By Hans Schäfer
Das Interesse an Astronomie und astrophysikalischen Zusammenhangen ist gestiegen, gleichermaBen auch der Informationsbedarf tiber astronomische Beobachtungstechniken sowie wichtige neue Experimente. Viele Informationen tiber das Weltallliefert die Unter suchung der elektromagnetischen Strahlung, die uns von den Sternen erreicht. In diesem Buch mochte ich versuchen, physikalische Grundlagen der Entstehung der Strahlung, wichtige Beobachtungstechniken und die Bedeutung der Beobachtungen fUr die astro nomische Forschung vorzustellen. Bei den im Buch angesprochenen Problemen handelt es sich nattirlich urn eine kleine und zudem noch subjektive Auswahl. - Mein besonderes Anliegen ist es, den interessierten Leser zu weiterer Beschaftigung mit astronomischen Problemen zu ermutigen. Mein Dank gilt Herrn Professor Dr. A. Weigelt (Universitat Erlangen-Ntirnberg) und ganz besonders Frau Professor Dr. W. Seitter (Universitat Mtinster) fUr die Beschaffung wich tiger Abbildungen; dem Verlag, insbesondere Herrn Bjorn Gondesen, danke ich fUr die gute Zusammenarbeit, meiner lieben Frau fUr ihre Geduld und aufopfernde Mithilfe bei der Erstellung des Manuskripts sowie dem Korrigieren der Druckfahnen. Remscheid, im Februar 1985 Hans Schafer 1 1 Infonnationen aus dem Weltall 1.1 Einleitung Unter allen Strahlungen, die einen Beobachter auf der Erde oder einen Satelliten au er halb der Erdatmosphare erreichen, ist die elektromagnetische Strahlung die weitaus wichtigste. 1m folgenden solI kurz gezeigtwerden, auf welch vielfaItigeArt diese Strahlung im Weltall entstehen kann.
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Die diinn gezeichneten Kurven reprasentieren die Beitrage der gebunden-frei-Ubergiinge (a) bzw. der frei-frei-Ubergange (b) H--Emission und -Absorption spielen fUr aIle Sterne, deren Oberflachentemperatur mit derjenigen der Sonne vergleichbar ist, die wesentliche Rolle fUr die Entstehung des Kontinuums. Beispielsweise libertrifft fur T = 6000 K die Ir -Absorption und deshalb nach dem Kirchhoffschen Gesetz auch die Ir-Emission die entsprechenden Werte im BalmerKontinuum (364,6 nm), obwohl das Maximum der Ir -Absorption bei 850 nm, also im nahen Infraroten liegt.
Hier ist nur der erste Fall e+ + e- ---+ 2 'Y von Interesse. Beispiel] Am 4. August 1972 wurde von dem Sonnenobservatorium OSO-7 (Orbiting Solar Observatory) ein ungemein heftiger Ausbruch(Flare) auf der Sonne beobachtet. Die Empfanger stellten u. a. eine "Linie" bei 0,511 MeV fest. Ihre Deutung liegt auf der Hand. Bei einem au~erordentlich energiereichen Vorgang wmrend des Flares mlissen auch Positronen entstanden sein. Bei ihrer Zerstrahlung mit Elektronen sind die charakteristischen Linien entstanden.
Die Frequenz nimmt ab, die Wellenlange also zu. 2, d~ die Quelle der Strahlung in der Korona aufsteigt. Aus der Elektronenzahldichte in Abhangigkeit von der Hohe tiber der Photosphare und der Geschwindigkeit, mit der sich die Frequenz und damit auch nach Gl. (1-49) die Grenzwellenlange AO andert, kann man die Aufstieggeschwindigkeit berechnen. Bei Ausbruchen vom TypIII kommtman zu Werten zwischen 30 000 km S-1 und 150000km S-I! Man nimmt an, d~ Wolken hochenergetischer Elektronen bei der Energieumsetzung in einem Flare erzeugt werden und bei ihrem schnellen Flug durch das koronale Plasma dieses zu Plasmaschwingungen anregen.