zeigen auch junge sonnenähnliche Sterne Röntgenzyklen? b) Wenn es koronale Zyklen auch bei jüngeren Sternen gibt, in welchem Alter und auf welchem Aktivitätsniveau setzt der Zyklus ein? c) Gibt es einen Zusammenhang zwischen dem Alter des Sterns und den Eigenschaften des Zyklus, insbesondere der Amplitude der Zyklusvariation? Wenn ja, was ist der Grund? Während meines Promotionsprojekts führte ich Röntgenuntersuchung bei drei jungen sonnenähnlichen Sternen durch: ɩ ~Horologii, ɛ ~Eridani und Kepler~63. ɩ ~Horologii ist der erste junge Stern ($600$~Mio. Jahre), bei dem ein sehr kurzer Röntgenzyklus ($1,6$~Jahre) gefunden wurde. ɛ ~Eridani ist sogar noch jünger als ɩ ~Horologii ($400$~Mio. Jahre). Sein Röntgenaktivitätszyklus wurde in diesem Projekt zum ersten Mal gemessen und charakterisiert. Auch ɛ ~Eridani zeigt eine kurze Zyklusperiode von $2,92$ Jahren. Darüber hinaus weisen beide Sterne eine hohe Röntgenleuchtkraft und kleine Variabilitätsamplituden auf. Eine mögliche Erklärung für die geringe Variation der Röntgenleuchtkraft während des Aktivitätszyklus könnte ein Mangel an zusätzlichem Platz für magnetische Strukturen auf der Sternoberfläche sein. Im Fall von ɛ ~Eridani habe ich die Entwicklung seines Röntgenzyklus im Hinblick auf solare magnetische Strukturen untersucht, um die oben genannte Hypothese über die kleine Amplituden während des Zyklus zu überprüfen. Ich habe eine neuartige Methode angewendet, die darauf basiert, Röntgenspektren der in der Sonnenkorona beobachteten magnetischen Strukturen so zu simulieren, als ob der Röntgensatellit \textit{XMM-Newton} sie beobachtet hätte. Ich habe diese simulierten Spektren dann mit den Beobachtungen von ɛ ~Eridani verglichen, um zu bestimmen, wie viel Prozent der Korona des Sterns zu jedem Zeitpunkt seines Röntgenaktivitätszyklus durch magnetische Strukturen bedeckt sind. Ich fand heraus, dass während des Zyklusminimums $74\%$ der Korona von ɛ ~Eridani magnetische Strukturen aufweist, und dass während des Maximums diese Bedeckung auf $94\%$ ansteigt. Die hohe Röntgenhelligkeit von ɛ ~Eridani und seine kleine Variabilit\"atsamplitude sind somit das Ergebnis eines hohen magnetischen Füllfaktors der Korona. Höchstwahrscheinlich zeigen junge sonnenähnliche Sterne im Allgemeinen dasselbe Verhalten. Um diese Hypothese zu überprüfen erweiterte ich meine Suche nach Röntgenaktivitätszyklen bei jungen sonnenähnlichen Sternen. Die Europäische Weltraumorganisation genehmigte mir 2018 eine Röntgenkampagne für den Stern Kepler~63 $(210$~Mio. Jahre). Die Beobachtungskampagne begann Anfang 2019. Kepler~63 ist jünger als ɩ ~Horologii und Eridani und ist damit der jüngste sonnenähnliche Stern in meiner Arbeit. Im optischen Wellenlängenbereich wurde ein Aktivitätszyklus der Photosphere mit einer Periode von $1,27$~Jahren detektiert. Durch eine Analyse der Röntgenspektren fand ich heraus, dass Kepler~63 zwar von allen Sternen mit bekannten Röntgenaktivitätszyklen die größte Röntgenleuchtkraft aufweist, jedoch war während der Überwachungskampagne keine Röntgenvariabilität messbar.