Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de
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<strong>Astronomie</strong> im kurzwelligen Spektralbereich<br />
Der Temperaturbereich <strong><strong>de</strong>r</strong> kosmischen Gammastrahlung liegt dabei in einem Wertebereich, <strong><strong>de</strong>r</strong> bis<br />
auf wenige Ausnahmen (z.B. bei Supernovaexplosionen) einen thermischen Ursprung sehr<br />
unwahrscheinlich wer<strong>de</strong>n läßt. Es existieren aber durchaus einige nichtthermische Strahlungsmechanismen,<br />
welche die Erzeugung extrem kurzwelliger Gammastrahlung ermöglichen.<br />
Bei hohen Energien ist die <strong><strong>de</strong>r</strong> Wellenlänge λ entsprechen<strong>de</strong> Photonenenergie i.d.R. aussagekräftiger.<br />
Drückt man die Photonenenergie entsprechend <strong><strong>de</strong>r</strong> bekannten Beziehung E = hν<br />
in [eV] aus, dann<br />
kann (1.35) folgen<strong><strong>de</strong>r</strong>maßen geschrieben wer<strong>de</strong>n:<br />
6<br />
Eγ λ = 1.24⋅ 10<br />
[1.36]<br />
−19<br />
wobei 1 eV = 1.<br />
602⋅<br />
10 J ist.<br />
Der Zusammenhang mit <strong><strong>de</strong>r</strong> Temperatur T läßt sich dann leicht über das Stefan-Boltzmann‘sche<br />
Gesetz herstellen:<br />
E σ T<br />
4<br />
= [1.37]<br />
Es folgt durch Integration aus (1.34), wobei die Strahlungskonstante σ die Zusammenfassung einiger<br />
universeller Konstanten ist:<br />
2π<br />
k<br />
σ<br />
15c<br />
h<br />
5 4<br />
= 2<br />
−8 −2 −4<br />
= 5.67⋅ 10 W m K<br />
3<br />
[1.38]<br />
Kurzwellige Strahlung ist in <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astronomie</strong> nicht immer thermische Strahlung. Häufiger beobachtet<br />
man eine Strahlung, die als magnetische Bremsstrahlung o<strong><strong>de</strong>r</strong> Synchrotronstrahlung bekannt ist. Ihr<br />
Charakteristikum ist ihre fast 100% lineare Polarisation <strong>und</strong> das sie im gesamten elektromagnetischen<br />
Spektralbereich – von <strong><strong>de</strong>r</strong> kurzwelligen Gammastrahlung bis hin zur langwelligen Radiostrahlung – zu<br />
beobachten ist. Sie ist an die Existenz von Magnetfel<strong><strong>de</strong>r</strong>n geb<strong>und</strong>en.<br />
Sie entsteht, wenn sich Elektronen (an<strong><strong>de</strong>r</strong>e gela<strong>de</strong>ne Teilchen sind bei astronomischen<br />
Strahlungsprozessen zu vernachlässigen) schraubenförmig entlang von Magnetfeldlinien bewegen. Im<br />
nichtrelativistischen Fall gilt z.B. für die Bewegungsgleichung einer Ladung mit <strong><strong>de</strong>r</strong> Geschwindigkeit<br />
v in einem homogenen Magnetfeld B folgen<strong>de</strong> Beziehung (Lorentz-Kraft):<br />
F = q v× B [1.39]<br />
Dabei stellt die magnetische Kraft F für die Ladung q eine Zentralkraft dar, wenn sie sich antiparallel<br />
zum Magnetfeld bewegt. Es genügt für die folgen<strong>de</strong> Argumentation, wenn nur die<br />
Geschwindigkeitskomponente senkrecht zum Magnetfeld B berücksichtigt wird. Die Komponente<br />
parallel zu B liefert im Kreuzprodukt (1.43) keinen Beitrag, so daß man skalar<br />
� = �� �� [1.40]<br />
schreiben <strong>und</strong> die Kraft <strong><strong>de</strong>r</strong> Zentrifugalkraft gleichsetzen kann:<br />
�� � �<br />
� = �� ��<br />
51<br />
γ