Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de
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Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Daraus ergibt sich sofort <strong><strong>de</strong>r</strong> Bahnradius � � <strong><strong>de</strong>r</strong> Ladung q bei ihrer meist schraubenförmigen<br />
Bewegung (wenn � ∥ > 0) um die Magnetfeldlinien (Larmor-Radius):<br />
� � = �� �<br />
|�|�<br />
Die Umlauffrequenz � (Larmor-Frequenz) beträgt dann:<br />
� = ��<br />
�<br />
[1.41]<br />
wobei im Falle eines Elektrons q die Elementarladung � = −1.602 ∙ 10 ��� C <strong>und</strong> m die<br />
Elektronenmasse � = 9.109 ∙ 10 ��� kg ist. Da es sich bei dieser Bewegung um eine beschleunigte<br />
Bewegung han<strong>de</strong>lt, ist die Ladung entsprechend <strong>de</strong>n Maxwell‘schen Gleichungen gezwungen,<br />
elektromagnetische Strahlung mit <strong><strong>de</strong>r</strong> Frequenz (1.45) zu emittieren. Diese Strahlung nennt man im<br />
nichtrelativistischen Fall (� ≪ �) Zyklotronstrahlung.<br />
In <strong><strong>de</strong>r</strong> <strong>Astronomie</strong> hat man es aber zumeist mit sogenannten „relativistischen“ Elektronen zu tun, <strong><strong>de</strong>r</strong>en<br />
Geschwindigkeiten nahe an <strong><strong>de</strong>r</strong> Lichtgeschwindigkeit c liegen. In diesem Fall muß die relativistische<br />
Massenzunahme im Ansatz für die Lorentz-Kraft mit berücksichtigt wer<strong>de</strong>n. Bezeichnet man wie<br />
üblich mit γ <strong>de</strong>n Lorentzfaktor<br />
γ =<br />
1<br />
⎛ v ⎞<br />
1−<br />
⎜ ⎟<br />
⎝ c ⎠<br />
2<br />
dann modifiziert sich (1.41) zu<br />
1 e B<br />
ω = [1.42]<br />
γ m<br />
0<br />
wobei m 0 die Ruhemasse <strong>de</strong>s Elektrons ist. Die Strahlung, die relativistische Elektronen aussen<strong>de</strong>n,<br />
nennt man Synchrotronstrahlung. Die Beson<strong><strong>de</strong>r</strong>heit von dieser Strahlung ist, daß sie in<br />
Bewegungsrichtung stark gebün<strong>de</strong>lt <strong>und</strong> vollständig linear polarisiert emittiert wird. Man nutzt<br />
übrigens genau diese Eigenschaften aus, um Synchrotronstrahlungsquellen von thermischen<br />
Strahlungsquellen zu unterschei<strong>de</strong>n. Den Polarisationsgrad kosmischer Strahlungsquellen beschreibt<br />
man häufig mittels <strong><strong>de</strong>r</strong> sogenannten Stokes-Parameter (1.24).<br />
Die exakte Theorie <strong><strong>de</strong>r</strong> Synchrotronstrahlung ist im Einzelnen sehr kompliziert. Das Spektrum besteht<br />
z.B. aus dicht benachbarten Emissionslinien, die aber gewöhnlich so dicht liegen, daß sie zu einem<br />
Kontinuum verschmiert wer<strong>de</strong>n. Die Intensitätsverteilung läßt sich dann näherungsweise durch ein<br />
Potenzgesetz <strong><strong>de</strong>r</strong> Form<br />
I<br />
~<br />
α<br />
ω ω − [1.43]<br />
darstellen.<br />
Hochenergetische Synchrotronstrahlung fin<strong>de</strong>t man z.B. in Supernovaüberresten (Pulsare) <strong>und</strong> im<br />
Bereich aktiver galaktischer Kerne. Als Röntgenstrahlung wird <strong><strong>de</strong>r</strong> Wellenlängenbereich zwischen